Μετάβαση στο περιεχόμενο

Μετανάστευση πλανητών

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
(Ανακατεύθυνση από Πλανητική μετανάστευση)
Σχηματισμός των αστεριών
Κατηγορίες τάξεων αντικειμένων
Διαστρικό μέσο
Μοριακό νέφος
Σφαιρίδιο Μποκ
Σκοτεινό νεφέλωμα
Νεαρό αστρικό αντικείμενο
Πρωτοαστέρας
Αστέρας τύπου T Ταύρου
Αστέρας προ-κύριας ακολουθίας
Αστέρας Χέρμπιγκ Ae/Be
Αντικείμενο Χέρμπιγκ-Άρο
Θεωρητικές έννοιες
Επικάθηση
Αρχική συνάρτηση μάζας
Βαρυτική αστάθεια
Υπόθεση ηλιοσυστολής
Υπόθεση των νεφελωμάτων
Μετανάστευση πλανητών
Πύλη Πύλη Αστρονομία

Η μετανάστευση πλανητών είναι η διαδικασία κατά την οποία η αλληλεπίδραση ενός πλανήτη (ή άλλου σώματος που περιφέρεται γύρω από έναν αστέρα) με έναν περιαστρικό δίσκο (αερίου ή πρωτοπλανητικό), τροποποιεί την τροχιά του πρώτου και ιδίως τον μεγάλο ημιάξονα αυτής. Η μετανάστευση αποτελεί την πιθανότερη ερμηνεία για την ύπαρξη των λεγόμενων καυτών Διών, δηλαδή των εξωηλιακών πλανητών με μάζες περίπου ίσες με εκείνες των γιγάντιων πλανητών του Ηλιακού Συστήματος, αλλά τροχιές πολύ πλησιέστερες στους αστέρες τους. Η γενικώς αποδεκτή θεωρία για τη δημιουργία πλανητών από έναν πρωτοπλανητικό δίσκο προβλέπει ότι τέτοιοι πλανήτες είναι αδύνατο να σχηματισθούν τόσο κοντά στους αστέρες τους, καθώς δεν προϋπάρχει επαρκής ποσότητα ύλης στις περιοχές αυτές, ενώ οι θερμοκρασίες είναι υπερβολικά υψηλές για τον σχηματισμό βραχωδών ή πλανητικών πυρήνων ή πυρήνων πάγου. Επιπλέον, έχει καταστεί σαφές ότι οι γεωειδείς πλανήτες ίσως να υπόκεινται σε ταχεία μετανάστευση προς το μέρος του αστέρα τους αν σχηματισθούν ενόσω ο αρχικός περιαστρικός δίσκος αερίου είναι ακόμα παρών. Αυτό μπορεί να επηρεάσει τον σχηματισμό των πυρήνων των γιγάντιων πλανητών (που έχουν μάζα της τάξεως των 10 γήινων μαζών).

Τύποι δίσκων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δίσκοι αερίου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι αερίου γύρω από νεαρούς αστέρες παρατηρείται ότι έχουν χρόνους ζωής λίγων εκατομμυρίων ετών. Αν πλανήτες με μάζες περί τη μία μάζα Γης ή μεγαλύτερες σχηματίζονται ενόσω υπάρχει ακόμη αέριο, τότε οι πλανήτες μπορούν να ανταλλάξουν στροφορμή με το αέριο του δίσκου, έτσι ώστε οι τροχιές τους μεταβάλλονται αργά. Παρά το ότι η μετανάστευση είναι συνήθως προς τον αστέρα σε τοπικώς ισόθερμους δίσκους, μετανάστευση προς τα έξω μπορεί να συμβεί σε δίσκους που έχουν βαθμίδες εντροπίας.

Δίσκοι πλανητίσκων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Κατά την ύστερη φάση του σχηματισμού ενός πλανητικού συστήματος, πρωτοπλανήτες και πλανητίσκοι (planetesimals) αλληλεπιδρούν βαρυτικά με χαοτικό τρόπο, με αποτέλεσμα πολλοί πλανητίσκοι να εκτινάσσονται σε νέες τροχιές. Αυτό συνεπάγεται ανταλλαγή στροφορμής ανάμεσα στους πρωτοπλανήτες (τους μελλοντικούς πλανήτες) και τους πλανητίσκους, οδηγώντας σε μετανάστευση, είτε προς τα έξω, είτε προς τα μέσα. Η προς τα έξω μετανάστευση του Ποσειδώνα πιστεύεται ότι ευθύνεται για τη αιχμαλώτιση του Πλούτωνα και των άλλων πλουτίνων σε τροχιά συντονισμού 3:2 με τον Ποσειδώνα.

Τύποι μεταναστεύσεων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μετανάστευση δίσκου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αυτός ο τύπος προκύπτει από τη βαρυτική δύναμη που ασκείται από ένα σώμα με αρκετή μάζα, το οποίο είναι βυθισμένο μέσα σε δίσκο και διαταράσσει την κατανομή της πυκνότητάς του. Σύμφωνα με την αρχή δράσεως-αντιδράσεως της κλασικής μηχανικής, το αέριο ασκεί με τη σειρά του μία ίση και αντίθετη βαρυτική δύναμη πάνω στο σώμα, η οποία μπορεί επίσης να εκφρασθεί ως μία ροπή. Αυτή η ροπή μεταβάλλει την τροχιακή στροφορμή του σώματος και τα τροχιακά στοιχεία του (μπορεί και όλα). Μια βαθμιαία αύξηση του μεγάλου ημιάξονα a της τροχιάς οδηγεί σε μετανάστευση προς τα έξω, δηλαδή μακριά από τον αστέρα, ενώ η μείωση του a οδηγεί σε μετανάστευση προς τον αστέρα.

Μετανάστευση Τύπου I

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μικροί πλανήτες υφίστανται μετανάστευση Τύπου I, προκαλούμενη από ροπές από κύματα προερχόμενα από τις θέσεις των συντονισμών Lindblad και συντονισμών συμπεριστροφής. Οι συντονισμοί Lindblad επάγουν σπειροειδή κύματα πυκνότητας στο περιβάλλον αέριο, εσωτερικά και εξωτερικά της τροχιάς του πλανήτη. Στις περισσότερες περιπτώσεις, το εξωτερικό σπειροειδές κύμα ασκεί μεγαλύτερη ροπή από όσο το εσωτερικό κύμα, προκαλώντας απώλεια στροφορμής του πλανήτη και άρα μετανάστευσή του προς τον αστέρα. Ο ρυθμός της μεταναστεύσεως που οφείλεται σε αυτές τις ροπές είναι ανάλογος με τη μάζα του πλανήτη και με την τοπική πυκνότητα του αερίου, και δίνει χρονικές κλίμακες μεταναστεύσεως μικρές σε σχέση με τα εκατομμύρια έτη της ζωής του αεριώδους περιαστρικού δίσκου.[1]

Πρόσθετες ροπές συμπεριστροφής ασκούνται και από αέριο που περιφέρεται με περίοδο παρόμοια με εκείνη του πλανήτη. Σε ένα πλαίσιο αναφοράς που κινείται μαζί με τον πλανήτη, αυτό το αέριο φαίνεται να διαγράφει πεταλοειδείς τροχιές, αντιστρέφοντας την κίνησή του όταν πλησιάζει τον πλανήτη από εμπρός ή από πίσω. Το αέριο που αντιστρέφει την κίνησή του εμπρός από τον πλανήτη προέρχεται από μεγαλύτερους μεγάλους ημιάξονες τροχιάς και για τον λόγο αυτό μάλλον είναι ψυχρότερο και πυκνότερο από το αέριο που αντιστρέφει την κίνησή του πίσω από τον πλανήτη. Αυτό μπορεί να δημιουργήσει μια περιοχή μεγαλύτερης πυκνότητας εμπρός από τον πλανήτη και μικρότερης πυκνότητας πίσω από αυτόν, οπότε προκαλείται αύξηση της τροχιακής στροφορμής του πλανήτη[2][3] Η πλανητική μάζα για την οποία η μετανάστευση μπορεί να είναι Τύπου I εξαρτάται από το ύψος της βαθμίδας της πιέσεως του τοπικού αερίου και λιγότερο από το κινηματικό ιξώδες του αερίου.[1][4] Σε θερμούς και υψηλού ιξώδους δίσκους, η μετανάστευση Τύπου I μπορεί να αφορά πλανήτες μεγαλύτερης μάζας. Σε τοπικά ισοθερμικούς δίσκους και μακριά από απότομες βαθμίδες πυκνότητας και θερμοκρασίας, οι ροπές συμπεριστροφής είναι ασθενέστερες από τις ροπές Lindblad.[5][4] Περιοχές μεταναστεύσεως προς τα έξω μπορεί να υπάρχουν για κάποια διαστήματα πλανητικής μάζας και συνθηκών του δίσκου, τόσο σε ισοθερμικούς, όσο και σε μη ισοθερμικούς δίσκους.[4][6] Οι θέσεις αυτών των περιοχών μπορεί να αλλάζουν κατά τη διάρκεια της εξελίξεως του δίσκου και στην περίπτωση της τοπικής ισοθερμικότητας περιορίζονται σε περιοχές με μεγάλες ακτινικές βαθμίδες πυκνότητας και/ή θερμοκρασίας σε πολλές κλίμακες πιέσεων. Η μετανάστευση Τύπου I σε έναν τοπικώς ισόθερμο δίσκο αποδείχθηκε συμβατή με τον σχηματισμό και με την μακροπρόθεσμη εξέλιξη μερικών από τους παρατηρηθέντες από την αποστολή Kepler εξωηλιακούς πλανήτες.[7] Η ταχεία προσαύξηση του πλανήτη με στερεό υλικό μπορεί επίσης να προκαλέσει μία «ροπή θερμάνσεως», που αυξάνει τη στροφορμή του πλανήτη.[8]

Μετανάστευση Τύπου II

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Κάθε πλανήτης που έχει αρκετά μεγάλη μάζα ώστε να διανοίξει ένα διάκενο σε περιαστρικό δίσκο αερίου ωθείται προς ένα είδος μεταναστεύσεως που αναφέρεται ως «Τύπου ΙI». Στην περίπτωση πλανήτη μεγάλης μάζας η παλιρροϊκή ροπή που ασκεί η βαρύτητά του επάνω στο αέριο μεταφέρει στροφορμή στο αέριο που βρίσκεται εξωτερικά της πλανητικής τροχιάς, ενώ αφαιρεί στροφορμή από το αέριο που βρίσκεται εσωτερικά της τροχιάς, με αποτέλεσμα την εκδίωξη του αερίου από τη γειτονιά της πλανητικής τροχιάς. Στον προηγούμενο Τύπο I, ιξώδεις ροπές μπορούν να αντιρροπήσουν αποτελεσματικά αυτό το φαινόμενο, προμηθεύοντας αέριο και εξομαλύνοντας απότομες βαθμίδες πυκνότητας. Αλλά όταν οι ροπές των παλιρροϊκών δυνάμεων που ασκεί ο πλανήτης γίνονται αρκετά ισχυρές και υπερνικούν τις παραπάνω, τότε δημιουργείται ένα δακτυλιοειδές διάκενο χαμηλής πυκνότητας στην πλανητική τροχιά. Οι διαστάσεις αυτού του κενού εξαρτώνται από τη θερμοκρασία και το ιξώδες του αερίου, όσο και από τη μάζα του πλανήτη. Στην απλή περίπτωση στην οποία το διάκενο δεν διασχίζεται από ποσότητες αερίου, η μετανάστευση του πλανήτη ακολουθεί την εξέλιξη του αερίου του δίσκου: Στον εσωτερικό δίσκο, ο πλανήτης οδεύει προς τον αστέρα στη χρονοκλίμακα εξελίξεως του ιξώδους, ακολουθώντας την πτώση αερίου στον αστέρα. Σε αυτή την περίπτωση ο ρυθμός μεταναστεύσεως είναι βραδύτερος συνήθως από αυτόν του Τύπου I. Αντιθέτως, στον εξωτερικό δίσκο η μετανάστευση μπορεί να είναι προς τα έξω εάν ο δίσκος επεκτείνεται. Πλανήτης με μάζα παρόμοια με του Δία μέσα σε έναν τυπικό πρωτοπλανητικό δίσκο αναμένεται να μεταναστεύσει με περίπου τον ρυθμό του Τύπου II με τη μετάβαση από τον τύπο I στον Τύπο II να αντιστοιχεί περίπου στη μάζα του Κρόνου, καθώς διανοίγεται ένα μερικό διάκενο.[9][10] Η μετανάστευση Τύπου II αποτελεί μία εξήγηση για την ύπαρξη των καυτών Διών.[11]

Σε περισσότερο ρεαλιστικές καταστάσεις, αν δεν υπάρχουν ακραίες συνθήκες θερμοκρασίας και ιξώδους στον δίσκο, υπάρχει συνεχής ροή αερίου μέσω του διάκενου.[12] Ως συνέπεια αυτής της ροής μάζας, οι ροπές που ασκούνται πάνω σε έναν πλανήτη μπορεί να εξαρτώνται από τις τοπικές συνθήκες στον δίσκο, όπως και στην περίπτωση του Τύπου I. Για τον λόγο αυτόν, σε ιξώδεις δίσκους η μετανάστευση Τύπου II μπορεί να περιγραφεί τυπικά ως μια τροποποιημένη μορφή της μεταναστεύσεως Τύπου I, με ενοποιημένο μαθηματικό φορμαλισμό.[10][4] Η μετάβαση από τον Τύπο Ι στον Τύπο II είναι γενικώς ομαλή, με κάποιες εξαιρέσεις.[9][13] Σε μερικές περιπτώσεις, όταν οι πλανήτες επάγουν έκκεντρη διαταραχή στο αέριο του περιβάλλοντος δίσκου, η μετανάστευση Τύπου II μπορεί να επιβραδυνθεί, να σταματήσει, ή ακόμα και να αντιστραφεί.[14]

Μετανάστευση Τύπου III

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αυτή η μετανάστευση συμβαίνει σε μάλλον ακραίες περιπτώσεις δίσκου/πλανήτη και χαρακτηρίζεται από εξαιρετικά βραχείες χρονικές κλίμακες.[15][16][10] Μολονότι μερικές φορές αναφέρεται ως «ανεξέλεγκτη» («runaway») μετανάστευση, ο ρυθμός της δεν αυξάνεται απαραιτήτως με την πάροδο του χρόνου.[15][16] Η μετανάστευση Τύπου III καθοδηγείται από τις συντροχιακές ροπές από αέριο παγιδευμένο στις περιοχές ταλαντώσεων της θέσεως του πλανήτη και εκκινεί από μία αρχική σχετικώς ταχεία ακτινική ταχύτητα του πλανήτη. Η ακτινική κίνηση του πλανήτη εκτοπίζει αέριο από τη συντροχιακή περιοχή του, δημιουργώντας μια ασυμμετρία ανάμεσα στο αέριο της εμπρόσθιας και σε αυτό της πίσω πλευράς του πλανήτη.[10][1] Η μετανάστευση Τύπου III γίνεται σε δίσκους σχετικώς μεγάλης μάζας και σε πλανήτες που μπορούν να διανοίξουν μόνο μη πλήρη διάκενα στον δίσκο αερίου.[1][10][15] Παλαιότερες ερμηνείες συνέδεαν τη μετανάστευση Τύπου III με τη διέλευση αερίου κάθετα στην τροχιά του πλανήτη και με κατεύθυνση αντίθετη της ακτινικής μεταναστεύσεως του πλανήτη, με αποτέλεσμα να εγκαθίσταται ένας κύκλος θετικής αναδράσεως.[15] Προσωρινά μπορεί να λάβει χώρα μετανάστευση προς τα έξω, θέτοντας γιγάντιους πλανήτες σε μακρινές τροχιές, αν μεταγενέστερη μετανάστευση Τύπου II δεν είναι αποτελεσματική στο να επιστρέψει τους πλανήτες εγγύτερα στον αστέρα τους.[17]

Βαρυτικός διασκορπισμός

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ένας άλλος πιθανός μηχανισμός που μπορεί να μεταθέσει πλανήτες σε πολύ διαφορετικές μεταξύ τους τροχιές είναι ο βαρυτικός διασκορπισμός, είτε από μεγαλύτερους πλανήτες ή, μέσα σε έναν πρωτοπλανητικό δίσκο, από πυκνώματα μέσα στο υλικό του δίσκου.[18] Στην περίπτωση του Ηλιακού Συστήματος, οι πλανήτες Ουρανός και Ποσειδώνας πιθανώς να ωθήθηκαν με αυτόν τον μηχανισμό σε μεγαλύτερες τροχιές εξαιτίας κοντινών περασμάτων τους από τον Δία και/ή τον Κρόνο.[19] Συστήματα εξωπλανητών μπορούν να αναπτύξουν παρόμοιες δυναμικές αστάθειες μετά τη διάλυση του δίσκου αερίου και να μεταβάλουν τροχιές, ενώ σε κάποιες περιπτώσεις μπορούν να εκτιναχθούν έξω από το πλανητικό σύστημα ή να συγκρουσθούν με τον αστέρα. Οι πλανήτες μπορεί επίσης να καταλήξουν σε πολύ μακρόστενες ελλειπτικές τροχιές με περίαστρα πολύ κοντά στον αστέρα, οπότε οι τροχιές τους θα μεταβληθούν εξαιτίας παλιρροϊκών δυνάμεων μεταξύ αυτών και του αστέρα. Οι εκκεντρότητες και οι τροχιακές κλίσεις αυτών των πλανητών διεγείρονται επίσης κατά τις αλληλεπιδράσεις αυτές, δίνοντας μία πιθανή ερμηνεία για την παρατηρούμενη κατανομή εκκεντροτήτων στους εξωπλανήτες με μικρές και κοντά η μία στην άλλη τροχιές.[20] Τα προκύπτοντα συστήματα βρίσκονται συχνά κοντά στα όρια της σταθερότητας.[21] Πλανητικά συστήματα με εξωτερικό δίσκο πλανητίσκων μπορεί επίσης να αναπτύξουν δυναμικές αστάθειες μετά από διασχίσεις συντονισμού κατά τη διάρκεια μεταναστεύσεων που επάγεται από την παρουσία των πλανητίσκων. Οι εκκεντρότητες και οι κλίσεις των πλανητών σε μακρινές τροχιές μπορεί να μειωθούν μέσω δυναμικών τριβών με τους πλανητίσκους.[22]

Παλιρροϊκή μετανάστευση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι παλιρροϊκές δυνάμεις που ασκούνται από τον κεντρικό αστέρα μπορεί να τροποποιήσουν αργά τον μεγάλο ημιάξονα και την εκκεντρότητα της τροχιάς ενός πλανήτη. Η παλιρροϊκή δύναμη από έναν πλανήτη που περιφέρεται κοντά σε έναν αστέρα υψώνει ένα εξόγκωμα στην ύλη του αστέρα. Αν η περίοδος περιστροφής του αστέρα είναι μεγαλύτερη από την περίοδο περιφοράς του πλανήτη γύρω του, τότε η θέση του εξογκώματος αυτού μένει πίσω από την ευθεία που ενώνει τα κέντρα του πλανήτη και του αστέρα, δημιουργώντας έτσι μία ροπή ανάμεσα στα δύο σώματα. Ως αποτέλεσμα, ο πλανήτης χάνει στροφορμή και η τροχιά του μικραίνει όλο και περισσότερο. Αν ο πλανήτης βρίσκεται σε τροχιά μεγάλης εκκεντρότητας, η ισχύς των παλιρροϊκών δυνάμεων είναι πολύ ισχυρότερη όταν ο πλανήτης βρίσκεται κοντά στο περίαστρο της τροχιάς του οπότε και ο πλανήτης επιβραδύνεται περισσότερο εκεί. Το αφήλιό του έτσι μειώνεται αναλογικά περισσότερο, οπότε η εκκεντρότητα της πλανητικής τροχιάς ελαττώνεται. Αντίθετα με τη «μετανάστευση δίσκου», που διαρκεί λίγα εκατομμύρια έτη μέχρι τη διάλυση του αερίου, η παλιρροϊκή μετανάστευση συνήθως συνεχίζεται επί δισεκατομμύρια έτη. Η παλιρροϊκή εξέλιξη των τροχιών κοντινών πλανητών δίνει μεγάλους ημιάξονες με το μισό της τιμής που είχαν κατά την εποχή του καθαρισμού του πρωτοπλανητικού νεφελώματος.[23]

Κύκλοι του Kozai και παλιρροϊκή τριβή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η τροχιά ενός πλανήτη που είναι κεκλιμένη ως προς το επίπεδο ενός διπλού αστρικού συστήματος (στο οποίο υπάγεται ο πλανήτης) μπορεί να μικρύνει εξαιτίας ενός συνδυασμού κύκλων του Κοζάι (Kozai) και παλιρροϊκή τριβή. Αλληλεπιδράσεις με τον πιο μακρινό αστέρα προκαλούν την «ανταλλαγή» κλίσεως με εκκεντρότητα τροχιάς, εξαιτίας του μηχανισμού Κοζάι. Αυτή η διαδικασία μπορεί να αυξήσει την εκκεντρότητα, οπότε το περίαστρο μειώνεται τόσο, ώστε να δημιουργούνται ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις ανάμεσα στον πλανήτη και τον αστέρα. Ο πλανήτης χάνει έτσι στροφορμή και η τροχιά του συρρικνώνεται.[24] Αν η τροχιά του πλανήτη συρρικνωθεί αρκετά ώστε να τον αποσπάσει από την επίδραση του μακρινού αστέρα του διπλού συστήματος, τότε οι κύκλοι Kozai σταματούν. Η τροχιά του τότε θα γίνεται απλώς όλο και πιο κυκλική εξαιτίας των παλιρροϊκών δυνάμεων (μείωση της αποστάσεως του αφηλίου). Ο πλανήτης μπορεί ακόμα και να αρχίσει να περιφέρεται κατά την αντίστροφη φορά εξαιτίας αυτής της διαδικασίας. Οι κύκλοι Kozai μπορούν να συμβούν και σε ένα σύστημα δύο πλανητών με διαφορετικές τροχιακές κλίσεις και να δώσουν επίσης πλανήτες κινούμενους «ανάποδα».[25][26]

Μετανάστευση επαγόμενη από πλανητίσκους

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η τροχιά ενός πλανήτη μπορεί να μεταβληθεί εξαιτίας βαρυτικών «συναντήσεων» με πάμπολλους πλανητίσκους. Αυτή η μετανάστευση είναι το αποτέλεσμα της συσσωρεύσεως μεταφορών στροφορμής κατά τη διάρκεια πολύ κοντινών περασμάτων πλανητίσκων από τον πλανήτη. Για το κάθε πέρασμα, η διανυσματική μεταβολή της στροφορμής του πλανήτη εξαρτάται από τη γεωμετρία του. Για μεγάλο αριθμό τέτοιων περασμάτων, η κατεύθυνση της μεταναστεύσεως του πλανήτη εξαρτάται από τη μέση τροχιακή ειδική στροφορμή των πλανητίσκων σε σχέση με τον πλανήτη. Αν η πρώτη είναι μεγαλύτερη, π.χ. σε έναν δίσκο εξωτερικά της τροχιάς του πλανήτη, τότε ο πλανήτης μεταναστεύει προς τα έξω, ενώ εάν είναι μικρότερη, τότε ο πλανήτης μεταναστεύει προς τα μέσα. Αν οι πλανητίσκοι έχουν περίπου την ίδια ειδική στροφορμή με την αρχική του πλανήτη, τότε η μετανάστευση του δεύτερου εξαρτάται από τις δυνητικές «πηγές και καταβόθρες» πλανητίσκων. Για ένα σύστημα του ενός πλανήτη, οι πλανητίσκοι μπορούν μόνο να χαθούν («καταβόθρα») εξαιτίας της εκτινάξεώς τους έξω από το σύστημα, κάτι που θα προκαλούσε τη μετανάστευση του πλανήτη προς τα μέσα. Σε συστήματα πολλών πλανητών, οι άλλοι πλανήτες μπορούν να δράσουν ως πηγές ή ως καταβόθρες: πλανητίσκοι μπορούν να αφαιρεθούν από τη ζώνη επιδράσεως με τον πλανήτη που μάς ενδιαφέρει όταν περάσουν κοντά από έναν άλλον πλανήτη, ή αντιθέτως να μεταφερθούν στην περιοχή επιρροής του πλανήτη μας. Αυτές οι αλληλεπιδράσεις προκαλούν την απόκλιση των πλανητικών τροχιών μεταξύ τους, διότι ο εξώτερος πλανήτης τείνει να απομακρύνει πλανητίσκους με μεγαλύτερη στροφορμή από την επίδραση του εσώτερου πλανήτη και να προσθέτει πλανητίσκους με μικρότερη στροφορμή στην επίδρασή του, και αντιστρόφως. Οι συντονισμένες τροχιές με αυτή του πλανήτη, στις οποίες τείνουν οι εκκεντρότητες των πλανητίσκων μέχρι που να συντονισθούν με τον πλανήτη, δρουν επίσης ως πηγή. Τέλος, η ίδια η μετανάστευση του πλανήτη δρα τόσο ως καταβόθρα, όσο και ως πηγή νέων πλανητίσκων, δημιουργώντας έτσι μία θετική ανάδραση που τείνει να ενισχύσει τη μετανάστευσή του προς την ίδια κατεύθυνση. Αυτή η μετανάστευση μπορεί να αναχαιτισθεί αν πλανητίσκοι χάνονται σε διάφορες καταβόθρες με ταχύτερο ρυθμό από όσο νέοι πλανητίσκοι εισέρχονται στην ζώνη επιδράσεως του πλανήτη. Αν η διατήρηση της μεταναστεύσεως οφείλεται μόνο στον εαυτό της, ονομάζεται «ανεξέλεγκτη» (runaway) μετανάστευση, ενώ αν οφείλεται στην απώλεια πλανητίσκων εξαιτίας άλλων πλανητών, τότε αποκαλείται «εξαναγκασμένη» (forced) μετανάστευση.[27] Για έναν μόνο πλανήτη που κινείται μέσα σε έναν δίσκο από πλανητίσκους, οι συχνότερες συναντήσεις με πλανητίσκους σε μικρότερες τροχιές έχει ως αποτέλεσμα συχνότερες συναντήσεις με πλανητίσκους που έχουν και μικρότερες στροφορμές, και άρα τη μετανάστευση του πλανήτη προς τον αστέρα.[28] Ωστόσο, η επαγόμενη από πλανητίσκους μετανάστευση μέσα σε έναν δίσκο αερίου, μπορεί να είναι και προς τα έξω για μια ειδική περιοχή διαστάσεων των πλανητίσκων, εξαιτίας της απομακρύνσεως των πλανητίσκων με τις μικρότερες περιόδους εξαιτίας της αντιστάσεως του αερίου.[29]

Κλείδωμα σε συντονισμούς

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η πλανητική μετανάστευση μπορεί να οδηγήσει στο «κλείδωμα» των πλανητών σε τροχιακούς συντονισμούς και αλύσους συντονισμών αν οι τροχιές τους συγκλίνουν. Οι τροχιές των πλανητών μπορούν να συγκλίνουν αν η μετανάστευση του εσώτερου πλανήτη ανασχεθεί στο εσωτερικό άκρο του δίσκου αερίου, δίνοντας ένα σύστημα με εσωτερικούς πλανήτες που περιφέρονται πολύ κοντά ο ένας στον άλλον[30]. Μπορεί ακόμα η μετανάστευση να ανασχεθεί σε μία ζώνη συγκλίσεως, στην οποία οι ροπές που επάγουν την μετανάστευση Τύπου I αναιρούνται, π.χ. κοντά στη γραμμή πάγου στην περίπτωση μακρινότερων πλανητών.[31] Οι βαρυτικές συναντήσεις μπορούν να οδηγήσουν και στη «σύλληψη» πλανητών με μεγάλες εκκεντρότητες σε συντονισμούς.[32] Στην Υπόθεση της μεγάλης μεταστροφής (Grand tack hypothesis), η μετανάστευση του Δία σταματά και αντιστρέφεται όταν «κλειδώνει» την τροχιά του Κρόνου σε εξωτερικό συντονισμό με τη δική του.[33] Η ανάσχεση της μεταναστεύσεως του Δία και του Κρόνου, και το κλείδωμα του Ουρανού και του Ποσειδώνα σε άλλους συντονισμούς ίσως να απέτρεψαν τη δημιουργία ενός συμπαγούς συστήματος από υπεργαίες, παρόμοιου με πολλά από αυτά που ανακαλύφθηκαν από την αποστολή Kepler.[34] Η προς τα έξω μετανάστευση πλανητών μπορεί επίσης να οδηγήσει στο κλείδωμα πλανητίσκων σε συντονισμό με τον εξώτερο πλανήτη.[35] Παρά το ότι η πλανητική μετανάστευση αναμένεται να οδηγεί σε συστήματα με αλύσους συντονισμών πλανητών, οι περισσότεροι εξωηλιακοί πλανήτες δεν βρίσκονται σε συντονισμούς. Οι άλυσοι συντονισμών μπορεί να διακοπούν από βαρυτικές αστάθειες μόλις ο δίσκος αερίου διαλυθεί.[36] Οι αλληλεπιδράσεις με εναπομείναντες πλανητίσκους μπορούν να άρουν συντονισμούς πλανητών μικρής μάζας, αφήνοντάς τους σε τροχιές λίγο έξω από τον συντονισμό.[37] Οι παλιρροϊκές αλληλεπιδράσεις με τον αστέρα, η τύρβη εντός του δίσκου και οι αλληλεπιδράσεις από τη διέλευση ενός άλλου πλανήτη μπορούν επίσης να άρουν συντονισμούς.[38] Το κλείδωμα σε συντονισμό μπορεί ίσως να αποφευχθεί για πλανήτες μικρότερους του Ποσειδώνα που έχουν πολύ έκκεντρες τροχιές.[39]

Στο Ηλιακό Σύστημα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Μοντέλο της Νίκαιας

Η μετανάστευση των εξωτερικών πλανητών είναι ένα «σενάριο» που προτάθηκε για την ερμηνεία μερικών από τα τροχιακά χαρακτηριστικά των σωμάτων στο εξώτατο Ηλιακό Σύστημα.[40] Πέρα από την τροχιά του Ποσειδώνα υπάρχουν κατά σειρά η Ζώνη του Κάιπερ, ο διασκορπισμένος δίσκος και πολύ μακρύτερα το Νέφος του Όορτ, τρεις δηλαδή αραιοί πληθυσμοί μικρών σωμάτων. Στις αποστάσεις αυτές από τον Ήλιο η προσαύξηση ήταν πολύ αργή για να επιτρέψει τη δημιουργία πλανητών προτού διαλυθεί το ηλιακό νεφέλωμα, επειδή ο αρχικός δίσκος δεν είχε αρκετή πυκνότητα μάζας ώστε να δώσει έναν πλανήτη.

Σύμφωνα με αυτό το μοντέλο («Μοντέλο της Νίκαιας»), η Ζώνη του Κάιπερ ήταν αρχικώς πολύ πυκνότερη και πλησιέστερα στον Ήλιο: περιείχε εκατομμύρια πλανητίσκων και είχε το εξωτερικό της άκρο σε ηλιοκεντρική απόσταση περί τις 30 AU, τη σημερινή απόσταση του Ποσειδώνα. Μετά τον σχηματισμό του Ηλιακού Συστήματος, οι τροχιές όλων των γιγάντιων πλανητών συνέχισαν να μεταβάλλονται αργά, εξαιτίας των αλληλεπιδράσεών τους με μεγάλους αριθμούς πλανητίσκων. Μετά από 500 έως 600 εκατομμύρια έτη (δηλαδή πριν από περίπου 4 δισεκατομμύρια χρόνια), ο Δίας και ο Κρόνος πέρασαν από τον αμοιβαίο τροχιακό συντονισμό 2:1, δηλαδή ο Κρόνος εκτελούσε 1 περιφορά περί τον Ήλιο στον ίδιο χρόνο που ο Δίας εκτελούσε 2 περιφορές.[40] Αυτή η κατάσταση αύξησε τις εκκεντρότητες των τροχιών τους και αποσταθεροποίησε τις τροχιές του Ουρανού και του Ποσειδώνα. Ακολούθησαν πολύ κοντινές προσεγγίσεις μεταξύ των δύο τελευταίων πλανητών και ως αποτέλεσμα ο Ποσειδών πέρασε εξωτερικά της τροχιάς του Ουρανού, βυθιζόμενος μέσα στην πυκνή ζώνη των πλανητίσκων. Ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας διασκόρπισαν την πλειονότητα των σωμάτων αυτών προς την κατεύθυνση του Ηλίου, ενώ οι ίδιοι μετατοπίσθηκαν προς τα έξω. Οι πλανητίσκοι αυτοί συνέχισαν τη μετανάστευσή τους μέχρι που άρχισαν να αλληλεπιδρούν με τον Δία, του οποίου η τεράστια βαρύτητα τους έστειλε σε ελλειπτικές τροχιές μεγάλης εκκεντρότητας ή και τα εκτίναξε έξω από το Ηλιακό Σύστημα. Αυτό προκάλεσε την ελαφρά μετατόπιση του Δία προς τα μέσα. Αυτό το μοντέλο ερμηνεύει τη σημερινή αραιή κατανομή των υπερποσειδώνιων σωμάτων. Σε αντίθεση με τους εξωτερικούς πλανήτες, οι εσωτερικοί δεν πιστεύεται ότι έχουν μεταναστεύσει κατά τη διάρκεια της ζωής του Ηλιακού Συστήματος, εκτός από ασήμαντες μικρομεταβολές, επειδή οι τροχιές τους έχουν παραμείνει σταθερές μετά τον Ύστερο Βαρύ Βομβαρδισμό.[41]

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Lubow, S.H.· Ida, S. (2011). «Planet Migration». Στο: S. Seager., επιμ. Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. σελίδες 347–371. arXiv:1004.4137 Ελεύθερα προσβάσιμο. Bibcode:2011exop.book..347L. 
  2. ↑ Paardekooper, S.-J.; Mellema, G. (2006). «Halting type I planet migration in non-isothermal disks». Astronomy and Astrophysics 459 (1): L17–L20. doi:10.1051/0004-6361:20066304. Bibcode: 2006A&A...459L..17P. http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/43/aa6304-06/aa6304-06.html. 
  3. ↑ Brasser, R.; Bitsch, B.; Matsumura, S. (2017). «Saving super-Earths: Interplay between pebble accretion and type I migration». The Astronomical Journal 153 (5): 222. doi:10.3847/1538-3881/aa6ba3. Bibcode: 2017AJ....153..222B. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 D'Angelo, G.; Lubow, S. H. (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. Bibcode: 2010ApJ...724..730D. 
  5. ↑ Tanaka, H.; Takeuchi, T.; Ward, W. R. (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. Bibcode: 2002ApJ...565.1257T. 
  6. ↑ Lega, E.; Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Szulágyi,, J. (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. Bibcode: 2015MNRAS.452.1717L. https://academic.oup.com/mnras/article-abstract/452/2/1717/1064683/Outwards-migration-for-planets-in-stellar?redirectedFrom=fulltext. 
  7. ↑ 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.). doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. Bibcode: 2016ApJ...828...33D. 
  8. ↑ Benítez-Llambay, Pablo; Masset, Frédéric; Koenigsberger, Gloria; Szulágyi, Judit (2015). «Planet heating prevents inward migration of planetary cores». Nature 520 (7545): 63–65. doi:10.1038/nature14277. Bibcode: 2015Natur.520...63B. http://www.nature.com/nature/journal/v520/n7545/full/nature14277.html. 
  9. ↑ 9,0 9,1 D'Angelo, G.; Kley, W.; Henning T. (2003). «Orbital Migration and Mass Accretion of Protoplanets in Three-dimensional Global Computations with Nested Grids». The Astrophysical Journal 586 (1): 540–561. doi:10.1086/367555. Bibcode: 2003ApJ...586..540D. 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 D'Angelo, G.; Lubow, S.H. (2008). «Evolution of Migrating Planets Undergoing Gas Accretion». The Astrophysical Journal 685 (1): 560–583. doi:10.1086/590904. Bibcode: 2008ApJ...685..560D. 
  11. ↑ Armitage, Phillip J. (2010-06-15). Lecture notes on the formation and early evolution of planetary systems. Bibcode: 2007astro.ph..1485A. https://archive.org/details/arxiv-astro-ph0701485. 
  12. ↑ Lubow, S.; D'Angelo, G. (2006). «Gas Flow across Gaps in Protoplanetary Disks». The Astrophysical Journal 641 (1): 526–533. doi:10.1086/500356. Bibcode: 2006ApJ...641..526L. 
  13. ↑ Masset, F.S.; D'Angelo, G.; Kley, W. (2006). «On the Migration of Protogiant Solid Cores». The Astrophysical Journal 652 (1): 730–745. doi:10.1086/507515. Bibcode: 2006ApJ...652..730M. 
  14. ↑ D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H.; Bate, Matthew R. (2006). «Evolution of Giant Planets in Eccentric Disks». The Astrophysical Journal 652 (2): 1698–1714. doi:10.1086/508451. Bibcode: 2006ApJ...652.1698D. 
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 Masset, F.S.; Papaloizou, J.C.B. (2003). «Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters». The Astrophysical Journal 588 (1): 494–508. doi:10.1086/373892. Bibcode: 2003ApJ...588..494M. 
  16. ↑ 16,0 16,1 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. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08866.x. Bibcode: 2005MNRAS.358..316D. 
  17. ↑ Pierens, A.; Raymond, S.N. (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. Bibcode: 2016MNRAS.462.4130P. 
  18. ↑ 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: 621–632. doi:10.1093/mnras/stt1047. Bibcode: 2013MNRAS.434..621C. 
  19. ↑ 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. doi:10.1086/339975. Bibcode: 2002AJ....123.2862T. https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-05_123_5/page/2862. 
  20. ↑ 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. doi:10.1086/590926. Bibcode: 2008ApJ...686..621F. http://iopscience.iop.org/article/10.1086/590926/meta. 
  21. ↑ 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. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L98. Bibcode: 2009ApJ...696L..98R. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/696/1/L98/meta. 
  22. ↑ 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. doi:10.1088/0004-637X/711/2/772. Bibcode: 2010ApJ...711..772R. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/711/2/772/meta. 
  23. ↑ «Tidal Evolution of Close-in Extra-Solar Planets», των Brian Jackson, Richard Greenberg και Rory Barnes (2008)
  24. ↑ Fabrycky, Daniel; Tremaine, Scott (2007). «Shrinking Binary and Planetary Orbits by Kozai Cycles with Tidal Friction». The Astrophysical Journal, Volume 669, Issue 2, pp. 1298–1315 669 (2): 1298–1315. doi:10.1086/521702. Bibcode: 2007ApJ...669.1298F. http://iopscience.iop.org/article/10.1086/521702/meta. 
  25. ↑ 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. doi:10.1038/nature10076. Bibcode: 2011Natur.473..187N. http://www.nature.com/nature/journal/v473/n7346/full/nature10076.html. 
  26. ↑ 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. doi:10.1086/529369. Bibcode: 2008ApJ...678..498N. http://iopscience.iop.org/article/10.1086/529369/meta. 
  27. ↑ Levison, H. F.· Morbidelli, A.· Gomes, R.· Backman, D. (2007). Protostars and Planets V, chapter title: Planet Migration in Planetesimal Disks (PDF). University of Arizona Press. σελίδες 669–684. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο (PDF) στις 7 Απριλίου 2017. Ανακτήθηκε στις 6 Απριλίου 2017. 
  28. ↑ Kirsh, David R.; Duncan, Martin; Brasser, Ramon; Levison, Harold F. (2009). «Simulations of planet migration driven by planetesimal scattering». Icarus 199 (1): 197–209. doi:10.1016/j.icarus.2008.05.028. Bibcode: 2009Icar..199..197K. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103508003084. 
  29. ↑ Capobianco, Christopher C.; Duncan, Martin; Levison, Harold F. (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. Bibcode: 2011Icar..211..819C. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103510003374. 
  30. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361/201424157. Bibcode: 2014A&A...569A..56C. https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2014/09/aa24157-14/aa24157-14.html. 
  31. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361/201220853. Bibcode: 2013A&A...553L...2C. https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2013/05/aa20853-12/aa20853-12.html. 
  32. ↑ 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. doi:10.1086/593301. Bibcode: 2008ApJ...687L.107R. http://iopscience.iop.org/article/10.1086/593301/meta. 
  33. ↑ 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. doi:10.1038/nature10201. Bibcode: 2011Natur.475..206W. https://www.nature.com/nature/journal/v475/n7355/full/nature10201.html. 
  34. ↑ 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. doi:10.1088/2041-8205/800/2/L22. Bibcode: 2015ApJ...800L..22I. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/800/2/L22/meta. 
  35. ↑ Malhotra, Renu (1995). «The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune». Astronomical Journal 110: 420. doi:10.1086/117532. Bibcode: 1995AJ....110..420M. 
  36. ↑ 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: 1750–1770. doi:10.1093/mnras/stx1232. Bibcode: 2017MNRAS.470.1750I. 
  37. ↑ 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. doi:10.1088/0004-637X/803/1/33. Bibcode: 2015ApJ...803...33C. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/803/1/33/meta. 
  38. ↑ Baruteau, C.· Crida, A.· Paardekooper, S.-M.· Masset, F.· Guilet, J.· Bitsch, B.· Nelson, R.· Kley, W.· Papaloizou, J., J. (2014). Protostars and Planets VI, Chapter:Planet-Disk Interactions and Early Evolution of Planetary Systems. University of Arizona Press. σελίδες 667–689. arXiv:1312.4293 Ελεύθερα προσβάσιμο. Bibcode:2014prpl.conf..667B. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. 
  39. ↑ Pan, Margaret; Schlichting, Hilke E. (2017). «Avoiding resonance capture in multi-planet extrasolar systems».
    arXiv:1704.07836
    .     

  40. ↑ 40,0 40,1 Harold F. Levison; Alessandro Morbidelli; Christa Van Laerhoven (2007). «Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune». Icarus 196 (1): 258. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. Bibcode: 2008Icar..196..258L. 
  41. ↑ Douglas N.C. Lin (Μάιος 2008). «The Genesis of Planets». Scientific American 298 (5): 50–59. doi:10.1038/scientificamerican0508-50. PMID 18444325. Bibcode: 2008SciAm.298e..50C. http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets. 

Πηγές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  • Goldreich, P. & Tremaine, S.: Astrophysical Journal, τόμος 233 (1979), σελ. 857
  • Lin, D.N.C. & Papaloizou, J.: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, τόμος 186 (1979), σελ. 799
  • Ward, W.R.: Icarus, τόμος 126 (1997), σελ. 261
  • Tanaka, H., Takeuchi, T., Ward, W.R.: Astrophysical Journal, τόμος 565 (2002), σελ. 1257
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Μετανάστευση_πλανητών&oldid=10254201"