Migrația orbitală

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Migrația orbitală este definită ca o modificare semnificativă a parametrilor orbitali ai unei planete sau a unui satelit natural (de obicei axa semi-majoră a orbitei ) în comparație cu valorile pe care le avea inițial în momentul formării sale. Numeroase procese pot sta la baza unui astfel de eveniment.

În prezent, cea mai acceptată teorie privind formarea și evoluția sistemului solar , pornind de la un disc protoplanetar , prezice că planetele nu se pot forma prea aproape de steaua lor mamă, deoarece nu există suficientă masă disponibilă pe disc și temperatura este prea mare. pentru a permite formarea de gheață sau stâncoase planetezimale .

Pe de altă parte, planetele cu o masă similară cu Pământul pot suferi migrație centripetă dacă se formează atunci când discul de gaz este încă prezent. Acest fenomen poate influența formarea nucleului planetelor uriașe (adică cu o masă de aproximativ zece mase terestre) dacă aceste corpuri sunt formate prin acreție . Migrația orbitală pare să fie cea mai probabilă explicație pentru perioadele orbitale de câteva zile ale Jupiterilor fierbinți .

Tipuri de discuri

Un disc protoplanetar în jurul unei stele foarte tinere născută în Nebuloasa Orion .

Migrarea orbitală ar fi putut fi legată de configurația discului în momentul formării planetare.

Creșterea în prezența unui disc protoplanetar

Discurile protoplanetare din jurul stelelor tinere au o durată de viață de câteva milioane de ani. Dacă se formează planete de dimensiuni terestre sau mai mari în timp ce o parte din gaz este încă prezentă, se crede că planeta poate ceda o parte din impulsul său unghiular norului de praf care o înconjoară, mișcându-se astfel treptat spre o orbită cea mai interioară.

Discul planetesimalelor

În timpul ultimei faze a dezvoltării planetare, planetesimalele și protoplanetele pot interacționa gravitațional într-un mod haotic, ducând deseori la devierea corpurilor minore pe diferite orbite. Acest lucru determină un schimb de impuls unghiular între planete și planetesimale care implică o migrație orbitală, care poate fi fie centrifugă, fie centripetă.

Se crede că migrația exterioară a lui Neptun a provocat capturarea gravitațională a lui Pluton și a celorlalți plutonii prin plasarea lor în rezonanță orbitală 3: 2 cu Neptun.

Tipuri de migrație

Simularea migrației planetelor exterioare și a centurii Kuiper.
a) Înaintea rezonanței 2: 1 dintre Jupiter și Saturn ;
b) Dispersia obiectelor centurii Kuiper după migrarea orbitală a lui Neptun ;
c) Apariția centurii Kuiper după expulzarea asteroizilor de către Jupiter; [1] (orbita lui Jupiter în verde - orbita lui Saturn în portocaliu - orbite ale lui Uranus și Neptun în albastru deschis și albastru închis).

În prezent există trei modele principale propuse pentru a explica migrația orbitală. [2] [3]

Migrația de tip I.

Planetele cu masă terestră induc unde spirale de densitate în gazul care le înconjoară sau în discul planetesimalelor. Se stabilește un dezechilibru de forțe între spiralele interne și externe ale orbitei planetei; foarte des undele externe au un moment mai mare decât cele interne, astfel încât planeta își pierde impulsul unghiular și tinde să se deplaseze spre orbite mai interne.

Migrația de tip II

Planetele cu mai mult de zece mase ale Pământului sunt capabile să curețe centura de disc care le înconjoară, creând astfel o discontinuitate care pune capăt migrației de tip I. Cu toate acestea, în timp, materialul nou continuă să intre în decalaj deplasând astfel planeta și separarea acesteia. bandă spre mai multe orbite interne. Aceasta este una dintre cele mai creditate ipoteze pentru formarea majorității planetelor fierbinți ale lui Jupiter .

Răspândirea gravitațională

Un alt mecanism posibil pentru mișcarea planetelor pe orbite caracterizate printr-o rază mai mare este împrăștierea gravitațională cauzată de planetele mai masive. În sistemul nostru solar , Uranus și Neptun ar fi putut experimenta o dispersie gravitațională similară a orbitelor lor originale după întâlniri strânse cu Jupiter sau Saturn. [4] [5] Planetesimalele care s-au format deja în nebuloasa solară din care a apărut sistemul solar, fiind de masă mult mai mică decât cea a lui Uranus și Neptun, au suferit o dispersie mult mai accentuată care le-a mutat și mai mult dincolo de spațiu spre centura Kuiper și norul Oort . 90377 Sedna este un exemplu rezonabil al acestui fenomen, împreună cu celelalte obiecte mai mici care au fost inițial împrăștiate și apoi grupate în norul Oort.

Acest mecanism este o altă posibilă explicație a orbitelor Jupiterilor fierbinți și, în special, a Jupiterilor excentrici . Trei sau mai multe giganți gazoși nou formați formează un sistem de n-corpuri care, pe termen lung, prin urmare, atunci când se finalizează formarea planetară, are ca rezultat expulzarea uneia sau mai multor planete pe orbite hiperbolice, în detrimentul energiei orbitale a restului cele pe care astfel le stabilizează pe orbite mai înguste și mai excentrice. Acest model se numește Model Giovi leaping ( scenariu Jupiter englez-englez ).

Efecte asupra sistemului solar

Migrația planetelor exterioare a fost ipotezată pentru a explica existența și proprietățile regiunilor ultraperiferice ale sistemului solar. [6] Dincolo de Neptun, sistemul solar continuă cu obiecte transneptuniene , subdivizate în centura Kuiper, disc difuz și nor Oort, trei grupări de mici corpuri înghețate considerate locul de origine al majorității cometelor. Având în vedere distanța lor față de Soare și densitatea nu excesivă a discului inițial, acreția a fost un proces prea lent pentru a permite formarea planetelor înainte de dispersia nebuloasei solare .

Centura Kuiper este situată la 30 și 55 UA de Soare, în timp ce discul difuz se extinde la peste 100 UA [6], iar cel mai îndepărtat nor Oort începe la aproximativ 50.000 UA. [7] La început, însă, centura Kuiper era mult mai densă și mai aproape de Soare; conținea milioane de planetesimale și marginea sa exterioară a ajuns la aproximativ 30 UA, unde se află în prezent Neptun.

Educaţie

Centura de asteroizi dintre Marte și Jupiter.

Paul Cresswell și Richard Nelson (doi astronomi britanici), grație simulărilor numerice pe computer , au încercat să definească cantitativ modul în care protoplanetele uriașe gazoase, dintr-un sistem planetar, migrează spre centrul complexului, adică spre steaua centrală.

În prezent, modelul care limitează procesele de formare la trei este adoptat ca model pentru formarea planetelor .

Primul este fenomenul prin care micro-boabe de pulberi și picături de lichid tind să se agregeze pentru a forma corpuri cu diametrul de până la un kilometru.

Al doilea este creșterea continuă care conduce formațiunile minore să crească pentru a forma planetesimale cu dimensiuni cuprinse între 100 și 1000 de kilometri.

În cel de-al treilea proces, planetele majore încep să predomine în detrimentul celor mai mici și își măresc masa prin încorporarea a tot ceea ce le înconjoară până devin planete de tip terestru și nuclei protoplanetari ai giganților gazoși dincolo de o orbită de 3 ua . Acestea interacționează cu discul protoplanetar gazos și în aproximativ 100.000 de ani încep o mișcare spre interior. Cu toate acestea, timpul de 100.000 de ani este prea scurt pentru a avea loc formarea unui gigant gazos.

Cresswell și Nelson au început să observe ce se întâmplă cu formarea planetelor atunci când sunt scufundate într-un disc protoplanetar gazos; grație simulărilor au ajuns la concluzia că doar 2% din cazurile de protoplanetă sunt proiectate spre exterior, în timp ce restul de 98% sunt prinse de rezonanțe orbitale și tind să se deplaseze spre centru, uneori fuzionând cu aceeași stea.

Cu toate acestea, întrebarea este încă deschisă și există mai multe întrebări la care trebuie să se răspundă în mod adecvat.

Cercetările recente efectuate de Laboratorul Lunar și Planetar (din Arizona ) au evidențiat modul în care planetele gigantice gazoase au jucat un rol important, dacă nu predominant, în schimbarea orbitelor asteroizilor . De fapt, în urmă cu aproximativ 4 miliarde de ani, Jupiter , Saturn , Uranus și Neptun în timpul mișcării lor care i-au adus în poziția lor actuală s-au ciocnit cu corpurile prezente acolo ( asteroizii , planetesimalele și cometele ) și pentru legea conservării energiei și a momentului unghiular au au fost forțați și au fost forțați să se deplaseze atât în ​​interior cât și în exteriorul sistemului solar, provocând o prelungire sau micșorare a orbitei sale.

De ceva timp încoace, s-au observat zone goale în centura de asteroizi, ale căror poziții sunt în rezonanță orbitală cu orbita lui Jupiter, un semn neechivoc al influenței planetei în acel moment, care a provocat o supărare a pozițiilor lor. și amestecându-le. Au fost observate și alte zone goale care nu puteau fi explicate decât cu teoria deplasării orbitale a gigantului gazos, care trecând prin el își modificase orbitele și apoi se stabilea în poziție. Toate acestea demonstrează că într-adevăr planetele gigantice și-au schimbat mișcarea în jurul Soarelui , migrând prin sistemul său și provocând modificări foarte substanțiale în orbitele asteroizilor, supărându-le până la crearea unui adevărat bombardament direct împotriva planetelor, un eveniment acum cunoscut ca un intens bombardament tardiv , din care putem observa și astăzi cicatricile, precum nenumăratele cratere de impact detectabile pe suprafața lunară, pe cea a lui Mercur și pe cea a celorlalți sateliți naturali ai sistemului nostru solar.

Notă

  1. ^ R. Gomes, HF Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli, Originea perioadei de bombardament greu tardiv cataclismic al planetelor terestre ( PDF ), în Nature , vol. 435, nr. 7041, 2005, pp. 466-9, Bibcode : 2005 Natur.435..466G , DOI : 10.1038 / nature03676 , PMID 15917802 .
  2. ^ W. Kley, 2000, Despre migrarea unui sistem de protoplanete . [ link broken ] , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volumul 313 , Numărul 4, pp. L47-L51.
  3. ^ G. Wuchterl, 2004, De la nori la sisteme de planete - Formarea și evoluțiile stelelor și planetelor . [ link rupt ]
  4. ^ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison, The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn , în Astronomical Journal , vol. 123, n. 5, 2002, p. 2862, Bibcode : 2002AJ .... 123.2862T , DOI : 10.1086 / 339975 , arXiv : astro-ph / 0111290 .
  5. ^ K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, HF Levison, 2005: Originea arhitecturii orbitale a planetelor gigantice ale sistemului solar , Natura, 435 , p. 459
  6. ^ a b Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Christa Van Laerhoven și colab., Originea structurii centurii Kuiper în timpul unei instabilități dinamice în orbitele lui Uranus și Neptun , în Icar , vol. 196, nr. 1, 2007, p. 258, Bibcode : 2008Icar..196..258L , DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 , arXiv : 0712.0553 .
  7. ^ Alessandro Morbidelli, 2005. Originea și evoluția dinamică a cometelor și a rezervoarelor lor

Bibliografie

  • F. Marzari și SJ Weidenschilling 2002. Planete extrasolare excentrice: modelul Jumping Jumping. Icar, 156, 570-580.
  • Weidenschilling, SJ; Marzari, F. Planete extrasolare gigantice? Salt Jupiterii! American Astronomical Society, întâlnirea DPS # 28, # 12.14; Buletinul Societății Americane de Astronomie, Vol. 28, p. 1113

Elemente conexe

Astronomie Portal Astronomie Puteți ajuta Wikipedia prin completarea lui Astronomie și Astrofizică
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Orbital_Migration&oldid=122499861 ”