İçeriğe atla

Gezegensel göç

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Yıldız oluşumu
Nesne sınıfları
Yıldızlararası madde
Moleküler bulut
Bart damlacığı
Karanlık bulutsu
Genç yıldız cismi
Önyıldız
T Tauri yıldızı
Anakol öncesi yıldız
Herbig Ae/Be yıldızları
Herbig-Haro cismi
Kuramsal kavramlar
İlk kütle işlevi
Jeans Kararsızlığı
Kelvin-Helmholtz mekanizması
Bulutsu varsayım
Gezegensel göç
Portal Astronomi portalı

Gezegensel göç, bir yıldızın çevresindeki bir gezegen veya diğer bir nesnenin yakın bölgelerdeki gezegenimsiler veya gaz diski ile etkileşime girmesi sonucu özellikle yarı büyük eksenleri veya diğer yörünge parametlerinin bozuluma uğramasıyla meydana gelmektedir. Gezegensel göç, sıcak Jüpiterlerin (Jüpiter kütleli ancak yörüngeleri yalnızca birkaç günlük ötegezegenler) en olası açıklamasıdır. Ön gezegen diskinden gezegen oluşumuna ilişkin genel kabul gören teori, bu tür dev gezegenlerin yıldızlarına bu kadar yakın oluşamayacağını, nitekim bu kadar küçük yarıçaplarda yeterli kütle bulunmadığını ve sıcaklığın kayalık veya buzlu gezegenimsilerin oluşumuna izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu öngörmektedir.

Karasal kütleli gezegenler, gaz diski hala mevcutken oluşurlarsa hızlı bir şekilde yıldızına, yani içe doğru göçe maruz kalabilirler. Bu durum, eğer bu gezegenler çekirdek birikim mekanizması yoluyla oluşuyorsa, kütleleri 10 ila 1000 Dünya kütlesi mertebesinde olan dev gezegenlerin çekirdeklerinin oluşumunu etkileyebilmektedir

Disk türleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gaz diski

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yapılan gözlemler, genç yıldızların yörüngesindeki ön gezegen disklerindeki gazın birkaç ila birkaç milyon yıl arasında bir ömre sahip olduğunu göstermektedir.[1] Gaz hala kaybolmamışken yaklaşık bir Dünya kütlesi civarında veya daha büyük kütlelere sahip gezegenler meydana geliyorsa, gezegenler ön-gezegen diskinde ve çevresindeki gazlar ile açısal momentum alışverişi yapabilir ve böylece yörüngeleri kademeli olarak değişebilir. Yerel izotermal disklerde göçün yönü tipik olarak içe doğru olsa da, entropi gradyanlarına sahip disklerde dışa doğru göç meydana gelebilir.[2]

Gezegenimsi disk

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegen sistemi oluşumunun son evresi sırasında, devasa ön gezegenler ve gezegenimsiler yerçekimsel olarak kaotik bir şekilde etkileşime girerek birçok gezegenimsinin yeni yörüngelere fırlatılmasına neden olabilmektedir. Bu, gezegenler ve gezegenimsiler arasında yaşanacak bir açısal momentum alışverişiyle sonuçlanır ve cisimlerin göç etmesine (içe veya dışarıya) yol açar. Neptün'ün dışa doğru göçünün, Plüton ve diğer Plütino'ların Neptün ile 3:2 rezonansa yakalanmasına bu durumun yol açtığı kabul edilmektedir.

Göç tipleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegen yörüngelerinin değişimine yönelik ortaya atılmış birçok farklı göç tipi bulunmaktadır. Bunlar üç alt tipte ayrışmak üzere disk göçü ile gelgit göçü, gezegensel güdümlü göç, kütleçekimsel saçılma, Kozai döngüleri ve gelgit sürtünmesi olarak sıralanabilir. Aşağıda detayları verilen tipler kesin ve kapsamlı olmamakla birlikte farklı çalışmalarda farklı araştırmacılar tarafından çalışmanın yöntemine göre değişiklik göstermek suretiyle ele alınmıştır. Temel olarak herhangi bir mekanizmanın sınıflandırılması, diskteki mekanizmanın gezegen yörüngelerine ve yörüngelerinden enerjiyi ve/veya açısal momentumu verimli bir şekilde aktarmasını sağlayan koşullara dayanmaktadır. Devam eden bir mekanizma yoksa göç (büyük ölçüde) durur ve yıldız sistemi (çoğunlukla) kararlı hale gelir.

Disk göçü

[değiştir | kaynağı değiştir]

Disk göçü, bir diskin içine gömülü ve yeterince büyük kütleli bir cismin diski çevreleyen gaz üzerinde uyguladığı yoğunluk dağılımını bozan yerçekimi kuvvetinden kaynaklanır. Klasik mekaniğin reaksiyon prensibine göre, gaz cisim üstünde bir tork olarak da ifade edilebilecek eşit ve zıt bir çekim kuvveti uygular. Bu tork gezegenin yörüngesinin açısal momentumunu değiştirerek yarı büyük eksen ve diğer yörünge unsurlarının değişmesine neden olur. Yarı büyük eksenin zamanla artması dışa doğru, yani yıldızdan uzağa doğru göçe yol açarken, tersi davranış içe doğru göçe yol açar.

Disk göçünün üç alt tipi Tip I, II ve III olarak ayırt edilir. Numaralandırma bir sıra veya aşama önermemektedir.

Tip I göç

[değiştir | kaynağı değiştir]

Küçük gezegenler, Lindblad ve eş-dönme rezonanslarından kaynaklanan torklar tarafından yönlendirilen Tip I disk göçüne maruz kalırlar. Lindblad rezonansları, gezegenin yörüngesinin hem içinde hem de dışında, çevredeki gazda spiral yoğunluk dalgalarını uyarır. Çoğu durumda, dış spiral dalga iç dalgadan daha büyük bir tork uygulayarak gezegenin açısal momentum kaybetmesine ve dolayısıyla yıldıza doğru göç etmesine neden olur. Bu torklardan kaynaklanan göç hızı gezegenin kütlesi ve yerel gaz yoğunluğu ile orantılıdır ve gazlı diskin milyon yıllık ömrüne göre kısa olma eğiliminde olan bir göç zaman ölçeği ile sonuçlanır.[3] Gezegeninkine benzer bir periyotla yörüngede dönen gaz tarafından ek eş-dönme torkları da uygulanır. Gezegene bağlı bir referans çerçevesinde, bu gaz at nalı yörüngeleri izler ve gezegene önden ya da arkadan yaklaştığında yön değiştirir. Gezegenin önünde yön değiştiren gaz daha büyük bir yarı-büyük eksenden kaynaklanır ve gezegenin arkasında yön değiştiren gazdan daha soğuk ve daha yoğun olabilir. Bu durum gezegenin önünde aşırı yoğunluklu, arkasında ise daha az yoğunluklu bir bölge oluşmasına neden olarak gezegenin açısal momentum kazanmasına yol açabilir.[4][5]

Tip I göçün gerçekleştiği gezegen kütlesi yerel gaz basınç ölçek yüksekliğine ve daha az ölçüde de gazın kinematik viskozitesine bağlıdır.[3][6] Sıcak ve viskoz disklerde Tip I göç daha büyük kütleli gezegenler için geçerli olabilir. Yerel olarak izotermal disklerde ve dik yoğunluk ve sıcaklık gradyanlarından uzakta, birlikte dönme torkları genellikle Lindblad torkları tarafından bastırılır.[6][7] Hem yerel izotermal hem de izotermal olmayan disklerde bazı gezegen kütle aralıkları ve disk koşulları için dışa doğru göç bölgeleri mevcut olabilir.[6][8] Bu bölgelerin konumları diskin evrimi sırasında değişebilir ve yerel-izotermal durumda birkaç basınç ölçeği yüksekliğinde büyük yoğunluk ve/veya sıcaklık radyal gradyanları olan bölgelerle sınırlıdır. Yerel izotermal bir diskte Tip I göçün, gözlemlenen Kepler gezegenlerinin bazılarının oluşumu ve uzun vadeli evrimi ile uyumlu olduğu gösterilmiştir.[9] Katı maddenin gezegen tarafından hızla biriktirilmesi, gezegenin açısal momentum kazanmasına neden olan bir "ısıtma torku" da üretebilir.[10]

Tip II göç

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gaz halindeki bir diskte bir boşluk açacak kadar büyük bir gezegen, Tip II disk göçü olarak adlandırılan bir rejime maruz kalır. Tedirgin edici bir gezegenin kütlesi yeterince büyük olduğunda, gaz üzerinde uyguladığı gelgit torku açısal momentumu gezegenin yörüngesinin dışındaki gaza aktarır ve gezegenin içinde bunun tersini yaparak gazı yörüngenin etrafından iter. Tip I rejiminde, viskoz torklar gazı yeniden besleyerek ve keskin yoğunluk değişimlerini yumuşatarak bu etkiye etkili bir şekilde karşı koyabilir. Ancak torklar gezegenin yörüngesi civarındaki viskoz torkların üstesinden gelecek kadar güçlendiğinde, daha düşük yoğunluklu dairesel bir boşluk oluşur. Bu boşluğun derinliği gazın sıcaklığına, viskozitesine ve gezegenin kütlesine bağlıdır. Hiçbir gazın boşluğu geçmediği basit senaryoda, gezegenin göçü diskteki gazın viskoz evrimini takip eder. İç diskte gezegen, yıldızın üzerine gaz yığılmasını takip ederek viskoz zaman ölçeğinde içe doğru spiraller çizer. Bu durumda, göç hızı tipik olarak gezegenin Tip I rejimindeki göçünden daha yavaştır. Ancak dış diskte, disk viskoz olarak genişliyorsa göç dışa doğru olabilir. Tipik bir protogezegensel diskteki Jüpiter kütleli bir gezegenin yaklaşık olarak Tip II hızında göçe maruz kalması beklenir, Tip I'den Tip II'ye geçiş kabaca Satürn kütlesinde meydana gelir, çünkü kısmi bir boşluk açılır.[11][12]

Tip II göç, sıcak Jüpiterlerin oluşumuna ilişkin bir açıklamadır.[13] Daha gerçekçi durumlarda, bir diskte aşırı termal ve viskozite koşulları oluşmadıkça, boşluk boyunca devam eden bir gaz akışı vardır.[14] Bu kütle akışının bir sonucu olarak, bir gezegene etki eden torklar, Tip I göç sırasında çalışan torklara benzer şekilde yerel disk özelliklerine duyarlı olabilir. Bu nedenle, viskoz disklerde Tip II göç, birleşik bir formalizmde Tip I göçün değiştirilmiş bir şekli olarak tanımlanabilir.[6][12] Tip I ve Tip II göç arasındaki geçiş genellikle yumuşaktır, ancak yumuşak bir geçişten sapmalar da bulunmuştur.[11][15] Bazı durumlarda, gezegenler çevredeki diskin gazında eksantrik pertürbasyona neden olduğunda, Tip II göç yavaşlayabilir, durabilir veya tersine dönebilir.[16]

Fiziksel bir bakış açısıyla, Tip I ve Tip II göç aynı tip torklar tarafından yönlendirilir (Lindblad ve birlikte dönme rezonanslarında). Aslında, bunlar tek bir göç rejimi olarak yorumlanabilir ve modellenebilir, Tip I'inki diskin bozulmuş gaz yüzey yoğunluğu tarafından uygun şekilde değiştirilmiştir.[8][12]

Tip III göç

[değiştir | kaynağı değiştir]

Tip III disk göçü oldukça uç disk / gezegen durumları için geçerlidir ve son derece kısa göç zaman ölçekleriyle tanımlanır.[12][17][18] Bazen "kaçak göç" olarak adlandırılsa da, göç oranı zaman içinde mutlaka artmaz.[17][18] Tip III göç, gezegenin librasyon bölgelerinde sıkışan gazdan ve başlangıçtaki nispeten hızlı gezegensel radyal hareketten kaynaklanan eş yörünge torkları tarafından yönlendirilir. Gezegenin radyal hareketi, eş yörünge bölgesindeki gazı yer değiştirerek gezegenin ön ve arka tarafındaki gaz arasında bir yoğunluk asimetrisi yaratır.[3][12] Tip III göç, nispeten büyük diskler ve gaz diskinde yalnızca kısmi boşluklar açabilen gezegenler için geçerlidir.[3][12][17] Önceki yorumlar Tip III göçü, gezegenin yörüngesi boyunca gezegenin radyal hareketinin tersi yönde akan gaza bağlayarak pozitif bir geri besleme döngüsü yaratmıştır.[17] Hızlı dışa göç, daha sonra Tip II göç gezegenleri geri itmede etkisiz kalırsa, dev gezegenleri uzak yörüngelere götürerek geçici olarak da meydana gelebilir.[19]

Kütleçekimsel saçılma

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenleri geniş yörünge yarıçapları üzerinde hareket ettirebilecek bir diğer olası mekanizma, daha büyük gezegenlerin neden olduğu kütleçekimsel saçılma veya ön gezegen diskindeki akışkanın aşırı yoğunluklarının neden olduğu kütleçekimsel saçılmadır.[20] Güneş Sistemi örneğinde, Uranüs ve Neptün, Jüpiter ve/veya Satürn ile yakın karşılaşmalar sonucu daha büyük yörüngeler üzerine kütleçekimsel olarak saçılmış olabilir.[21][22] Ötegezegen sistemleri, gaz diskinin dağılmasının ardından yörüngelerini değiştiren ve bazı durumlarda gezegenlerin fırlatılması veya yıldızla çarpışmasıyla sonuçlanan benzer dinamik kararsızlıklara maruz kalabilir.

Kütleçekimsel olarak dağılan gezegenler, yıldıza yakın günberiler ile oldukça eksantrik yörüngelerde sonlanabilir ve bu da yörüngelerinin yıldız üzerinde oluşturdukları gelgitler tarafından değiştirilmesini sağlar. Bu gezegenlerin eksantriklikleri ve eğimleri de bu karşılaşmalar sırasında uyarılır ve yakın yörüngedeki ötegezegenlerin gözlemlenen eksantriklik dağılımı için olası bir açıklama sağlar.[23] Ortaya çıkan sistemler genellikle kararlılık sınırlarına yakındır.[24] Nice modelinde olduğu gibi, gezegenimsi bir dış diske sahip ötegezegen sistemleri de gezegenimsi güdümlü göç sırasında rezonans geçişlerini takiben dinamik istikrarsızlıklara maruz kalabilir. Uzak yörüngelerdeki gezegenlerin eksantriklikleri ve eğimleri, diskin ve yerçekimsel karşılaşmaları olan gezegenlerin göreli kütlelerine bağlı olarak nihai değerlerle gezegenimsi ile dinamik sürtünme ile sönümlenebilir.[25]

Gelgit göçü

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldız ve gezegen arasındaki gelgitler gezegenin yarı büyük eksenini ve yörünge dış merkezliğini değiştirir. Eğer gezegen yıldızına çok yakın bir yörüngede dönüyorsa, gezegenin gelgiti yıldız üzerinde bir çıkıntı oluşturur. Yıldızın dönme süresi gezegenin yörünge süresinden daha uzunsa, şişkinliğin konumu gezegen ile yıldızın merkezi arasındaki bir çizginin gerisinde kalır ve gezegen ile yıldız arasında bir tork oluşturur. Sonuç olarak, gezegen açısal momentum kaybeder ve yarı büyük ekseni zamanla azalır.

Eğer gezegen eksantrik bir yörüngede ise, enberi noktasına yakın olduğu zaman gelgitin gücü daha fazladır. Gezegen en çok enberi noktasına yakınken yavaşlar, bu da enöte noktasının mesafesinin enberi noktasının mesafesinden daha hızlı azalmasına neden olarak eksantrikliğini azaltır. Gaz dağılana kadar birkaç milyon yıl süren disk göçünün aksine gelgit göçü milyarlarca yıl devam eder. Yakın gezegenlerin gelgit evrimi, gaz nebulasının temizlendiği zamanki yarı büyük eksenlerin tipik olarak yarısı kadar büyüklükte yarı büyük eksenler üretir.[26]

Kozai döngüleri ve gelgit sürtünmesi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Kozai mekanizması

İkili bir yıldızın düzlemine göre eğimli olan bir gezegen yörüngesi, Kozai döngüleri ve gelgit sürtünmesinin bir kombinasyonu nedeniyle küçülebilir. Daha uzaktaki yıldızla etkileşimler gezegenin yörüngesinin Kozai mekanizması nedeniyle eksantriklik ve eğim değişimine uğramasına neden olur. Bu süreç gezegenin eksantrikliğini artırabilir ve yıldız üzerindeki gezegen arasında güçlü gelgitler yaratacak kadar enberi noktasını düşürebilir. Yıldıza yaklaştığında gezegen açısal momentum kaybederek yörüngesinin küçülmesine neden olur.

Gezegenin eksantrikliği ve eğimi tekrar tekrar dönerek gezegenin yarı büyük ekseninin evrimini yavaşlatır.[27] Gezegenin yörüngesi onu uzak yıldızın etkisinden çıkaracak kadar küçülürse Kozai döngüleri sona erer. Bu durumda yörüngesi gelgitsel olarak daireselleştiği için daha hızlı küçülecektir. Gezegenin yörüngesi bu süreç nedeniyle geriye doğru da dönebilir. Kozai döngüleri, gezegenler arasındaki kütleçekimsel saçılma nedeniyle farklı eğimlere sahip iki gezegenin bulunduğu bir sistemde de meydana gelebilir ve yörüngeleri gerileyen gezegenlerle sonuçlanabilir.[28][29]

Gezegenimsi kökenli göç

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir gezegenin yörüngesi, çok sayıda gezegenimsi ile kütleçekimsel karşılaşmalar nedeniyle değişebilir. Gezegenimsi kökenli göç, gezegenimsi ile bir gezegen arasındaki karşılaşmalar sırasında açısal momentum transferlerinin birikiminin sonucudur. Tekil karşılaşmalarda değiş tokuş edilen açısal momentum miktarı ve gezegenin yörüngesindeki değişimin yönü karşılaşmanın geometrisine bağlıdır. Çok sayıda karşılaşma için gezegenin göçünün yönü gezegene göre gezegenimsi nesnelerin ortalama açısal momentumuna bağlıdır. Daha yüksekse, örneğin gezegenin yörüngesinin dışında bir disk varsa, gezegen dışa doğru göç eder, daha düşükse gezegen içe doğru göç eder. Diskle benzer bir açısal momentumla başlayan bir gezegenin göçü, gezegenimsi maddelerin potansiyel yutaklarına ve kaynaklarına bağlıdır.[30]

Tek gezegenli bir sistemde, gezegenimsi maddeler yalnızca gezegenin içe doğru göç etmesine neden olacak şekilde fırlatılmaları nedeniyle kaybedilebilir (bir yutak). Çoklu gezegen sistemlerinde diğer gezegenler yutak ya da kaynak olarak hareket edebilir. Gezegenimsi maddeler komşu bir gezegenle karşılaştıktan sonra gezegenin etki alanından çıkarılabilir veya o gezegenin etki alanına aktarılabilir. Bu etkileşimler, dış gezegenin iç gezegenin etkisinden daha büyük momentuma sahip gezegenimsileri çıkarma veya daha düşük açısal momentuma sahip gezegenimsileri ekleme eğiliminde olması nedeniyle gezegenin yörüngelerinin farklılaşmasına neden olur ve bunun tersi de geçerlidir. Gezegenimsi gezegenlerin eksantrikliklerinin gezegenle kesişene kadar pompalandığı gezegenin rezonansları da bir kaynak olarak hareket eder. Son olarak, gezegenin göçü hem bir yutak hem de yeni gezegenimsilerin kaynağı olarak hareket eder ve göçünü orijinal yönde devam ettirme eğiliminde olan pozitif bir geri besleme yaratır.[30]

Gezegenimsi kökenli göç, gezegenimsiler çeşitli yutaklara, kaynakları nedeniyle yenileriyle karşılaşılandan daha hızlı kaybedilirse sönümlenebilir. Yeni gezegenimsi maddeler kaybedildiklerinden daha hızlı bir şekilde etki alanına girerse göç sürdürülebilir. Sürdürülen göç sadece kendi göçünden kaynaklanıyorsa buna kaçak göç denir. Eğer gezegenimsilerin başka bir gezegenin etkisine girmesinden kaynaklanıyorsa buna zorunlu göç denir.[30] Bir gezegenimsi disk içinde yörüngede dönen tek bir gezegen için, daha kısa süreli yörüngelere sahip gezegenimsilerle karşılaşmaların daha kısa zaman ölçekleri, daha az açısal momentuma sahip gezegenimsilerle daha sık karşılaşmaya ve gezegenin içe doğru göçüne neden olur.[31] Bununla birlikte, bir gaz diskindeki gezegenimsi güdümlü göç, gaz sürüklenmesi nedeniyle daha kısa süreli gezegenimsilerin uzaklaştırılması nedeniyle belirli bir gezegenimsi boyut aralığı için dışa doğru olabilir.[32]

Rezonans yakalama

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenlerin göçü, yörüngelerinin birbirine yaklaşması halinde gezegenlerin rezonanslar ve rezonans zincirleri içinde yakalanmasına da yol açabilir. Bir iç gezegenin göçü gaz diskinin iç kenarında durursa gezegenlerin yörüngeleri yakınlaşabilir, bu da sıkıca yörüngede dönen bir iç gezegenler sistemiyle sonuçlanır;[33] ya da göç, Tip I göçü yönlendiren torkların iptal olduğu bir yakınsama bölgesinde, örneğin buz çizgisinin yakınında, daha uzak gezegenler zincirinde durursa, gezegenlerin yörüngeleri yakınlaşabilir.[34]

Yerçekimsel karşılaşmalar, rezonanslarda büyük eksantrikliklere sahip gezegenlerin yakalanmasına da yol açabilir.[35] Büyük tack hipotezine göre Jüpiter'in göçü, Satürn'ü bir dış rezonansta yakaladığında durmuş ve tersine dönmüştür.[36] Jüpiter ve Satürn'ün göçünün durması ve Uranüs ve Neptün'ün daha ileri rezonanslarda yakalanması, Kepler tarafından bulunanların çoğuna benzer kompakt bir süper-dünya sisteminin oluşumunu engellemiş olabilir.[37] Gezegenlerin dışa doğru göçü, örneğin Kuiper kuşağındaki rezonans Neptün ötesi cisimler gibi, dış gezegenle rezonansta olan gezegenimsi cisimlerin yakalanmasıyla da sonuçlanabilir.[38]

Gezegen göçünün rezonans gezegen zincirlerine sahip sistemlere yol açması beklense de çoğu dış gezegen rezonans halinde değildir. Rezonans zincirleri, gaz diski dağıldıktan sonra yerçekimsel kararsızlıklar tarafından bozulabilir.[39] Geriye kalan gezegenimsi maddelerle etkileşimler, düşük kütleli gezegenlerin rezonanslarını bozabilir ve onları rezonansın biraz dışındaki yörüngelerde bırakabilir.[40] Yıldızla gelgit etkileşimleri, diskteki türbülans ve başka bir gezegenin arkasından gelenlerle etkileşimler de rezonansları bozabilir.[41] Eksantrik yörüngelere sahip Neptün'den daha küçük gezegenler için rezonans yakalanmasından kaçınılabilir.[42]

Güneş sisteminde meydana gelişi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Dış gezegenleri ve Kuiper kuşağını gösteren simülasyon: (a) Jüpiter/Satürn 2:1 rezonansından önce. (B) Neptün'ün yörünge kaymasından sonra Kuiper kuşağı nesnelerinin Güneş Sistemine saçılması. (C) Kuiper kuşağı cisimlerinin Jüpiter tarafından fırlatılmasından sonra[43]

Dış gezegenlerin göçü, Güneş Sistemi'nin en dış bölgelerindeki cisimlerin bazı yörüngesel özelliklerini açıklamak için ortaya atılan bir hipotezdir.[44] Neptün'ün ötesindeki bölge boyunca Güneş Sistemi, gözlemlenen kuyruklu yıldızların çoğunun başlangıç noktası olduğu düşünülen ve küçük buzlu cisimlerden meydana gelmiş üç seyrek popülasyonlu Kuiper kuşağı, dağınık disk ve Oort bulutuna kadar devam etmektedir. Güneş'ten oldukça uzakta olduklarından, parça birikimi güneş bulutsusu dağılmadan önce gezegenlerin oluşmasına izin vermeyecek kadar yavaştı, çünkü başlangıçtaki disk, bir gezegene dönüşmek için yeterli kütle yoğunluğuna sahip değildi. Kuiper kuşağı Güneş'ten 30 ile 55 AU arasındaki bir uzaklıkta yer alırken, daha uzaktaki dağınık diskin Güneş'e uzaklığı ise 100'ün üzerine çıkmaktadır.[44] En uzaktaki bölge olan Oort bulutu ise yaklaşık 50.000 AU mesafeden başlamaktadır.[45]

Bu senaryoya göre Kuiper kuşağı başlangıçta çok daha yoğun ve Güneş'e daha yakındı: milyonlarca gezegenimsi içeriyordu ve Neptün'ün bugünkü uzaklığı olan yaklaşık 30 AU'da bir dış kenarı vardı. Güneş Sistemi'nin oluşumundan sonra, tüm dev gezegenlerin yörüngeleri, kalan çok sayıda gezegenimsi ile etkileşimlerinden etkilenerek yavaşça değişmeye devam etti. 500-600 milyon yıl sonra (yaklaşık 4 milyar yıl önce) Jüpiter ve Satürn, Satürn'ün her iki Jüpiter yörüngesinde bir kez Güneş'in etrafında döndüğü 2:1 yörünge rezonansını farklı bir şekilde geçmiştir.[46] Bu rezonans geçişi Jüpiter ve Satürn'ün eksantrikliklerini artırmış ve Uranüs ile Neptün'ün yörüngelerinin dengesini bozmuştur. Gezegenler arasındaki karşılaşmalar, Neptün'ün Uranüs'ü geçmesine ve yoğun gezegenimsi kuşağa girmesine neden oldu. Gezegenler küçük buzlu cisimlerin çoğunu içeriye doğru dağıtırken, kendileri de dışarıya doğru hareket etti. Bu gezegenimsi cisimler daha sonra karşılaştıkları bir sonraki gezegeni de benzer şekilde dağıtarak gezegenlerin yörüngelerini dışa doğru hareket ettirirken kendileri de içe doğru hareket ettiler.[47] Bu süreç, gezegenimsilerin, muazzam kütleçekimi onları oldukça eliptik yörüngelere gönderen ve hatta Güneş Sistemi'nden tamamen fırlatan Jüpiter ile etkileşime giresine kadar devam etti. Bu da Jüpiter'in hafifçe içe doğru hareket etmesine neden oldu. Bu saçılma senaryosu Neptün ötesi popülasyonların mevcut düşük kütlesini açıklamaktadır. Dış gezegenlerin aksine, iç gezegenlerin Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca önemli ölçüde göç ettiğine inanılmamaktadır, çünkü yörüngeleri dev çarpışmalar dönemini takiben sabit kalmıştır.[48]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Pascucci I., Ercolano, B. (2017). "The dispersal of planet-forming discs: theory confronts observations". Royal Society Open Science. 4 (2): 170114. arXiv:1704.00214 $2. doi:10.1098/rsos.170114. PMC 5414277 $2. PMID 28484640. 
  2. ^ D'Angelo; G; Lissauer, J. J. (2018). "Formation of Giant Planets". Deeg H., Belmonte J. (Ed.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. ss. 2319-2343. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0.  r eksik |soyadı1= (yardım)
  3. ^ a b c d Lubow, S. H.; Ida, S. (1 Aralık 2010). Planet Migration. 2 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  4. ^ Paardekooper, S.-J.; Mellema, G. (Kasım 2006). "Halting Type I planet migration in non-isothermal disks". Astronomy & Astrophysics. 459 (1): L17-L20. doi:10.1051/0004-6361:20066304. ISSN 0004-6361. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  5. ^ Brasser, R.; Bitsch, B.; Matsumura, S. (21 Nisan 2017). "Saving super-Earths: Interplay between pebble accretion and type I migration". The Astronomical Journal. 153 (5): 222. doi:10.3847/1538-3881/aa6ba3. ISSN 1538-3881. 14 Ağustos 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  6. ^ a b c d D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H. (20 Kasım 2010). "Three-dimensional Disk-Planet Torques in a Locally Isothermal Disk". The Astrophysical Journal. 724 (1): 730-747. doi:10.1088/0004-637X/724/1/730. ISSN 0004-637X. 2 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  7. ^ Tanaka, Hidekazu; Takeuchi, Taku; Ward, William R. (Şubat 2002). "Three‐dimensional Interaction between a Planet and an Isothermal Gaseous Disk. I. Corotation and Lindblad Torques and Planet Migration". The Astrophysical Journal. 565 (2): 1257-1274. doi:10.1086/324713. ISSN 0004-637X. 
  8. ^ a b Lega, E.; Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Szulagyi, J. (11 Eylül 2015). "Outwards migration for planets in stellar irradiated 3D discs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 452 (2): 1717-1726. doi:10.1093/mnras/stv1385. ISSN 0035-8711. 30 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  9. ^ D'Angelo, Gennaro; Bodenheimer, Peter (25 Ağustos 2016). "In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets". The Astrophysical Journal. 828 (1): 33. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. ISSN 1538-4357. 19 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  10. ^ Benítez-Llambay, Pablo; Masset, Frédéric; Koenigsberger, Gloria; Szulágyi, Judit (2 Nisan 2015). "Planet heating prevents inward migration of planetary cores". Nature. 520 (7545): 63-65. doi:10.1038/nature14277. ISSN 0028-0836. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  11. ^ a b D'Angelo, Gennaro; Kley, Willy; Henning, Thomas (20 Mart 2003). "Orbital Migration and Mass Accretion of Protoplanets in 3D Global Computations with Nested Grids". The Astrophysical Journal. 586 (1): 540-561. doi:10.1086/367555. ISSN 0004-637X. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  12. ^ a b c d e f D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H. (20 Eylül 2008). "Evolution of Migrating Planets Undergoing Gas Accretion". The Astrophysical Journal. 685 (1): 560-583. doi:10.1086/590904. ISSN 0004-637X. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  13. ^ Armitage, Philip J. (1 Ocak 2007). "Lecture notes on the formation and early evolution of planetary systems". arXiv e-prints: astro-ph/0701485. doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0701485. 1 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  14. ^ Lubow, Steve H.; D'Angelo, Gennaro (10 Nisan 2006). "Gas Flow Across Gaps in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. 641 (1): 526-533. doi:10.1086/500356. ISSN 0004-637X. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  15. ^ Masset, F. S.; D'Angelo, G.; Kley, W. (20 Kasım 2006). "On the migration of protogiant solid cores". The Astrophysical Journal. 652 (1): 730-745. doi:10.1086/507515. ISSN 0004-637X. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  16. ^ D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H.; Bate, Matthew R. (Aralık 2006). "Evolution of Giant Planets in Eccentric Disks". The Astrophysical Journal. 652 (2): 1698-1714. doi:10.1086/508451. ISSN 0004-637X. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  17. ^ a b c d Masset, F.S.; Papaloizou, J.C.B. (2003). "Runaway migration and the formation of hot Jupiters". The Astrophysical Journal. 588 (1): 494-508. arXiv:astro-ph/0301171 $2. Bibcode:2003ApJ...588..494M. doi:10.1086/373892. 
  18. ^ a b D'Angelo, G.; Bate, M.R.B.; Lubow, S.H. (2005). "The dependence of protoplanet migration rates on co-orbital torques". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 358 (2): 316-332. arXiv:astro-ph/0411705 $2. Bibcode:2005MNRAS.358..316D. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08866.x. 
  19. ^ Pierens, Arnaud; Raymond, Sean (11 Kasım 2016). "Migration of accreting planets in radiative discs from dynamical torques". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 462 (4): 4130-4140. doi:10.1093/mnras/stw1904. ISSN 0035-8711. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  20. ^ R. Cloutier; M-K. Lin (2013). "Orbital migration of giant planets induced by gravitationally unstable gaps: the effect of planet mass". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (1): 621-632. arXiv:1306.2514 $2. Bibcode:2013MNRAS.434..621C. doi:10.1093/mnras/stt1047. 
  21. ^ E. W. Thommes; M. J. Duncan; H. F. Levison (2002). "The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". Astronomical Journal. 123 (5): 2862. arXiv:astro-ph/0111290 $2. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975. 
  22. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Gomes2 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  23. ^ Ford, Eric B.; Rasio, Frederic A. (2008). "Origins of Eccentric Extrasolar Planets: Testing the Planet-Planet Scattering Model". The Astrophysical Journal. 686 (1): 621-636. arXiv:astro-ph/0703163 $2. Bibcode:2008ApJ...686..621F. doi:10.1086/590926. 
  24. ^ Raymond, Sean N.; Barnes, Rory; Veras, Dimitri; Armitage, Phillip J.; Gorelick, Noel; Greenberg, Richard (2009). "Planet-Planet Scattering Leads to Tightly Packed Planetary Systems". The Astrophysical Journal Letters. 696 (1): L98-L101. arXiv:0903.4700 $2. Bibcode:2009ApJ...696L..98R. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L98. 
  25. ^ Raymond, Sean N.; Armitage, Philip J.; Gorelick, Noel (2010). "Planet-Planet Scattering in Planetesimal Disks: II. Predictions for Outer Extrasolar Planetary Systems". The Astrophysical Journal. 711 (2): 772-795. arXiv:1001.3409 $2. Bibcode:2010ApJ...711..772R. doi:10.1088/0004-637X/711/2/772. 
  26. ^ "Astrophysics". arxiv.org. 3 Nisan 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ekim 2023. 
  27. ^ Fabrycky, Daniel; Tremaine, Scott (2007). "Shrinking Binary and Planetary Orbits by Kozai Cycles with Tidal Friction". The Astrophysical Journal. 669 (2): 1298-1315. arXiv:0705.4285 $2. Bibcode:2007ApJ...669.1298F. doi:10.1086/521702. 
  28. ^ Naoz, Smadar; Farr, Will M.; Lithwick, Yoram; Rasio, Frederic A.; Teyssandier, Jean (2011). "Hot Jupiters from secular planet-planet interactions". Nature. 473 (7346): 187-189. arXiv:1011.2501 $2. Bibcode:2011Natur.473..187N. doi:10.1038/nature10076. PMID 21562558. 
  29. ^ Nagasawa, M.; Ida, S.; Bessho, T. (2008). "Formation of Hot Planets by a Combination of Planet Scattering, Tidal Circularization, and the Kozai Mechanism". The Astrophysical Journal. 678 (1): 498-508. arXiv:0801.1368 $2. Bibcode:2008ApJ...678..498N. doi:10.1086/529369. 
  30. ^ a b c Levison, H.F.; Morbidelli, A.; Gomes, R.; Backman, D. (2007). "Planet Migration in Planetesimal Disks" (PDF). Protostars and Planets V. University of Arizona Press. ss. 669-684. Erişim tarihi: 6 Nisan 2017. 
  31. ^ Kirsh, David R.; Duncan, Martin; Brasser, Ramon; Levison, Harold F. (1 Ocak 2009). "Simulations of planet migration driven by planetesimal scattering". Icarus. 199 (1): 197-209. doi:10.1016/j.icarus.2008.05.028. ISSN 0019-1035. 4 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  32. ^ Capobianco, Christopher C.; Duncan, Martin; Levison, Harold F. (Ocak 2011). "Planetesimal-driven planet migration in the presence of a gas disk". Icarus. 211 (1): 819-831. doi:10.1016/j.icarus.2010.09.001. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2023. 
  33. ^ Cossou, Cchristophe; Raymond, Sean N.; Hersant, Franck; Pierens, Arnaud (2014). "Hot super-Earths and giant planet cores from different migration histories". Astronomy & Astrophysics. 569: A56. arXiv:1407.6011 $2. Bibcode:2014A&A...569A..56C. doi:10.1051/0004-6361/201424157. 
  34. ^ Cossou, C.; Raymond, S.N.; Pierens, A. (2013). "Convergence zones for Type I migration: An inward shift for multiple planet systems". Astronomy & Astrophysics. 553: L2. arXiv:1302.2627 $2. Bibcode:2013A&A...553L...2C. doi:10.1051/0004-6361/201220853. 
  35. ^ Raymond, Sean N.; Barnes, Rory; Armitage, Philip J.; Gorelick, Noel (2008). "Mean motion resonances from planet-planet scattering". The Astrophysical Journal Letters. 687 (2): L107. arXiv:0809.3449 $2. Bibcode:2008ApJ...687L.107R. doi:10.1086/593301. 
  36. ^ Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N.; O'Brien, David P.; Mandell, Avi M. (2011). "A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration". Nature. 475 (7355): 206-209. arXiv:1201.5177 $2. Bibcode:2011Natur.475..206W. doi:10.1038/nature10201. PMID 21642961. 
  37. ^ Izidoro, André; Raymond, Sean N.; Morbidelli, Alessandro; Hersant, Franck; Pierens, Arnaud (2015). "Gas giant planets as dynamical barriers to inward-migrating super-Earths". Astrophysical Journal Letters. 800 (2): L22. arXiv:1501.06308 $2. Bibcode:2015ApJ...800L..22I. doi:10.1088/2041-8205/800/2/L22. 
  38. ^ Malhotra, Renu (1995). "The origin of Pluto's orbit: Implications for the Solar System beyond Neptune". Astronomical Journal. 110: 420. arXiv:astro-ph/9504036 $2. Bibcode:1995AJ....110..420M. doi:10.1086/117532. 
  39. ^ Izidoro, Andre; Ogihara, Masahiro; Raymond, Sean N.; Morbidelli, Alessaandro; Pierens, Arnaud; Bitsch, Bertram; Cossou, Christophe; Hersant, Franck (2017). "Breaking the Chains: Hot Super-Earth systems from migration and disruption of compact resonant chains". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (2): 1750-1770. arXiv:1703.03634 $2. Bibcode:2017MNRAS.470.1750I. doi:10.1093/mnras/stx1232. 
  40. ^ Chatterjee, Sourav; Ford, Eric B. (2015). "Planetesimal interactions can explain the mysterious period ratios of small near-resonant planets". The Astrophysical Journal. 803 (1): 33. arXiv:1406.0521 $2. Bibcode:2015ApJ...803...33C. doi:10.1088/0004-637X/803/1/33. 
  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. ss. 667-689. arXiv:1312.4293 $2. Bibcode:2014prpl.conf..667B. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240. 
  42. ^ Pan, Margaret; Schlichting, Hilke E. (2017). "Avoiding resonance capture in multi-planet extrasolar systems". arXiv:1704.07836 $2. 
  43. ^ Gomes, R.;Levison, H.F.; Tsiganis, K.;Morbidelli, A. (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets" (PDF). Nature. 435 (7041): 466-469. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. 25 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  44. ^ a b Levison, Harold F. (2007). "Origin of the structure of the Kuiper Belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258. arXiv:0712.0553 $2. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 
  45. ^ Alessandro Morbidelli (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 $2. 
  46. ^ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; van Laerhoven, Christa (2007). "Origin of the structure of the Kuiper Belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258. arXiv:0712.0553 $2. Bibcode:2008Icar..196..258L. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 
  47. ^ Taylor, G. Jeffrey (21 Ağustos 2001). "Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. 22 October 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008. 
  48. ^ Lin, Douglas N.C. (Mayıs 2008). "The Chaotic Genesis of Planets". Scientific American. 298 (5). ss. 50-59. Bibcode:2008SciAm.298e..50C. PMID 18444325. 19 Kasım 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2008. 

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • Goldreich, P. ve Tremaine, S. 1979, Astrophysical Journal, 233, 857
  • Lin, DNC ve Papaloizou, J. 1979, Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri, 186, 799
  • Ward, WR 1997, Icarus, 126, 261
  • Tanaka, H., Takeuchi, T. ve Ward, WR 2002, Astrophysical Journal, 565, 1257
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Gezegensel_göç&oldid=33999030" sayfasından alınmıştır