|
Migrace prostá – (angl. simple migration) probíhá v disku, ze kterého již byl primordiální plyn vypuzen, ale nachází se v něm stále podstatné množství planetezimál. Planetární migrace je pak důsledkem gravitační interakce s těmito tělesy během těsných přiblížení, konkrétně reakcí na změny v drahách malých těles, která díky svému gravitačnímu působení rozptyluje. Pokud by k přiblížením mezi planetou a malými tělesy mohlo docházet se stejnou pravděpodobností ve všech možných vzájemných orientacích, změny hlavní poloosy planety by měly charakter náhodné chůze. Pokud však bude k setkáním mezi planetou a malými tělesy docházet z určitého preferovaného směru, bude se za nepřítomnosti silnějších gravitačních perturbací ostatních planet velká poloosa planety plynule s časem měnit. Migrace tlumená – (angl. damped migration) nastává, pokud není ztráta planetezimál, způsobená jejich konečnou dynamickou životností, kompenzována přílivem nových planetezimál do oblasti v okolí planety. Planetezimální disk v okolí planety se tedy rozpadá a migrace planety se zastaví. Migrace podporovaná – (angl. sustained migration) nastává, pokud akvizice nových planetezimál do oblasti v okolí planety díky její migraci převyšuje ztráty způsobené gravitačním rozptylováním a migrace planety se urychluje. Tuto migraci můžeme dále rozdělit na překotnou a nucenou. Migrace překotná - (angl. runaway migration) nastává, jestliže je migrace podporována planetezimálami doplňovanými do okolí planety její vlastní migrací a není k tomu zapotřebí přítomnosti ostatních planet. Migrace nucená - (angl. forced migration) probíhá za podmínky, že je k přílivu nových planetezimál do okolí planety nutná přítomnost jiných planet. |
| Původ horkých Jupiterů |
Mezi prvními objevenými extrasolárními planetami bylo mnoho tzv. horkých Jupiterů, tj. planet s hmotností řádově srovnatelnou s Jupiterem, které však obíhají v extrémně malých
vzdálenostech od centrální hvězdy, řádově i 10–2 AU. Pro srovnání, nejvnitřnější planeta sluneční soustavy Merkur
obíhá okolo Slunce
ve střední vzdálenosti 0.378 AU. Přirozeně
proto vyvstává otázka, jak pozorovanou skutečnost fyzikálně interpretovat.
Model prosté migrace ukazuje, že jediná planeta (hmotnosti Jupiteru nebo větší) obklopená planetezimálním diskem migruje směrem dovnitř, protože většinu planetezimál
, se
kterými interaguje, vypudí z disku ven. Dá se ukázat, že pokud je hustota disku velice vysoká (řádově vyšší než předpokládaná hustota protoplanetárního disku, jež byl předchůdcem sluneční soustavy), může migrace přejít do překotného režimu, což může transportovat planetu do vzdáleností, které jsou srovnatelné s těmi, jež pozorujeme v některých extrasolárních planetárních systémech.
Alternativní teorií, vysvětlující původ horkých Jupiterů, je tření těchto planet o plynný disk. Interakce obíhající planety s plynným diskem má za následek zpomalování její oběžné rychlosti, takže se planeta po spirále přibližuje k centrální hvězdě. To je důsledkem přítomnosti tlakového gradientu v plynu, který se projevuje tím, že na obíhající plyn působí zrychlení, které míří proti směru gravitace. Tlakový gradient proto způsobuje, že plyn obíhá pomaleji než v něm vnořená planeta, a proto mezi nimi dochází ke tření, díky kterému se planeta postupně po spirále přibližuje k centrální hvězdě. Plynný disk však nesahá přímo k povrchu hvězdy – mezi ním a hvězdou zeje mezera, na jejímž okraji se planeta zastaví.
Vznik mezery v disku si vysvětlujeme tím, že hvězda je zdrojem ultrafialového záření, které ionizuje okolní plyn. Disk v blízkém okolí hvězdy je proto tvořen ionizovaným plynem, zatímco ve větších vzdálenostech se již nachází plyn neutrální. Částice ionizovaného plynu interagují s magnetickým polem hvězdy, které rotuje společně s ní. Na ionizovaný plyn proto působí Lorentzova síla, která je závislá na rozdílu oběžné rychlosti částice a rychlosti rotace magnetického pole. Mohou tedy nastat dva mezní případy:
- Pokud je oběžná rychlost částice větší než rychlost rotace pole, je částice ionizovaného plynu magnetickým polem zpomalována a po spirále padá ke hvězdě. Tato situace nastává uvnitř korotující orbity.
- Pokud je naopak oběžná rychlost částice menší než rychlost rotace pole, je částice magnetickým polem urychlována a materiál je z oblasti, kde platí uvedená podmínka, transportován dále od hvězdy.
| Migrace v dvouplanetárních systémech |
 |
| Obr. 1: Časový vývoj velkých poloos obřích planet při simulaci migrace v systému se dvěma planetami. A) migrace Jupiteru a Saturnu v disku rozkládajícím se ve vzdálenosti od 6 do 20 AU v závislosti na hmotnosti disku a planet. Černá křivka znázorňuje simulaci s hmotnostmi ekvivalentními Jupiteru a Saturnu, červená a modrá křivka popisují vývoj, kdy byla hmotnost disku i planet trojnásobně, respektive desetinásobně, vyšší. B) Simulace s konstantní celkovou hmotností planet, ale s různým hmotnostním poměrem planet. Červená, fialová, zelená, oranžová a hnědá křivka odpovídají simulacím s poměrem hmotností vnitřní a vnější planety 10:3, 2:1, 3:2, 1:1 a 1:2. Převzato z [1]. |
Dvouplanetární systémy jsou zajímavé i proto, že mají mnoho charakteristik společných se systémy s větším počtem planet. V sérii simulací [2] byla sledována migrace dvou
planet na současných drahách Jupiteru a Saturnu v disku sahajícím od 6 do 20 AU, obsahujícím látku o celkové hmotnosti 1.2-násobku součtu hmotností planet. Ve všech takových případech dojde k nucené migraci. Pokud mají Jupiter a Saturn své současné hmotnosti, Jupiter migruje směrem dovnitř a Saturn směrem ven (černé křivky na obrázku
A), obdobně jako v případě čtyř planet. V uvedených simulacích byla sledována závislost migrace na celkové hmotnosti planet MJ + MS. Zvýšení hmotnosti disku a planet na 3-násobek, respektive 10-násobek mělo za následek vývoj popsaný modrou, resp. červenou křivkou na obrázku A. Tato chování jsou si vzájemně podobná, jediný podstatný rozdíl je v časové škále migrace. Vysvětlením takového chování je, že pro hmotnější planety nastávají díky většímu gravitačnímu účinnému průřezu častěji blízká přiblížení planet
a planetezimál, což způsobuje rychlejší migraci planet.
V druhé sérii simulací byla celková hmotnost planet konstantní (trojnásobek hmotnosti Jupiteru a Saturnu), ale měnil se jejich poměr. Výsledky těchto simulací ukazuje obrázek B. Pro hmotnostní poměr MJ/MS > 2 vnější planeta vždy migruje směrem ven, nicméně pro MJ/MS < 2 se vnitřní planeta stává méně efektivní v odstraňování částic křížících dráhu vnější planety a vnější planeta má tendenci je více vypuzovat. Proto po krátkém čase migrace směrem ven začne vnější planeta migrovat směrem dovnitř. Dále poznamenejme, že alespoň pro podmínky, které byly studovány, migrace vnější planety směrem dovnitř je rychlejší než u vnitřní planety. Tyto výsledky naznačují, že planetezimální migrace může vést k rezonancím mezi dvěma obřími planetami, jak je pozorováno v mnoha extrasolárních planetárních systémech. To také může přivést planetární systém do nestabilní
konfigurace.
| Vypuzení planety do velké vzdálenosti od mateřské hvězdy |
Ve většině protoplanetárních disků můžeme pozorovat útvary, jako jsou mezery, zvlnění, asymetrické shluky či spirálovité vlny, které jsou zpravidla připisovány přítomnosti obíhajících planet. Například Wyatt (2003) ukázal, že útvary v disku okolo Vegy mohly vzniknout gravitačním působením planety o hmotnosti Neptunu, která ze vzdálenosti
40 AU od centrální hvězdy migrovala až do vzdálenosti 65 AU za dobu 56 milionů let. Wyatt a kol. také představili model disku pozorovaného u hvězdy Eta Crv s planetou o hmotnosti Neptunu, která se za 25 milionů let vzdálila z 80 na 105 AU. Také útvary v discích u hvězd Beta Pic a Epsilon Eri byly modelovány za přítomnosti planet ve vzdálenosti několika desítek AU od centrální hvězdy. Spirálovité útvary v disku u hvězdy HD141569 jsou spojovány s přítomností planety o hmotnosti 0.2÷2 hmotnosti Jupiteru, obíhající dokonce ve vzdálenosti 250 AU a planety o hmotnosti Saturnu ve vzdálenosti 150 AU. Tyto modely volají po vysvětlení, jak mohou planety migrovat tak daleko od centrální hvězdy do oblastí, ve kterých rozhodně nemohla proběhnout akrece.
Již citovaný model z Nice ukázal, že pokud by se v našem planetárním systému nacházel hmotný planetezimální disk, sahající až do vzdálenosti 50 AU, Neptun by velice rychle
začal překotně migrovat až na okraj tohoto disku. Obrázek 2 ukazuje vývoj dráhy Neptunu ve stejném disku, který byl rozšířen až do 200 AU s radiálním profilem plošné hustoty úměrným 1/r. Neptun zde dosahuje heliocentrické vzdálenosti vyšší než 110 AU, ale aniž by dosáhl okraje disku, vrací se zpět. Tato náhlá změna v průběhu migrace nastává proto, že planeta migruje natolik rychle, že časová škála pro blízká přiblížení planety s planetezimálami je srovnatelná, nebo dokonce delší než pro vlastní migraci planety skrz oblast planetezimál.
 |
| Obr. 2: Vývoj dráhy Neptunu v planetezimálním disku o poloměru 200 AU s radiálním profilem plošné hustoty úměrným 1/r. Převzato z [3]. |
Takový scénář migrace je bohužel zřejmě možný pouze pro planety středních hmotností, jako je například Neptun. Podobný pohyb pro planetu hmotnosti Jupiteru by vyžadoval příliš vysokou hmotnost planetezimálního disku, což není realistické. Závěrem tedy je, že pro migraci planet do velkých vzdáleností od centrální hvězdy jsou často potřeba velmi rozlehlé disky.
| Pozdní nestability |
Mnoho známých extrasolárních planet obíhá po velmi excentrických drahách. Bylo ukázáno, že nejpřirozenější vysvětlení tohoto jevu souvisí s rychlou změnou parametrů
planetárních drah. Proč se planetární systémy stávají nestabilními?
Neexistuje žádný fyzikální důvod v procesu tvorby a vývoje planet, který by zaručil, že bude systém stabilní v dlouhém časovém měřítku. Planetární systémy tedy mohou přetrvávat i stovky milionů let a poté se stanou nestabilními. Je možné, že gravitační interakce mezi planetami a dostatečně hmotnými populacemi malých těles mohou vést planetární systém k nestabilním konfiguracím. (Existence planetezimál přitom může být zcela přirozená – na konci fáze plynného disku se planetezimály nacházejí jen na drahách s vyšší dynamickou životností, než je čas potřebný k rozpadu mlhoviny). Události jako pozdní silné bombardování, ke kterému došlo ve sluneční soustavě před cca 3.5 miliardami let nemusí být pravidlem, ale lze je mnohdy v multiplanetárních systémech očekávat.
Skutečně, pozorování disků u hvězd hlavní posloupnosti spektrálního typu A a G Spitzerovým dalekohledem
odhalila některé systémy o stáří 100 milionů až 3 miliardy let
s neočekávaně vysokým tokem v infračervené části spektra, což naznačuje přítomnost velkého množství cirkumstelárního prachu. U hvězd spektrálního typu A byly pozorovány systémy se stářím několika málo stovek milionů roků, které na vlnové délce 24 mikrometrů vykazovaly přebytek záření oproti normálním hvězdám typu A. Odtud lze odhadnout teplotu prachového disku v rozmezí od 75 do 175 K. V okolí hvězd spektrální třídy A můžeme takovou rovnovážnou teplotu očekávat ve vzdálenosti od 10 do 60 AU.
Označíme-li bolometrickou svítivost hvězdy LS a bolometrickou svítivost disku LD, odpovídá pozorovaná odchylka poměru LD/LS řádu 10–4. Minimální hmotnost prachu potřebná
k takové emisi je v řádu 1020 kg, což odpovídá jednomu rozpadlému tělesu o průměru několika stovek kilometrů. U hvězd podobných Slunci bylo objeveno více než 15 % systémů se stářím až miliardu let s infračervenou anomálií na vlnové délce 70 mikrometrů, což odpovídá přibližně teplotám 40÷75 K a poloměru od 20 do 50 AU, podobně jako u Kuiperova pásu. Poznamenejme, že minimální hmotnost prachu, potřebná ke vzniku výraznější anomálie při nižších teplotách a na větších vlnových délkách u hvězd podobných
Slunci, je typicky 10–3 až 10–2 MZ, tedy o dva řády více než u hvězd spektrálního typu A. Pro disk o velikosti Kuiperova pásu by bylo zapotřebí k vytvoření takového množství prachu v kolizní rovnováze planetezimál o celkové hmotnosti 3÷10 MZ.
Takovýto pás však pravděpodobně není pozůstatkem hmotnějšího planetezimálního disku. Buď se jedná o systém, ve kterém proběhly nedávné kolize těles o hmotnosti Měsíce, nebo se zde s větší pravděpodobností objevily nestability v pozdních fázích, jako tomu bylo v naší sluneční soustavě v období pozdního těžkého bombardování.
Zdroje:
