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Migración planetaria

La migración planetaria se produce cuando un planeta u otro cuerpo en órbita alrededor de una estrella interactúa con un disco de gas o planetesimales , lo que da como resultado la alteración de sus parámetros orbitales, especialmente su semieje mayor . La migración planetaria es la explicación más probable para los Júpiter calientes ( exoplanetas con masas jovianas pero órbitas de solo unos pocos días). La teoría generalmente aceptada de la formación de planetas a partir de un disco protoplanetario predice que dichos planetas no pueden formarse tan cerca de sus estrellas, ya que no hay masa suficiente en radios tan pequeños y la temperatura es demasiado alta para permitir la formación de planetesimales rocosos o helados.

También ha quedado claro [ cita requerida ] que los planetas de masa terrestre pueden estar sujetos a una rápida migración hacia el interior si se forman mientras el disco de gas todavía está presente. Esto puede afectar la formación de los núcleos de los planetas gigantes (que tienen masas del orden de 10 a 1000 masas terrestres), si esos planetas se forman mediante el mecanismo de acreción del núcleo .

Tipos de disco

Disco de gas

Las observaciones sugieren que el gas en los discos protoplanetarios que orbitan alrededor de estrellas jóvenes tiene una vida útil de unos pocos a varios millones de años. [1] Si se forman planetas con masas similares a la de la Tierra o mayores mientras el gas aún está presente, los planetas pueden intercambiar momento angular con el gas circundante en el disco protoplanetario , de modo que sus órbitas cambian gradualmente. Aunque el sentido de la migración es típicamente hacia el interior en los discos localmente isotérmicos, la migración hacia el exterior puede ocurrir en discos que poseen gradientes de entropía. [2]

Disco planetesimal

Durante la última fase de la formación de un sistema planetario, los protoplanetas y planetesimales masivos interactúan gravitacionalmente de manera caótica, lo que hace que muchos planetesimales sean lanzados a nuevas órbitas. Esto da como resultado un intercambio de momento angular entre los planetas y los planetesimales, y conduce a la migración (ya sea hacia adentro o hacia afuera). Se cree que la migración hacia afuera de Neptuno es responsable de la captura resonante de Plutón y otros plutinos en la resonancia 3:2 con Neptuno.

Tipos de migración

Existen muchos mecanismos diferentes por los cuales las órbitas de los planetas pueden migrar, que se describen a continuación como migración de disco ( migración de tipo I , migración de tipo II o migración de tipo III ), migración de marea , migración impulsada por planetesimales , dispersión gravitacional y ciclos de Kozai y fricción de marea . Esta lista de tipos no es exhaustiva ni definitiva: dependiendo de lo que sea más conveniente para cualquier tipo de estudio, diferentes investigadores distinguirán los mecanismos de formas algo diferentes.

La clasificación de cualquier mecanismo se basa principalmente en las circunstancias del disco que permiten que el mecanismo transfiera de manera eficiente energía y/o momento angular hacia y desde las órbitas planetarias. A medida que la pérdida o reubicación de material en el disco cambia las circunstancias, un mecanismo de migración dará paso a otro mecanismo, o quizás a ninguno. Si no hay un mecanismo de seguimiento, la migración se detiene (en gran medida) y el sistema estelar se vuelve (en gran medida) estable.

Migración de disco

La migración de un disco surge de la fuerza gravitatoria ejercida por un cuerpo suficientemente masivo incrustado en un disco sobre el gas del disco circundante, lo que perturba su distribución de densidad. Por el principio de reacción de la mecánica clásica , el gas ejerce una fuerza gravitatoria igual y opuesta sobre el cuerpo, que también puede expresarse como un torque . Este torque altera el momento angular de la órbita del planeta, lo que resulta en una variación del semieje mayor y otros elementos orbitales. Un aumento en el tiempo del semieje mayor conduce a una migración hacia afuera , es decir, alejándose de la estrella, mientras que el comportamiento opuesto conduce a una migración hacia adentro .

Se distinguen tres subtipos de migración de disco: Tipos I, II y III. La numeración no pretende sugerir una secuencia o etapas.

Migración de tipo I

Los planetas pequeños experimentan una migración de disco de tipo I impulsada por pares que surgen de las resonancias de Lindblad y de co-rotación. Las resonancias de Lindblad excitan ondas de densidad espiral en el gas circundante, tanto interior como exterior de la órbita del planeta. En la mayoría de los casos, la onda espiral exterior ejerce un par mayor que la onda interior, lo que hace que el planeta pierda momento angular y, por lo tanto, migre hacia la estrella. La tasa de migración debido a estos pares es proporcional a la masa del planeta y a la densidad de gas local, y da como resultado una escala de tiempo de migración que tiende a ser corta en relación con la vida útil de un millón de años del disco gaseoso. [3] Los pares de co-rotación adicionales también son ejercidos por el gas que orbita con un período similar al del planeta. En un marco de referencia unido al planeta, este gas sigue órbitas de herradura , invirtiendo la dirección cuando se aproxima al planeta por delante o por detrás. El curso inverso del gas delante del planeta se origina en un semieje mayor más grande y puede ser más frío y más denso que el curso inverso del gas detrás del planeta. Esto puede dar lugar a una región de exceso de densidad delante del planeta y de menor densidad detrás del planeta, lo que hace que el planeta gane momento angular. [4] [5]

La masa del planeta para la cual la migración puede aproximarse al Tipo I depende de la altura de la escala de presión del gas local y, en menor medida, de la viscosidad cinemática del gas. [3] [6] En discos cálidos y viscosos, la migración de Tipo I puede aplicarse a planetas de mayor masa. En discos localmente isotérmicos y lejos de gradientes pronunciados de densidad y temperatura, los torques de co-rotación son generalmente superados por los torques de Lindblad . [7] [6] Pueden existir regiones de migración hacia afuera para algunos rangos de masa planetaria y condiciones de disco tanto en discos isotérmicos locales como no isotérmicos. [6] [8] Las ubicaciones de estas regiones pueden variar durante la evolución del disco, y en el caso isotérmico local están restringidas a regiones con grandes gradientes radiales de densidad y/o temperatura sobre varias alturas de escala de presión. Se demostró que la migración de Tipo I en un disco isotérmico local es compatible con la formación y evolución a largo plazo de algunos de los planetas Kepler observados . [9] La rápida acumulación de material sólido por parte del planeta también puede producir un "par de calentamiento" que hace que el planeta gane momento angular. [10]

Migración tipo II

Un planeta lo suficientemente masivo como para abrir un hueco en un disco gaseoso experimenta un régimen conocido como migración de disco de tipo II . Cuando la masa de un planeta perturbador es lo suficientemente grande, el par de marea que ejerce sobre el gas transfiere el momento angular al gas exterior de la órbita del planeta y hace lo contrario en el interior del planeta, repeliendo así el gas de alrededor de la órbita. En un régimen de tipo I, los pares viscosos pueden contrarrestar eficazmente este efecto reabasteciendo gas y suavizando los gradientes de densidad pronunciados. Pero cuando los pares se vuelven lo suficientemente fuertes como para superar los pares viscosos en las proximidades de la órbita del planeta, se crea un hueco anular de menor densidad. La profundidad de este hueco depende de la temperatura y la viscosidad del gas y de la masa del planeta. En el escenario simple en el que ningún gas cruza el hueco, la migración del planeta sigue la evolución viscosa del gas del disco. En el disco interior, el planeta se mueve en espiral hacia adentro en la escala de tiempo viscosa, siguiendo la acreción de gas sobre la estrella. En este caso, la tasa de migración suele ser más lenta que la que tendría el planeta en el régimen de Tipo I. Sin embargo, en el disco exterior, la migración puede ser hacia afuera si el disco se expande viscosamente. Se espera que un planeta con la masa de Júpiter en un disco protoplanetario típico experimente una migración a una tasa aproximada de Tipo II, y que la transición del Tipo I al Tipo II ocurra aproximadamente con la masa de Saturno, a medida que se abre una brecha parcial. [11] [12]

La migración de tipo II es una explicación para la formación de Júpiter calientes . [13] En situaciones más realistas, a menos que se produzcan condiciones térmicas y de viscosidad extremas en un disco, hay un flujo continuo de gas a través del espacio. [14] Como consecuencia de este flujo de masa, los pares que actúan sobre un planeta pueden ser susceptibles a las propiedades locales del disco, similares a los pares que funcionan durante la migración de tipo I. Por lo tanto, en discos viscosos, la migración de tipo II se puede describir típicamente como una forma modificada de la migración de tipo I, en un formalismo unificado. [12] [6] La transición entre la migración de tipo I y tipo II es generalmente suave, pero también se han encontrado desviaciones de una transición suave. [11] [15] En algunas situaciones, cuando los planetas inducen una perturbación excéntrica en el gas del disco circundante, la migración de tipo II puede ralentizarse, detenerse o revertirse. [16]

Desde un punto de vista físico, la migración de Tipo I y Tipo II son impulsadas por el mismo tipo de torques (en resonancias de Lindblad y de co-rotación). De hecho, pueden interpretarse y modelarse como un único régimen de migración, el de Tipo I modificado apropiadamente por la densidad superficial del gas perturbada del disco. [12] [6]

Migración de disco tipo III

La migración de disco de tipo III se aplica a casos de disco/planeta bastante extremos y se caracteriza por escalas de tiempo de migración extremadamente cortas. [17] [18] [12] Aunque a veces se la denomina "migración descontrolada", la tasa de migración no aumenta necesariamente con el tiempo. [17] [18] La migración de tipo III es impulsada por los pares coorbitales del gas atrapado en las regiones de libración del planeta y por un movimiento radial planetario inicial relativamente rápido. El movimiento radial del planeta desplaza el gas en su región coorbital, creando una asimetría de densidad entre el gas en el lado delantero y el lado trasero del planeta. [12] [3] La migración de tipo III se aplica a discos que son relativamente masivos y a planetas que solo pueden abrir huecos parciales en el disco de gas. [3] [12] [17] Las interpretaciones anteriores vinculaban la migración de tipo III con el gas que fluye a través de la órbita del planeta en la dirección opuesta al movimiento radial del planeta, creando un bucle de retroalimentación positiva. [17] También puede ocurrir una migración rápida hacia afuera temporalmente, enviando planetas gigantes a órbitas distantes, si la posterior migración de Tipo II no es efectiva para hacer que los planetas regresen. [19]

Dispersión gravitacional

Otro posible mecanismo que puede mover planetas en grandes radios orbitales es la dispersión gravitacional por planetas más grandes o, en un disco protoplanetario, la dispersión gravitacional por sobredensidades en el fluido del disco. [20] En el caso del Sistema Solar , Urano y Neptuno pueden haber sido dispersados ​​gravitacionalmente en órbitas más grandes por encuentros cercanos con Júpiter y/o Saturno. [21] [22] Los sistemas de exoplanetas pueden sufrir inestabilidades dinámicas similares después de la disipación del disco de gas que alteran sus órbitas y en algunos casos dan como resultado que los planetas sean expulsados ​​o colisionen con la estrella.

Los planetas dispersos gravitacionalmente pueden terminar en órbitas altamente excéntricas con perihelios cercanos a la estrella, lo que permite que sus órbitas se alteren por las mareas que generan en la estrella. Las excentricidades e inclinaciones de estos planetas también se excitan durante estos encuentros, lo que proporciona una posible explicación para la distribución de excentricidad observada de los exoplanetas que orbitan cerca. [23] Los sistemas resultantes a menudo están cerca de los límites de estabilidad. [24] Como en el modelo de Nice, los sistemas de exoplanetas con un disco exterior de planetesimales también pueden sufrir inestabilidades dinámicas después de cruces de resonancia durante la migración impulsada por planetesimales. Las excentricidades e inclinaciones de los planetas en órbitas distantes pueden amortiguarse por la fricción dinámica con los planetesimales con los valores finales dependiendo de las masas relativas del disco y los planetas que tuvieron encuentros gravitacionales. [25]

Migración por mareas

Las mareas entre la estrella y el planeta modifican el semieje mayor y la excentricidad orbital del planeta. Si el planeta orbita muy cerca de su estrella, la marea del planeta levanta un abultamiento en la estrella. Si el período de rotación de la estrella es más largo que el período orbital del planeta, la ubicación del abultamiento queda rezagada con respecto a una línea entre el planeta y el centro de la estrella, lo que crea un torque entre el planeta y la estrella. Como resultado, el planeta pierde momento angular y su semieje mayor disminuye con el tiempo.

Si el planeta se encuentra en una órbita excéntrica, la fuerza de la marea es mayor cuando se encuentra cerca del perihelio. El planeta se desacelera más cuando se encuentra cerca del perihelio, lo que hace que su afelio disminuya más rápido que su perihelio, lo que reduce su excentricidad. A diferencia de la migración del disco, que dura unos pocos millones de años hasta que el gas se disipa, la migración de marea continúa durante miles de millones de años. La evolución de las mareas de los planetas cercanos produce semiejes mayores que suelen tener la mitad del tamaño que tenían en el momento en que se despejó la nebulosa de gas. [26]

Ciclos de Kozai y fricción de las mareas

Una órbita planetaria que está inclinada con respecto al plano de una estrella binaria puede encogerse debido a una combinación de ciclos de Kozai y fricción de marea . Las interacciones con la estrella más distante hacen que la órbita del planeta experimente un intercambio de excentricidad e inclinación debido al mecanismo de Kozai. Este proceso puede aumentar la excentricidad del planeta y reducir su perihelio lo suficiente como para crear fuertes mareas entre el planeta y la estrella. Cuando está cerca de la estrella, el planeta pierde momento angular haciendo que su órbita se encoja.

La excentricidad y la inclinación del planeta se repiten una y otra vez, lo que ralentiza la evolución del semieje mayor del planeta. [27] Si la órbita del planeta se encoge lo suficiente como para alejarlo de la influencia de la estrella distante, los ciclos de Kozai terminan. Su órbita se encogerá entonces más rápidamente a medida que se circulariza por las mareas. La órbita del planeta también puede volverse retrógrada debido a este proceso. Los ciclos de Kozai también pueden ocurrir en un sistema con dos planetas que tienen diferentes inclinaciones debido a la dispersión gravitacional entre planetas y pueden dar lugar a planetas con órbitas retrógradas. [28] [29]

Migración impulsada por planetesimales

La órbita de un planeta puede cambiar debido a los encuentros gravitacionales con un gran número de planetesimales. La migración impulsada por planetesimales es el resultado de la acumulación de las transferencias de momento angular durante los encuentros entre los planetesimales y un planeta. Para encuentros individuales, la cantidad de momento angular intercambiado y la dirección del cambio en la órbita del planeta dependen de la geometría del encuentro. Para un gran número de encuentros, la dirección de la migración del planeta depende del momento angular promedio de los planetesimales en relación con el planeta. Si es más alto, por ejemplo un disco fuera de la órbita del planeta, el planeta migra hacia afuera, si es más bajo, el planeta migra hacia adentro. La migración de un planeta que comienza con un momento angular similar al del disco depende de posibles sumideros y fuentes de planetesimales. [30]

En el caso de un sistema con un solo planeta, los planetesimales solo pueden perderse (se convierten en un sumidero) debido a su expulsión, lo que provocaría que el planeta migrara hacia el interior. En sistemas con varios planetas, los demás planetas pueden actuar como sumideros o fuentes. Los planetesimales pueden eliminarse de la influencia del planeta después de encontrarse con un planeta adyacente o transferirse a la influencia de ese planeta. Estas interacciones hacen que las órbitas del planeta diverjan, ya que el planeta exterior tiende a eliminar planetesimales con mayor momento de la influencia del planeta interior o a añadir planetesimales con menor momento angular, y viceversa. Las resonancias del planeta, donde las excentricidades de los planetesimales se bombean hasta que se cruzan con el planeta, también actúan como una fuente. Finalmente, la migración del planeta actúa como sumidero y fuente de nuevos planetesimales, creando una retroalimentación positiva que tiende a continuar su migración en la dirección original. [30]

La migración provocada por planetesimales puede verse amortiguada si los planetesimales se pierden en varios sumideros más rápido de lo que se encuentran nuevos debido a sus fuentes. Puede mantenerse si los nuevos planetesimales entran en su influencia más rápido de lo que se pierden. Si la migración sostenida se debe únicamente a su migración, se denomina migración descontrolada. Si se debe a la pérdida de planetesimales por la influencia de otro planeta, se denomina migración forzada. [30] Para un solo planeta que orbita en un disco planetesial, las escalas de tiempo más cortas de los encuentros con planetesimales con órbitas de período más corto dan como resultado encuentros más frecuentes con los planetesimales con menor momento angular y la migración hacia el interior del planeta. [31] Sin embargo, la migración provocada por planetesimales en un disco de gas puede ser hacia el exterior para un rango particular de tamaños de planetesimales debido a la eliminación de planetesimales de período más corto debido al arrastre de gas. [32]

Captura de resonancia

La migración de planetas puede provocar que estos queden atrapados en resonancias y cadenas de resonancias si sus órbitas convergen. Las órbitas de los planetas pueden converger si la migración del planeta interior se detiene en el borde interior del disco de gas, lo que da lugar a un sistema de planetas interiores en órbitas muy cercanas; [33] o si la migración se detiene en una zona de convergencia donde los pares que impulsan la migración de tipo I se cancelan, por ejemplo cerca de la línea de hielo, en una cadena de planetas más distantes. [34]

Los encuentros gravitacionales también pueden conducir a la captura de planetas con excentricidades considerables en resonancias. [35] En la hipótesis del gran viraje, la migración de Júpiter se detiene y se invierte cuando captura a Saturno en una resonancia exterior. [36] La detención de la migración de Júpiter y Saturno y la captura de Urano y Neptuno en resonancias posteriores pueden haber impedido la formación de un sistema compacto de supertierras similar a muchos de los encontrados por Kepler. [37] La ​​migración hacia el exterior de planetas también puede resultar en la captura de planetesimales en resonancia con el planeta exterior; por ejemplo, los objetos transneptunianos resonantes en el cinturón de Kuiper. [38]

Aunque se espera que la migración planetaria conduzca a sistemas con cadenas de planetas resonantes, la mayoría de los exoplanetas no están en resonancia. Las cadenas de resonancia pueden verse alteradas por inestabilidades gravitacionales una vez que el disco de gas se disipa. [39] Las interacciones con planetesimales sobrantes pueden romper las resonancias de planetas de baja masa dejándolos en órbitas ligeramente fuera de la resonancia. [40] Las interacciones de marea con la estrella, la turbulencia en el disco y las interacciones con la estela de otro planeta también podrían alterar las resonancias. [41] La captura de resonancia podría evitarse en el caso de planetas más pequeños que Neptuno con órbitas excéntricas. [42]

En el sistema solar

Simulación que muestra los planetas exteriores y el cinturón de Kuiper: (a) Antes de la resonancia 2:1 de Júpiter/Saturno. (b) Dispersión de los objetos del cinturón de Kuiper en el Sistema Solar después del cambio orbital de Neptuno. (c) Después de la expulsión de los cuerpos del cinturón de Kuiper por Júpiter [22]

La migración de los planetas exteriores es un escenario propuesto para explicar algunas de las propiedades orbitales de los cuerpos en las regiones más externas del Sistema Solar. [43] Más allá de Neptuno , el Sistema Solar continúa hacia el cinturón de Kuiper , el disco disperso y la nube de Oort , tres poblaciones dispersas de pequeños cuerpos helados que se cree que son los puntos de origen de la mayoría de los cometas observados . A su distancia del Sol, la acreción fue demasiado lenta para permitir que se formaran planetas antes de que la nebulosa solar se dispersara, porque el disco inicial carecía de suficiente densidad de masa para consolidarse en un planeta. El cinturón de Kuiper se encuentra entre 30 y 55 UA del Sol, mientras que el disco disperso más alejado se extiende a más de 100 UA, [43] y la distante nube de Oort comienza a aproximadamente 50.000 UA. [44]

Según este escenario, el cinturón de Kuiper era originalmente mucho más denso y estaba más cerca del Sol: contenía millones de planetesimales y tenía un borde exterior a aproximadamente 30 UA, la distancia actual de Neptuno. Después de la formación del Sistema Solar , las órbitas de todos los planetas gigantes continuaron cambiando lentamente, influenciadas por su interacción con la gran cantidad de planetesimales restantes. Después de 500-600 millones de años (hace unos 4 mil millones de años) Júpiter y Saturno cruzaron de manera divergente la resonancia orbital 2:1 , en la que Saturno orbitaba el Sol una vez por cada dos órbitas de Júpiter. [43] Este cruce de resonancia aumentó las excentricidades de Júpiter y Saturno y desestabilizó las órbitas de Urano y Neptuno. Los encuentros entre los planetas siguieron haciendo que Neptuno pasara a Urano y se estrellara contra el denso cinturón de planetesimales. Los planetas dispersaron la mayoría de los pequeños cuerpos helados hacia adentro, mientras se movían hacia afuera ellos mismos. Estos planetesimales se dispersaron luego del siguiente planeta que encontraron de una manera similar, moviendo las órbitas de los planetas hacia afuera mientras ellos se movían hacia adentro. [45] Este proceso continuó hasta que los planetesimales interactuaron con Júpiter, cuya inmensa gravedad los envió a órbitas altamente elípticas o incluso los expulsó directamente del Sistema Solar. Esto hizo que Júpiter se moviera ligeramente hacia adentro. Este escenario de dispersión explica la baja masa actual de las poblaciones transneptunianas. A diferencia de los planetas exteriores, no se cree que los planetas interiores hayan migrado significativamente a lo largo de la edad del Sistema Solar, porque sus órbitas se han mantenido estables después del período de impactos gigantes . [46]

Véase también

Notas

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Referencias