惑星の移動
天文現象
星形成
オブジェクトクラス
理論的概念

惑星移動は、恒星の周りを公転する惑星やその他の天体がガスや微惑星の円盤と相互作用し、軌道パラメータ、特に軌道長半径を変化させるときに発生します。惑星移動は、ホット・ジュピター（木星質量を持ちながら公転周期がわずか数日の太陽系外惑星）の最も可能性の高い説明です。原始惑星円盤からの惑星形成に関する一般的な理論では、このような惑星は恒星のすぐ近くでは形成されないと予測されています。これは、半径が小さいため質量が不十分で、温度が高すぎて岩石や氷の微惑星が形成されることができないためです。

また、ガス円盤がまだ存在する間に地球型質量の惑星が形成される場合、急速な内向き移動を起こす可能性があることも明らかになっています[要出典]。このことは、巨大惑星（質量が地球の10～1000倍程度）がコア集積機構によって形成される場合、そのコアの形成に影響を与える可能性があります。

ディスクの種類

ガスディスク

観測結果によると、若い恒星を周回する原始惑星系円盤内のガスの寿命は数[曖昧]から数百万年であることが示唆されている。[1] ガスが存在する間に地球質量程度以上の質量を持つ惑星が形成されると、惑星は原始惑星系円盤内の周囲のガスと角運動量を交換し、軌道を徐々に変化させる。局所的に等温な円盤では、移動方向は一般的に内向きであるが、エントロピー勾配を持つ円盤では外向きの移動が起こる可能性がある。[2]

微惑星円盤

惑星系形成の後期には、巨大な原始惑星と微惑星が重力的に混沌とした相互作用を起こし、多くの微惑星が新たな軌道へと投げ込まれます。その結果、惑星と微惑星の間で角運動量の交換が起こり、内向きまたは外向きの移動が起こります。海王星の外向きの移動は、冥王星やその他の冥王星系外惑星が海王星の3:2共鳴に共鳴捕獲される原因であると考えられています。

移住の種類

惑星の軌道が移動するメカニズムは多岐にわたります。以下では、これらを円盤移動（タイプI、タイプII、タイプIII）、潮汐移動、微惑星駆動移動、重力散乱、そしてコザイサイクルと潮汐摩擦として説明します。これらのタイプのリストは網羅的でも決定的なものではありません。それぞれの研究分野にとって何が最も都合が良いかによって、研究者によってメカニズムの区別は多少異なります。

それぞれのメカニズムの分類は、主に、そのメカニズムが惑星軌道との間でエネルギーや角運動量を効率的に移動させることを可能にするディスク内の状況に基づいています。ディスク内の物質の損失や移動によって状況が変化すると、ある移動メカニズムは別のメカニズムに取って代わられるか、あるいは全く存在しなくなるかもしれません。後続のメカニズムがない場合、移動は（ほぼ）停止し、恒星系は（ほぼ）安定します。

ディスク移行

円盤の移動は、円盤内に埋め込まれた十分な質量を持つ物体が周囲の円盤ガスに及ぼす重力によって生じ、その密度分布が乱される。古典力学の反作用原理により、ガスは物体に等しく反対方向の重力を及ぼし、これはトルクとしても表される。このトルクは惑星の軌道の角運動量を変化させ、軌道長半径やその他の軌道要素に変化をもたらす。長半径が時間とともに増加すると、外向きの移動、つまり恒星から離れる方向に移動が起こり、反対の挙動は内向きの移動につながる。

ディスク移行には、タイプI、II、IIIの3つのサブタイプがあります。この番号は、移行の順序や段階を示すものではあり ません。

タイプIの移行

小型惑星は、リンドブラッド共鳴と共回転共鳴から生じるトルクによって駆動されるタイプIの円盤移動を起こす。リンドブラッド共鳴は、惑星の軌道の内外を問わず、周囲のガスに螺旋密度波を励起する。ほとんどの場合、外側の螺旋波は内側の波よりも大きなトルクを及ぼし、惑星は角運動量を失い、結果として恒星に向かって移動する。これらのトルクによる移動速度は、惑星の質量と局所的なガス密度に比例し、その結果、ガス円盤の寿命である百万年に比べて移動のタイムスケールは短くなる傾向がある。[3] 惑星の周期とほぼ同周期で周回するガスによっても、追加の共回転トルクが作用する。惑星に付随する基準系において、このガスは馬蹄形軌道を描き、前方または後方から惑星に接近する際に方向を反転する。惑星前方のガスの反転軌道は、より大きな軌道長半径に起因しており、惑星後方のガスの反転軌道よりも低温で高密度である可能性がある。その結果、惑星の前方に密度の高い領域が形成され、惑星の後方では密度の低い領域が形成され、惑星は角運動量を得ることになる。[4] [5]

惑星の質量の移動をタイプ I に近似できるかどうかは、局所的なガス圧力スケール高と、程度は低いがガスの動粘性に依存する。 [3] [6]暖かく粘性のあるディスクでは、タイプ I の移動はより大きな質量の惑星に当てはまる可能性がある。局所的に等温のディスクで、密度と温度の勾配が急峻でない場合には、共回転トルクは一般にリンドブラッドトルクに打ち負かされる。[7] [6]局所等温ディスクと非等温ディスクの両方において、一部の惑星質量範囲とディスク条件で外向きの移行領域が存在する可能性がある。[6] [8]これらの領域の位置はディスクの進化の過程で変化する可能性があり、局所等温の場合は、いくつかの圧力スケール高にわたって密度や温度の半径方向勾配が大きい領域に限定される。局所等温ディスクでのタイプ I の移動は、観測されたケプラー惑星の一部における形成と長期進化と一致することが示された。[9]惑星による固体物質の急速な集積は、惑星に角運動量をもたらす「加熱トルク」を生み出す可能性もある。[10]

タイプII移行

ガス円盤に隙間を開けるほどの質量を持つ惑星は、タイプIIディスクマイグレーションと呼ばれる状態を経る。摂動を与える惑星の質量が十分に大きい場合、その惑星がガスに及ぼす潮汐トルクは、惑星の軌道の外側のガスに角運動量を伝達し、惑星の内側のガスに逆の作用を及ぼすため、軌道周辺のガスは押し出される。タイプI状態では、粘性トルクがガスを補給し、急激な密度勾配を緩和することで、この効果を効果的に打ち消すことができる。しかし、トルクが惑星の軌道近傍の粘性トルクを克服できるほど強くなると、密度の低い環状の隙間が形成される。この隙間の深さは、ガスの温度と粘性、そして惑星の質量に依存する。隙間を横切るガスがない単純なシナリオでは、惑星の移動は円盤内のガスの粘性進化に従う。内側の円盤では、恒星へのガスの集積に伴い、惑星は粘性の時間スケールで内側に螺旋状に移動する。この場合、惑星の移動速度は、通常、タイプI領域における惑星の移動速度よりも遅くなります。しかし、外縁部では、円盤が粘性膨張している場合、外向きの移動が生じる可能性があります。典型的な原始惑星系円盤内の木星質量の惑星は、おおよそタイプIIの速度で移動すると予想され、タイプIからタイプIIへの移行は、部分的な隙間が開くにつれて、土星質量程度で起こります。[11] [12]

タイプ II の移動は、ホット ジュピターの形成を説明する 1 つの方法です。[13]より現実的な状況では、ディスク内で極端な熱および粘性条件が発生しない限り、ギャップを通るガスの流入が継続します。[14]この質量流入の結果として、惑星に作用するトルクは、タイプ I の移動中に作用するトルクと同様に、ディスクの局所的な特性の影響を受けやすくなります。そのため、粘性ディスクでは、タイプ II の移動は通常、統一的な形式論ではタイプ I の移動の修正版として記述できます。[12] [6]タイプ I とタイプ II の移動間の遷移は一般に滑らかですが、滑らかな遷移からの逸脱も見つかっています。[11] [15]状況によっては、惑星が周囲のディスクのガスに偏心擾乱を引き起こすと、タイプ II の移動が減速、失速、または逆行することがあります。[16]

物理的な観点から見ると、タイプIとタイプIIの移動は、同じ種類のトルク（リンドブラッド共鳴と共回転共鳴）によって駆動されます。実際、これらは単一の移動領域として解釈・モデル化することができ、タイプIの移動領域は、ディスクのガス表面密度の摂動によって適切に修正されます。[12] [6]

タイプIIIディスク移行

タイプIIIのディスク移動は、かなり極端なディスク/惑星のケースに適用され、移動のタイムスケールが極めて短いという特徴があります。[17] [18] [12]「暴走移動」と呼ばれることもありますが、移動速度は必ずしも時間の経過とともに増加するわけではありません。[17] [18] タイプIIIの移動は、惑星の秤動領域に閉じ込められたガスからの共軌道トルクと、初期の比較的速い惑星の動径運動によって駆動されます。惑星の動径運動は共軌道領域のガスを押しのけ、惑星の先側と後側のガスの間に密度の非対称性を生み出します。[12] [3]タイプIIIの移動は、比較的質量の大きいディスクと、ガスディスクに部分的な隙間しか開けられない惑星に適用されます。[3] [12] [17]これまでの解釈では、タイプIIIの移動は、惑星の動径運動とは反対方向に惑星の軌道を横切るガスの流れと関連付けられており、正のフィードバックループが形成されていました。[17]後のタイプIIの移動で惑星を押し戻すのに効果がない場合は、一時的に急速な外向きの移動が発生し、巨大惑星が遠い軌道に移動することがあります。[19]

重力散乱

惑星を大きな軌道半径を超えて移動させる可能性のある別のメカニズムは、より大きな惑星による重力散乱、または原始惑星系円盤では、円盤内の流体の過剰密度による重力散乱です。[20]太陽系の場合、天王星と海王星は木星や土星との接近遭遇によって、より大きな軌道上に重力散乱された可能性があります。[21] [22]太陽系外惑星系は、ガス円盤の消散に続いて同様の動的不安定性を起こし、軌道が変わり、場合によっては惑星が放出されたり、恒星に衝突したりすることがあります。

重力によって散在する惑星は、近日点が恒星に近い、非常に離心率の高い軌道をとることがあり、恒星の潮汐によって軌道が変化する可能性がある。これらの惑星の離心率と軌道傾斜角もこれらの遭遇時に励起され、近日点を周回する太陽系外惑星の観測される離心率分布の一つの説明となる。[23]結果として生じる系は、しばしば安定限界に近い。[24]ニースモデルと同様に、微惑星の外殻円盤を持つ太陽系外惑星系も、微惑星駆動による移動中に共鳴交差を経て動的不安定性を起こす可能性がある。遠方の軌道を周回する惑星の離心率と軌道傾斜角は、微惑星との動的摩擦によって減衰され、最終的な値は円盤と重力遭遇した惑星の相対質量に依存する。[25]

潮汐移動

恒星と惑星の間の潮汐力は、惑星の軌道長半径と軌道離心率を変化させます。惑星が恒星に非常に近い軌道を周回している場合、惑星の潮汐力によって恒星に隆起が生じます。恒星の自転周期が惑星の公転周期よりも長い場合、隆起の位置は惑星と恒星の中心を結ぶ線よりも遅れ、惑星と恒星の間に回転力が生じます。その結果、惑星は角運動量を失い、軌道長半径は時間とともに減少します。

惑星が偏心軌道にある場合、潮汐力は近日点付近でより強くなります。近日点付近では惑星の速度が最も低下するため、遠日点が近日点よりも速く減少し、離心率も減少します。円盤の移動（ガスが消散するまで数百万年続く）とは異なり、潮汐力による移動は数十億年にわたって継続します。近距離惑星の潮汐力による進化により、軌道長半径はガス星雲が消滅した時点の半分の大きさになるのが一般的です。[26]

古在サイクルと潮汐摩擦

連星面に対して傾いた惑星の軌道は、コザイ周期と潮汐摩擦の組み合わせにより縮小する可能性があります。より遠方の恒星との相互作用により、コザイ機構により惑星の軌道は離心率と傾斜角の交換を受けます。このプロセスにより、惑星の離心率が増加し、近日点が下がることで、恒星上の惑星間に強い潮汐力が生じる可能性があります。惑星が恒星に近づくと、角運動量を失い、軌道が縮小します。

惑星の離心率と傾斜角は周期的に変化し、惑星の長半径の進化を遅くする。[27]惑星の軌道が遠方の恒星の影響から十分に離れると、コザイサイクルは終了する。その後、惑星の軌道は潮汐力によって円軌道化され、より急速に縮小する。この過程により、惑星の軌道は逆行することもある。コザイサイクルは、惑星間の重力散乱によって異なる傾斜角を持つ2つの惑星を持つ系でも発生し、逆行軌道を持つ惑星を生み出す可能性がある。[28] [29]

微惑星による移動

惑星の軌道は、多数の微惑星との重力衝突によって変化する可能性がある。微惑星による移動は、微惑星と惑星の衝突における角運動量の移動の蓄積の結果である。個々の衝突においては、交換される角運動量の大きさと惑星の軌道変化の方向は、衝突の幾何学的形状に依存する。多数の衝突においては、惑星の移動方向は、惑星に対する微惑星の平均角運動量に依存する。平均角運動量が高い場合、例えば惑星の軌道の外側にある円盤の場合、惑星は外側に移動し、低い場合、惑星は内側に移動する。円盤と同程度の角運動量から始まる惑星の移動は、微惑星の潜在的な吸収源と放出源に依存する。[30]

単一惑星系では、微惑星は惑星から放出されることでのみ失われ（シンク）、惑星は内側へ移動する。複数惑星系では、他の惑星がシンクまたはソースとして機能する。微惑星は、隣接する惑星に遭遇することで惑星の影響下から除去されるか、その惑星の影響下に移される。これらの相互作用により、外側の惑星は内側の惑星の影響下からより大きな運動量を持つ微惑星を除去し、より小さな角運動量を持つ微惑星を追加する傾向があるため、惑星の軌道は発散する。また、その逆も起こる。微惑星の離心率が惑星と交差するまで増幅される惑星の共鳴現象もまた、ソースとして機能する。最終的に、惑星の移動は新たな微惑星のシンクとソースの両方として機能し、正のフィードバックを生み出し、元の方向への移動を継続する傾向がある。[30]

微惑星駆動型移動は、その発生源による新たな微惑星の出現よりも、様々なシンクへの微惑星の消失が速い場合、減衰する可能性がある。新たな微惑星が消失するよりも速くその影響圏に入る場合、移動は持続する可能性がある。持続的な移動が自身の移動のみによる場合、それは暴走移動と呼ばれる。他の惑星の影響による微惑星の消失による場合、それは強制移動と呼ばれる。[30]惑星円盤内を周回する単一の惑星の場合、より短い周期の軌道を持つ微惑星との遭遇のタイムスケールが短いほど、角運動量の小さい微惑星との遭遇頻度が高まり、惑星は内側へ移動する。[31]一方、ガス円盤における微惑星駆動型移動は、ガス抵抗によってより短い周期の微惑星が除去されるため、特定の範囲の微惑星サイズでは外側へ移動する可能性がある。[32]

共鳴捕捉

惑星の移動は、軌道が収束する場合、共鳴や共鳴の連鎖に惑星が捕らえられることにつながる可能性がある。内惑星の移動がガス円盤の内縁で停止し、内惑星が密集して周回する系が形成される場合、惑星の軌道は収束する可能性がある。[33]また、移動が収束領域で停止し、タイプIの移動を駆動するトルクが打ち消される場合（例えば氷線付近）、より遠方の惑星の連鎖が形成される場合もある。[34]

重力衝突は、共鳴においてかなり大きな離心率を持つ惑星の捕獲にもつながります。[35]グランドタック仮説では、木星が外側の共鳴で土星を捕獲した際に、木星の移動が停止し、逆方向に移動したとされています。[36]木星と土星の移動が停止し、天王星と海王星がさらに共鳴したことにより、ケプラーによって発見された多くの超地球型惑星に類似したコンパクトな系の形成が妨げられた可能性があります。[37]惑星の外向きの移動は、外惑星と共鳴する微惑星の捕獲にもつながります。例えば、カイパーベルトの共鳴する太陽系外縁天体などが挙げられます。 [38]

惑星の移動は共鳴惑星の連鎖を形成すると予想されるが、ほとんどの太陽系外惑星は共鳴状態にはない。ガス円盤が消滅すると、重力不安定性によって共鳴連鎖が乱される可能性がある。[39]残存微惑星との相互作用により、低質量惑星の共鳴が破壊され、共鳴軌道からわずかに外れた軌道に残る可能性がある。[40]恒星との潮汐相互作用、円盤内の乱流、他の惑星の航跡との相互作用も共鳴を乱す可能性がある。[41]海王星よりも小さく、軌道が偏心した惑星では、共鳴捕捉は回避される可能性がある。[42]

太陽系内

外惑星とカイパーベルトを示すシミュレーション：（a）木星/土星2：1共鳴前。（b）海王星の軌道シフト後のカイパーベルト天体の太陽系への散乱。（c）木星によるカイパーベルト天体の放出後[22]

外惑星の移動は、太陽系の最も外側の領域にある天体の軌道特性の一部を説明するために提案されたシナリオである。[43] 海王星の先では、太陽系はカイパーベルト、散乱円盤、オールトの雲へと続いており、これらは観測されている彗星のほとんどが起源であると考えられている、小さな氷の天体のまばらな3つの集団である。太陽からの距離では、初期の円盤には惑星に固まるのに十分な質量密度がなかったため、太陽系星雲が分散する前に惑星が形成されるには集積が遅すぎた。カイパーベルトは太陽から30〜55 AUにあり、さらに離れた散乱円盤は100 AU以上まで広がっており、[43]遠方のオールトの雲は約50,000 AUから始まります。[44]

このシナリオによると、カイパーベルトは元々は密度が高く、太陽に近かった。数百万の微惑星を含み、外縁は現在の海王星までの距離である約30AUにあった。太陽系形成後、すべての巨大惑星の軌道は、残存する多数の微惑星との相互作用の影響を受けて、ゆっくりと変化し続けた。5億～6億年後（約40億年前）、木星と土星は2:1の軌道共鳴を交差した。この共鳴では、土星は木星の2周ごとに太陽の周りを1周する。[43]この共鳴交差によって木星と土星の離心率が増大し、天王星と海王星の軌道が不安定になった。その後、惑星同士の遭遇により、海王星は天王星を追い越して、密度の高い微惑星ベルトに突入した。惑星は、小さな氷天体の大部分を内側に散乱させ、同時に自身も外側に移動した。これらの微惑星は、次に遭遇した惑星からも同様に散乱し、惑星の軌道を外側に移動し、同時に内側に移動した。[45]このプロセスは、微惑星が木星と相互作用するまで続き、木星の巨大な重力によって、微惑星は高度に楕円形の軌道を描いて周回するか、太陽系から完全に弾き出されることさえあった。これにより、木星はわずかに内側に移動した。この散乱シナリオにより、太陽系外惑星の現在の低質量が説明される。外惑星とは対照的に、内惑星は太陽系の年齢とともに大きく移動したとは考えられていない。これは、巨大衝突の期間後も軌道が安定しているためである。[46]

参照

注記

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参考文献

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