惑星移動

惑星移動とは

惑星移動とは、惑星や恒星の伴星が、周囲のガス円盤や微惑星と相互作用することによって、その軌道要素、特に軌道長半径が変化する現象を指します。この現象は、惑星の軌道進化を理解する上で非常に重要な概念であり、軌道進化、あるいは軌道移動とも呼ばれます。

特に、木星ほどの質量を持ちながら、恒星の極めて近くを数日で周回する太陽系外惑星「ホット・ジュピター」の形成メカニズムとして、惑星移動が有力視されています。一般的な惑星形成論では、恒星に近い軌道では惑星が形成されにくいため、惑星移動によって外側で形成された惑星が内側へと移動してきたと考えられています。

また、地球型[[惑星]]がガス円盤が存在する環境で形成された場合、急速な内側への移動が起こることが知られています。さらに、木星型惑星の形成過程においても、惑星移動は巨大ガス惑星のコア形成に影響を与えている可能性があります。

円盤の種類と惑星移動

惑星移動は、相互作用する円盤の種類によって異なるメカニズムで発生します。

ガス円盤

若い恒星の周囲には、原始[[惑星]]系円盤と呼ばれるガス円盤が存在します。このガス円盤の寿命は数百万年程度とされており、この期間中に地球質量程度以上の惑星が形成されると、惑星は周囲のガスと角運動量を交換し、軌道が変化します。一般的に、等温な円盤内では内向きの移動が発生しますが、円盤にエントロピー勾配がある場合は外向きの移動も起こりえます。

微惑星円盤

惑星系形成の後期段階では、重い原始[[惑星]]と微惑星が重力的な相互作用を起こし、微惑星が様々な軌道に散乱します。この過程で惑星と微惑星の間で角運動量が交換され、惑星の軌道が変化します。この移動は内向き、外向きの両方が起こりえます。

例えば、太陽系の場合、海王星の外向きの移動は、微惑星円盤との相互作用によって引き起こされ、冥王星などの太陽系外縁天体が海王星との軌道共鳴に捕獲されたと考えられています。

惑星移動の種類

惑星移動は、そのメカニズムによってさらに細かく分類されます。

円盤との相互作用による惑星移動

このタイプの惑星移動は、円盤ガスが惑星に重力を及ぼし、円盤の密度分布を擾乱することによって発生します。これらは総称して「disk migration」と呼ばれます。

タイプI移動

比較的小さな惑星は、リンドブラッド共鳴や共回転共鳴によって生じるトルクによって移動します。これをタイプI移動と呼びます。リンドブラッド共鳴は惑星の軌道の内外のガスに密度波を励起し、外側の密度波の方が大きなトルクを惑星に及ぼすため、惑星は角運動量を失い、内向きに移動します。また、惑星と同じ周期で公転しているガスも、惑星に共回転トルクを及ぼします。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、ガス円盤の寿命よりも短い時間スケールで起こりえます。

ただし、惑星の質量や円盤の状況によっては外向き移動が発生する場合もあります。

タイプII移動

ガス円盤にギャップを形成するほどに大きく成長した惑星は、タイプII移動を起こします。惑星が十分な質量を持つと、ガスに潮汐トルクを及ぼし、その結果として惑星の軌道周囲からガスが排除され、ギャップが形成されます。惑星の移動は、このギャップを横切るガスの流れと連動して起こります。ギャップより内側の円盤では、ガスが恒星に降着するのに従って、惑星は内側にらせん状に落下します。一方、ギャップより外側の円盤では、ガス円盤が粘性拡散を起こしている場合は外向き移動が起こりえます。

木星質量程度の惑星は、典型的な原始[[惑星]]系円盤の中でタイプII移動を起こすと考えられています。タイプI移動からタイプII移動への遷移は、惑星が部分的なギャップを形成し始める土星質量程度で起こると考えられます。タイプII移動はホット・ジュピターの形成メカニズムの一つです。

タイプIII移動

このタイプの惑星移動は、極端な円盤と惑星の条件において発生し、移動の時間スケールが非常に短いという特徴があります。この過程は「runaway migration」と呼ばれることもあります。惑星の秤動領域に捕獲されたガスからの共軌道トルクと、惑星の初期の半径方向の運動によって駆動されます。タイプIII移動は、円盤が比較的重く、惑星がガス円盤に部分的なギャップしか形成できない状況で発生します。

重力散乱

惑星を大きな軌道半径まで移動させる可能性のある別のメカニズムには重力散乱があります。これは、より大きな惑星による重力散乱か、原始[[惑星]]系円盤の中では円盤の流体の高密度領域による重力散乱によっても発生します。太陽系の場合、天王星と海王星は木星あるいは土星との近接遭遇によって遠方の軌道へ重力的に散乱させられた可能性があります。重力散乱によって、惑星の軌道離心率や軌道傾斜角が変化することもあります。

潮汐力による移動

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。恒星の自転周期が惑星の公転周期よりも長い場合、惑星は恒星の潮汐バルジに引かれ、角運動量を失い、軌道長半径が減少します。また、楕円軌道にある惑星は、近点付近で大きな減速を受けるため、軌道離心率も減衰します。潮汐力による惑星移動は、円盤との相互作用による惑星移動とは異なり、数十億年にわたって継続します。

古在サイクルと潮汐摩擦

惑星の軌道が連星の軌道面に対して傾いている場合、惑星の軌道は古在サイクルと潮汐摩擦の組み合わせによって減衰する場合があります。より遠方を公転する伴星との相互作用によって、惑星の軌道は古在メカニズムによって軌道離心率と軌道傾斜角を交換する状態になります。この過程は惑星の軌道離心率を上昇させ、惑星と恒星の間に強い潮汐を発生させることがあります。この現象は、逆行軌道の惑星を形成する可能性もあります。

微惑星による移動

惑星の軌道は、大量の微惑星との重力的な遭遇によっても変化します。微惑星による移動は、微惑星と惑星の遭遇の際の角運動量の輸送が蓄積した結果として発生します。惑星が移動する方向は、惑星に対する微惑星の平均角運動量に依存します。微惑星の平均角運動量が大きければ惑星は外側へ、小さければ内側へと移動します。微惑星による移動は、惑星が微惑星のシンクまたはソースとして働くことで、複雑な進化を遂げます。

共鳴捕獲

複数の惑星の軌道が収束する場合、惑星の移動はこれらの惑星を軌道共鳴に捕獲し、共鳴鎖を形成する場合があります。これは、内側の惑星の移動がガス円盤の内縁で止められた場合や、タイプI移動を引き起こすトルクが打ち消し合う収束帯で移動が抑制される場合に発生します。しかし、共鳴鎖はガス円盤が散逸した後の重力的不安定性によって破壊される可能性や、微惑星との相互作用、恒星との潮汐相互作用などによって壊れる可能性があります。

太陽系での惑星移動

太陽系の外惑星の移動は、太陽系の外縁部にある天体の軌道特性を説明する重要な要素です。特に、ニースモデルでは、外惑星の移動によって海王星以遠の天体の軌道が形成されたと考えられています。このモデルでは、木星と土星の軌道共鳴の通過が、天王星と海王星の軌道を不安定化させ、海王星が遠方へと移動したとしています。

対照的に、内惑星は太陽系の年齢にわたって大きな惑星移動を経験したとは考えられていません。内惑星の軌道は、後期重爆撃期を経た後も安定して存在しています。


惑星移動は、惑星系の形成と進化において、重要な役割を果たしている現象です。この現象を理解することで、太陽系外惑星の多様な姿や、太陽系の形成過程をより深く理解することができます。

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