Migraatioteoria

Wikipedia

Loikkaa: valikkoon, hakuun
 Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä tai viitteitä.
Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkelille asianmukaisia lähteitä. Lähteettömät tiedot voidaan kyseenalaistaa tai poistaa.

Migraatioteoria on teoria, jonka mukaan aurinkokunnan syntyvaiheessa planeettojen ytimien jo muotouduttua tapahtui planeettojen siirtymisiä, kun planeetta vuorovaikutti Aurinkoa kiertäessään kaasun ja pienten asteroidin kokoisten planetesimaalien kanssa. Planeetta loi kaasu- ja planetesimaalikiekkoon tiheysaallon, jonka vetovoima jarrutti tähteä kohti Aurinkoa. Toisissa oloissa migraatio tapahtui toiseens uuntaan. Migraatioteorioilla on pyritty selittämään lähellä keskustähteään olevien eksoplaneettojen olemassaolo. Migraation olemassaolo on ennustettu jo ennen eksoplaneettahavaintoja.

Sisällysluettelo

[muokkaa] Migraatioteoriaa

Migraatioteorian perusajatus on se, että planeetan ja esiplanetaarisen kaasu/planetesimaalikiekon vetovoimavuorovaikutus muuttaa planeettojen ratoja. Myös planeetojen kesinäinne vuorovaikutus muuttaa planeettojan ratoja, ja tietynlainen ratojen yhdistelmä saattaa olla kaoottinen, hajoava. Nykyinen Aurinkokunta on vakaa.

Migraatio selittää joustavasti eksoplaneettojen mielivaltaiset etäisyydet kekustähdestä. Mykyisen planeettakunan syntyteorian mukaan jättiläisplaneetta ei voi syntyä lähellä keskustähteä, koska siellä ei ole kiinteää planeetan rakennusainetta jättiläisplaneetan ytimeksi.

Migraatioon vaikuttaa mm. esiplanetaarisen kiekon planetesimaalitiheys eli keskustähden metallipitoisuus. Jos keskustähden raskaiden aineiden osuus on suuri, planeetta ehtivät syntyä hyvissä ajoissa ja migroitua keskustähteen.

Migraatio riippuu myös kaasukiekon eliniästä. Toisaalta kahden juuri syntyneen planeetan resonanssi voi estää migraation, tai edistää sitä. Kaasu katoaa noin 5 miljoonassa vuodesta vastasyntyneen Auringon ympäriltä.

Migraatioon vaikuttaa myös raskaiden alkuaineiden pitoisuudet planeettakuntaa edeltävässä kaasukiekossa. Runsaasti raskaita alkuaineita tuottaa paljon planetesimaaleja. Jättiläisplaneetan arvellaan syntyneen siten, että se kerää kaasua ympäröivästä pilvestä. Lähellä aurinkoa, 0,5 AU:n päässä ei teorian mukaan olisi ollut riittävästi materiaa , 10 Maan massan verran, suuren planeetan tiivistymiseen. Näin kuuma Jupiter on vaikea selittää. Migraatioteoriat edellyttävät kylmien Jupiterien muodostuneen alkujaan yli 4 AU:n päässä keskustähdestä. Vakava haaste migraatioteorialle on melko lähekkäisten kaksoistähtien kuumat jupiterit. On kuitenkin mahdollista, että jättiläisplaneetta muodostuu 1 AU:n päässä keskustähdestään. Lähekkäinen seuralaistähti nimittäin estää vetovoimallaan minkään planeetan muodostumisen 5 AU:n päässä keskustähdestä mitä teoria edellyttäisi. Migraatio pysähtyy, kun planetesimaalit haihtuvat lähellä tähteä. Migraatiota on kahta tyyppiä, toinen johtuu planeetan vuorovaikutuksesta kiinteiden planetesimaalien kanssa ja toinen planeetan ja kaasukiekon välisestä vuorovaikutuksesta. Migraation pysäyttää planetesimaalien katoaminen ja kaasun haihtuminen aurinkotuulen ja säteilyn takia.

[muokkaa] Ulkoplaneettojen migraatio planetesimaalien avulla

Aurinkokunnan syntyvaiheessa suuret planeetat olivat muodostuttuaan planetesimaalikiekon keskellä. Migraatio helpottaa myös Uranuksen ja Neptunuksen synnyn selittämistä. Aikaisempien teorioiden mukaan Uranuksen ja Neptunuksen synty veisi mahdottoman pitkän ajan, koska niiden olisi täytynyt syntyä kaukana Auringosta, missä planetesimaalien kasautuminen on hidasta pitkien kiertoaikojen takia. Kun Saturnus, Uranus ja Neptunus liikkuivat planetesimaalikiekossa, ne sinkosivat komeettoja Aurinkokunna sisäosiin ja liikkuivat muutaman AU:n ulospäin. Samaan aikaan Jupiter siirtyi samalla mekanismilla kohti Aurinkoa vain muutaman kymmenesosan AU:ta singoten komeettoja ulospäin Oortin pilveen. Migraatio planetesimaalien avulla pysähtyy planetesimaalien höyrystyessä 0,03 -- 0,1 AU:n päässä keskustähdestään. Migraatio pienetää alle 3 Jupiterin massaisen planeetan radan soikeutta, ja kasvattaa tätä suuremman planeetan radan soikeutta. Kuitenkin on epävarmaa, pystytäänko planetesimaalimigraation avulla selittämään kuumat Jupiterit, sillä ne vaativat 1 Jupiterin massan verran planetesimaaleja ja 0,1 Auringon massan verran kaasua Jupiterin radan sisäpuolella, jotta Jupiter siirtyisi keskustähteensä.

[muokkaa] Migraatio kaasun avulla

[muokkaa] Tyypin 0 migraatio

Nollatyypin migraatiota aiheuttaa kaasun jarrutus ja säteilypaine.[1] Sen aikaskaala on tuhannesta vuodesta kymmeneen miljoonaan vuoteen, mikä on aurinkokuntaa edeltävän kaasukiekon elinikä. Kaasun jarrutus vaikuttaa voimakkasti pieniin kappaleisiin, metrin läpimittainen kappale ajautui alkuaurinkokunnan oloissa Aurinkoon 500 vuodessa.

[muokkaa] Tyypin I migraatio

Planeetta luo syntyvään kaasukiekkoon tiheysaallon, jonka vetovoima vaikuttaa planeettaan. Planeetan radan ulkopuolella kiertävä tiheysaalto vaikuttaa eri tavoin kuin sisäpuolella. Tämän tyypin migraatio on melko nopea. Kaasusta koostuvassa kiekossa tapahtuu tyypin I migraatiota, kun planeetta ei aukaise kaasukiekkoon aukkoa, jonka syntyminen tavallisimmin pysäyttää planeetan kasvun. Tässä tapauksessa planeetta luo ympäröivään materiakiekkoon suuren tiheysaallon, jonka kanssa planeetta vaikuttaa vetovoimallaan. Tämän tyypin migraation nopeus riippuu luonnollisesti planeetan massasta. Tiheysaallon vääntömomentti muuttaa planeetan rataa. Tällöin migraation tapahtuessa planeetta kerää planetesimaalien lisäksi kaasua ympäristöstään, jos sen vetovoima on kyllin suuri. Planeetta liikkuu kohti keskustähteään 10000-100000 vuoden aikaskaalassa. Tämä migraatiotyyppi vaatii että planeetan massan on oltava alle 0,1 (0,3?) Jupiterin massaa tai 0,1-10 Maan massaa ("muutaman maan massa"). Tämän tyypin migraatio vie planeettaa aina lähemmäs keskustähteään. Uskotaan, että melko pieni massa riittää aukaisemaan aukon kaasukiekkoon. On myös mahdollista, että osa pienistä planeetoista syöksyy migraation mukana tähteen uusien syntyessä. Tämäntyyppinen migraatio ennustaa melko lähellä keskustähteä olevien "supermaitten" olemassaolon. Tämäntyyppistä migraatiota ovat tutkineet Goldreich & Tremaine(1979), Ward (1986, 1997), ja Tanaka et al. (2002).

\tau_{migI} = 5 \cdot 10^4 \left( \frac { \Sigma } { \Sigma_{MinMassAurSumu} } \right) ^{-1} * \left( \frac { M_{planeetta} }{ M_{Maa} } \right) ^{-1} * a_{AU}^{3/2}

jossa

τmigI = Migraation aikaskaala
Σ = Planetesimaalien pintatiheys
ΣMinMassAurSumu Minimimassaisen alkuaurinkosumun pintatiheys
Mplaneetta Planeetan massa
MMaa Maan massa
aAU Planeetan etäisyys AU


Toinen tyypin I migraation laskukaava[2]

\tau_{migI} = \frac { a^2 \Omega M_{planeetta} } { 2*T }

  • τmigI Migraation 1 aikaskaala r/(da/dt) eli säde/säteen muutosnopeus
  • a Etäisyys keskustähdestä
  • Ω Kulmataajuus
  • Mplaneetta Planeetan massa
  • T Planeetan kiertoaika

Tämän mukaan 10 Maan massainen Jupiterin ydin vaeltaa 10000 vuodessa Aurinkoon.


[muokkaa] Tyypin II ja IIb migraatio

Tyypissä II planeetta aukaisee vetovoimallaan kaasukiekkoon aukon. Tällöin migraatio on hitaampaa. Aukon avautuminen vaatii suurimassaisen planeetan, jonka koko on yli 0,1 Jupiterin massaa tai toisin sanoen yli 30 maan massaa. Tämä migraatiotyyppi selittää kuumien jupitereitten synnyn. Monia kuumia Jupitereita on havaittu lähellä keskustähteään. Näissä järjestelmissä kävi niin, että jättiläisplaneetan ydin ehti kasautua normaalia tiheämmässä planetesimaalikiekossa kivestä ja jäästä hyvissä ajoin ennen esiplanetaarisen kiekon kulumista ja oli mahdollista migroitua keskustähteen. Aurinkokunnassa kaasu loppui nopeammin.

Planeetan häiriöt vaikuttavat planeetasta poispäin eri suuruisina, viskoosi diffuusio planeettaan päin, eri puolilta eri suuruisina.

Migraation aikaskaala on noin 100000 - miljoona vuotta eikä riipu planeetan massasta vaan kaasukiekon arvoista. Migroituvan planeetan on oltava 0,1 Jupiterin massaa tai suurempi. Planeetta seuraa kaasukiekon virtausta, ja on vuorovesilukkiutunut avaamaansa aukkoon. Tyypin II migraatiossa planeetta seuraa kiekon kehitystä senviskoosissa aikaskaalassa. Siihen vaikuttaa kiekon alfa-viskositeetti.

Tämän tyypin migraatiossa planeetta liikkuu kohti keskustähteä tai keskustähdestä poispäin.

Planeetta avaa kiekon aukon, jos

Mtähti/Mplaneetta>40*Re eli suunnilleen Saturnuksen massaa suurempi

Tarkempi laskukaava minimimassalle, joka riittää aukon avaamiseen kiekkoon ja nopean tyypin I migraation pysäyttämiseen.[3]

M_{aukko} \approx \sqrt{ \frac{\nu}{a^2 \Omega} } \left( \frac {h } {a} \right)^{(3/2)} \sim 10 \sqrt{ \frac{\alpha}{10^{-4}} } M_{Maa}

Jossa

  • Maukko Aukon avaamiseen tarvittava massa
  • ν Viskositeetti
  • a etäisyys
  • Ω Kulmataajuus
  • h kiekon korkeus
  • α koekon viskoosi paremetri alfa
  • MMaa Maan massa

Syntyneen aukon leveys on suunnilleen sama kuin kiekon korkeus h.

Migraatio tapahtuu ulospäin, jos kiekon reunan aalto on planeettaa massiivisempi tai massat ovat yhtä suuria. Migraatiota ei tapahdu, jos planeetta on massiivisempi.[4]

Laskukaava migraatio II:lle:[5]

\tau_{migII} \simeq 10^{6} \left( \frac { \Sigma_{kaasu} } { \Sigma_{kaasu,MinMassAurSumu} } \right) ^{-1} * \left( \frac { M_{planeetta} }{ M_{Jupiter} } \right) * \left( \frac { \alpha }{ 1*10^{-3} } \right) ^{-1} * a_{AU}^{1/2}

jossa

τmigII Migraation II aikaskaala
Σkaasu kaasun pintatiheys
Σkaasu,MinMassAurSumu Minimimassaisen aurinkosumun kaasun pintatiheys
Mplaneetta Planeetan massa
MJupiter Jupiterin massa
α Viskositeetti
aAU Planeetan etäisyys AU


Toinen migraatio II:n laskukaava[6]

\tau_{migII} \sim \frac { a^2 }{ \nu } \sim \frac { 1 }{ 2 \pi \alpha } \left( \frac { h }{ a } \right)^{-2} * P_{rata} \sim 10^5 \left( \frac{ \alpha } { 10^{-4} } \right)^{-1} kierrosta

jossa

τmigII Migraation Ii aikaskaala, joka on paikka/nopeus a etäisyys keskustähdestä ν viskositeetti π piin arvo α viskoosi alfa-parametri h kiekon korkeus Prata ratakierroksen aika


Korke alfa-arvo tuhoaa siirtää protoplaneetta Auringon lähelle. Tämä saattaa tarkoittaa sitä, että Aurinkokunna syntyvaiheessa syntyy monia protoplaneettasukupolvia, joita syöskyy Aurinkoon. Toisaalta, jos tyypin Ii migraatio pysähtyy kuumien Jupiterien etäisyydellä, näin ei ole. Havainnot viittaavat, että kiekkojen viskoosi arvo α olisi korkea hetkellä yli 1E-2, mutta Aurinkokunnalle Jupiterin migraation estyminen vaatii alle 1E-4.[7]

[muokkaa] Tyypin III migraatio

Tämän tyypin migraatiossa planeetan aukaisemaan aukkoon pääsee hevosenkenkäradoille kaasua, jonka kanssa planeetta vuorovaikuttaa. Tämä tyyppi on nopea, aikaskaala 1000 - 10000 vuotta, ehkä jopa 100 vuotta. [8] Migraation suunta, keskustähteen päin vai keskustähdestä poispäin ei riipu kiekon ominaisuuksista vaan aikaisemmasta migraatiohistoriasta. Ilmiö on herkkä kiekon tiheyden jyrkkyydelle. Migraatio pysähtyy kiekon harvoihin kohtiin kun kriittinen tiheys alitetaan. Tämä migraatiotyyppi tekee mahdolliseksi jättiläisplaneettojen siirtymisen 0,1 -- 1,0 AU:n päähän keskustähdestään ja vieläpä maan tyyppisen planeetan säilymisen samoille seuduilla!. Tämä migraatiotyyppi muuttaa tai korvaa tyypin I migraatiota.

[muokkaa] Monen kappaleen keskinäiset vuorovaikutukset

Monen suuren kappaleen keskinäiset vuorovaikutukset muuttavat esim. Aurinkoa kiertävien planeettojen ratoja hieman. Aurinkoa kiertävät planeetat vaikuttavat toisiinsa muuttaen toistensa ratoja, tosin nykyisin vain vähän, sillä aurinkokunta on vakaa. Muutoksen aikaskaala on 100000 - 1 miljoona vuotta tai yli.

[muokkaa] Migraatio ja keskustähden metallipitoisuus

Migraatiota tapahtuu helpommin, jos planetesimaalien tiheys on suuri. Jos keskustähden metallipitoisuus on suuri, planetesimaalien tiheys on suuri. Myös suuri kiekon massa kiihdyttää migraatiota. Näin ollen "kuumia jupitereita" havaitaan useammin metallirikkaammilla tähdillä. Jos metallipitoisuus kasvaa 10-kertaiseksi, migraatio nopeutuu kaksinkertaiseksi.[9]. Kuumia Jupitereita ei synny, jos metallipitoisuus on alle 1/3 Auringon metallipitoisuudesta.

[muokkaa] Lähteet

  1. ↑ planets.utsc.utoronto.ca/~pawel/AST3021/Lecture07-AST3020.ppt
  2. ↑ www.ap.smu.ca/~jhahn/conferences/ward04/ward04v2.pdf
  3. ↑ www.ap.smu.ca/~jhahn/conferences/ward04/ward04v2.pdf
  4. ↑ www.asu.edu/clas/hst/classes/ast494+591/2006-02-09A/PlanetDisk.ppt
  5. ↑ http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPFDarwinConf3/documents/slides/PlanetsAroundLow-MassStars-Ida.pdf
  6. ↑ www.ap.smu.ca/~jhahn/conferences/ward04/ward04v2.pdf
  7. ↑ www.ap.smu.ca/~jhahn/conferences/ward04/ward04v2.pdf
  8. ↑ planets.utsc.utoronto.ca/~pawel/AST3021/Lecture07-AST3020.ppt
  9. ↑ http://www.strw.leidenuniv.nl/modoz/pdfs/2/Metallicity.pdf

[muokkaa] Katso myös

Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org/wiki/Migraatioteoria
Henkilökohtaiset työkalut
Muilla kielillä