الهجرة الكوكبية

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 7 صور
الموسوعة الحرة
تشكل النجوم
فئات الكائنات
المفاهيم النظرية
  • ف
  • ت
  • هـ

تحدث هجرة الكواكب عندما يتفاعل كوكب أو جسم آخر يدور حول نجم مع قرص من الغاز أو الكواكب الصغيرة ، مما يؤدي إلى تغيير معالمه المدارية، وخاصة شبه محوره الرئيسي . هجرة الكواكب هي التفسير الأكثر ترجيحًا لكواكب المشتري الساخنة ( الكواكب الخارجية ذات الكتلة المشترية ولكن مداراتها لا تتجاوز بضعة أيام). تتنبأ النظرية المقبولة عمومًا لتكوين الكواكب من قرص كوكبي أولي بأن مثل هذه الكواكب لا يمكن أن تتشكل بالقرب من نجومها، حيث لا توجد كتلة كافية عند مثل هذه الأقطار الصغيرة ودرجة الحرارة مرتفعة جدًا للسماح بتكوين الكواكب الصغيرة الصخرية أو الجليدية.

لقد أصبح من الواضح أيضًا [ بحاجة لمصدر ] أن الكواكب ذات الكتلة الأرضية قد تكون عرضة للهجرة السريعة إلى الداخل إذا تشكلت بينما لا يزال القرص الغازي موجودًا. وقد يؤثر هذا على تكوين نوى الكواكب العملاقة (التي تبلغ كتلتها من 10 إلى 1000 كتلة أرضية)، إذا تشكلت هذه الكواكب من خلال آلية تراكم النواة .

أنواع القرص

قرص الغاز

تشير الملاحظات إلى أن الغاز في الأقراص الكوكبية الأولية التي تدور حول النجوم الشابة لها أعمار تتراوح بين بضعة ملايين إلى عدة ملايين من السنين. [1] إذا تشكلت كواكب ذات كتلة تقارب كتلة الأرض أو أكبر بينما لا يزال الغاز موجودًا، فيمكن للكواكب تبادل الزخم الزاوي مع الغاز المحيط في القرص الكوكبي الأولي بحيث تتغير مداراتها تدريجيًا. على الرغم من أن الشعور بالهجرة يكون عادةً إلى الداخل في الأقراص المتساوية الحرارة محليًا، فقد تحدث الهجرة إلى الخارج في الأقراص التي تمتلك تدرجات إنتروبيا. [2]

قرص كوكبي صغير

خلال المرحلة المتأخرة من تشكل النظام الكوكبي، تتفاعل الكواكب الأولية الضخمة والكواكب الصغيرة جاذبيًا بطريقة فوضوية مما يتسبب في دفع العديد من الكواكب الصغيرة إلى مدارات جديدة. ويؤدي هذا إلى تبادل الزخم الزاوي بين الكواكب والكواكب الصغيرة، ويؤدي إلى الهجرة (إما إلى الداخل أو إلى الخارج). يُعتقد أن الهجرة الخارجية لنبتون مسؤولة عن أسر بلوتو وغيره من الكواكب الصغيرة في الرنين 3:2 مع نبتون.

أنواع الهجرة

هناك العديد من الآليات المختلفة التي يمكن أن تهاجر بها مدارات الكواكب، والتي يتم وصفها أدناه باسم هجرة القرص ( هجرة النوع الأول ، أو هجرة النوع الثاني ، أو هجرة النوع الثالث )، وهجرة المد والجزر ، وهجرة الكواكب الصغيرة ، والتشتت الجاذبي ، ودورات كوزاي والاحتكاك المد والجزر . هذه القائمة من الأنواع ليست شاملة أو نهائية: اعتمادًا على ما هو الأكثر ملاءمة لأي نوع واحد من الدراسة، سيميز الباحثون المختلفون الآليات بطرق مختلفة إلى حد ما.

يعتمد تصنيف أي آلية بشكل أساسي على الظروف الموجودة في القرص والتي تمكن الآلية من نقل الطاقة و/أو الزخم الزاوي بكفاءة من وإلى مدارات الكواكب. ومع تغير الظروف بسبب فقدان أو نقل المواد في القرص، فإن آلية هجرة واحدة سوف تفسح المجال لآلية أخرى، أو ربما لا توجد آلية واحدة. وإذا لم تكن هناك آلية متابعة، فإن الهجرة تتوقف (إلى حد كبير) ويصبح النظام النجمي (مستقرًا في الغالب).

هجرة القرص

تنشأ هجرة القرص من القوة الجاذبية التي يمارسها جسم ضخم بما فيه الكفاية مدمج في قرص على غاز القرص المحيط، مما يزعج توزيع كثافته. وفقًا لمبدأ رد الفعل في الميكانيكا الكلاسيكية ، يمارس الغاز قوة جاذبية مساوية ومعاكسة على الجسم، والتي يمكن التعبير عنها أيضًا بعزم الدوران . يغير هذا العزم الزخم الزاوي لمدار الكوكب، مما يؤدي إلى تغير في شبه المحور الرئيسي وعناصر مدارية أخرى. تؤدي الزيادة بمرور الوقت في شبه المحور الرئيسي إلى الهجرة الخارجية ، أي بعيدًا عن النجم، في حين يؤدي السلوك المعاكس إلى الهجرة الداخلية .

هناك ثلاثة أنواع فرعية من هجرة القرص يتم تمييزها بالأنواع I وII وIII. ولا يهدف الترقيم إلى الإشارة إلى تسلسل أو مراحل.

الهجرة من النوع الأول

تخضع الكواكب الصغيرة لهجرة القرص من النوع الأول مدفوعة بعزم الدوران الناتج عن رنينات ليندبلاد والرنينات المشاركة في الدوران. تثير رنينات ليندبلاد موجات كثافة حلزونية في الغاز المحيط، سواء داخل أو خارج مدار الكوكب. في معظم الحالات، تمارس الموجة الحلزونية الخارجية عزم دوران أكبر من الموجة الداخلية، مما يتسبب في فقدان الكوكب لزخمه الزاوي، وبالتالي هجرته نحو النجم. يتناسب معدل الهجرة بسبب هذه العزمات مع كتلة الكوكب وكثافة الغاز المحلية، وينتج عن ذلك مقياس زمني للهجرة يميل إلى أن يكون قصيرًا نسبيًا لعمر القرص الغازي الذي يبلغ مليون عام. [3] كما تمارس عزم دوران مشارك إضافيًا بواسطة الغاز الذي يدور بفترة مماثلة لفترة الكوكب. في إطار مرجعي متصل بالكوكب، يتبع هذا الغاز مدارات حدوة حصان ، ويعكس الاتجاه عندما يقترب من الكوكب من الأمام أو من الخلف. ينشأ مسار الغاز العكسي أمام الكوكب من محور شبه رئيسي أكبر وقد يكون أكثر برودة وكثافة من مسار الغاز العكسي خلف الكوكب. وقد يؤدي هذا إلى ظهور منطقة ذات كثافة زائدة أمام الكوكب وكثافة أقل خلفه، مما يتسبب في اكتساب الكوكب لزخم زاوي. [4] [5]

تعتمد كتلة الكوكب التي يمكن تقريب الهجرة لها إلى النوع الأول على ارتفاع مقياس ضغط الغاز المحلي ، وإلى حد أقل، اللزوجة الحركية للغاز. [3] [6] في الأقراص الدافئة واللزجة، قد تنطبق الهجرة من النوع الأول على الكواكب ذات الكتلة الأكبر. في الأقراص المتساوية الحرارة محليًا وبعيدًا عن الكثافة الشديدة وتدرجات الحرارة، تتغلب عزمات الدوران المشترك بشكل عام على عزمات ليندبلاد . [7] [6] قد توجد مناطق للهجرة الخارجية لبعض نطاقات الكتلة الكوكبية وظروف القرص في كل من الأقراص المتساوية الحرارة المحلية وغير المتساوية الحرارة. [6] [8] قد تختلف مواقع هذه المناطق أثناء تطور القرص، وفي الحالة المتساوية الحرارة المحلية تقتصر على مناطق ذات كثافة كبيرة و/أو تدرجات شعاعية لدرجة الحرارة على عدة ارتفاعات لمقياس الضغط. وقد ثبت أن الهجرة من النوع الأول في قرص متساوي الحرارة محلي متوافق مع تكوين وتطور بعض كواكب كيبلر المرصودة على المدى الطويل . [9] قد يؤدي التراكم السريع للمواد الصلبة بواسطة الكوكب أيضًا إلى إنتاج "عزم تسخين" يتسبب في اكتساب الكوكب لزخم زاوي. [10]

الهجرة من النوع الثاني

يخضع الكوكب الضخم بما يكفي لفتح فجوة في القرص الغازي لنظام يشار إليه باسم هجرة القرص من النوع الثاني . عندما تكون كتلة الكوكب المضطرب كبيرة بما يكفي، فإن عزم المد والجزر الذي يمارسه على الغاز ينقل الزخم الزاوي إلى الغاز الخارجي لمدار الكوكب، ويفعل العكس داخل الكوكب، وبالتالي يطرد الغاز من حول المدار. في نظام النوع الأول، يمكن لعزم الدوران اللزج أن يقاوم هذا التأثير بكفاءة عن طريق إعادة إمداد الغاز وتنعيم تدرجات الكثافة الحادة. ولكن عندما تصبح عزم الدوران قوية بما يكفي للتغلب على عزم الدوران اللزج في محيط مدار الكوكب، يتم إنشاء فجوة حلقية ذات كثافة أقل. يعتمد عمق هذه الفجوة على درجة حرارة ولزوجة الغاز وكتلة الكوكب. في السيناريو البسيط الذي لا يعبر فيه أي غاز الفجوة، تتبع هجرة الكوكب التطور اللزج لغاز القرص. في القرص الداخلي، يدور الكوكب إلى الداخل على مقياس زمني لزج، بعد تراكم الغاز على النجم. في هذه الحالة، يكون معدل الهجرة أبطأ عادةً من معدل هجرة الكوكب في نظام النوع الأول. ومع ذلك، في القرص الخارجي، يمكن أن تكون الهجرة إلى الخارج إذا كان القرص يتمدد بشكل لزج. ومن المتوقع أن يخضع كوكب بكتلة المشتري في قرص كوكبي أولي نموذجي للهجرة بمعدل النوع الثاني تقريبًا، مع حدوث الانتقال من النوع الأول إلى النوع الثاني عند كتلة تعادل تقريبًا كتلة زحل، مع فتح فجوة جزئية. [11] [12]

الهجرة من النوع الثاني هي أحد التفسيرات لتكوين المشتريات الساخنة . [13] في المواقف الأكثر واقعية، ما لم تحدث ظروف حرارية ولزوجة شديدة في القرص، يكون هناك تدفق مستمر للغاز عبر الفجوة. [14] ونتيجة لهذا التدفق الكتلي، يمكن أن تكون عزم الدوران المؤثر على الكوكب عرضة لخصائص القرص المحلية، على غرار عزم الدوران أثناء الهجرة من النوع الأول. لذلك، في الأقراص اللزجة، يمكن وصف الهجرة من النوع الثاني عادةً بأنها شكل معدّل من الهجرة من النوع الأول، في صيغة موحدة. [12] [6] يكون الانتقال بين الهجرة من النوع الأول والنوع الثاني سلسًا بشكل عام، ولكن تم أيضًا العثور على انحرافات عن الانتقال السلس. [11] [15] في بعض المواقف، عندما تسبب الكواكب اضطرابًا شاذًا في غاز القرص المحيط، قد تبطئ الهجرة من النوع الثاني أو تتوقف أو تنعكس. [16]

من وجهة نظر فيزيائية، يتم دفع الهجرة من النوع الأول والثاني بنفس نوع عزم الدوران (عند رنينات ليندبلاد والرنينات الدورانية المشتركة). في الواقع، يمكن تفسيرها ونمذجتها كنظام واحد للهجرة، وهو نظام الهجرة من النوع الأول المعدل بشكل مناسب بواسطة كثافة سطح الغاز المضطربة للقرص. [12] [6]

هجرة القرص من النوع الثالث

ينطبق النوع الثالث من هجرة القرص على حالات القرص / الكوكب المتطرفة إلى حد ما ويتميز بجداول زمنية للهجرة قصيرة للغاية. [17] [18] [12] على الرغم من الإشارة إليها أحيانًا باسم "الهجرة الجامحة"، فإن معدل الهجرة لا يزداد بالضرورة بمرور الوقت. [17] [18] يتم دفع النوع الثالث من الهجرة بواسطة عزم الدوران المداري المشترك من الغاز المحاصر في مناطق اهتزاز الكوكب ومن حركة شعاعية كوكبية أولية وسريعة نسبيًا. تعمل الحركة الشعاعية للكوكب على إزاحة الغاز في منطقته المدارية المشتركة، مما يخلق عدم تناسق في الكثافة بين الغاز على الجانب الأمامي والجانب الخلفي للكوكب. [12] [3] ينطبق النوع الثالث من الهجرة على الأقراص الضخمة نسبيًا والكواكب التي يمكنها فقط فتح فجوات جزئية في قرص الغاز. [3] [12] [17] ربطت التفسيرات السابقة بين النوع الثالث من الهجرة وتدفق الغاز عبر مدار الكوكب في الاتجاه المعاكس للحركة الشعاعية للكوكب، مما يخلق حلقة تغذية مرتدة إيجابية. [17] قد تحدث الهجرة السريعة للخارج أيضًا بشكل مؤقت، مما يؤدي إلى نقل الكواكب العملاقة إلى مدارات بعيدة، إذا كانت الهجرة اللاحقة من النوع الثاني غير فعالة في دفع الكواكب إلى الوراء. [19]

التشتت الجاذبي

آلية أخرى محتملة قد تحرك الكواكب على مدى أقطار مدارية كبيرة هي التشتت الجاذبي بواسطة كواكب أكبر أو، في القرص الكوكبي الأولي، التشتت الجاذبي بواسطة الكثافة الزائدة في سائل القرص. [20] في حالة النظام الشمسي ، ربما تشتت أورانوس ونبتون جاذبيًا على مدارات أكبر بسبب لقاءات قريبة مع المشتري و/أو زحل. [21] [22] يمكن أن تخضع أنظمة الكواكب الخارجية لعدم استقرار ديناميكي مماثل بعد تبديد قرص الغاز الذي يغير مداراتها وفي بعض الحالات يؤدي إلى طرد الكواكب أو اصطدامها بالنجم.

يمكن للكواكب المنتشرة جاذبيًا أن تنتهي في مدارات شديدة الانحراف مع وجود حضيض شمسي قريب من النجم، مما يتيح تغيير مداراتها بواسطة المد والجزر الذي تثيره على النجم. كما يتم إثارة الانحرافات والميلان لهذه الكواكب أثناء هذه اللقاءات، مما يوفر تفسيرًا محتملًا لتوزيع الانحراف الملحوظ للكواكب الخارجية التي تدور عن كثب. [23] غالبًا ما تكون الأنظمة الناتجة بالقرب من حدود الاستقرار. [24] كما هو الحال في نموذج نيس، يمكن أن تخضع أنظمة الكواكب الخارجية ذات القرص الخارجي من الكواكب الصغيرة أيضًا لعدم الاستقرار الديناميكي بعد عبور الرنين أثناء الهجرة التي يقودها الكواكب الصغيرة. يمكن تخفيف الانحرافات والميلان للكواكب في المدارات البعيدة عن طريق الاحتكاك الديناميكي مع الكواكب الصغيرة مع القيم النهائية اعتمادًا على الكتل النسبية للقرص والكواكب التي كانت لها لقاءات جاذبية. [25]

هجرة المد والجزر

إن المد والجزر بين النجم والكوكب يعملان على تعديل المحور شبه الرئيسي والانحراف المداري للكوكب. فإذا كان الكوكب يدور بالقرب من نجمه، فإن مد الكوكب يرفع انتفاخًا على النجم. وإذا كانت فترة دوران النجم أطول من فترة دوران الكوكب، فإن موقع الانتفاخ يتأخر خلف الخط الفاصل بين الكوكب ومركز النجم، مما يخلق عزمًا بين الكوكب والنجم. ونتيجة لذلك، يفقد الكوكب الزخم الزاوي وينخفض ​​محوره شبه الرئيسي بمرور الوقت.

إذا كان الكوكب في مدار شاذ فإن قوة المد تكون أقوى عندما يكون بالقرب من الحضيض. يتباطأ الكوكب أكثر عندما يكون بالقرب من الحضيض، مما يتسبب في انخفاض أوج الكوكب بشكل أسرع من حضيضه، مما يقلل من انحرافه. على عكس هجرة القرص - والتي تستمر بضعة ملايين من السنين حتى يتبدد الغاز - تستمر هجرة المد لمليارات السنين. ينتج التطور المدّي للكواكب القريبة محاور شبه رئيسية عادة ما تكون نصف حجمها في الوقت الذي اختفت فيه سديم الغاز. [26]

دورات كوزاي والاحتكاك المد والجزر

يمكن أن يتقلص مدار كوكبي مائل بالنسبة لمستوى نجم ثنائي بسبب مزيج من دورات كوزاي والاحتكاك المدّي . تتسبب التفاعلات مع النجم الأكثر بعدًا في خضوع مدار الكوكب لتبادل الانحراف والميل بسبب آلية كوزاي. يمكن أن تزيد هذه العملية من انحراف الكوكب وخفض حضيضه بما يكفي لإنشاء مد وجزر قوي بين الكوكب والنجم. عندما يكون بالقرب من النجم يفقد الكوكب الزخم الزاوي مما يتسبب في تقلص مداره.

تتكرر دورة انحراف الكوكب وميله بشكل متكرر، مما يؤدي إلى إبطاء تطور شبه المحور الرئيسي للكوكب. [27] إذا انكمش مدار الكوكب بدرجة كافية لإبعاده عن تأثير النجم البعيد، تنتهي دورات كوزاي. ثم يتقلص مداره بسرعة أكبر حيث يصبح دائريًا مديًا. يمكن أن يصبح مدار الكوكب أيضًا رجعيًا بسبب هذه العملية. يمكن أن تحدث دورات كوزاي أيضًا في نظام به كوكبان لهما ميلان مختلفان بسبب التشتت الجاذبي بين الكواكب ويمكن أن يؤدي ذلك إلى كواكب ذات مدارات رجعية. [28] [29]

الهجرة التي يقودها الكوكب الصغير

يمكن أن يتغير مدار الكوكب بسبب اللقاءات الجاذبية مع عدد كبير من الكواكب الصغيرة. الهجرة التي يقودها الكواكب الصغيرة هي نتيجة لتراكم عمليات نقل الزخم الزاوي أثناء اللقاءات بين الكواكب الصغيرة والكوكب. بالنسبة للقاءات الفردية، فإن كمية الزخم الزاوي المتبادل واتجاه التغيير في مدار الكوكب يعتمدان على هندسة اللقاء. بالنسبة لعدد كبير من اللقاءات، يعتمد اتجاه هجرة الكوكب على متوسط ​​الزخم الزاوي للكواكب الصغيرة بالنسبة للكوكب. إذا كان أعلى، على سبيل المثال قرص خارج مدار الكوكب، يهاجر الكوكب إلى الخارج، وإذا كان أقل، يهاجر الكوكب إلى الداخل. تعتمد هجرة كوكب يبدأ بزخم زاوي مماثل للقرص على المصارف المحتملة ومصادر الكواكب الصغيرة. [30]

بالنسبة لنظام كوكبي واحد، لا يمكن فقدان الكواكب الصغيرة إلا (الغرق) بسبب قذفها، مما قد يتسبب في هجرة الكوكب إلى الداخل. في أنظمة الكواكب المتعددة، يمكن للكواكب الأخرى أن تعمل كمصارف أو مصادر. يمكن إزالة الكواكب الصغيرة من تأثير الكوكب بعد مواجهة كوكب مجاور أو نقلها إلى تأثير ذلك الكوكب. تتسبب هذه التفاعلات في تباعد مدارات الكوكب حيث يميل الكوكب الخارجي إلى إزالة الكواكب الصغيرة ذات الزخم الأكبر من تأثير الكوكب الداخلي أو إضافة الكواكب الصغيرة ذات الزخم الزاوي الأقل، والعكس صحيح. تعمل رنينات الكوكب أيضًا كمصدر، حيث يتم ضخ انحرافات الكواكب الصغيرة حتى تتقاطع مع الكوكب. أخيرًا، تعمل هجرة الكوكب كمصرف ومصدر للكواكب الصغيرة الجديدة مما يخلق ردود فعل إيجابية تميل إلى مواصلة هجرتها في الاتجاه الأصلي. [30]

يمكن أن تتباطأ الهجرة التي يقودها الكواكب الصغيرة إذا فقدت الكواكب الصغيرة في أحواض مختلفة بشكل أسرع من مواجهة الكواكب الصغيرة الجديدة بسبب مصادرها. قد تستمر إذا دخلت الكواكب الصغيرة الجديدة تأثيرها بشكل أسرع من فقدها. إذا كانت الهجرة المستدامة بسبب هجرتها فقط، فإنها تسمى هجرة جامحة. إذا كانت بسبب فقدان الكواكب الصغيرة لتأثير كوكب آخر، فإنها تسمى هجرة قسرية. [30] بالنسبة لكوكب واحد يدور في قرص كوكبي، فإن الأطر الزمنية الأقصر للقاءات مع الكواكب الصغيرة ذات المدارات الأقصر تؤدي إلى لقاءات أكثر تكرارًا مع الكواكب الصغيرة ذات الزخم الزاوي الأقل والهجرة الداخلية للكوكب. [31] ومع ذلك، يمكن أن تكون الهجرة التي يقودها الكواكب الصغيرة في قرص غازي إلى الخارج لمجموعة معينة من أحجام الكواكب الصغيرة بسبب إزالة الكواكب الصغيرة ذات الفترة الأقصر بسبب سحب الغاز. [32]

التقاط الرنين

يمكن أن تؤدي هجرة الكواكب إلى احتجاز الكواكب في الرنينات وسلاسل الرنينات إذا تقاربت مداراتها. يمكن أن تتقارب مدارات الكواكب إذا توقفت هجرة الكوكب الداخلي عند الحافة الداخلية للقرص الغازي، مما يؤدي إلى نظام من الكواكب الداخلية ذات المدارات الضيقة؛ [33] أو إذا توقفت الهجرة في منطقة التقارب حيث يتم إلغاء عزم الدوران الذي يدفع الهجرة من النوع الأول، على سبيل المثال بالقرب من خط الجليد، في سلسلة من الكواكب الأكثر بعدًا. [34]

يمكن أن تؤدي اللقاءات الجاذبية أيضًا إلى أسر الكواكب ذات الانحرافات الكبيرة في الرنين. [35] في فرضية الالتواء الكبير، تتوقف هجرة المشتري وتنعكس عندما يأسر زحل في رنين خارجي. [36] ربما منع توقف هجرة المشتري وزحل وأسر أورانوس ونبتون في المزيد من الرنين تكوين نظام مضغوط من الكواكب العملاقة المشابهة للعديد من تلك التي وجدها كبلر. [37] يمكن أن تؤدي هجرة الكواكب إلى الخارج أيضًا إلى أسر الكواكب الصغيرة في الرنين مع الكوكب الخارجي؛ على سبيل المثال الأجسام الرنانة عبر نبتون في حزام كايبر. [38]

على الرغم من أن هجرة الكواكب من المتوقع أن تؤدي إلى أنظمة ذات سلاسل من الكواكب الرنانة، فإن معظم الكواكب الخارجية ليست في حالة رنين. يمكن تعطيل سلاسل الرنين بسبب عدم الاستقرار الجاذبي بمجرد تبدد قرص الغاز. [39] يمكن للتفاعلات مع الكواكب الصغيرة المتبقية أن تكسر رنينات الكواكب ذات الكتلة المنخفضة مما يتركها في مدارات خارج الرنين قليلاً. [40] يمكن أن تؤدي التفاعلات المدية مع النجم والاضطراب في القرص والتفاعلات مع أعقاب كوكب آخر أيضًا إلى تعطيل الرنين. [41] يمكن تجنب التقاط الرنين للكواكب الأصغر من نبتون ذات المدارات اللامركزية. [42]

في النظام الشمسي

محاكاة تظهر الكواكب الخارجية وحزام كايبر: (أ) قبل الرنين 2:1 بين المشتري وزحل. (ب) تشتت أجسام حزام كايبر في النظام الشمسي بعد التحول المداري لنبتون. (ج) بعد طرد أجسام حزام كايبر بواسطة المشتري [22]

هجرة الكواكب الخارجية هي سيناريو مقترح لشرح بعض الخصائص المدارية للأجسام في المناطق الخارجية للنظام الشمسي. [43] بعد نبتون ، يستمر النظام الشمسي في حزام كايبر ، والقرص المبعثر ، وسحابة أورت ، وهي ثلاث مجموعات متفرقة من الأجسام الجليدية الصغيرة التي يُعتقد أنها نقاط الأصل لمعظم المذنبات المرصودة . على مسافة من الشمس، كان التراكم بطيئًا جدًا للسماح للكواكب بالتشكل قبل تشتت السديم الشمسي ، لأن القرص الأولي يفتقر إلى كثافة كتلة كافية للاندماج في كوكب. يقع حزام كايبر بين 30 و 55 وحدة فلكية من الشمس، بينما يمتد القرص المبعثر الأبعد إلى أكثر من 100 وحدة فلكية، [43] وتبدأ سحابة أورت البعيدة عند حوالي 50000 وحدة فلكية. [44]

وفقًا لهذا السيناريو، كان حزام كايبر في الأصل أكثر كثافة وأقرب إلى الشمس: فقد احتوى على ملايين الكواكب الصغيرة، وكان له حافة خارجية على بعد حوالي 30 وحدة فلكية، وهي المسافة الحالية لكوكب نبتون. بعد تكوين النظام الشمسي ، استمرت مدارات جميع الكواكب العملاقة في التغير ببطء، متأثرة بتفاعلها مع العدد الكبير من الكواكب الصغيرة المتبقية. بعد 500-600 مليون سنة (منذ حوالي 4 مليارات سنة)، عبر كوكب المشتري وزحل بشكل متباعد الرنين المداري 2:1 ، حيث دار زحل حول الشمس مرة واحدة لكل مدارين حول المشتري. [43] أدى هذا التقاطع الرنيني إلى زيادة انحرافات كوكبي المشتري وزحل وزعزعة استقرار مداري أورانوس ونبتون. تلا ذلك لقاءات بين الكواكب مما تسبب في اندفاع نبتون عبر أورانوس وحرثه في حزام الكواكب الصغيرة الكثيف. تناثرت الكواكب غالبية الأجسام الجليدية الصغيرة إلى الداخل، بينما تحركت هي نفسها إلى الخارج. ثم تبعثرت هذه الكواكب الصغيرة عن الكوكب التالي الذي واجهته بنفس الطريقة، مما أدى إلى تحريك مدارات الكواكب إلى الخارج أثناء تحركها إلى الداخل. [45] استمرت هذه العملية حتى تفاعلت الكواكب الصغيرة مع كوكب المشتري، الذي أرسلته جاذبيته الهائلة إلى مدارات إهليلجية للغاية أو حتى طردتها تمامًا من النظام الشمسي. تسبب هذا في تحرك كوكب المشتري قليلاً إلى الداخل. يفسر سيناريو التشتت هذا الكتلة المنخفضة الحالية لسكان ما وراء نبتون. على النقيض من الكواكب الخارجية، لا يُعتقد أن الكواكب الداخلية هاجرت بشكل كبير على مدار عمر النظام الشمسي، لأن مداراتها ظلت مستقرة بعد فترة الاصطدامات العملاقة . [46]

انظر أيضا

ملحوظات

  1. ^ إركولانو، ب.؛ باسكوتشي، آي. (2017). "تشتت الأقراص المكونة للكواكب: النظرية تواجه الملاحظات". الجمعية الملكية للعلوم المفتوحة . 4 (2): 170114. arXiv : 1704.00214 . Bibcode :2017RSOS....470114E. doi :10.1098/rsos.170114. PMC  5414277. PMID  28484640 .
  2. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, JJ (2018). "تكوين الكواكب العملاقة". في Deeg H., Belmonte J. (محرر). Handbook of Exoplanets . Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. ص. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Bibcode :2018haex.bookE.140D. doi :10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  3. ^ abcd Lubow, SH; Ida, S. (2011). "هجرة الكواكب". في Seager, S. (محرر). الكواكب الخارجية . مطبعة جامعة أريزونا، توسان، أريزونا. ص. 347-371. arXiv : 1004.4137 . Bibcode :2010exop.book..347L.
  4. ^ Paardekooper, S.-J.; Mellema, G. (2006). "إيقاف هجرة الكواكب من النوع الأول في الأقراص غير المتساوية الحرارة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 459 (1): L17–L20. arXiv : astro-ph/0608658 . Bibcode :2006A&A...459L..17P. doi :10.1051/0004-6361:20066304. S2CID  15363298.
  5. ^ Brasser, R.; Bitsch, B.; Matsumura, S. (2017). "إنقاذ الكواكب العملاقة: التفاعل بين تراكم الحصى والهجرة من النوع الأول". المجلة الفلكية . 153 (5): 222. arXiv : 1704.01962 . Bibcode :2017AJ....153..222B. doi : 10.3847/1538-3881/aa6ba3 . S2CID  : 119065760.
  6. ^ abcde D'Angelo, G.; Lubow, SH (2010). "عزم دوران القرص الكوكبي ثلاثي الأبعاد في قرص متساوي الحرارة محليًا". مجلة الفيزياء الفلكية . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . رمز Bibcode :2010ApJ...724..730D. doi :10.1088/0004-637X/724/1/730. S2CID  119204765.
  7. ^ تاناكا، هـ.؛ تاكيوتشي، ت.؛ وارد، دبليو آر (2002). "التفاعل ثلاثي الأبعاد بين كوكب وقرص غازي متساوي الحرارة: الأول. الدوران المشترك وعزم دوران ليندبلاد وهجرة الكواكب". المجلة الفلكية الفيزيائية . 565 (2): 1257-1274. رمز Bibcode :2002ApJ...565.1257T. doi : 10.1086/324713 .
  8. ^ ليجا، إي.؛ موربيديلي، إيه.؛ بيتش، بي.؛ كريدا، إيه.؛ سولاجي، جيه. (2015). "الهجرة الخارجية للكواكب في الأقراص النجمية المشعة ثلاثية الأبعاد". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 452 (2): 1717-1726. arXiv : 1506.07348 . Bibcode : 2015MNRAS.452.1717L. doi : 10.1093/mnras/stv1385 . S2CID  119245398.
  9. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In-situ and ex-situ formation models of Kepler 11 planets". The Astrophysical Journal . 828 (1). id. 33 (32 pp.). arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  10. ^ بينيتيز لامباي، بابلو؛ ماسيت، فريديريك؛ الأماكن القريبة : سزولاجي ، جوديت (2015). “تسخين الكوكب يمنع الهجرة الداخلية لقلوب الكواكب”. طبيعة . 520 (7545): 63-65. أرخايف : 1510.01778 . بيب كود :2015Natur.520...63B. دوى :10.1038/طبيعة14277. بميد  25832403. S2CID  4466971.
  11. ^ ab D'Angelo, G.; Kley, W.; Henning T. (2003). "Orbital migration and mass accretion of protoplanets in three-dimensional global computations with nested grids". مجلة الفيزياء الفلكية . 586 (1): 540–561. arXiv : astro-ph/0308055 . Bibcode :2003ApJ...586..540D. doi :10.1086/367555. S2CID  14484931.
  12. ^ abcdef D'Angelo, G.; Lubow, SH (2008). "تطور الكواكب المهاجرة الخاضعة لتراكم الغاز". مجلة الفيزياء الفلكية . 685 (1): 560–583. arXiv : 0806.1771 . Bibcode :2008ApJ...685..560D. doi :10.1086/590904. S2CID  84978.
  13. ^ أرميتاج، فيليب ج. (2007). "ملاحظات محاضرة حول تكوين وتطور الأنظمة الكوكبية في وقت مبكر". arXiv : astro-ph/0701485 . Bibcode :2007astro.ph..1485A. {{cite journal}}: تتطلب المجلة الاستشهاد بها |journal=( مساعدة )
  14. ^ لوبو، س.؛ دانجيلو، ج. (2006). "تدفق الغاز عبر الفجوات في الأقراص الكوكبية الأولية". مجلة الفيزياء الفلكية . 641 (1): 526-533. arXiv : astro-ph/0512292 . رمز Bibcode :2006ApJ...641..526L. doi :10.1086/500356. S2CID  119541915.
  15. ^ ماسيه، ف. س؛ دانجيلو، ج.؛ كلاي، و. (2006). "حول هجرة النوى الصلبة الأولية". مجلة الفيزياء الفلكية . 652 (1): 730-745. arXiv : astro-ph/0607155 . رمز Bibcode :2006ApJ...652..730M. doi :10.1086/507515. S2CID  17882737.
  16. ^ D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H.; Bate, Matthew R. (2006). "تطور الكواكب العملاقة في الأقراص اللامركزية". مجلة الفيزياء الفلكية . 652 (2): 1698–1714. arXiv : astro-ph/0608355 . Bibcode :2006ApJ...652.1698D. doi :10.1086/508451. S2CID  53135965.
  17. ^ abcd Masset, FS; Papaloizou, JCB (2003). "الهجرة الجامحة وتكوين كواكب المشتري الساخنة". مجلة الفيزياء الفلكية . 588 (1): 494–508. arXiv : astro-ph/0301171 . Bibcode :2003ApJ...588..494M. doi :10.1086/373892. S2CID  7483596.
  18. ^ ab D'Angelo, G.; Bate, MRB; Lubow, SH (2005). "اعتماد معدلات هجرة الكواكب الأولية على عزم الدوران المشترك". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 358 (2): 316–332. arXiv : astro-ph/0411705 . Bibcode :2005MNRAS.358..316D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08866.x . S2CID  14640974.
  19. ^ Pierens, A.; Raymond, SN (2016). "هجرة الكواكب المتراكمة في الأقراص الإشعاعية من عزم الدوران الديناميكي". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 462 (4): 4130–4140. arXiv : 1608.08756 . Bibcode : 2016MNRAS.462.4130P. doi : 10.1093/mnras/stw1904 . S2CID  119225370.
  20. ^ R. Cloutier; MK. Lin (2013). "الهجرة المدارية للكواكب العملاقة الناجمة عن فجوات غير مستقرة جاذبيًا: تأثير كتلة الكوكب". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 434 (1): 621-632. arXiv : 1306.2514 . Bibcode :2013MNRAS.434..621C. doi : 10.1093/mnras/stt1047 . S2CID  118322844.
  21. ^ EW Thommes؛ MJ Duncan؛ HF Levison (2002). "تكوين أورانوس ونبتون بين المشتري وزحل". المجلة الفلكية . 123 (5): 2862. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode :2002AJ....123.2862T. doi :10.1086/339975. S2CID  17510705.
  22. ^ ab Gomes, R.; Levison, HF; Tsiganis, K.; Morbidelli, A. (2005). "أصل فترة القصف الثقيل المتأخر الكارثي للكواكب الأرضية" (PDF) . Nature . 435 (7041): 466–469. Bibcode :2005Natur.435..466G. doi : 10.1038/nature03676 . PMID  15917802. S2CID  4398337. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2011-05-25 . تم الاسترجاع في 2008-06-08 .
  23. ^ فورد، إريك ب.؛ راسيو، فريدريك أ. (2008). "أصول الكواكب الخارجية الشاذة: اختبار نموذج تشتت الكواكب". مجلة الفيزياء الفلكية . 686 (1): 621-636. arXiv : astro-ph/0703163 . Bibcode :2008ApJ...686..621F. doi :10.1086/590926. S2CID  15533202.
  24. ^ رايموند، شون ن.؛ بارنز، روري؛ فيراس، ديميتري؛ أرميتاج، فيليب ج.؛ جورليك، نويل؛ جرينبرج، ريتشارد (2009). "تشتت الكواكب يؤدي إلى أنظمة كوكبية مكتظة بإحكام". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 696 (1): L98–L101. arXiv : 0903.4700 . Bibcode :2009ApJ...696L..98R. doi :10.1088/0004-637X/696/1/L98. S2CID  17590159.
  25. ^ رايموند، شون ن.؛ أرميتاج، فيليب ج.؛ جورليك، نويل (2010). "تشتت الكواكب في الأقراص الكوكبية: الجزء الثاني. التنبؤات للأنظمة الكوكبية الخارجية خارج المجموعة الشمسية". مجلة الفيزياء الفلكية . 711 (2): 772-795. arXiv : 1001.3409 . رمز Bibcode :2010ApJ...711..772R. doi :10.1088/0004-637X/711/2/772. S2CID  118622630.
  26. ^ جاكسون، برايان؛ جرينبيرج، ريتشارد؛ بارنز، روري (4 يناير 2008). "التطور المدّي للكواكب الخارجية القريبة". arXiv : 0801.0716 [astro-ph]. قُدِّم [للنشر] في 4 يناير 2008
  27. ^ فابريكي، دانييل؛ تريمين، سكوت (2007). "تقلص المدارات الثنائية والكوكبية بواسطة دورات كوزاي مع الاحتكاك المدّي". مجلة الفيزياء الفلكية . 669 (2): 1298-1315. arXiv : 0705.4285 . Bibcode :2007ApJ...669.1298F. doi :10.1086/521702. S2CID  12159532.
  28. ^ Naoz, Smadar; Farr, Will M.; Lithwick, Yoram; Rasio, Frederic A.; Teyssandier, Jean (2011). "كواكب المشترى الساخنة من التفاعلات الكوكبية العلمانية". Nature . 473 (7346): 187–189. arXiv : 1011.2501 . Bibcode :2011Natur.473..187N. doi :10.1038/nature10076. PMID  21562558. S2CID  4424942.
  29. ^ Nagasawa, M.; Ida, S.; Bessho, T. (2008). "تكوين الكواكب الساخنة من خلال مزيج من تشتت الكواكب، والدوران المدّي، وآلية كوزاي". مجلة الفيزياء الفلكية . 678 (1): 498–508. arXiv : 0801.1368 . Bibcode :2008ApJ...678..498N. doi :10.1086/529369. S2CID  14210085.
  30. ^ abc Levison, HF; Morbidelli, A.; Gomes, R.; Backman, D. (2007). "Planet Migration in Planetesimal Disks" (PDF) . Protostars and Planets V. University of Arizona Press. pp. 669–684 . تم الاسترجاع في 6 أبريل 2017 .
  31. ^ كيرش، ديفيد ر.؛ دنكان، مارتن؛ براسر، رامون؛ ليفيسون، هارولد ف. (2009). "محاكاة هجرة الكواكب المدفوعة بتشتت الكواكب الصغيرة". إيكاروس . 199 (1): 197-209. رمز Bibcode :2009Icar..199..197K. doi :10.1016/j.icarus.2008.05.028.
  32. ^ كابوبيانكو، كريستوفر سي؛ دنكان، مارتن؛ ليفيسون، هارولد ف. (2011). "هجرة الكواكب التي تحركها الكواكب الصغيرة في وجود قرص غازي". إيكاروس . 211 (1): 819–831. arXiv : 1009.4525 . Bibcode :2011Icar..211..819C. doi :10.1016/j.icarus.2010.09.001. S2CID  118583564.
  33. ^ Cossou, Cchristophe; Raymond, Sean N.; Hersant, Franck; Pierens, Arnaud (2014). "الكواكب العملاقة الساخنة ونوى الكواكب العملاقة من تواريخ هجرة مختلفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 569 : A56. arXiv : 1407.6011 . Bibcode :2014A&A...569A..56C. doi :10.1051/0004-6361/201424157. S2CID  118845477.
  34. ^ Cossou, C.; Raymond, SN; Pierens, A. (2013). "مناطق التقارب للهجرة من النوع الأول: تحول داخلي لأنظمة كوكبية متعددة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 553 : L2. arXiv : 1302.2627 . Bibcode :2013A&A...553L...2C. doi :10.1051/0004-6361/201220853. S2CID  67764633.
  35. ^ رايموند، شون ن.؛ بارنز، روري؛ أرميتاج، فيليب ج.؛ جورليك، نويل (2008). "رنينات الحركة المتوسطة من تشتت الكواكب". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 687 (2): L107. arXiv : 0809.3449 . رمز Bibcode : 2008ApJ...687L.107R. doi : 10.1086/593301. S2CID  13063710.
  36. ^ والش، كيفن جيه؛ موربيديلي، أليساندرو؛ رايموند، شون إن؛ أوبراين، ديفيد بي؛ مانديل، آفي إم. (2011). "كتلة منخفضة للمريخ من هجرة المشتري المبكرة المدفوعة بالغاز". نيتشر . 475 (7355): 206-209. أركسيف : 1201.5177 . رمز Bibcode : 2011Natur.475..206W. doi : 10.1038/nature10201. PMID  21642961. S2CID  4431823.
  37. ^ إيزيدورو، أندريه؛ رايموند، شون ن.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ هيرسانت، فرانك؛ بيرينز، أرنو (2015). "الكواكب الغازية العملاقة كحواجز ديناميكية أمام الكواكب العملاقة المهاجرة إلى الداخل". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 800 (2): L22. arXiv : 1501.06308 . رمز Bibcode : 2015ApJ...800L..22I. doi : 10.1088/2041-8205/800/2/L22. S2CID  118380596.
  38. ^ مالهوترا، رينو (1995). "أصل مدار بلوتو: التداعيات على النظام الشمسي خارج نبتون". المجلة الفلكية . 110 : 420. arXiv : astro-ph/9504036 . Bibcode :1995AJ....110..420M. doi :10.1086/117532. S2CID  10622344.
  39. ^ إيزيدورو، أندريه؛ أوغيهارا، ماساهيرو؛ رايموند، شون ن.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ بيرينز، أرنو؛ بيتش، بيرترام؛ كوسو، كريستوف؛ هيرسانت، فرانك (2017). "كسر السلاسل: أنظمة الأرض الفائقة الساخنة من الهجرة وتعطيل السلاسل الرنانة المدمجة". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 470 (2): 1750-1770. arXiv : 1703.03634 . Bibcode : 2017MNRAS.470.1750I. doi : 10.1093/mnras/stx1232 . S2CID  119493483.
  40. ^ Chatterjee, Sourav; Ford, Eric B. (2015). "تفاعلات الكواكب الصغيرة يمكن أن تفسر نسب الفترات الغامضة للكواكب الصغيرة القريبة من الرنين". مجلة الفيزياء الفلكية . 803 (1): 33. arXiv : 1406.0521 . Bibcode :2015ApJ...803...33C. doi :10.1088/0004-637X/803/1/33. S2CID  118411464.
  41. ^ Baruteau, C.; Crida, A.; Paardekooper, S.-M.; Masset, F.; Guilet, J.; Bitsch, B.; Nelson, R.; Kley, W.; Papaloizou, J. (2014). "Planet-Disk Interactions and Early Evolution of Planetary Systems". Protostars and Planets VI . University of Arizona Press. ص. 667–689. arXiv : 1312.4293 . Bibcode :2014prpl.conf..667B. doi :10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240. S2CID  67790867.
  42. ^ بان، مارغريت؛ شليشتينج، هيلك إي. (2017). "تجنب التقاط الرنين في الأنظمة الخارجية متعددة الكواكب". arXiv : 1704.07836 [astro-ph.EP].
  43. ^ abc Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; van Laerhoven, Christa; et al. (2007). "أصل بنية حزام كايبر أثناء عدم الاستقرار الديناميكي في مدارات أورانوس ونبتون". Icarus . 196 (1): 258. arXiv : 0712.0553 . Bibcode :2008Icar..196..258L. doi :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  44. ^ أليساندرو موربيديلي (2005). "أصل وتطور المذنبات وخزاناتها الديناميكية". arXiv : astro-ph/0512256 .
  45. ^ تايلور، جي. جيفري (21 أغسطس 2001). "أورانوس ونبتون وجبال القمر". اكتشافات أبحاث علوم الكواكب . معهد هاواي للجيوفيزياء وعلم الكواكب. مؤرشف من الأصل في 22 أكتوبر 2018. تم الاسترجاع في 1 فبراير 2008 .
  46. ^ لين، دوغلاس إن سي (مايو 2008). "التكوين الفوضوي للكواكب" . مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 298، العدد 5. ص 50-59. رمز المرجع : 2008SciAm.298e..50C. PMID  18444325. مؤرشف من الأصل في 2008-11-19 . تم الاسترجاع في 2008-06-08 .

مراجع

تم الاسترجاع من "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=الهجرة_الكواكبية&oldid=1244201748"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate