Migraatioteoria
Wikipedia
Migraatioteoria on teoria, jonka mukaan aurinkokunnan syntyvaiheessa planeettojen ytimien jo muotouduttua tapahtui planeettojen siirtymisiä, kun planeetta vuorovaikuttaa aurinkoa kaasun ja pienten asteroidin kokoisten planetesimaalien kanssa. Migraatioteorioilla on pyritty selittämään lähellä keskustähteään olevien eksoplaneettojen olemassaolo lähellä Auringon tyyppistä keskustähteä. Migraation olemassaolo on ennustettu jo ennen eksoplaneettahavaintoja.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Migraatioteoriaa ...
Migraatio liittyy aina eri kappaleitten välisiin erilaisiin vetovoimavuorovaikutuksiin. Esimerkiksi planeetan radan sisäpuolella kiertävä pieni planetesimaali vaikuttaa planeetan rataan eri tavalla kuin ulkopuolella kiertävä.
Migraatio selittää joustavasti eksoplaneettojen mielivaltaiset etäisyydet. Migraatioon vaikuttaa planeetakuntaa edeltävän kaasukiekon pysyvyys. kaasu katoaa noin 5 miljoonassa vuodesta vastasyntyneen Auringon ympäriltä. Migraatio tapahtuu eri tavoin eri tiheyksisessä kiekossa. 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 kinteiden 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 planeeta 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. Sen aikaskaala on tuhannesta vuodesta kymmeneen miljoonaan vuotaan, mikä on aurinkokuntaa edeltävän kaasukiekon elinikä.
[muokkaa] Tyypin I migraatio
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 100000 vuoden aikaskaalassa. Tämä migraatiotyyppi vaatii että planeetan massan on oltava alle 0,1 (0,3?) Jupiterin massaa tai 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.
[muokkaa] Tyypin II ja IIb migraatio
Tyypissä II planeetta aukaisee vetovoimallaan kaasukiekkoon aukon. Tällä tavoin migraatio tapahtuu huomattavasti hitaammin kuin tyypissä I, missä aukko ei avaudu. Migraation aikaskaala on 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. Tämän tyypin migraatiossa planeetta liikkuu kohti keskustähteä tai keskustähdestä poispäin.
[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. 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 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.
