惑星の移動

惑星の移動は、恒星の周りを公転する惑星やその他の天体がガスまたは微惑星の円盤と相互作用し、軌道パラメータ、特に軌道長半径が変化するときに発生します。惑星の移動は、ホット ジュピター(木星質量を持ちながら数日しか公転しない太陽系外惑星)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に受け入れられている理論では、そのような惑星は恒星のそれほど近くでは形成されないと予測されています。これは、そのような小さな半径では質量が不十分であり、温度が高すぎて岩石または氷の微惑星を形成できないためです。

また、地球型質量の惑星は、ガス円盤がまだ存在する間に形成されると、急速な内側への移動の影響を受ける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) がコア集積メカニズムによって形成される場合、そのコアの形成に影響を及ぼす可能性があります。

観測によると、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百万年から数百万年である。^[1] ガスがまだ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、その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できるため、軌道が徐々に変化する。局所的に等温の円盤では移動の方向は通常内向きであるが、エントロピー勾配を持つ円盤では外向きの移動が発生することがある。^[2]

惑星系形成の最終段階では、巨大な原始惑星と微惑星が重力的に無秩序に相互作用し、多くの微惑星が新しい軌道に投げ込まれます。その結果、惑星と微惑星の間で角運動量の交換が起こり、移動 (内側または外側) が起こります。海王星の外向きの移動は、冥王星と他の冥王星系が海王星との 3:2共鳴に共鳴する原因であると考えられています。

惑星の軌道が移動するメカニズムは多種多様であり、以下では、ディスク移動（タイプ I移動、タイプ II移動、またはタイプ III移動）、潮汐移動、微惑星駆動移動、重力散乱、およびKozai サイクルと潮汐摩擦として説明します。このタイプのリストは網羅的でも決定的でもないため、どのタイプの研究に最も都合が良いかに応じて、研究者によってメカニズムの区別が多少異なります。

メカニズムの分類は、主に、メカニズムが惑星の軌道との間でエネルギーや角運動量を効率的に転送できるよう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または再配置によって状況が変化すると、1 つの移行メカニズムが別のメカニズムに取って代わられるか、またはまったくなくなる可能性があります。後続のメカニズムがない場合、移行は (ほぼ) 停止し、恒星系は (ほぼ) 安定します。

ディスクの移動は、ディスク内に埋め込まれた十分に質量のある物体が周囲のディスクのガスに及ぼす重力によって発生し、密度分布が乱れる。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え、結果として軌道長半径やその他の軌道要素に変化をもたらす。時間の経過とともに軌道長半径が増加すると、外向きの移動、つまり恒星から離れる方向に移動することになり、その逆の動作は内向きの移動につながる。

ディスク移行の 3 つのサブタイプは、タイプ I、II、III として区別されます。番号は、順序や段階を示すものではありませ ん。

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 ディスク移動を起こす。リンドブラッド共鳴は、惑星の軌道の内側と外側の両方で、周囲のガスの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、したがっ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、ガスディスクの寿命である 100 万年に比べて移動のタイムスケールが短くなる傾向がある。^[3] 追加の共回転トルクは、惑星と同程度の周期で周回するガスによっても及ぼされる。惑星に取り付けられた基準フレームでは、このガスは馬蹄形の軌道を描き、前方または後方から惑星に近づくと方向が反転する。惑星の前方のガスの反転コースは、より大きな半長軸から発生し、惑星の後方のガスの反転コース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、惑星は角運動量を獲得する可能性がある。^{[4] [5]}

惑星の移動をタイプ I に近似できる質量は、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所では、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で、一部の惑星質量範囲とディスク条件に対して、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の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}ケプラー惑星のいくつかの形成と長期的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]

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 ディスク移動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、惑星の内側ではその逆の作用を及ぼし、それによって軌道の周囲からガスをはじく。タイプ I 状態では、粘性トルクがガスを補給し、急激な密度勾配を平滑化することで、この効果を効率的に打ち消すことができる。しかし、トルクが十分に強くなり、惑星の軌道付近の粘性トルクを克服すると、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、および惑星の質量に依存する。ガスが隙間を横切らない単純なシナリオでは、惑星の移動はディスクのガスの粘性進化に従う。内側のディスクでは、惑星は粘性タイムスケールで内側にらせん状に進み、恒星へのガスの集積に続く。この場合、移動速度は、通常、タイプ I の惑星の移動速度よりも遅くなります。ただし、外側のディスクでは、ディスクが粘性膨張している場合は、外側への移動が発生す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、部分的な隙間が開くと、タイプ I からタイプ II への移行は、おおよそ土星の質量で発生します。^{[11] [12]}

タイプ II の移動は、ホット ジュピターの形成に関する 1 つの説明です。^[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、ギャップを介したガスの継続的な流入があります。^[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、ローカル ディスク特性の影響を受けやすくなります。したがって、粘性ディスクでは、タイプ II の移動は通常、統一された形式でタイプ I の移動の修正された形式として説明できます。^{[12] [6]}タイプ I とタイプ II の移動間の遷移は一般にスムーズですが、スムーズな遷移からの逸脱も確認されています。^{[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摂動を引き起こすと、タイプ II の移動が遅くなったり、停止したり、逆行したり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、同じタイプのトルク（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、それらは単一の移動領域として解釈され、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乱れによって適切に修正されます。^{[12] [6]}

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のが特徴です。^{[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半径方向の動きによって駆動されます。惑星の半径方向の動きにより、共軌道領域のガスが移動し、惑星の先頭側と後続側のガスの間に密度の非対称が生じます。^{[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]}以前の解釈では、タイプ III の移動は、惑星の半径方向の動きと反対方向に惑星の軌道を横切るガスの流れに関連し、正のフィードバック ループが形成されました。 [ ^17]後のタイプIIの移動が惑星を後退させるのに効果的でない場合、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されることもあります。^[19]

惑星を大きな軌道半径上に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、軌道を変え、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可能性があります。

重力で散らばった惑星は、近日点が恒星に近い高度に偏心した軌道をとることがあり、恒星に生じる潮汐によって軌道が変化する可能性がある。これらの惑星の偏心率と傾斜角もこれらの遭遇中に励起され、近くを周回する太陽系外惑星の観測された偏心率分布に対する1つの説明となる。^[23]結果として生じる系は、安定限界に近い場合が多い。^[24]ニースモデルと同様に、微惑星の外側の円盤を持つ太陽系外惑星系も、微惑星駆動の移動中に共鳴交差に続いて動的不安定性を起こす可能性がある。遠方の軌道にある惑星の偏心率と傾斜角は、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]

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。惑星が恒星のすぐ近くを周回している場合、惑星の潮汐力によって恒星に膨らみが生じます。恒星の自転周期が惑星の軌道周期よりも長い場合、膨らみの位置は惑星と恒星の中心を結ぶ線より遅れ、惑星と恒星の間にトルクが生じます。その結果、惑星は角運動量を失い、その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、潮汐の強さは近日点に近いときに強くなります。惑星は近日点に近いときに最も減速し、遠日点が近日点よりも速く減少するため、離心率が減少します。ガスが消散するまで数百万年続く円盤の移動とは異なり、潮汐移動は数十億年にわたって継続します。近距離惑星の潮汐進化により、半径はガス星雲が消えたときの半分の大きさになります。^[26]

連星面に対して傾いている惑星の軌道は、コザイ周期と潮汐摩擦の組み合わせにより縮小することがあります。より遠い恒星との相互作用により、惑星の軌道はコザイ機構により離心率と傾斜角の交換を受けます。このプロセスにより、惑星の離心率が増大し、近日点が十分に低くなるため、恒星上の惑星間の強い潮汐力が増加します。恒星に近づくと、惑星は角運動量を失い、軌道が縮小します。

惑星の離心率と傾斜角は繰り返し周期的に変化し、惑星の半長軸の進化を遅らせます。^[27]惑星の軌道が遠方の恒星の影響から遠ざかるほどに縮小すると、コザイ周期は終了します。その後、惑星の軌道は潮汐力によって円形になり、より急速に縮小します。このプロセスにより、惑星の軌道が逆行することもあります。コザイ周期は、惑星間の重力散乱により傾斜角が異なる2つの惑星を持つシステムでも発生し、逆行軌道を持つ惑星が生じることがあります。^{[28] [29]}

惑星の軌道は、多数の微惑星との重力衝突により変化することがある。微惑星による移動は、微惑星と惑星との衝突中に角運動量の移動が蓄積された結果である。個々の衝突では、交換される角運動量と惑星の軌道の変化の方向は、衝突の幾何学的形状に依存する。多数の衝突では、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、たと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、低い場合は内側に移動する。円盤と同様の角運動量で始まる惑星の移動は、微惑星の潜在的なシンクとソースに依存する。^[30]

単一惑星系の場合、微惑星は放出によってのみ失われ（シンク）、その結果惑星は内側に移動する。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した後に惑星の影響から除去されるか、その惑星の影響下に移動される。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からより大きな運動量を持つ微惑星を除去したり、より角運動量の小さい微惑星を追加したりする傾向があるため、惑星の軌道が発散する。また、その逆もある。微惑星の離心率が惑星と交差するまでポンプアップされる惑星の共鳴もソースとして機能する。最後に、惑星の移動は、新しい微惑星のシンクとソースの両方として機能し、元の方向への移動を継続する傾向がある正のフィードバックを作成する。^[30]

微惑星による移動は、その発生源による新しい微惑星の出現よりも、さまざまなシンクへの微惑星の消失の方が速い場合、減衰する可能性がある。新しい微惑星が消失するよりも速くその影響範囲に入る場合、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、角運動量の少ない微惑星との遭遇が頻繁になり、惑星は内側に移動する。^[31]ただし、ガス円盤内の微惑星による移動は、ガス抵抗によるより短い周期の微惑星の除去のため、特定の範囲の微惑星サイズでは外向きになる可能性がある。^[32]

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、密に周回する内惑星のシステムが形成されると、惑星の軌道が収束する可能性がある。^[33]または、移動が収束ゾーンで停止し、タイプIの移動を推進するトルクが打ち消される場合、たとえば氷線の近くで、より遠い惑星の連鎖になる可能性がある。^[34]

重力の遭遇は、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る。^[35]グランドタック仮説では、木星の移動は、外側の共鳴で土星を捕獲したときに停止し、逆転する。^[36]木星と土星の移動の停止と、さらなる共鳴での天王星と海王星の捕獲は、ケプラーによって発見された多くのものと同様の超地球のコンパクトなシステムの形成を防いだ可能性がある。^[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る。たとえば、カイパーベルトの共鳴する海王星外縁天体など。 ^[38]

惑星の移動は共鳴惑星の連鎖を持つ系につながると予想されるが、ほとんどの太陽系外惑星は共鳴状態にはない。共鳴連鎖は、ガス円盤が消散すると重力不安定性によって乱される可能性がある。^[39]残った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、および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]

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] 海王星の向こう側では、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の間にあり、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、カイパーベルトはもともと密度が高く、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。太陽系の形成後、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、土星は木星の2周ごとに太陽の周りを1周した。^[43]この共鳴交差により、木星と土星の離心率が高まり、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、小さな氷の天体の大半を内側に散乱させ、同時にそれ自体は外側に移動した。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、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り、微惑星は高度に楕円形の軌道に乗せられたり、太陽系から完全に放出されたりした。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、海王星外惑星の現在の質量が低いことが説明される。外惑星とは対照的に、内惑星は太陽系の年齢とともに大幅に移動したとは考えられていない。これは、巨大衝突の期間の後、軌道が安定しているためである。^[46]

• 星雲仮説
• 不法惑星
• 潮汐力によって分離した系外衛星

• Goldreich, P.、および Tremaine, S. 1979、Astrophysical Journal、233、857
• リン、DNC、パパロイゾウ、J. 1979、王立天文学会月報、186、799
• ウォード、WR 1997、イカロス、126、261
• 田中 秀、竹内 孝、Ward、WR 2002、天体物理学ジャーナル、565、1257