الفلك

هل هناك تفضيل لمحاذاة المستويات المدارية للأنظمة الكوكبية مع قرص المجرة؟

هل هناك تفضيل لمحاذاة المستويات المدارية للأنظمة الكوكبية مع قرص المجرة؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لست متأكدًا من عدد أنظمة الكواكب التي لدينا فكرة جيدة إلى حد ما عن ميل و "حجة الحضيض" للمستوى المداري. أفترض أن هناك عددًا منها يمكننا تقديره بسبب الافتراضات المشتركة في نظام متعدد الكواكب أو بعض الوسائل الأخرى.

أنا أسأل عما إذا كان هناك عدد كافٍ من الطائرات المدارية "المعروفة" بحيث يمكننا الحصول على فكرة إحصائية ما إذا كانت الطائرات المدارية تتماشى إلى حد ما مع مستوى المجرة أم لا أو ما إذا كانت القوى المحلية ستسيطر على الزخم الزاوي في مدار المجرة. (أعتقد أن هذا الأخير صحيح).

علينا أن نضع في اعتبارنا بالطبع أن النظام "الموجود فوقنا مباشرة" وبالتوازي مع مستوى المجرة سيكون "في وضع التشغيل".


ما لم أفقد شيئًا ما ، لا نعرف سوى القليل جدًا عن المستويات المدارية للأنظمة الفردية.

تم اكتشاف معظم أنظمة الكواكب الخارجية (جميعها عابرة ، في حين أنها مجرد تحيز قوي للكواكب المكتشفة بالدوبلر) لأنها تتمتع بميل مداري مرتفع. هذا يعني أن مدار الكوكب يأخذه عبر القرص النجمي كما نراه. ومع ذلك ، يمكن تدوير الترتيب بأكمله حول خط الرؤية بأي زاوية وهذا سيعطي نفس توقيع الملاحظة بالضبط.

ولما كان الأمر كذلك ، فإن الاختبار الوحيد الذي يمكنني اقتراحه على الفور هو ذلك إذا تم محاذاة طائرات أنظمة الكواكب بشكل تفضيلي مع مستوى المجرة (مستوانا ليس كذلك) ، ثم سيؤدي ذلك إلى انخفاض معدل اكتشاف الكواكب للنجوم في الاتجاهات المتعامدة مع المستوى المجري مقارنة بالنجوم الموجودة في المستوى المجري.

قد يكون هناك بعض الأميال في متابعة هذا الأمر ، على الرغم من أنني لا أعرف أي نتائج. على سبيل المثال ، تم توجيه حقل كبلر الرئيسي خارج مستوى المجرة ، لكن حقول K2 تقع في مجموعة متنوعة من خطوط العرض المجرية على طول مستوى مسير الشمس. إذا كان بإمكان المرء أن يطبيع بطريقة ما أنواع النجوم التي لوحظت في كل مجال وخصائص البيانات المختلفة ، فقد يكون من الممكن النظر إلى "معدل حدوث الكواكب" كدالة لخط العرض المجري.

تعد عمليات المسح الأرضية "كل السماء" أقل ملاءمة لذلك لأنها تميل إلى تجنب طائرة المجرة لأنها مزدحمة للغاية بالأهداف.

يمكن معالجة السؤال على نطاق أوسع من خلال النظر في المرئية الأنظمة الثنائية - أي تلك التي يمكنك من خلالها حل المكونات ودراسة المدار. انها هناك هو من الممكن أن نقول شيئًا ما عن المستويات المدارية للأنظمة الفردية. ورقة من Agati et al. (2015) قد نظر إلى هذا. لقد جمعوا 51 نظامًا بالمعلومات المطلوبة القريبة من الشمس. لقد وجدوا فقط دليلًا ضعيفًا على أي تباين في القطبين المداريين وكان هذا المحاذاة الضعيفة أقرب إلى قطب مسير الشمس من قطب المجرة.


كوكب

الكوكب التاسع: هل طرده النظام الشمسي الشاب المتقلب المزاج؟

للعثور عليه ، يجب عليك السفر عبر أورانوس ونبتون إلى المناطق المظلمة للنظام الشمسي. إنه & # 8217s على مدار أكبر بمئات المرات من الأرض & # 8217s ، يستغرق 20000 عام لإكمال حلقة واحدة حول الشمس.

خلاصة سريعة: تم الاستدلال على وجود الكوكب التاسع رقم 8217 من التوزيع الغريب للأجسام الصغيرة في الامتدادات الخارجية للنظام الشمسي (ما يسمى بأجسام القرص المتناثرة). تشترك هذه الأجسام ، التي تنفصل مداراتها عن المجموعات الرئيسية للأجسام الصغيرة التي تتجاوز نبتون (حزام كايبر) ، في محاذاة مدارية غريبة. هذا غريب: لا يوجد سوى فرصة إحصائية ضئيلة (0.007٪) لتلك الكائنات الستة التي تشارك هذه المحاذاة بشكل عشوائي. هذا هو المكان الذي يأتي فيه الكوكب التاسع. أظهر كونستانتين باتيجين ومايك براون من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا أن كوكبًا إضافيًا يمكن أن يسحب الأوتار ، باستخدام جاذبيته لنحت مدارات هذه الأجسام. لتحقيق ذلك ، يجب أن يكون مدار الكوكب التاسع و # 8217s بيضاوي الشكل ومضادًا لمحاذاة مدارات الأجسام الصغيرة. يجب أن يكون الكوكب التاسع أيضًا ضخمًا جدًا ، على الأقل أكبر بعدة مرات من كتلة الأرض. إليك ما قد يبدو عليه مداره:

مدارات لأبعد ستة أجسام معروفة في حزام كويبر (أرجواني). قد يتم نحت مداراتهم بواسطة الكوكب التاسع (برتقالي). الكواكب الأخرى كلها قريبة جدًا ، ضاعت في وهج الشمس. الائتمان: معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا / R. هيرت (IPAC)

يشرح الكوكب التاسع أيضًا بشكل طبيعي فئة مختلفة من أجسام حزام كويبر ذات المدارات المتعامدة تقريبًا مع مستوى الكواكب ومداراتها # 8217. بالإضافة إلى أنها & # 8217s فكرة رائعة. أنا & # 8217m معجب كبير.

بالطبع ، لم يتم العثور على الكوكب التاسع & # 8217t حتى الآن. من الصعب حقًا العثور على كوكب بارد صغير بعيد عن الشمس. وقد لا يكون موجودًا حتى (هناك أسباب وجيهة للشك (انظر هنا وهنا وهنا) حتى تظهر على الكاميرا)!

في سلسلة من ثلاث منشورات بالمدونة ، سأناقش ثلاثة سيناريوهات لأصل الكوكب التاسع. يستند سيناريوهان إلى فكرة أن الكوكب التاسع تشكل بالقرب من الشمس ودُفع إلى مداره الحالي. يستدعي السيناريو الآخر التقاط الكوكب التاسع من الفضاء بين النجوم ، مما يعني أن الكوكب التاسع من أصل خارج المجموعة الشمسية. كما سترى ، فإن أحد السيناريوهات به عيب فادح لكن اثنين منها لا يزالان قابلين للتطبيق. ها نحن.


لا توجد محاذاة بين الشمس أو الزخم الزاوي الصافي للنظام الشمسي و "محور الدوران" للمجرة. فكر للحظة في ما إذا كان خط مسير الشمس (الذي يشير إلى "الخط الاستوائي" للنظام الشمسي) ودرب التبانة (الذي يمثل تقريبًا مستوى المجرة) مصطفين؟ إذا كان الأمر كذلك ، فسترى دائمًا الكواكب (كوكب المشتري والمريخ وما إلى ذلك) معروضة على درب التبانة. في الواقع ، تميل محاور الدوران في النظام الشمسي والمجرة بزاوية 63 درجة فيما يتعلق ببعضها البعض (انظر الرسوم المتحركة أدناه - لاحظ أن النظام الشمسي غير مرسوم على نطاق واسع مقارنة بالمجرة!).

لا نعرف الكثير عن محاذاة الأنظمة الشمسية الأخرى. كل من طريقة اكتشاف إزاحة دوبلر وطريقة اكتشاف العبور بها غموض دوراني حول مستوى مدارات الكواكب الخارجية. بعبارة أخرى ، إذا أردنا رصد كوكب عابر ، فإننا نعلم أن ميل يقترب من 90 درجة من خط الرؤية ، لكن يمكننا تدوير النظام حول خط بصرنا بأي زاوية ، وسنرى نفس تواقيع الملاحظة.

الافتراض العام هو أنه لا توجد علاقة بين اتجاهات الزخم الزاوي للنجوم (وأنظمتها الكوكبية) والمجرة. يؤدي الاضطراب في السحب الجزيئية على نطاقات صغيرة نسبيًا مقارنة بأبعاد درب التبانة إلى عشوائية نواقل الزخم الزاوي لنوى ما قبل النجم المنهارة. يمكن أن تنشأ آلية محاذاة محتملة من خلال خيوط السحب الجزيئية العملاقة بواسطة المجال المغناطيسي للمجرة.

اذا نحن عرف ما هو جزء النجوم الذي كان له كواكب قريبة ، ومن المحتمل أن تكون عابرة ، يمكننا استخدام أعداد الكواكب الخارجية العابرة التي تم اكتشافها في حقل كبلر لنقول ما إذا كان هذا الرقم متوافقًا مع التوجهات العشوائية أم لا. بدلاً من ذلك ، إذا كان لدينا حقل كبلر آخر يشير إلى اتجاه مجري مختلف ، ولكن بحساسية مماثلة لحقل كبلر الأصلي ، فإن الأرقام النسبية للكواكب العابرة المكتشفة في الحقلين قد تخبرنا عن أي اتجاهات غير عشوائية. على سبيل المثال ، إذا كانت الطائرات المدارية الكل تتماشى مع مستوى المجرة ، فلن يتم رؤية أي عبور لأي نجم يتم رؤيته من مستوى المجرة. (أعتقد أنه يمكن بالفعل استبعاد هذا الاحتمال المتطرف).


القابلية الديناميكية للسكنية لأنظمة الكواكب

معهد الفلك ، جامعة فيينا ، فيينا ، النمسا.

معهد الفلك ، جامعة فيينا ، فيينا ، النمسا.

مرصد لا كوت دازور ، نيس ، فرنسا.

معهد الفلك ، جامعة فيينا ، فيينا ، النمسا.

قسم علم الفلك ، جامعة بودابست ، بودابست ، المجر.

معهد الفلك ، جامعة فيينا ، فيينا ، النمسا.

قسم علم الفلك ، جامعة بودابست ، بودابست ، المجر.

معهد ناسا لعلوم الكواكب الخارجية ، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ومختبر الدفع النفاث ، باسادينا ، كاليفورنيا ، الولايات المتحدة الأمريكية.

مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا ، جرينبيلت ، ماريلاند ، الولايات المتحدة الأمريكية.

جامعة أوتونوما دي مدريد ، مدريد ، إسبانيا.

قسم البحوث والدعم العلمي ، وكالة الفضاء الأوروبية ، المركز الأوروبي لأبحاث وتكنولوجيا الفضاء ، نوردفيك ، هولندا.

معهد ماكس بلانك لعلم الفلك ، هايدلبرغ ، ألمانيا.

معهد ماكس بلانك لعلم الفلك ، هايدلبرغ ، ألمانيا.

مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، كامبريدج ، ماساتشوستس ، الولايات المتحدة الأمريكية.

معهد أبحاث الفضاء ، الأكاديمية النمساوية للعلوم ، غراتس ، النمسا.

جامعة باريس سود ، أورساي ، فرنسا.

قسم الراديو وعلوم الفضاء ، جامعة تشالمرز للتكنولوجيا ، أونسالا ، السويد.

مختبر القمر والكواكب ، توكسون ، أريزونا ، الولايات المتحدة الأمريكية.

Istituto Nazionale di Astrofisica ، روما ، إيطاليا.

قسم علوم وتكنولوجيا الفضاء ، مختبر CCLRC Rutherford Appleton ، أوكسفوردشاير ، المملكة المتحدة.

Landessternwarte ، هايدلبرغ ، ألمانيا.

مرصد ليدن ، ليدن ، هولندا.

جامعة بوردو 1 ، بوردو ، فرنسا.

Observatoire de Paris-Meudon، Laboratoire de l'Univers et ses Théories، Meudon، France.

SRON ، المعهد الهولندي لأبحاث الفضاء ، أوترخت ، هولندا.

قسم الفيزياء وعلم الفلك ، جامعة كوليدج لندن ، لندن ، المملكة المتحدة.

قسم علوم وتكنولوجيا الفضاء ، مختبر CCLRC Rutherford Appleton ، أوكسفوردشاير ، المملكة المتحدة.


كواكب كبلر بالمئات

بقلم: شانون هول 27 فبراير 2014 8

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

أسفرت البيانات القديمة من تلسكوب كبلر الفضائي المعطل التابع لوكالة ناسا عن مكاسب مفاجئة جديدة من الكواكب الخارجية المؤكدة ، مما ضاعف تقريبًا العدد الذي تم تسجيله منذ عام 1992.

تصور فنان لأنظمة الكواكب متعددة العابرين.
ناسا

يعد تلسكوب كيبلر الفضائي التابع لناسا هو أكثر صائدي الكواكب نجاحًا في العالم وغالبًا ما يُطلق عليه أحد أعظم نجاحات ناسا على الإطلاق - على الرغم من النهاية المفاجئة لمهمته الرئيسية في مايو الماضي. لما يقرب من 4 سنوات ، راقب كبلر باستمرار 150 ألف نجم بحثًا عن انخفاضات صغيرة في ضوءها عندما عبرت الصور الظلية للكواكب أمامها. من بين اكتشافات كيبلر بعض من أكثر العوالم تطرفًا وغرابة التي عرفها حتى الآن لقد اكتشفت الكواكب التي تكشط سطح نجمها المضيف تقريبًا ، وكواكب أخرى تدور حول زوج من الشمس ، وأنظمة متعددة الكواكب محشورة في فضاء أصغر من مدار عطارد.

حطم فريق كبلر العلمي بالأمس رقمًا قياسيًا آخر بإضافة 715 كوكبًا خارجيًا مؤكدًا حديثًا إلى رصيده. قال جاك ليساور (مركز أبحاث أميس التابع لناسا) في مؤتمر عبر الهاتف للإعلان عن الأخبار: "لقد ضاعفنا ، اليوم فقط ، عدد الكواكب المعروفة للبشرية".

كل هذه العوالم التي تم التحقق منها حديثًا موجودة في أنظمة متعددة الكواكب - يطلق عليها اسم "multis" - وهذا ما تم تأكيده. معظمها صغير نسبيًا بنسبة 95 في المائة مثل Neptunes و mini-Neptunes والأرض الفائقة والأرض تقريبًا. محير ، حتى كبلر يجد صعوبة في اكتشاف الأشياء الأصغر من ذلك. تمثل الاكتشافات الجديدة دفعة كبيرة للاستنتاج القائل بأن عدد الكواكب الصغيرة يفوق عدد الكواكب العملاقة بكثير ، وهو اتجاه يفترض أن يكون صحيحًا في جميع أنحاء الكون.

ومع ذلك ، فإن أيًا من الكواكب ليس جديدًا. كانوا جميعًا مدرجين في قائمة كبلر التي تضم حوالي 3500 "كوكب مرشّح": توقيعات دورية تشبه العبور والتي من المحتمل أن تشير إلى عوالم حقيقية ولكنها قد تظل إنذارات كاذبة. خلال ما يقرب من 4 سنوات من العملية ، سجلت كيبلر 30 ألف حالة عبور على ما يبدو. ولكن بدون أدلة إضافية ، لا يمكن اعتبار عمليات العبور الكوكبية الظاهرة هذه إلا "مرشحة" للكواكب.

المشكلة هي كالتالي: هناك طرق أخرى يمكن للنجوم أن تنتج نفس خفتات الساعة الطفيفة. غالبًا ما تتفوق أنظمة النجوم الثنائية على بعضها البعض. وأحيانًا ، يظهر ثنائي خسوف عادي ممزوجًا بضوء نجم ثالث أكثر سطوعًا في الجوار. يمكن أن تبدو النتيجة مشابهة بشكل ملحوظ للتعتيم الناتج عن كوكب ما. في الماضي ، كانت الكواكب المؤكدة تتدفق ببطء لأن التحقق يتطلب عادةً تلسكوبات أرضية كبيرة لإجراء قياسات شعاعية بطيئة ومضنية للنجم ، بحثًا عن التذبذب الجاذبي المميز.

لكن التغيير جاء عندما تحقق فريق كبلر من قدرته على الاعتماد على نوع مختلف من التحليل. لقد أدى هذا فجأة إلى تسليم أكثر من 20 ضعف عدد الكواكب التي تم الإعلان عنها في وقت واحد.

مفتاح هذه التقنية الجديدة ، المعروفة باسم التحقق من خلال التعددية ، هو أن الأنظمة التي يعبر فيها اثنان أو أكثر من الكواكب المرشحة نجمًا من غير المرجح أن تحتوي على إيجابيات خاطئة. إذا كان أكثر من نجمة واحدة تتفوق على الهدف الرئيسي لكبلر ، فإن التحليل المداري يوضح أن النظام سيكون في حالة فوضى كاملة وكان سيقذف نفسه بعيدًا عن بعضه منذ زمن طويل. في جميع الحالات تقريبًا ، تكون هذه الأنظمة ببساطة غير مستقرة للغاية بحيث يتعذر وجودها. حتى لو كانت نجمة واحدة فقط تتفوق على هدف كبلر الرئيسي ، فقد يكون النظام غير مستقر.

ولكن إذا كان أكثر من كوكب واحد يتفوق على الهدف الرئيسي لكبلر ، فإن التحليل المداري يظهر أن النظام سيكون مرتبًا وحسن التصرف. نعلم من نظامنا الشمسي أن الأنظمة متعددة الكواكب يمكن أن تكون مستقرة بشكل لا يصدق.

لكي يظل النظام متعدد الأجسام (3 أو أكثر) مستقرًا ، يجب أن يكون هناك كتلة مركزية كبيرة (أي نجم واحد أو نجمان ثنائيان مرتبطان ارتباطًا وثيقًا) مع جميع الكتل الأخرى صغيرة نسبيًا. انظر الرسوم المتحركة. لذا فإن الفريق واثق الآن من أن أي نجم خاضع لمراقبة كبلر وله توقيعات كواكب متعددة هو الشيء الحقيقي عند مستوى ثقة يبلغ 99٪.

يوضح الرسم البياني عدد الكواكب حسب الحجم لجميع الكواكب الخارجية المعروفة. تمثل القضبان الذهبية الموجودة على الرسم البياني كواكب كبلر التي تم التحقق منها حديثًا.
ناسا أميس / دبليو ستينزل

لم يؤد هذا إلى تحرير طوفان من الكواكب الخارجية "المؤكدة" فحسب ، بل سهّل تصنيف الكواكب الأصغر على النحو المؤكد. زاد العدد الإجمالي للكواكب المعروفة بحجم الأرض بنسبة 400٪ والكواكب العملاقة بنسبة 600٪ ونبتون بنسبة 200٪

ومن المثير للاهتمام أن 4 من الكواكب الجديدة يبلغ قطرها أقل من 2.5 مرة من قطر الأرض و المدار في المناطق الصالحة للسكن لنجومهم. إذا كان الرقم 4 يبدو وكأنه رقم ضئيل بشكل محبط مقارنة بـ 715 ، فذلك لأن Kepler يجد بشكل أساسي عوالم فرن الشواء بالقرب من شموسهم. هذه ببساطة لديها أكبر فرصة للتسبب في عبور من وجهة نظر الأرض العشوائية. وبالمثل ، من المحتمل أن تدور أعداد كبيرة في مناطق الكليمنت البعيدة قليلاً.

قالت سارة سيجر (معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا): "لقد كان كبلر قادرًا على عرض تنوع الكواكب الموجودة في مجرتنا". لقد عزز الاكتشاف الذي مفاده أن أنظمة الكواكب تأتي في تنوع كبير ، بعضها يختلف اختلافًا جذريًا عن نظامنا ، بل إنها تثير التساؤل حول فهمنا لأنظمة الكواكب المتعددة.

أثبتت الطبيعة قدرتها على حشر عدد مذهل من الكواكب بالقرب من بعضها البعض في مدارات أصغر من كوكب الزهرة أو حتى عطارد. صاحب الرقم القياسي في الحصيلة التي تم الإعلان عنها حديثًا هو Kepler 90: نجم شبيه بالشمس مع 7 كواكب عابرة على الأقل تدور جميعها حول النجم داخل مدار الأرض.

من المحتمل أن تكون هجرة الكوكب قد لعبت دورًا في التاريخ المبكر لهذه الأنظمة ، أو أن أقراص الكواكب الأولية الأكثر كثافة من القرص الأولي لنظامنا الشمسي أكثر شيوعًا مما كان يُعتقد سابقًا. لا يمكن للأقراص الضخمة إنتاج المزيد من الكرات الأرضية فحسب ، بل يجب أيضًا أن تجعل هجرة الكوكب أسهل ، لأن الأقراص الثقيلة ستتفاعل بقوة جاذبية مع الكواكب.

تم سحب 715 تأكيدًا جديدًا فقط من أول عامين من بيانات Kepler. ستكون الخطوة التالية هي التدقيق في قاعدة بيانات البعثة بالكامل. نظرًا للإطار الزمني الأطول ، يتوقع الفريق العثور على مئات العوالم الصغيرة الأخرى بما في ذلك نسبة أكبر في المناطق الصالحة للسكن في أنظمتهم. من الطبيعي أن يستغرق الأمر وقتًا أطول لالتقاط 3 مرات عبور على الأقل لكواكب شبيهة بالأرض تدور حول نجومها المضيفة مرة واحدة في السنة ، مقارنةً بتلك التي تدور حول نجومها في غضون أيام قليلة.


العمارة المدارية لأنظمة الكواكب الخارجية

شكّل التنوع الكبير لأنظمة الكواكب خارج المجموعة الشمسية تحديًا في فهمنا لكيفية تشكل الكواكب. أثناء عملية التكوين ، يتم تعديل مداراتها أثناء وجود قرص الكواكب الأولية. بعد مدارات التشتت يمكن أيضًا تعديلها نتيجة لتفاعلات الجاذبية المتبادلة التي تؤدي إلى تكويناتها المرصودة حاليًا على المدى الطويل. تم تحديد عدد من الظواهر الهامة المحتملة. وتشمل هذه الهجرة الشعاعية للمواد الصلبة في قرص الكواكب الأولية ، والهجرة الشعاعية لنوى الكواكب الأولية الناتجة عن تفاعل القرص والكوكب وكيف يمكن إيقافه عن طريق مصائد الكواكب الأولية ، وتشكيل أنظمة الرنين والأنظمة الفرعية ، وتفاعلات الجاذبية بين الكواكب أو بين كوكب و رفيق نجمي خارجي. قد تسبب هذه التفاعلات إثارة الميول والانحرافات المدارية التي قد تصل في الحالة الأخيرة إلى قيم قريبة من الوحدة. عندما يقترب الانحراف من الوحدة ، يمكن أن يؤدي تفاعل المد والجزر مع النجم المركزي إلى دوران مداري ودوران قريب من كوكب المشتري الساخن ، مما يوفر عملية تنافسية لتوجيه الهجرة من خلال القرص أو التكوين في الموقع. قد يكون عدم الاستقرار الديناميكي طويل المدى مسؤولاً أيضًا عن العدد الصغير نسبيًا للأنظمة المدمجة المرصودة للأرض الفائقة وكواكب فئة نبتون التي حققت وحافظت لاحقًا على متكافئات مرتبطة على المدى الطويل.

الكلمات الدالة

المواضيع

مقدمة

البيانات الأساسية للكواكب الخارجية وأنظمة الكواكب الخارجية والجوانب ذات الصلة من أقراص الكواكب الأولية ، والهياكل الغازية الدوارة المسطحة التي تمت مراجعة تشكل الكواكب منها لأول مرة. تنتقل المقالة بعد ذلك للنظر في العمليات التي تتسبب في هجرة نوى المواد الصلبة والكواكب الأولية شعاعيًا عبر قرص الكواكب الأولية وبالتالي المساهمة في تحديد الشكل الأصلي الذي قد تتخذه أنظمة الكواكب الأولية. يتم أيضًا النظر في العمليات الديناميكية التي يمكن أن تؤثر على أنظمة الكواكب بعد تشتت قرص الكواكب الأولية. تعمل هذه على إثارة الميول المدارية والانحرافات وإعادة تشكيل الأنظمة. تمت مراجعة الآليات الديناميكية المقترحة لشرح الكواكب العملاقة القريبة والمعروفة باسم كواكب المشتري الحارة. تعتبر أنظمة الكواكب المتعددة بمثابة مراجعة لتشكيل السلاسل الرنانة بشكل عام. تمت مناقشة أنظمة التقارب للأرض الفائقة التي يحتوي بعضها على سلاسل طنين مرتبطة أخيرًا ، جنبًا إلى جنب مع كيف يمكن لتطورها في المستقبل واعتبارات الاستقرار على المدى الطويل أن توفق بين نظريات التكوين والملاحظات.

الشكل 1. يظهر اعتماد كتلة الكوكب ، m p ، على الفترة المدارية في اللوحة اليسرى لجميع الكواكب الخارجية المؤكدة. تُظهر اللوحة اليمنى علاقة كتلة نصف القطر.لاحظ أن قياسات السرعة الشعاعية تحدد m p sin i ، حيث i هو ميل المدار إلى المستوي العمودي على خط البصر ، ويستخدم هذا بدلاً من m p. إذا تم توزيع i عشوائيًا ، فإن متوسط ​​قيمة sin i

البيانات الأساسية

العلاقة بين كتلة الكوكب والفترة المدارية

العلاقة بين الفترة المدارية ذات الكتلة الكواكب موضحة في اللوحة العلوية من الشكل 1 لجميع الكواكب الخارجية. تظهر العديد من الميزات. تجمعت "كواكب المشتري الحارة" حول 0.5 كتلة كوكب المشتري (MJ) والفترات المدارية و lt 10 d. ممثلة. في الزاوية العلوية اليسرى من المؤامرة ، كتلة ملحوظة في نطاق الفترة 3-5 د. ويمكن رؤية مدى الكتلة من 100 إلى 300 كتلة أرضية (M ⊕). تمت مناقشة آليات تشكيل هذه في قسم "أصل كواكب المشتري الساخنة". الأرض القريبة والأرض الفائقة ذات الكتل & lt 10 M والفترات بينهما

1 د. و 100 د. (بوروكي وآخرون ، 2011) مُمثلة في أسفل اليسار. تقع كواكب فئة نبتون التي يتراوح حجمها بين 10 و 100 متر مكعب في المنطقة المركزية من المؤامرة. في الزاوية اليمنى العليا توجد كواكب عملاقة تتجاوز فتراتها

100 د. تميل إلى أن تكون هناك فجوة بين هذه وبين "كواكب المشتري الحارة" التي تدور عن كثب. تمت مناقشة أنظمة هذه الفئات من الكواكب في قسم "الأنظمة متعددة الكواكب". وتجدر الإشارة إلى أن اكتشاف الكواكب الخارجية يصبح أكثر صعوبة ويستحيل في النهاية مع زيادة الفترة المدارية و / أو انخفاض الكتلة. ومن هنا عدم وجود كواكب في المنطقة السفلى اليمنى من المؤامرة.

العلاقة بين الكتلة والشعاع

تُظهر اللوحة السفلية للشكل 1 العلاقة بين نصف القطر والكتلة للعدد الصغير نسبيًا من الكواكب الخارجية التي يُعرف كلاهما بها. لا توجد علاقة فريدة بين الكتلة ونصف القطر بالنسبة للأرض ، والأرض الفائقة ، وكواكب مثل نبتون ، لأنها تمتد على نطاق واسع من التركيبات الكيميائية (على سبيل المثال ، Baraffe ، Chabrier ، Fortney ، & amp Sotin ، 2014). ومع ذلك ، تم اقتراح بعض العلاقات بين الكتلة ونصف القطر الاحتمالية (m · p - R · p). علاقات قانون القوة المتوسطة التي اقترحها تشين وكيبينغ (2017) هي

ينطبق أولهما على الأرض والأرض الفائقة باستخدام m p & lt 2 M ⊕. ومع ذلك ، هناك تباين في الكتلة بنسبة ± 70٪ لنصف قطر معين ضمن مستوى ثقة بنسبة 95٪.

الثانية ، مع 2 M ⊕ & lt m p & lt

100 M ، ينطبق على الكواكب الأكثر ضخامة بما في ذلك كواكب فئة نبتون. في هذه الحالة ، يوجد نطاق أكبر من الكتل لنصف قطر معين ، يصل إلى ثلاثة أضعاف ضمن مستوى ثقة 95٪ بمجرد تجاوز متوسط ​​الكتلة

أخيرًا ، اقترح Ning و Wolfgang و Ghosh (2018) العلاقات الأكثر عمومية التي لا تفترض نوابًا لقانون القوة. يجب أن يتيح ذلك تحديد ميزات إضافية في العلاقة بين الكتلة ونصف القطر عند توفر المزيد من الملاحظات في المستقبل القريب.

الكواكب التي تحتوي على mp & lt 2 M لها نصف قطر متوسط ​​يجعل كثافتها المتوسطة متوافقة مع التركيب الصخري ويمكن اعتبارها نوى صخرية عارية. إن الكواكب التي تحتوي على m p & gt 2 M ⊕ والتي تنطبق عليها العلاقة المتوسطة الثانية بين الكتلة ونصف القطر هي بحيث تقل كثافتها المتوسطة المتوقعة مع زيادة كتلتها. هذا يعني وجود غلاف غازي منخفض الكثافة H / He.

لقد قيل أن النوى الصخرية العارية ، القريبة جدًا من النجم المركزي (الموجود في المنطقة اليسرى السفلية من اللوحة العلوية للشكل 1) ، تمت إزالتها من خلال التشعيع النجمي مما تسبب في تبخير ضوئي. قد يكون التبخير الضوئي أيضًا مسؤولًا عن نقص الكواكب في النطاق الكتلي 10-100 M M مع فترات زمنية & lt 3 d. يظهر في اللوحة العلوية من الشكل 1 بسبب فقدهم لمظاريفهم.

تم استبعاد النوى العارية ذات التكوين الجليدي في الغالب بسبب عدم وجود كائنات نصف قطرها

R ⊕ مع كتل في النطاق 1-2 M ⊕ (انظر ، على سبيل المثال ، Jin & amp Mordasini، 2018 Lopez & amp Fortney، 2014). من المتوقع وجود هذه الكواكب إذا هاجرت الكواكب التي تحتوي على مثل هذه النوى إلى الداخل من وراء خط الجليد وفقدت غلافاتها الغازية من خلال التبخير الضوئي.

وبالتالي يبدو أن البيانات تدعم وجهة النظر القائلة بأن معظم الكواكب من فئة الأرض الفائقة ونبتون ذات فترات زمنية & lt

100 د. تم تشكيلها من السيليكات والحديد مع غلاف داخلي غازي لخط الجليد ، مع وجود عدد قليل فقط من النوى الجليدية التي من المحتمل أن تكون قد نشأت من الخارج. الأهم من ذلك ، يشير هذا بدوره إلى أن مقدار الهجرة الشعاعية التي تحدثها هذه الكواكب من خلال التفاعل مع قرص الكواكب الأولية ، وهو الهيكل الغازي المسطح الذي تشكلت منه ، يمكن أن يكون صغيرًا نسبيًا. ومع ذلك ، يمكن أن تكون المواد الصلبة التي تتكون منها قد نشأت من أنصاف أقطار أكبر في شكل حصاة (على سبيل المثال ، Hansen & amp Murray ، 2012).

العلاقة بين الانحراف المداري والفترة المدارية

تظهر العلاقة بين الانحراف المداري ، و e ، والفترة المدارية لجميع الكواكب الخارجية في اللوحة السفلية من الشكل 2. وتظهر نفس العلاقة التي تقتصر على الكواكب الخارجية ذات الفترات المدارية التي تقل عن عشرة أيام والكتل التي تتجاوز 0.5 ميجا جول (كواكب ساخنة) في اللوحة العلوية. بصرف النظر عن كواكب المشتري الحارة بفترات & lt

3 د. ، قيم e حتى 0.3 شائعة مع قيم ، e ، حتى 0.9 التي تحدث لفترات تتجاوز

100 د. هذه القيم ، التي تتجاوز بشكل كبير نسبة العرض إلى الارتفاع المفترضة لقرص الكواكب الأولية ، أو نسبة شبه السماكة إلى المسافة إلى النجم المركزي ، h

0.05 ، لا يُتوقع أن يتم إنتاجها نتيجة للتفاعل مع القرص الغازي باستثناء ربما للكتل التي تتجاوز حوالي 3 ميغا جول (على سبيل المثال ، Kley & amp Dirksen ، 2006 Papaloizou ، Nelson ، & amp Masset ، 2001) وبالتالي فهي توحي بالديناميكية أو العلمانية التفاعلات بين الكواكب أو بين الكواكب والأشياء البعيدة الأخرى التي تسببت في إثارة هذه الكواكب.

تم الآن توثيق البيئة والعمليات التي يمكن أن تؤثر على تكوين و / أو تغيير الموقع المداري لكوكب أولي يعمل خلال المرحلة التي يكون فيها قرص الكواكب الأولي الغازي موجودًا. ثم ستتم مناقشة العمليات الديناميكية التي تتضمن تفاعلات الجاذبية بين الكواكب الأولية والتي يمكن أن تعمل بعد أن يتشتت القرص.

الشكل 2. العلاقة بين الانحراف المداري والفترة المدارية موضحة في اللوحة اليمنى لجميع الكواكب الخارجية. تظهر نفس العلاقة في اللوحة اليمنى ، على الرغم من أنها مقتصرة على الكواكب الخارجية ذات الفترات المدارية أقل من عشرة أيام وكتل تتجاوز 0.5 ميجا جول (كواكب المشتري الساخنة).

قرص الكواكب الأولية

أثناء عملية تكوين النجم ، ينتج عن محتوى الزخم الزاوي للسحابة المنهارة تكوين قرص دوار تفاضلي مسطح. خلال المرحلة المبكرة من المرحلة الأولى التي تستمر حوالي 10 5 سنوات ، يكون القرص ضخمًا مع كل من التراكم والتدفقات الخارجة القوية في شكل نفاثات. يستقر هذا إلى مرحلة أطول عمرًا من الدرجة الثانية

10 7 سنوات حيث يُعتقد أن التراكم الكوكبي يحدث (انظر ، على سبيل المثال ، Williams & amp Cieza ، 2011). يقدم الشكل 3 رسمًا تخطيطيًا للهيكل المتوقع لقرص كوكبي أولي حول كتلة شمسية واحدة خلال مرحلة الفئة الثانية. يبلغ حجم خط الجليد أو الجليد حوالي 1.5 - 3 وحدات فلكية (au) (على سبيل المثال ، Lecar ، Podolak ، Sasselov ، & amp Chiang ، 2006). ، Terquem ، 2008) ، المظللة باللون الأزرق ، وتحتوي على حبيبات مغطاة بالجليد يمكن أن تصبح بمثابة أحجار بناء للكواكب الصغيرة. يتم اختراق المناطق العليا من القرص بواسطة الفوتونات والأشعة الكونية مما يجعلها تتأين وتدعم النقل المضطرب. يحدث هذا الأخير في جميع أنحاء القرص في أنصاف أقطار أصغر & lt

0.2 أ ش. يرتبط الاضطراب بتبديد الطاقة الحركية الذي يجب توفيره من الطاقة المدارية. وهذا بدوره يجب أن يتم توفيره بواسطة مادة في مناطق القرص الداخلي تتحرك بالقرب من النجم المركزي بينما تتحرك المادة الخارجية نحو الخارج ، مما يحافظ على الزخم الزاوي. بهذه الطريقة يحدث التراكم على النجم المركزي. قد يكون الدافع أيضًا للتراكم بواسطة رياح قرصية (على سبيل المثال ، Bai و Goodman و amp Yuan ، 2016).

في المرحلة الأولى من الطور ، هناك احتمال أن تتشكل الكواكب العملاقة في نصف قطر قرص أكبر مباشرة من خلال عدم استقرار الجاذبية. خلال المرحلة اللاحقة الأطول عمراً من الفئة الثانية ، تتراكم الحبوب لتشكل حصى وصخور وكواكب صغيرة مما يؤدي إلى إنتاج نوى كوكبية أولية.

النموذج الأساسي الخام والجاهز لقرص كوكبي أولي هو السديم الشمسي ذي الكتلة الدنيا. يأخذ هذا الكتلة داخل كواكب النظام الشمسي ويلطخها لملء الفراغات بينها بعد إجراء التحسينات المناسبة لاستعادة التكوين الشمسي. كثافة السطح عند نصف القطر ص ثم ∝ r - 3/2 ، بمقياس يعطي كتلة 2 MJ ضمن 5 a u. يمكن تقدير درجة حرارة القرص على أنها درجة حرارة جزيء غبار يمتص تمامًا وينتج عن إشعاع النجم المركزي (هنا الشمس)

حيث T * هي درجة الحرارة الشمسية الفعالة. نسبة الارتفاع المميزة h

التنقل وتراكم الجزيئات الصلبة والهجرة الشعاعية للكواكب الأولية

من المهم ملاحظة أن المواد الصلبة على شكل حصى أو صخور تكونت من خلال الاصطدامات اللاصقة للحبيبات البينجمية تهاجر عبر القرص نتيجة لسحب الغاز. الهجرة في اتجاه زيادة الضغط. يحدث ذلك لأن تدرج الضغط يتسبب في دوران الغاز بمعدل مختلف قليلاً عن الأجسام الصلبة التي لا تتأثر به. لجسم بحجم المتر في السديم الشمسي ذي الكتلة الدنيا مع h

0.05 ، يمكن أن يكون هذا على مقياس زمني قصير مثل = 10 2 y عند 1 a u (انظر ، على سبيل المثال ، Papaloizou & amp Terquem ، 2006). لكن لاحظ أن مثل هذه الهجرة تتوقف بالقرب من الحد الأقصى للضغط كما تفعل الهجرة من النوع الأول ، مما يجعل مثل هذه المواقع ذات أهمية لتكوين الكوكب. قد تتراكم الحصى أو الصخور على نوى الكواكب الأولية الموجودة في عملية تُعرف باسم تراكم الحصى أو بدلاً من ذلك يمكن أن تتراكم لتكوين كواكب بالحجم

10 ك م. ثم تتراكم الأخيرة بشكل أكبر من خلال الاصطدامات ، مما يؤدي في النهاية إلى إنتاج نوى كوكبية أولية من عدة كتل أرضية يمكن أن تبدأ في تجميع الغاز وبالتالي تكوين كواكب عملاقة إذا كان هناك ما يكفي. لن يتم النظر في تفاصيل هذه الظواهر هنا بل يفترض أنها تعمل بفعالية. يمكن العثور على مناقشة أكثر تفصيلاً في Papaloizou and Terquem (2006) و Johansen and Lambrechts (2017) و Paardekooper and Johansen (2018).

الهجرة من النوع الأول

يؤثر هذا على الكواكب الأولية ذات الكتل التي تصل إلى تلك المميزة للأرض الفائقة المضمنة في قرص كوكبي أولي يسبب اضطرابًا صغيرًا نسبيًا عليه. يوضح الشكل 4 مثالًا لكوكب أرضي ذو كتلة خماسية مضمن في قرص كوكبي أولي غير مضطرب له هيكل مشابه لهيكل السديم الشمسي ذي الكتلة الدنيا. ويوجه الاستيقاظ الداخلي والخارجي باتجاه المصب إلى الكوكب الأولي الذي يثيره تفاعل الجاذبية. مع القرص مرئية. ينتج عزم الدوران المهيمن عن طريق جاذبية الجاذبية الخارجية الأكثر وضوحًا. يعمل هذا على سحب الكوكب الأولي للخلف ، مما يؤدي إلى إبطائه والهجرة إلى الداخل. بالنسبة للقرص النموذجي ، يمكن أن يكون النطاق الزمني

10 5 y at 5 au ، خلال فترة حياة القرص النموذجية. بالإضافة إلى ذلك ، في هذا النظام يؤدي التفاعل مع القرص إلى دوران المدار على مقياس زمني أقصر من ذلك للانتقال بواسطة عامل h 2

1/400. وبالتالي ، من المتوقع أن يكون هذا النطاق الزمني

250 y والتعميم ليكونا فعالين للغاية (انظر ، على سبيل المثال ، Baruteau وآخرون ، 2014 ، لمزيد من المناقشة).

تأثير مادة كوربيتال

بالنسبة للأقراص التي تحتوي على ملامح كثافة سطحية كما هو موضح في الشكل 4 ، تبين أن تأثير المادة الحجاجية غير مهم. ومع ذلك ، هذا ليس هو الحال بالنسبة لملفات التعريف الأخرى. على وجه الخصوص ، عندما يكون هناك انخفاض سريع في كثافة السطح المتجهة إلى الداخل ، كما يحدث عند الحافة الداخلية للمنطقة الميتة الموضحة في الشكل 3 أو عند حدود تجويف داخلي بالقرب من النجم المركزي. في مثل هذا الموقع ، قد تنتج المادة الحجاجية المشتركة عزمًا يعمل على عكس الهجرة الداخلية الناتجة عن أعقاب الخارجي. يمكن اعتبار هذا على أنه ناتج عن مادة تمر عبر المنطقة المدارية ، مما يؤدي إلى نقل الزخم الزاوي إلى الكوكب الأولي كما هو ، ولا تسمح ديناميكيات الحفاظ على المظهر الجانبي لهذه المادة بالعودة. تُعرف هذه المواقع التي قد تتوقف فيها الهجرة من النوع الأول باسم مصائد الكواكب الأولية (على سبيل المثال ، Masset et al. ، 2006). من الواضح أن هذه قد تلعب دورًا مهمًا في تكوين الكواكب. يمكن أن تلعب عزم الدوران Coorbital أيضًا دورًا مهمًا في تقييد الهجرة الشعاعية اعتمادًا على الخصائص الحرارية للقرص (على سبيل المثال ، Paardekooper & amp Mellema ، 2006) والتدفئة المحلية الناتجة عن تراكم الكواكب الأولية (Ben'tez-Llambay و Masset و Koenigsberger و amp Szulágyi ، 2015).

الشكل 3. نموذج قرص كوكبي أولي مفترض مع وجود حبيبات جليدية في أنصاف أقطار أكبر ، في الواقع تتجاوز خط الجليد أو الجليد الموجود في 2-3 وحدات فلكية (au). تميل هذه إلى التراكم في منطقة منتصف المستوى المعروفة باسم المنطقة الميتة. تظل المناطق العليا من القرص نشطة بسبب التعرض للإشعاع النجمي والأشعة الكونية.

النوع الثاني الهجرة

ينطبق الترحيل من النوع الثاني على الكواكب الأولية الكبيرة بما يكفي لإحداث فجوة في القرص. عادة يجب أن تتجاوز كتلتها كتلة زحل (لمزيد من المناقشة ، انظر Papaloizou & amp Terquem ، 2006). يجب أن تعمل التأثيرات غير الخطية ، وهذه تميل إلى ضبط المظهر الجانبي لكثافة السطح بطريقة تؤدي إلى قمع الترحيل الناتج عن النشاط. في هذه الحالة ، ينتهي الترحيل الشعاعي بأن يكون في نفس النطاق الزمني للتطور المحلي العام للقرص ، أي الوقت الذي تستغرقه عمليات التبديد للتسبب في إزالة كتلة القرص الداخلية. هذا عادةً 2 × 10 5 y في النماذج القياسية التي تتضمن الحد الأدنى من السديم الشمسي مع h = 0.05 عند 5 a u (على سبيل المثال ، Nelson و Papaloizou و Masset و amp Kley ، 2000) ومع ذلك ، فإنه يزداد مع الفترة المدارية وإذا كانت العمليات تعمل على تقييد النقل المضطرب أو تشتيت القرص خلال المراحل المتأخرة من حياته ، مثل التبخر الضوئي الناتج عن تدفق الأشعة فوق البنفسجية النجمية (على سبيل المثال ، Alexander & amp Pascucci ، 2012). يوضح الشكل 4 كتلة كوكب المشتري تدور في فجوة بارزة في قرص مضطرب.

الشكل 4 (اللوحة اليسرى) خمسة مدارات من الكواكب ذات الكتلة الأرضية في نظام الهجرة من النوع الأول والتي يتم تضمينها في وقت واحد في قرص كوكبي أولي غير مضطرب بمظهر جانبي لكثافة السطح مشابه لذلك الخاص بالسديم الشمسي ذي الكتلة الدنيا مع نسبة العرض إلى الارتفاع ح = 0.05. ينتج تفاعل القرص على كوكب الأرض تنبيهات بارزة داخلية وخارجية للكوكب. الخارجي هو الأقوى بحيث يسحبه عزم الدوران الصافي على الكوكب الأولي للخلف ، مما يتسبب في هجرته إلى الداخل. (اللوحة اليمنى) كتلة من خمسة كوكب المشتري تدور في فجوة بارزة في قرص مضطرب. لاحظ أنه في هذه المخططات يكون اتجاه الدوران المداري عكس اتجاه عقارب الساعة.

التفاعلات الديناميكية في أنظمة الكواكب

بعد أن يتشتت قرص الكواكب الأولية ، يمكن أن تتطور مدارات الكواكب الأولية نتيجة لقوى الجاذبية التي تعمل بين الكواكب الأولية. بطريقة تقريبية وجاهزة ، يمكن وصف تطور العديد من أنظمة الكواكب الناتجة عن تفاعلات الجاذبية المتبادلة على أنها إما تتطلب النظر في نطاقات زمنية مدارية قصيرة ، ربما لفترات زمنية طويلة محتملة ، أو تطور علماني مرتبط بمقاييس زمنية أطول بكثير. في الحالة الأخيرة ، يتم حساب متوسط ​​السلوك على مقياس الوقت المداري.

الاسترخاء الديناميكي

تتضمن الظواهر مثل المواجهات القريبة لأزواج الكواكب التي تؤدي إلى التشتت تغييرات كبيرة في المقاييس الزمنية المدارية. يمكن أن تؤدي التفاعلات المرتبطة بالرنين المداري أيضًا إلى تفاعلات قوية بشكل خاص يمكن أن يكون لها عواقب مهمة لإعادة تحديد موقع الكواكب بشكل كبير على نطاقات زمنية قصيرة نسبيًا.

الشكل 5. اعتماد الانحراف ، أو الزاوية بين المستوى المداري والمستوى الاستوائي للنجم الدوار المركزي ، على درجة الحرارة الفعالة للنجم.

يتم النظر في إمكانية المواجهات القريبة الناتجة عن جاذبيتها المتبادلة في أنظمة الكواكب مع أعضاء في البداية في مدارات دائرية كما هو متوقع بالنسبة لهم بعد تشتت قرص الكواكب الأولية. معلمة مهمة هي الفصل ، Δ ، بين زوج من الكواكب المقاسة بنصف قطر هيل. بالنسبة لزوج من الكواكب ذات الكتل ، m 1 و m 2 ، يدوران عند نصف قطر ، a 1 و a 2 ، يتم تعريف نصف قطر التل على

هنا M * هي الكتلة النجمية المركزية. وبالتالي ، بالنسبة للكتلة الشمسية المركزية وكوكبين المشتريين ، R H = 0.09 [(أ 1 + أ 2) / 2]. بالنسبة لمثل هذا النظام المكون من كوكبين ، وجد Gladman (1993) أنه من أجل تجنب عدم الاستقرار بسبب المواجهات القريبة التي تؤدي إلى التشتت ، يجب أن تتجاوز Δ 2 3. بالنسبة للحالة ، يتطلب هذا أن يتجاوز الفصل الأولي 0.3 [(أ 1 + أ 2) / 2]. للحصول على جوانب إضافية حول مشكلة الاستقرار لكوكبين يدوران حول نجم مركزي ، انظر Barnes and Greenberg (2006) و Deck و Payne و Holman (2013) و Ford and Rasio (2008).

إذا تم إنشاء مجموعة من الكواكب الجماعية لجوفيان بمثل هذا الفصل المميز بين الكواكب المجاورة ، فمن المتوقع حدوث تفاعلات قوية وفوضوية لأنها تخضع للاسترخاء الديناميكي. بشكل ملحوظ ، يمكن إنتاج مدارات شديدة الانحراف.

الشكل 6. (اللوحة اليمنى) الرسم البياني لتوزيع نسبة الفترة التي تم الحصول عليها لجميع الأزواج المجاورة داخل أنظمة الكواكب المؤكدة - تم تحديد نسبة الفترة الخاصة بهم لجعلها تتجاوز الوحدة. يشار إلى نسب الفترة أقل من ثلاثة. تشير الخطوط الرأسية الزرقاء إلى مواقع الأصداء 5: 4 و 4: 3 و 32 و 2: 1. يُنظر إلى الخانات بين رنين الدرجة الأولى المجاورة على أنها متساوية العرض في نسبة الفترة ، ولكن مع زيادة هذه العروض بعامل 5 مع زيادة نسبة الفترة من 1 إلى 2 بعد القيمة الأخيرة ، يكون العرض متناسبًا مع نسبة الفترة. يتيح ذلك دقة الهيكل بالقرب من الرنين مع بعض التنعيم بنسب فترة أكبر. (اللوحة اليسرى) نفس التوزيع ولكن مع التقييد بأن كل كوكب يتكون من زوج له كتلة تتجاوز 0.5 ميجا ج. في هذه الحالة ، يتم النظر في نسب تصل إلى 3.5.

سلاسل مرتبطة من عدد N من الكواكب الأولية ذات الكتلة المنخفضة

لتوسيع المناقشة إلى نظام الكتلة الأرضية الفائقة ، يتم النظر في نظام من الكواكب الأولية N مع نسبة الكتلة ، m p / M * = 10-5 ، في مدارات دائرية مع فصل موحد Δ مقاسة في نصف قطر هيل. وجد Chambers و Wetherill و Boss (1996) أن هذه الأنظمة ، المكونة من ثلاثة كواكب أولية ، تصبح غير مستقرة مما يؤدي إلى مواجهات قريبة ، مما قد يؤدي إلى تصادمات جسدية أو طرد كواكب أولية ، على نطاق زمني ، تقاس في فترات مدارية في أقصى كتلة ، الذي يزيد بـ Δ وفقًا لـ

بالنسبة إلى نظام مع كل زوج متتالي قريب من قابلية 4: 3 للتناسب ، وفترة داخلية مدتها أربعة أيام ، فهذا يعطي وقتًا

4 × 10 9 y وهو مشابه لعمر النظام الشمسي. بالطبع يتناقص هذا المقياس الزمني مع زيادة كتلة الكواكب الأولية وزيادة أعدادها (انظر Chambers et al. ، 1996)

التطور العلماني

مع زيادة عمليات الفصل في نظام متعدد الكواكب ، يتباطأ التطور الديناميكي ويمكن حساب متوسط ​​ظواهر النطاق الزمني القصير. ثم يتصرف الكوكب الأولي كما لو أن كتلته ، m i ، محسوبة حول مداره. بعد ذلك ، يكون لدى المرء نظام من المدارات المتفاعلة بدلاً من الكواكب الأولية الفردية. بالنظر إلى الحالة الأولى عندما تكون المدارات متحد المستوى ، من الواضح أنه لا يحدث أي تطور عندما تكون المدارات دائرية تمامًا لأن النظام متناظر المحور مع بقاء القوى مركزية. من أجل حدوث التطور ، يجب أن تكون المدارات غريبة الأطوار بحيث تسمح الاختلافات في الاتجاه لها بممارسة عزم الدوران على بعضها البعض أثناء تحركها. هذه العزم تغير الزخم الزاوي المداري ولكن ليس الطاقة المدارية. وفقًا لذلك ، يتم الحفاظ على المحاور شبه الرئيسية الفردية ، a ، بينما تتنوع الانحرافات المرتبطة ، e i. يتم الحفاظ على الزخم الزاوي الكلي المقاس ، G مع

بالنظر إلى الحفاظ على i ، يمكن بناء كمية محفوظة تعرف باسم عجز الزخم الزاوي

هذه كمية مهمة تحد من مقدار التباين الذي يمكن أن يحدث للنظام. بشكل عام ، يعمل النظام كمجموعة من المذبذبات المقترنة. عندما تكون الكتل صغيرة أو يكون النظام مفصولًا جيدًا وتكون الانحرافات المدارية صغيرة ، فإنهم يشاركون بشكل جماعي في أنماط التذبذب العادية ذات الاتساع الصغير والخطي. عندما تزداد الجماهير و / أو تنخفض عمليات الانفصال ، تتعزز التفاعلات وتصبح غير خطية وفوضوية ، مما يؤدي إلى تغييرات كبيرة إذا سمح بها عجز الزخم الزاوي.

يمكن تمديد المناقشة للسماح للنظام بأن يكون غير متحد المستوى. ثم تنشأ درجات الحرية الإضافية من خلال وجود ميول مدارية غير صفرية فيما يتعلق بمستوى مرجعي ما. في هذه الحالة الأكثر عمومية ، يصبح عجز الزخم الزاوي المحفوظ

حيث أنا هو ميل مدار الكوكب أنا.

بالنسبة للنظام الشمسي ، يساهم المشتري بمعظم عجز الزخم الزاوي ، المسمى هنا كوكب 1. من أجل زيادة انحراف عطارد ، المدرج في 2 ، إلى قيمة قريبة من الوحدة بينما كوكب المشتري ، مكتوب على أنه 1 ، يبقى غير صفري ، مع عدم تغير أي شيء آخر ويفترض أن تظل الميول المدارية قريبة من الصفر ، يتطلب الحفاظ على عجز الزخم الزاوي أن C

m 1 a 1 (1 - (1 - e 1 2 & gt m 2 a 2 (1 - e 2 2) w1 مع القيم الحالية. وبالتالي لا يتم منع التفاعلات غير الخطية من إجراء تغييرات كبيرة من هذا النوع من خلال ثبات عجز الزخم الزاوي وُجد أن مثل هذه التغييرات لها احتمال ضئيل بحدوثها على نطاقات زمنية طويلة (Laskar & amp Gastineau، 2009).

نظرت هذه المناقشة في التفاعلات في الأنظمة الصارمة أو شبه المستوية ، ومع ذلك ، قد تكون التفاعلات الديناميكية والعلمانية مسؤولة أيضًا عن توليد انحرافات مدارية عالية في الأنظمة التي تبدأ فيها الطائرات المدارية الأولية بشكل غير صحيح. أبسط مثال على ذلك ، في الحالة العلمانية ، هو تأثير Kozai-Lidov الذي يحدث عندما يكون للثنائي الخارجي مدار دائري منحرف بشكل كبير مع المدار الدائري المفترض الأولي للكوكب الأولي. في هذه الحالة ، سيتأرجح مدار الكواكب الأولية بين مداره الأولي والمدار الذي يتماشى مع مدار ثنائي وقد يكون له انحراف شديد للغاية (انظر ، على سبيل المثال ، Lin و Papaloizou و Terquem و Bryden و amp Ida ، 2000). يتم تحديد الأخير باستخدام الحفاظ على عنصر الزخم الزاوي الموازي لمكون الثنائي. ويترتب على ذلك أنه من أجل توليد انحرافات عالية جدًا ، يجب أن يكون المستوى المداري الثنائي عموديًا تقريبًا على المستوى المداري الأولي للكوكب الأولي ، وهو ما قد يكون غير مرجح في الممارسة العملية.

أصل كواكب المشتري الساخنة: دور ترحيل القرص والتفاعلات الديناميكية والعلمانية والتكوين في الموقع

الكواكب الساخنة لها كتل & gt 0.3 MJ والفترات المدارية & lt 10 d. أول كوكب خارج المجموعة الشمسية تم اكتشافه ، 51 Pegasi ، مع فترة مدارية 4.5 d كان في هذه الفئة (Mayor & amp Queloz ، 1995). بعد ذلك ، وجد أن حوالي واحد من كل عشرة أنظمة كواكب عملاقة تحتوي على كوكب حار (مايور وآخرون ، 2011). السؤال الذي يطرح نفسه على الفور هو كيف يمكن أن يكونوا قريبين جدًا من نجومهم المركزية بالنظر إلى أن ظروف تكوين قلوبهم كان يُعتقد أنها مثالية خارج الخط الجليدي عند 2 - 3 a u. تم اقتراح عمليتين لإنتاج الهجرة المدارية من ما وراء خط الجليد إلى مدارات قريبة ، وبينما من المحتمل أن كلاهما قد عمل على مستوى معين ، لا يوجد إجماع على العملية المهيمنة. ومع ذلك ، تشير البيانات المرسومة في الشكل 1 إلى وجود فصل بين الكواكب العملاقة ذات الفترات المدارية و GT

100 د ربما تكون قد تشكلت خارج خط جليدي مع بعض الهجرة المتواضعة لاحقًا وكواكب المشتري الحارة التي خضعت لشكل أكثر تطرفًا.

بديل للهجرة الشعاعية هو اعتبار أن هذه الكواكب تشكلت في الموقع. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، يجب أن تتكون النوى من السيليكات و / أو الحديد دون مساعدة الجليد ، ومن غير الواضح كيف يمكن إحضار المكونات إلى نصف قطر القرص الصغير وتراكمها. لا يُتوقع إنتاج نوى كوكبية أولية ذات كتلة كافية ، ما لم يتم تعزيز كثافة السطح المحلي بعامل 100 مقارنة بالنماذج القياسية. قد يساعد تراكم الحصى التي يتم إحضارها من القرص الخارجي ، ولكن يتم إعاقة ذلك من خلال تكوين فجوة للكتل الأساسية الصغيرة جدًا (انظر Dawson & amp Johnson، 2018).

الهجرة من النوع الثاني للكواكب الأولية التي يقودها تفاعل كوكب القرص (أو شكل من النوع الثالث أكثر تطرفًا اقترحه Masset & amp Papaloizou ، 2003) أمر ممكن ومع ذلك ، يجب استدعاء عملية التوقف مثل الحافة الداخلية للقرص الناتجة عن مجال مغناطيسي نجمي. يتمثل أحد الجوانب الصعبة لمقترح ترحيل القرص في أن ميل المستوى المداري يمكن أن يكون غير متوازي بشكل كبير مع المستوى الاستوائي للنجم. تظهر هذه الميزة من خلال تأثير روسيتر-ماكلولين الذي يشير إلى الشكل المتغير للخطوط الطيفية عندما يمر الكوكب عبر النجم. يوضح الشكل 5 مخططًا لتوزيع الانحراف كدالة لدرجة الحرارة الفعالة للنجم المركزي. وسيتبين أن حوالي ثلث الأنظمة تظهر انحرافًا كبيرًا يتجاوز

23 درجة في الحجم. لم يكن هذا متوقعًا بالنسبة لكوكب يتكون داخل قرص الكواكب الأولية ويهاجر عبره. لفترة من الوقت ، كان يُعتقد أن هذا يستبعد تلك الصورة لصالح صورة تتضمن تفاعلات ديناميكية قوية أو تشتت أو تأثير كوزاي ليدوف (على سبيل المثال ، Winn و Fabrycky و Albrecht و amp Johnson ، 2010 ، وقسم "التطور العلماني") . ومع ذلك ، فقد تم إدراك لاحقًا أن القرص نفسه قد يتم فصله عن المحاذاة مع المستوى الاستوائي النجمي بواسطة كائنات خارجية (على سبيل المثال ، Batygin ، 2012 Xiang-Gruess & amp Papaloizou ، 2014) أو أنه يمكن الحصول عليه من مادة ذات اتجاه زخم زاوي متنوعًا مع الوقت (Bate و Lodato و amp Pringle ، 2010). قد تكون هذه العمليات مسؤولة عن الأصل البدائي لاختلال المحاذاة.

قد تنتج التفاعلات في أنظمة الكواكب المتعددة بسهولة مدارات ذات انحراف عالٍ كانت في البداية دائرية تقريبًا. الفكرة هي أن المدار الذي يبدأ بشكل دائري ، وما وراء الخط الجليدي ، قد يصل إلى انحراف عالٍ ، قريب من الوحدة ، بحيث يحدث اقتراب قريب من النجم المركزي عند الحضيض. ثم يحدث تفاعل المد والجزر مع النجم المركزي ، والذي يدور حول المدار بزخم زاوي ثابت. إذا كانت المسافة حول مركز الانحراف للغاية ، ه

1 ، المدار هو R p ، يتطلب الحفاظ على الزخم الزاوي أن يكون المحور شبه الرئيسي النهائي ، a p ، هو 2 R p (هذا لأن السرعة المحيطة بالمركز هي عامل أكبر بمقدار 2 من القيمة الدائرية المحلية). وقد تم تسمية هذه العملية المكتملة "الهجرة عالية الانحراف".

بالنسبة للمشتري الحار ، تتطلب الملاحظات R p

0.02 أ ش. الكمية المهمة هي نصف قطر التل ، المحدد هنا لكوكب أولي واحد كتلته ، م ع ، مثل

يجب أن يتجاوز هذا نصف قطر الكوكب الأولي لتجنب اضطراب المد والجزر. بالنسبة لكوكب أولي كتلة كوكب المشتري والكتلة الشمسية المركزية ، وجد أن هذا يعني أن R p يجب أن يتجاوز 10 6 k m ، مع المقابل ، a p ، يعطي فترة مدارية دنيا تبلغ 1 d. يتم انتهاك هذا بشكل هامشي من قبل عدد قليل من الأشياء على الرغم من أنه قد يكون هناك إمكانية لحساب ذلك من خلال تطور المد والجزر الإضافي الذي يحدث بعد الدوران الأولي. لاحظ أن البيانات المرسومة في اللوحة العلوية للشكل 2 تشير إلى انحرافات أصغر بكثير للفترات المدارية & lt

3 d ، مع توافق معظم القيم مع الصفر ، نظرًا لحدود الخطأ ، وبالتالي تكون متسقة مع تشغيل الدوران المداري.

نظرًا لأن أنظمة الكواكب المتعددة توفر بيئة يمكن أن تؤدي فيها التفاعلات القوية التي تحدث بعد تشتت القرص إلى تطوير مدارات ذات انحراف عالٍ ، فقد أظهر Papaloizou و Terquem (2001) و Adams and Laughlin (2003) أن الاسترخاء الديناميكي في الأنظمة المزدحمة من خمسة إلى عشرة كواكب عملاقة تحتل المدى الشعاعي 5 - 30 au تنتج مثل هذه المدارات. يمكن للأنظمة الأقل ازدحامًا أن تعمل من خلال الديناميكيات العلمانية ، لكن لاحظ أنها تحتاج إلى بعض الانحراف و / أو إثارة الميل من أجل تحقيق عجز في الزخم الزاوي غير الصفري حتى تعمل العملية وكذلك شرح الانحرافات المرصودة كما هو موضح في الشكل 2 قد يتطلب هذا استرخاء ديناميكيًا وإن كان محدودًا أكثر مما وصف. كمثال لنظام ينتج مدارًا شديد الانحراف من خلال التفاعلات العلمانية. اعتبر وو وليثويك (2011) ثلاثة كواكب عملاقة كتلتها 0.5 ، 1 و 1.5 كوكب المشتري عند 1.5 ، و 16 وحدة فلكية ذات انحرافات وانحرافات متواضعة (على الرغم من أنها أكبر إلى حد ما مما هو متوقع في قرص كوكبي أولي ، و وبالتالي يتطلب الاسترخاء الديناميكي السابق). وجدوا أن كوكب المشتري الساخن ينتج على مقياس زمني 3 × 10 8 ص.

من حيث المبدأ ، يمكن لآلية كوزاي ليدوف أن تحقق نتيجة مماثلة من خلال عمل رفيق ثنائي في مدار شديد الانحدار. ومع ذلك ، لا يوجد عدد كافٍ من المرافقين من النوع المطلوب ليكون هذا قابلاً للتطبيق إلا في عدد قليل من الحالات (انظر Dawson & amp Johnson ، 2018 ، لمزيد من المناقشة).


5. معلمات منقحة مع الكواكب التي تدور حول المرحلة الابتدائية

نظرًا لأننا واثقون جدًا من أن جميع الكواكب تدور حول النجم الأساسي (بشرط أن تدور جميعها حول نفس النجم ، تمت مناقشة هذا بالتفصيل في القسم 6) ، يمكننا مراجعة الخصائص النجمية والكواكب التي حسبناها من نمذجة منحنى الضوء لدينا ، والمحاسبة بشكل صحيح لتأثير التخفيف من رفيق نجم. بالنظر إلى أن الاحتمال اللاحق يتناسب مع ناتج الاحتمال السابق والاحتمال الذي يمكننا من حساب معلمات النظام عن طريق ترجيح العينات الأصلية من خلال الاحتمال المهمش تحت نموذج الكوكب الذي يدور حول Kepler-296 A حيث تكون الأوزان مساوية للاحتمال . في الجدول 3 ، تم الإبلاغ عن الوسيط المرجح والربيع المرجح حيث يكون للوسيط المرجح 50٪ من الوزن على كلا الجانبين. يوضح الشكل 4 نموذج عبور محسوبًا باستخدام عينة MCMC مع أعلى احتمالية مرجحة مخططة على الطور المطوي كبلر الملاحظات. بالإضافة إلى المعلمات التي تم أخذ عينات منها ، قمنا بالإبلاغ عن نسبة المحور شبه الرئيسي إلى نصف القطر النجمي () ، المحور شبه الرئيسي (أ) ، نصف قطر الكواكب (صص) ، وحادثة التدفق النجمي على الكواكب (سص). يعتمد فقط على الكثافة النجمية والفترة المدارية ، بينما أ و صص الاعتماد على نصف القطر النجمي. نرسم ن عينات من أنصاف الأقطار النجمية من سلاسل الخصائص النجمية MCMC لتضمين عدم اليقين في نصف القطر النجمي بشكل صحيح ومضاعفة هذه في والاستنتاج أ و صص، أين ن هو عدد عينات نموذج العبور. سص في وحدات الأرض الشمسية يمكن تحديد معالمها كدالة لـ و تيس لهذا السبب

أين هو التدفق الساقط على الأرض من الشمس ، هو المحور شبه الرئيسي للأرض بوحدات نصف القطر النجمي حيث نستخدم 215.1 وهي درجة الحرارة الفعالة للشمس التي أخذناها على أنها 5778 K.

الجدول 3. المعلمات النجمية والكواكب المستنتجة من نمذجة MCMC الخاصة بنا

الجسم معامل دبليو ميد 84.1% 15.9%
كبلر 296 أ ρ أ (ز سم مكعب -1) 7.19 +0.9 −1.0
0.78 +0.20 −0.27
−0.13 +0.34 −0.26
تخفيف 0.215 +0.012 −0.012
كبلر 296 ايه سي العصر (BKJD ب) 135.9229 +0.0013 −0.0013
الفترة (أيام) 5.8416366 + 1.0e-5 1.0e-5
معلمة التأثير 0.25 +0.18 −0.16
0.0381 +0.0014 −0.0012
0.000 +0.042 −0.052
−0.000 +0.017 −0.051
نصف القطر ( ) 2.00 +0.33 −0.32
تدفق الحادث () 14.8 +2.7 −2.3
23.5 +0.9 −1.1
أ (أستراليا) 0.0521 +0.0088 −0.0086
الانحراف (3-σ الحد الأعلى) & lt0.33
كبلر 296 أب العصر (BKJD) 131.1285 +0.0030 −0.0039
الفترة (أيام) 10.864384 + 5.1e-5 −4.6e-5
معلمة التأثير 0.65 +0.09 −0.19
0.0308 +0.0018 −0.0021
0.000 +0.086 −0.075
0.01 +0.14 −0.04
نصف القطر ( ) 1.61 +0.29 −0.27
تدفق الحادث () 6.5 +1.2 −1.0
35.5 +1.4 −1.7
أ (أستراليا) 0.079 +0.013 −0.013
الانحراف (3-σ الحد الأعلى) & lt0.33
كبلر 296 إعلان عصر (BKJD) 133.6496 +0.0022 −0.0022
الفترة (أيام) 19.850291 + 6.1e-5 −5.7e-5
معلمة التأثير 0.26 +0.18 −0.16
0.0398 +0.0014 −0.0012
0.000 +0.046 −0.0042
−0.001 +0.017 −0.050
نصف القطر ( ) 2.09 +0.33 −0.32
تدفق الحادث () 2.90 +0.52 −0.44
53.1 +2.1 −2.6
أ (أستراليا) 0.118 +0.020 −0.020
الانحراف (3-σ الحد الأعلى) & lt0.33
كبلر 296 ايه العصر (BKJD) 136.0350 +0.0064 −0.0057
الفترة (أيام) 34.14211 +0.00025 −0.00025
معلمة التأثير 0.34 +0.19 −0.21
0.0291 +0.0018 −0.0015
0.000 +0.053 −0.052
0.000 +0.043 −0.042
نصف القطر ( ) 1.53 +0.27 −0.25
تدفق الحادث () 1.41 +0.25 −0.21
76.2 +3.0 −3.7
أ (أستراليا) 0.169 +0.029 −0.028
الانحراف (3-σ الحد الأعلى) & lt0.33
كبلر - 296 Af العصر (BKJD) 162.6069 +0.0071 −0.0072
الفترة (أيام) 63.33627 +0.00060 −0.00062
معلمة التأثير 0.55 +0.11 −0.24
0.0344 +0.0021 −0.0019
−0.000 +0.071 −0.078
−0.00 +0.10 −0.04
نصف القطر ( ) 1.80 +0.31 −0.30
تدفق الحادث () 0.62 +0.11 −0.10
115.1 +4.5 −5.6
أ (أستراليا) 0.255 +0.043 −0.042
الانحراف (3-σ الحد الأعلى) & lt0.33

ملاحظات. المعلمات هي الأرباع الموزونة للتوزيع اللاحق حيث تم حساب الأوزان من خلال أخذ عينات الأهمية.

أ نصف القطر النجمي والكتلة النجمية لـ Kepler-296A مذكورة في الجدول 1 وهي و و. لا تتوافق الكتلة النجمية ونصف القطر تمامًا مع الكثافة الموجودة هنا لأنه تم حساب هذه الكثافة باستخدام معلومات إضافية من نموذج العبور. (ب) الوقت الصفري الذي نستخدمه معرف التاريخ اليولياني Barycentric مطروحًا منه إزاحة ثابتة قدرها 2454833 يومًا. يشار إلى هذا باسم BKJD وهو نظام الوقت المستخدم في الكل كبلر منتجات البيانات.

تنزيل الجدول كـ: ASCIITypeset images: 1 2

الكواكب الخمسة لها أنصاف أقطار تتراوح بين 1.5 و 2.1 ، مما يضع Kepler-296A في مجموعة النخبة من الكواكب مع خمسة كواكب صغيرة عابرة والتي تشمل أيضًا Kepler-62 (Borucki et al. 2013) ، Kepler-186 (Quintana et al. 2014 ) و Kepler-444 (Campante et al. 2015). Kepler-296A هي أيضًا واحدة من عدد قليل من النجوم التي تستضيف كوكبًا ثانويًا يتلقى تدفقات أقل من التي تتلقاها الأرض من الشمس (Kepler-296 Af). تم الإبلاغ سابقًا عن Kepler-296 Ae و Af ككواكب منطقة صالحة للسكن (Rowe et al. 2014 Torres et al. 2015) - المنطقة المحيطة بالنجم حيث يمكن أن توجد المياه السائلة في ظل ظروف جوية مواتية. كوبارابو وآخرون. (2013) نشرت الحدود النظرية لتدفق الحوادث للمناطق الصالحة للسكن في المحيط ، وجدنا أن Kepler-296 Ae يقع في منطقة Kopparapu et al. "المتفائلة" الصالحة للسكن و Kepler-296 Af في منطقتهم "المحافظة" الصالحة للسكن.

توريس وآخرون. (2015) نموذج وتقرير معلمات للكواكب الخارجية ، كواكب المنطقة الصالحة للسكن ، في نظام كبلر 296. ومع ذلك ، توريس وآخرون. توفر معلمات الكوكب لكل من سيناريوهات المضيف النجمي. معلمات الكواكب التي أبلغوا عنها من خلال أخذ عينات متداخلة متعددة الوسائط باستخدام mulinest (فيروز وأمب هوبسون 2008 فيروز وآخرون 2009) تتوافق إلى حد كبير مع نتائجنا إذا أخذنا في الاعتبار نموذجهم فقط مع الكواكب التي تدور حول النجم الأكبر. نرى اختلافات كبيرة إلى حد ما في المعلمات الكوكبية المشتقة من توريس وآخرين. يمكن تفسير التناقض من خلال الخصائص النجمية المختلفة Torres et al. افترض للنجمتين مقارنة بالتحليل الذي نقدمه هنا. توريس وآخرون. استخدام المعلمات الطيفية التي أبلغ عنها Muirhead وآخرون. (2014) الذي استخدم نموذج طيف نجمي واحد فقط. باستخدام نمذجة أطياف نموذجية ، يمكننا تحسين الخصائص النجمية السابقة لكل من النجوم في هذا النظام ، وإزالة التحيز المتأصل عند تجاهل المرافق.


يقترح عالم الفيزياء الفلكية وجود اختلال في المحاذاة الكوكبية بسبب تأثير النجوم المتعددة

التركيب الهندسي للمشكلة. يصور هذا الشكل تمثيلًا تخطيطيًا لإنتاج كواكب غير محاذية قريبة من خلال الهجرة المدفوعة بالقرص في الأنظمة الثنائية. الائتمان: (ج) طبيعة، 491، 418–420 (15 تشرين الثاني 2012) doi: 10.1038 / nature11560

(Phys.org) - نشر عالم الفيزياء الفلكية كونستانتين باتيجين ورقة بحثية في المجلة طبيعة الجدل بأن سبب ميل بعض الكواكب بعيدًا عن المستوى الاستوائي لشمسها يرجع إلى الوجود المسبق لنجم آخر أثر في مدارها. ويشير إلى أن الأنظمة التي استضافت ذات مرة أكثر من نجم ، ولكنها لا تستضيفها الآن ، يمكن أن تفسر أيضًا وجود "كواكب ساخنة" لها مدار عكس نجمها المضيف.

"كواكب المشتري الساخنة" هي كواكب كبيرة شبيهة بالمشتري وتدور بالقرب من نجمها. تم اكتشافها لأول مرة في عام 1995 ، وافترض أنها تشكلت على مسافة ما من نجمها المضيف ثم انتقلت إلى مسافة أقرب بمرور الوقت بسبب سحب الجاذبية من الغازات والغبار حول النجم. تقترح مثل هذه النظرية أن الكوكب يدور بشكل طبيعي في محاذاة خط استواء النجم. لكن هذه النظرية تحطمت ، عندما اكتشف الباحثون في عام 2008 أن بعض كواكب المشتري الحارة لم يكن لها مدارات مصطفة وأن بعضها في الواقع يدور في الاتجاه المعاكس لشمسهم. اقترحت نظريات جديدة أن هذا كان بسبب جاذبية الكواكب الأخرى حيث اقترب كوكب المشتري الساخن من النجم. الآن ، يقترح باتيجين احتمالًا آخر - أن عدم المحاذاة ناتج عن تأثيرات الجاذبية لنجم آخر كان جزءًا من النظام ، لكنه غادر منذ ذلك الحين.

يلاحظ باتيجين أن معظم الأنظمة الشمسية اليوم هي ثنائيات ، وأن بعض الأنظمة بها أكثر من نجمين. لمحاولة فهم نوع التأثير الذي قد تحدثه النجوم المتعددة على الكواكب في تلك الأنظمة ، قام ببناء نماذج حاسوبية وتشغيلها. أظهرت عمليات المحاكاة التي أجراها أن الاضطرابات في المسار المداري للكوكب يمكن أن تفسر بسهولة سبب إظهار بعض الأنظمة اختلالًا تامًا لجميع كواكبها وأنه في ظل الظروف المناسبة ، يمكن أن يحدث تقلب كامل ، مما يؤدي إلى كوكب يدور في اتجاه معاكس تدور نجومهم. ويضيف أنه نظرًا لأن النظام الشمسي الذي توجد فيه الأرض لديه ميل 7 درجات ، فمن المحتمل جدًا أن يكون أحد النجوم الموجودة في مجرة ​​درب التبانة اليوم جزءًا من نظامنا الشمسي. يقترح أيضًا أنه قد يكون من الممكن تقوية نظريته من خلال مقارنة جميع تكوينات النجوم الثنائية المعروفة مع جميع أنظمة الكواكب الخارجية المنحرفة المعروفة.

الملخص
يمكن تفسير وجود الكواكب الغازية العملاقة التي تقع مداراتها بالقرب من نجومها المضيفة (كواكب المشتري الساخنة) إلى حد كبير عن طريق الهجرة الكوكبية المرتبطة بالتطور اللزج للسدم الكوكبية الأولية. في الآونة الأخيرة ، كشفت ملاحظات تأثير روسيتر-ماكلولين أثناء عبور الكواكب أن جزءًا كبيرًا من كواكب المشترى الساخنة موجود في مدارات غير محاذية فيما يتعلق بمحاور دوران النجوم المضيفة 3. ألقت هذه الملاحظة بظلال من الشك على أهمية الهجرة المدفوعة بالقرص كآلية لإنتاج كواكب المشتري الساخنة. أظهر هنا أن المدارات المنحرفة يمكن أن تكون نتيجة طبيعية لهجرة القرص في الأنظمة الثنائية التي لا يرتبط مستواها المداري بمحاور الدوران للنجوم الفردية.تعمل عزم الجاذبية الناجم عن التطور الديناميكي لأقراص الكواكب الأولية المثالية تحت الاضطرابات الناتجة عن الأجسام البعيدة الضخمة على اختلال محاذاة المستويات المدارية للأقراص بالنسبة إلى أقطاب الدوران للنجوم المضيفة. نتيجة لذلك ، أقترح أنه في حالة عدم وجود اقتران قوي بين الزخم الزاوي للقرص والنجم المضيف ، أو التبديد الكافي الذي يعمل على إعادة محاذاة محور الدوران النجمي والمدارات الكوكبية ، فإن جزء الأنظمة الكوكبية ( بما في ذلك أنظمة "نبتون" الساخنة و "الأرض الفائقة") التي تكون نواقل الزخم الزاوي الخاصة بها غير محاذية فيما يتعلق بالنجوم المضيفة سوف تتناسب مع معدل التعددية النجمية البدائية.


تشير دراسة حول مدارات الكواكب خارج المجموعة الشمسية إلى أن بنية النظام الشمسي هي القاعدة

يتم إعادة إنتاج احتمالات / ترددات عبور بيانات كبلر (الدائرة السوداء) بشكل أفضل من خلال أنظمة متقاربة (بألوان مختلفة). الشكل مقتبس من الورقة.

قام فريق EXOEarths (Centro de Astrof & # 237sica da Universidade do Porto - CAUP) ، بالتعاون مع جامعة جنيف ، بإجراء تحليل مشترك للبيانات من مطياف HARPS والقمر الصناعي Kepler. كشف هذا التحليل أن مدارات أنظمة الكواكب الأخرى محاذية ، كما هو الحال في القرص ، تمامًا كما هو الحال في نظامنا الشمسي.

في الآونة الأخيرة ، أجرى مطياف HARPS والقمر الصناعي Kepler إحصاءًا للسكان الكوكبي حول النجوم مثل نجمنا ، وكشفوا عن فضل من أنظمة الكواكب. أجرت دراسة متابعة بقيادة أعضاء فريق EXOEarths (Centro de Astrof & # 237sica da Universidade do Porto - CAUP) ، بالتعاون مع جامعة جنيف ، تحليلًا مشتركًا للبيانات التي أظهرت أن مدارات الكواكب في نظام ما قوية جدًا. محاذاة ، مثل القرص ، تمامًا كما لدينا في نظامنا الشمسي.

أكثر طريقتين فاعلتين للكشف عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية هما طريقة السرعة الشعاعية وطريقة العبور. تكتشف طريقة السرعة الشعاعية الكواكب من خلال الحركة الانعكاسية التي يسببها الكوكب على سرعة النجم في الاتجاه الشعاعي (ومن هنا الاسم). يتم الكشف عن هذا التباين في السرعة من خلال تأثير دوبلر ، وهو نفس الشيء الذي يؤدي إلى تغيير درجة الصوت في صوت سيارة إسعاف متنقلة. من ناحية أخرى ، فإن العبور الكوكبي يشبه الكسوف المصغر. عندما يدور كوكب حول النجم ، يمكن لمداره تحديد موقعه أمام النجم ، وينخفض ​​الضوء الذي نجمعه من النجم لأن الكوكب يحجب جزءًا منه (على الرغم من أننا لا نستطيع تصوير الكوكب).

هناك فرق كبير عند تطبيق هاتين الطريقتين على نظام الكواكب. يمكن اكتشاف كوكب بسرعة شعاعية حتى عندما يكون اتجاه مستوى المدار مائلاً بالنسبة إلى خط الرؤية ، وينطبق الشيء نفسه على نظام الكواكب. ومع ذلك ، لكي يمر كوكب ما ، يجب أن يكون مستوى مداره محاذيًا تمامًا لمدى بصرنا ، وينطبق الشيء نفسه على نظام من اثنين (أو أكثر من الكواكب) للعبور. هذا يعني أنه إذا كان هناك عدة كواكب في نظام العبور فإنها تشكل بالضرورة زاوية صغيرة جدًا بينها.

قمنا بمحاكاة أنظمة الكواكب ذات الترددات كما ورد في مسح HARPS (الذي يكتشف بشكل أساسي جميع الأنظمة ، بصرف النظر عن زاوية ميلها) ، ونسبها إلى ميول نسبية مختلفة. تم حساب وتيرة أنظمة العبور ومقارنتها بالقيم التي أبلغ عنها كبلر. لقد أظهرنا أنه لا يمكن الحصول على تطابق لأنظمة النقل المزدوج فقط إذا كانت متوافقة بشدة مع مستوى مشترك (مستوى النظام). يجب أن تكون هذه المحاذاة قريبة من درجة واحدة ، ولا تصل إلا إلى 5 درجات في الحالات القصوى للغاية (متطرف فيما يتعلق بافتراض كيفية ترجمة كتلة كوكبية إلى نصف قطر).

تُظهر هذه النتائج باستمرار أن مدارات الكواكب محاذية في الغالب ، مما يعزز فكرة أن الكواكب تتشكل على قرص ويقترح لأول مرة أن المواجهات العنيفة بين الكواكب ليست متكررة. يوفر هذا دليلًا مهمًا للغاية حول تكوين وتطور الكواكب الخارجية ، وهو المجال الذي تظل فيه العديد من الأسئلة المفتوحة. على الرغم من أن تنظيم النظام الشمسي هو في كثير من الأحيان الاستثناء من القاعدة ، تظهر هذه الدراسة أن الدرجة العالية من محاذاة نظامنا قد تكون هي القاعدة.

صرح بيدرو فيجويرا (CAUP) ، مؤلف المقال الأول: & # 147 تظهر لنا هذه النتائج أن الطريقة التي تشكل بها نظامنا الشمسي يجب أن تكون مشتركة. & # 160 هيكلها هو & # 160 مثل أنظمة الكواكب الأخرى التي درسناها ، مع جميع الكواكب يدور تقريبًا في نفس السهل. & # 148

الملخص
سياق الكلام. زودتنا النتائج الأخيرة لمسوح HARPS و Kepler بمكافأة من الأنظمة خارج المجموعة الشمسية. بينما حلل الفريقان على نطاق واسع كل مجموعة من مجموعات البيانات الخاصة بهما ، لم يتم عمل سوى القليل من المقارنة بين الاثنين.
أهداف. ندرس مجموعة فرعية من سكان الكواكب التي يكون توصيفها في وقت واحد في متناول كلا الجهازين. قارنا الخصائص الإحصائية للكواكب في الأنظمة مع msin i> 5-10M & # 8853 و R> 2 R & # 8853 ، كما استنتج من استطلاعات HARPS و Kepler ، على التوالي. إذا افترضنا أن المجموعة الأساسية لها نفس الخصائص ، فإن حساسية الكشف المختلفة للميل المداري بالنسبة لخط البصر تسمح لنا بسبر الكواكب & # 146 الميل المتبادل.
أساليب. أخذنا في الاعتبار تواتر الأنظمة التي تحتوي على كوكب واحد ، واثنين ، وثلاثة كواكب كما تمليه بيانات HARPS. استخدمنا فترة Kepler & # 146s الكوكبية وتوزيعات الكتلة المضيفة وأنصاف الأقطار (مصححة من تحيز الكشف) لنمذجة أنظمة الكواكب بطريقة بسيطة ومعقولة ماديًا. قمنا بعد ذلك بتغيير الميل المتبادل بين الكواكب في نظام ما وفقًا لوصفات مختلفة (محاذاة تمامًا وتوزيعات رايلي وخواص الخواص) وقارننا ترددات العبور مع كوكب واحد أو اثنين أو ثلاثة مع تلك التي تم قياسها بواسطة كبلر.
نتائج. تظهر النتائج أن مجموعتي البيانات متوافقان ، وهي نتيجة رائعة خاصةً لأنه لا توجد مقابض قابلة للضبط بخلاف توزيع الميل المفترض. بالنسبة لقطاعات msin i من 7-10M & # 8853 ، والتي من المتوقع أن تتوافق مع قطع نصف القطر لـ 2 R & # 8853 ، نستنتج أن النتائج موصوفة بشكل أفضل من خلال توزيع Rayleigh بنمط 1 & # 176 أو أصغر. نوضح أن السيناريو الأفضل هو توزيع Rayleigh بنمط 5 & # 176 فقط إذا افترضنا علاقة نصف قطر كبيرة جدًا بمجموعة الكوكب.
الاستنتاجات. هذه النتائج لها عواقب مهمة لفهمنا لدور العديد من آليات التكوين والتطور المقترحة. يؤكدون أن الكواكب من المحتمل أن تكون قد تشكلت في قرص ويظهرون أن معظم أنظمة الكواكب تتطور بهدوء دون تبادل الزخم الزاوي القوي مثل تلك التي تنتجها آلية كوزاي أو تشتت الكواكب.


الكواكب المنحرفة وانعكاساتها

يخبرنا العملاق الأحمر Kepler-56 ، على بعد حوالي 3000 سنة ضوئية من الشمس ، بأشياء مفيدة حول محاذاة الكواكب. النجم غير متزامن إلى حد ما مع غالبية أهداف كيبلر لتبدأ. معظم هذه النجوم غير متطورة بالقرب من التسلسل الرئيسي ، والتي من المرجح أن تنتج أنظمة يمكن من خلالها ملاحظة عالم أرضي. لكن كبلر -56 استنفد نواة الهيدروجين وتطورت إلى عملاق أحمر. تم تحديد اثنين من الكواكب المرشحة هنا ، يدوران في 10.5 و 21.4 يومًا على التوالي. في الواقع ، تبين أن Kepler-56 هو أكثر النجوم تطورًا التي لاحظها كبلر مع أكثر من كوكب تم اكتشافه.

أنا أرسم هذا من عمل دانيال هوبر (ناسا أميس) الذي ، مع فريق كبير من المتعاونين ، كان يدرس شذوذًا واضحًا في نظام كبلر -56: يميل محور دوران النجم بمقدار 45 درجة تقريبًا. خط البصر. كانت نتيجة كبلر -56 مفاجأة ، كما يقول هوبر ، "لأننا كنا نعلم بالفعل بوجود كوكبين يمران أمام كبلر -56. هذا يشير إلى أن النجم المضيف يجب أن يكون منحرفًا مع مداري كلا الكوكبين. ما وجدناه هو حرفياً اختلال عملاق في نظام الكواكب الخارجية ".

صورة: يتميز نظام الكواكب Kepler-56 بوجود كوكبين داخليين يدوران عند ميل شديد إلى نجمهما المضيف & # 8212 على الرغم من عدم وجود & # 8217s لا يدور عن قرب & # 8220hot Jupiter & # 8221 في النظام. الائتمان: Daniel Huber / NASA & # 8217s Ames Research Centre.

التناقض مع نظامنا الشمسي واضح: تدور كواكبنا في حدود 7 درجات من مستوى خط استواء الشمس. يعتبر Kepler-56 مثيرًا للفضول لأننا نعرف الكواكب العملاقة & # 8212 "كواكب المشتري الساخنة" & # 8212 التي لا تتوافق مداراتها أيضًا مع خط الاستواء للنجوم المضيفة. تقترح إحدى النظريات أن هذه الكواكب تتشكل بعيدًا في نظام الكواكب ثم تهاجر بسبب التفاعلات مع قرص الكواكب الأولية إلى موقعها الحالي. لكن المحاذاة الخاطئة تشير إلى سيناريو مختلف وأكثر فوضوية ، وهو حوادث الجاذبية من خلال لقاءات قريبة مع كواكب أخرى في النظام.

يبدو أن كبلر 56 يدعم التفسير الثاني. بالنسبة للباحثين ، تجاوزوا بيانات كبلر للحصول على عشرة قياسات للسرعة الشعاعية باستخدام أداة HIRES في تلسكوب كيك الذي يبلغ طوله 10 أمتار. ما ظهر ، جنبًا إلى جنب مع إشارات دوبلر للكواكب العابرة المعروفة ، هو ما تصفه الورقة البحثية في هذا العمل بأنه "انجراف بطيء السرعة يشير إلى رفيق ثالث أكبر حجمًا في مدار عريض." تظهر تحليلات مدارات الكواكب العابرة أنها دائرية تقريبًا ومستوية بالإضافة إلى كونها غير متوافقة مع المستوى الاستوائي للنجم المضيف.

ما الذي يمكن فعله من هذا؟ من الورق:

يشير انجراف السرعة الشعاعية إلى وجود رفيق ثالث بكتلة كوكب عملاق غازي ضمن بضع وحدات فلكية ، أو قزم بني أو نجم ضمن عشرات الوحدات الفلكية. في كلتا الحالتين ، إذا كان مدار الرفيق الثالث يميل نفسه فيما يتعلق بمدارات الكواكب الداخلية (على سبيل المثال من خلال نثر الكوكب ، إذا كان رفيقه كوكبًا) ، فمن الممكن أن يكون قد قام بعزم مدارات الكواكب الداخلية خارج خط الاستواء طائرة النجم المضيف. ستبقى مدارات الكواكب الداخلية متوائمة مع بعضها البعض بسبب الاقتران القوي بين مداراتها ، مما يؤدي إلى اختلال محاذاة الكواكب المشتركة المستوية مع النجم المضيف. عمليات المحاكاة الديناميكية التي تتضمن رفيقًا ثالثًا في مدار غريب الأطوار يميل إلى المستوى الاستوائي لتأكيد النجم المضيف بحيث يمكن لمثل هذه الآلية إعادة إنتاج بنية نظام كبلر -56.

نتعلم من Kepler-56 أن المدارات الكوكبية "المائلة" تحدث في أنظمة لا تحتوي على كواكب كواكب ساخنة ، مع وجود عزم دوران ناتج عن رفقاء في المدار الواسع هو السبب المحتمل. ما ينتظر هذا النظام بالذات هو المزيد من المراقبة لتحديد ما إذا كان الرفيق الثالث لهذا النجم هو نفسه كوكب أم نجم. تجادل الورقة بأنه إذا كان الجسم الثالث كوكبًا ، فإن هذا يعني أن المحاذاة الأصلية حدثت بعد تشكل الكواكب. إذا كان نجمًا ، لكان اختلال المحاذاة قد حدث قبل تشكل الكواكب في قرص الكواكب الأولية البدائية.

المسألة الأخيرة: هل خط استواء النجم هو علامة موثوقة للمستوى المداري الأولي للقرص الكوكبي الأولي في المقام الأول؟ وقد دعت ورقتان حديثتان على الأقل هذا إلى الشكوك. وخلصت ورقة هوبر إلى أن "حالات الاختبار المهمة" هي أنظمة متعددة الكواكب مشتركة المستوي والتي ، إذا كانت المحاذاة البدائية شائعة ، فيجب أن تُظهر في الغالب انحرافات منخفضة. في الواقع ، حتى الآن وُجد أن جميع أنظمة الكواكب المتعددة العابرة متسقة جيدًا ".

الورقة البحثية Huber et al. ، "Stellar Spin-Orbit Misalignment in a Multiplanet System ،" علم المجلد. 342 ، رقم 6156 (18 أكتوبر 2013) ، ص 331-334 (ملخص). انظر أيضًا بيان ناسا الإخباري أميس.

التعليقات مغلقة على هذا الدخول.

بالتأكيد أمر مثير للاهتمام & # 8211 من العار أن تكون طرق الاكتشاف الرئيسية إما غير حساسة إلى حد ما أو متحيزة ضد اكتشاف & # 82203D & # 8221 أنظمة الكواكب.

في أخبار أخرى عن كبلر ، تم اكتشاف كوكب عابر سابع بشكل مستقل في & # 8220compact Solar System Analog & # 8221 KOI-351 بواسطة Planet Hunters وفريق آخر. يبدو أن أنظمة الكواكب الغريبة هي الوضع الطبيعي الجديد.

(حصل خطأ بالصدفة على الرابط الثاني & # 8211 هذا هو الصحيح)

ما هو أكثر غرابة من محاذاة الكواكب هو طبيعة النجم نفسه! إن العملاق الأحمر الذي يبلغ قطره أربعة شموس غريب بما فيه الكفاية ، لكن اللمعان البصري لـ NINE SUNS فقط خارج المخططات! على سبيل المثال: يبلغ نصف قطر Pollux حوالي 6 شموس ، وإضاءة تبلغ حوالي 30 شمسًا (ساعدني sombody هنا)! إن التضمين غير المحتمل للغاية ، ولكنه ليس مستحيلًا ، هو حضارة خارج الأرض & # 8220STARIVORE & # 8221 تجمع معظم الضوء ، وبالتالي تقليل قطر النجم ، بطريقة ما!

Harry R Ray: كيف تتخيل أن نجمًا ينتقل من التسلسل الرئيسي إلى حالة ذات 30 لمعانًا شمسيًا؟

قد ترغب في إلقاء نظرة على الشكل S9 في الورقة والذي يوضح المسارات التطورية النجمية ذات الصلة.


شاهد الفيديو: رحلة عبر الكون.. مجرتنا (أغسطس 2022).