Ośrodek międzygwiazdowy Obłok molekularny Globula Boka Mgławica ciemna Protostar Gwiazda zmienna typu T Tauri Gwiazda ciągu poprzedzającego sekwencje główne Herbig gwiazda Ae / Be Obiekt Herbig-Haro |
Funkcja masy początkowej Niestabilność grawitacyjna Mechanizm Kelvina-Helmholtza Hipoteza mgławicy Migracja planetarna |
Planetarny migracji lub migracji orbitalnej , ma miejsce, gdy planeta współdziała z dysku gazu lub planetoid krążących wokół gwiazdy. To oddziaływanie skutkuje modyfikacją parametrów orbitalnych obiektu, w szczególności jego półosi wielkiej . Zjawisko migracji planet jest najczęstszym wyjaśnieniem istnienia gorących Jowiszów , planet pozasłonecznych o masie Jowisza, ale o okresie orbitalnym trwającym zaledwie kilka dni.
Zjawisko to jest również przywoływane w teorii planet, oceanów .
Migracja planetarna typu I występuje, gdy zarodek planety o masie podobnej do masy Ziemi oddziałuje z falami gęstości, które wytwarza w otaczającym go gazie lub dysku planetozymalnym . Zwykle planeta traci moment pędu podczas interakcji z tymi falami, powodując migrację do wewnątrz (do gwiazdy macierzystej) stosunkowo szybko w porównaniu z okresem życia dysku (który zwykle wynosi około miliona d 'lat).
Planety o masie większej niż około 10 razy większa od masy Ziemi tworzą w dysku pierścieniową „dziurę”, czyli obszar o mniejszej gęstości, co kończy migrację typu I. Planeta jest wystarczająco masywna, aby utworzyć pierścieniowy obszar o znikomej gęstości na znacznej szerokości pewna ilość gazu spoza tego regionu wciąż dociera do sfery Hill planety, przyczyniając się do jej wzrostu.
Migracja jest przenoszona, gdy deficyt masy w regionie współorbitalnym staje się większy niż masa planety.
Phil Armitage, Film z symulacji numerycznej: otwarcie luk i migracja planet