Прејди на содржината

Планетарна преселба

Од Википедија — слободната енциклопедија
(Пренасочено од Планетарна миграција)
Ѕвездообразба
Класи на објекти
Меѓуѕвездена средина
Молекуларен облак
Глобула
Темна маглина
Младо ѕвездено тело
Протоѕвезда
T Бик
Ѕвезда пред главната низа
Хербигова Ae/Be-ѕвезда
Хербиг-Ароово тело
Теоретски претстави
Насобирање
Функција на почетна маса
Џинсова нестабилност
Келвин–Хелмхолцов механизам
Маглинска хипотеза
Планетарна преселба


Планетарна преселба (или планетарна миграција) се јавува кога планета или друго тело кое кружи околу ѕвезда доаѓа во контакт со гасовит диск или планетезимален диск, и како последица на тоа се менуваат нејзините орбитални параметри, особено нејзината голема полуоска. Со планетарната преселба се објаснува постоењето на врелите јупитери (вонсончеви планети со маса колку Јупитер, но со период на револуција од само неколку дена). Општоприфатената теорија за создавање на планети од протопланетарен диск наведува дека такви планети не можат да се формираат толку блиску до нивните ѕвезди, бидејќи има недоволен материјал на толку мали пречници, а температурата е превисока за да настанат карпести или ледени планетезимали.

Планетите со маса колку Земјата може брзо да се преселат кон внатрешноста ако за време на нивното создавање сè уште постои гасовит диск. Ова може да влијае на создавањето на јадрата на џиновските планети (кои имаат 10 до 1000 пати поголема маса од Земјината), ако тие планети се создавале преку факторот на насобирање на јадрото.

Видови на дискови

[уреди | уреди извор]

Гасовит диск

[уреди | уреди извор]

Гасот во протопланетарните дискови околу младите ѕвезди имаат животен век од неколку до неколку милиони години.[1] Ако се создадат планети со маса приближна или поголема од онаа на Земјата додека гасот е сè уште присутен, планетите можат да си разменуваат аголен импулс со гасот во протопланетарниот диск, така што нивните орбити постепено се менуваат. Иако преселбата е најчесто навнатре во локалните изотермални дискови, може да има и преселба нанадвор кај дисковите што поседуваат градиенти на ентропија.[2]

Планетезимален диск

[уреди | уреди извор]

За време на доцната фаза на создавање на планетарниот систем, масивните протопланети и планетезимали гравитациски се привлекуваат на хаотичен начин предизвикувајќи многу планетезимали да бидат фрлени во нови орбити. Поради ова има размена на аголен импулс помеѓу планетите и планетезималите и води до преселба (навнатре или нанадвор). Надворешната преселба на Нептун се верува дека е причината за резонантното заробување на Плутон и другите Плутина во 3:2 резонанца со Нептун.

Видови на преселба

[уреди | уреди извор]

Постојат многу различни фактори кои предизвикуваат промена на орбитите на планетите и нивна преселба. Преселбата на планетите може да биде: преселба на дискот ( Тип I преселба, тип II преселба, или Тип III преселба), плимна преселба, преселба поттикната од планети, гравитациско расејување и Козаиеви циклуси и плимно триење. Оваа листа на видови не е конечна или дефинитивна: во зависност од тоа што е најпогодно за одреден тип на студии, различни истражувачи би ги групирале факторите на различен начин.

Класификацијата на факторите претежно се заснова на околностите во дискот кои му овозможуваат на факторот ефикасно да пренесува енергија и/или аголен момент до и од планетарните орбити. Ако во еден диск снемува или се преместува материјал, тоа ги менува околностите, и еден фактор за преселба ќе биде заменет со друг механизам, или можеби нема да има услови за планетарна преселба. Ако нема фактори, преселбата (во најголема мера) запира и ѕвездениот систем (најчесто) станува стабилен.

Преселба на дискот

[уреди | уреди извор]

Преселба на дискот се врши поради гравитациската сила што ја врши доволно масивно тело во соседен гасовит диск, кое ја нарушува неговата распределба на густина. Според принципот на реакција на класичната механика, гасот врши еднаква и спротивна гравитациска сила врз телото, наречен и вртежен момент. Овој вртежен момент го менува аголниот момент на орбитата на планетата, и како последица на тоа се менува големата полуоска и другите орбитални елементи. Зголемувањето на големата полуоска со текот на времето доведува до преселба нанадвор, т.е. подалеку од ѕвездата, додека спротивното однесување доведува до преселба навнатре.

Има три подвидови на преселба на дискот: вид I, II и III. Нумерирањето не значи дека тие се подредени во низа или дека се фази.

Вид I преселба

[уреди | уреди извор]

Малите планети се подложени на Вид I преселба на дискот под влијание на вртежниот момент кој се јавува поради Линдбладовите и коротационите резонанци. Либландовите резонанци ги предизвикуваат густите спирални бранови на гасот кој ги опкружува и внатрешната и надворешната орбита на планетата. Во повеќето случаи, надворешниот спирален бран дејствува со поголем вртежен момент од внатрешниот бран, и ја тера на планетата да го изгуби аголниот импулс и оттаму да се пресели кон ѕвездата. Стапката на преселба поради овие вртежни моменти е пропорционална со масата на планетата и со густината на гасот на тоа место, а преселбата се врши во релативно краток временски период во однос на животниот век на гасовитиот диск од милиони години.[3] Со дополнителен коротациски вртежен момент дејствува и гасот кој има орбитален период сличен на оној на планетата. Во однос на планетата, овој гас има потковичеста орбита, и ја менува насоката кога ќе се приближи до планетата од напред или одзади. Гасот ја менува насоката пред планетата поради тоа што има поголема голема полуоска и затоа тој може да е поладен и погуст од обратната насока на гасот зад планетата. Ова може да резултира со регион со прекумерна густина пред планетата и со помала густина зад планетата, предизвикувајќи планетата да добие аголен импулс.[4][5]

Масата на планетата при која таа се приближува до вид I преселба зависи од притисокот на гасот во хомогена атмосфера, и во помала мера, од кинематичката вискозност на гасот.[6][7] Во топли и вискозни дискови, преселбата од вид I може да се јави и кај планети со поголема маса. Во локалните изотермални дискови и кај дисковите со рамномерна густина и температура, вртежните моменти на коротација обично се надвладани од Линдбладовите вртежни моменти.[7][8] Може да постојат региони на надворешна преселба за одредени планетарни маси и услови на дискот и во локалните изотермални и неизотермални дискови.[7][9] Местоположбата на овие региони зависи од фазата на еволуција на дискот, а кај локално-изотермичните дискови се наоѓаат во региони со голема густина и/или температура. Се покажало дека преселбата од вид I во локален изотермален диск е компатибилна со формирањето и долгорочната еволуција на некои од планетите набљудувани од Кеплер.[10] Брзото насобирање на цврст материјал од страна на планетата, исто така, може да произведе загревачки вртежен момент што предизвикува планетата да добие аголен импулс.[11]

Вид II преселба

[уреди | уреди извор]

Доволно голема планета која може да направи јаз во гасовитиот диск врши вид II преселба на дискот. Кога масата на една планета е доволно голема за таа да може да врши растројување, тогаш со нејзиниот плимен вртежен момент врз гасот пренесува аголен момент на гасот зад орбитата на планетата и го прави спротивното на гасот меѓу орбитата и ѕвездата (т.е. се намалува аголниот момент), а со тоа го растерува гасот кој се наоѓа околу орбитата. Кај вид I преселбата, вискозните вртежни моменти можат да се спротивстават на овој ефект со повторно снабдување со гас и да ја направат густината во гасовитиот диск да биде повторно рамномерна. Но, кога вртежните моменти се доволно силни за да ги совладаат вискозните вртежни моменти во близина на орбитата на планетата, се создава прстенест јаз со помала густина. Големината на овој јаз зависи од температурата и вискозноста на гасот и од масата на планетата. Во наједноставното сценарио во кое гасот воопшто не ја пополнува празнината, преселбата на планетата ја следи вискозната еволуција на гасовитиот диск. Во внатрешниот диск, планетата пополека се преселува навнатре во временски размер еднаков на зголемувањето на вискозноста во тој простор која што расте поради насобирање на гас околу ѕвездата. Во овој случај, времетраењето на преселбата е обично побавна отколку што би била преселбата на планетата кај Вид I преселба. Меѓутоа, во надворешниот диск, преселбата може да биде кон надвор ако дискот се шири вискозно. Планетата со маса на Јупитер во класичен протопланетарен диск се очекува да има преселба со брзина од вид II, со премин од вид I во вид II кога масата на планетата ќе биде приближна на масата на Сатурн, затоа што се отвора делумна празнина.[12][13]

Преселбата од видот II е едно од објаснувањата за создавањето на жешките Јупитери.[14] Во пореални околности, ако нема екстремни термални и вискозни услови во дискот, низ јазот има постојан проток на гас.[15] Како последица на овој проток на маса, вртежните моменти кои дејствуваат врз планетата може да зависат од својствата на дискот на тоа место. Тие сили се слични на вртежните моменти кои дејствуваат при преселба од вид I. Затоа, во вискозни дискови, преселбата од вид II може да се опише како изменета форма на преселба од тип I.[7][13] Преминот од вид I во вид II преселба е обично глатка, но исто така пронајдени се и отстапувања.[12][16] Во одредени случаи, кога планетите предизвикуваат занесено растројување на гасот во дискот околу нив, вид II преселбата може да успори, да запре или да појде во обратна насока.[17]

Од физичка гледна точка, преселбите од вид I и вид II се придвижувани од ист тип на вртежни моменти (при Линдбладови и коротациони резонанци). Впрочем, тие можат да се толкуваат и моделираат како еден вид на преселба - вид I на преселба изменет поради од растроената густина на површината од гасовитиот диск.[7][13]

Вид III преселба

[уреди | уреди извор]

Преселбата од вид III се јавува при прилично екстремни услови кај дискот или планетата и се одликува со екстремно брза преселба.[13][18][19] Иако понекогаш се нарекува „преселба со бегање“, стапката на оваа преселба не секогаш се зголемува со текот на времето.[18][19] Преселбата од вид III е поттикната од коорбиталните вртежни моменти од гасот заробен во областите на либрација на планетата и од почетното, релативно брзо, планетарно радијално движење. Радијалното движење на планетата го поместува гасот во нејзината коорбитална област, при што се создава асиметрија на густината помеѓу гасот од предната и задната страна на планетата.[13][6] Преселбата од вид III се однесува на дискови кои се релативно масивни и на планети кои можат да отворат само делумни јазови во гасовитиот диск.[6][13][18] Претходното е поврзано со вид III преселба на гас што минува низ орбитата на планетата во спротивна насока од радијалното движење на планетата, со што се создава јамка.[18] Брзата преселба нанадвор може да биде привремена, по што џиновските планети ќе се упатат во далечни орбити, ако подоцнежната вид II преселбата е неефективна во враќањето на планетите назад.[20]

Гравитациско расејување

[уреди | уреди извор]

Друг фактор кој што може да ги поместува планетите е гравитациското расејување од поголемите планети или, во протопланетарен диск гравитациското расејување од прекумерната густина на течноста во дискот.[21] Во Сончевиот Систем, Уран и Нептун можеби биле гравитациски расеани во поголеми орбити по блиски средби со Јупитер и/или Сатурн.[22][23] Во вонсончевите системи може да имало слични динамички нестабилности по растерувањето на гасовитиот диск, по што се смениле нивните орбити, а во одредени случаи може да се јави и исфрлање на планетите од системот или нивен судир со ѕвездата.

Гравитациски расеаните планети може да се здобијат со високо занесени орбити со перихелија блиску до ѕвездата, со што на нивните орбити им се овозможува да бидат изменети од плимната сила со која тие дејствуваат врз ѕвездата. Занесувањата и наклоните на овие планети се исто така под влијание на овие средби, што е едно објаснувањата за распоредот на занесувањето кај вонсончевите планети кои орбитираат блиску една до друга.[24] Таквите системи честопати се блиску до границата на стабилност.[25] Како и во моделот на Ница, системите на вонсончеви планети со надворешен диск на планетезимали, исто така, може да претрпат динамички нестабилности по резонантните вкрстувања за време на преселбата поттикната од планетезимали. Занесувањата и наклоните на планетите со далечни орбити може да се пригушат со динамичко триење со планетезималите, а конечниот исход зависи од релативната маса на дискот и планетите кои имале гравитациски средби.[26]

Плимна преселба

[уреди | уреди извор]

Плимната сила меѓу ѕвездата и планетата ја менуваат големата полуоска и орбиталното занесување на планетата. Ако планетата орбитира преблиску до ѕвездата, плимната сила на планетата предизвикува испупченост кај ѕвездата. Ако вртежниот период на ѕвездата е подолг од орбиталниот период на планетата, местото на испупчување заостанува зад линијата помеѓу планетата и центарот на ѕвездата со што се создава вртежен момент помеѓу планетата и ѕвездата. Како резултат на тоа, планетата го губи аголниот импулс и нејзината голема полуоска се намалува со текот на времето.

Ако планетата е во занесена орбита, плимната сила е посилна кога таа е во близина на перихелот. Планетата најмногу се успорува кога е во близина на перихел, што предизвикува нејзиниот афел да се намалува побрзо од перихелот, а со тоа се намалува и нејзиното занесување. За разлика од преселбата од дискот - која трае неколку милиони години додека гасот не се разотиде - плимната преселба продолжува и по милијарди години. Плимната сила врз блиските планети им ги намалува големите полуоски обично за половина од оние кои планетите ги имале во времето кога гасовитата маглина се разотишла.[27]

Козаиеви циклуси и плимно триење

[уреди | уреди извор]

Орбитата на една планета која е наклонета во однос на рамнината на бинарниот ѕвезден систем може да се собере поради влијанието на Козаиевите циклуси и плимното триење. Взаемното дејство со подалечната ѕвезда доведува до тоа орбитата на планетата да подлежи на размена на занесување и наклон поради Козаиевото дејство. Овој процес може да го зголеми занесувањето на планетата и да го намали нејзиниот перихел во доволна мера за да создаде интензивни плимни дејства помеѓу планетата и ѕвездата. Кога е во близина на ѕвездата, планетата го губи аголниот импулс со што нејзината орбита се скратува.

Орбиталното занесување и наклон на планетата се повторува во циклуси, а тоа го оневозможува растот на големата полуоска на планетите.[28] Ако орбитата на планетата се намали до мера во која нема влијание од далечната ѕвезда, Козаиевите циклуси завршуваат. Потоа орбитата на планетата побрзо ќе се намалува затоа што кружи под влијание на плимна сила. Поради овој процес планетата може да стане повратна. Козаиевите циклуси може да се појават и во систем со две планети кои имаат различен наклон поради гравитациското расејување меѓу планетите и како резултат на тоа можат да настанат планети со повратни орбити.[29][30]

Преселба предизвикана од планетезимали

[уреди | уреди извор]

Орбитата на планетата може да се промени поради гравитациските дејства на многу планетезимали. Преселбата предизвикана од планетезимали се јавува како резултат на насобраниот аголен момент пренесен врз планетата за време на нејзините средби со планетезимали. Кај поединечните средби, количината на разменет аголен момент и насоката на промената на орбитата на планетата зависи од геометријата на средбата. Кај многу последователни средби, насоката на преселба на планетата зависи од просечниот аголен момент на планетезималите кон планетата. Ако е повисок, на пример диск зад орбитата на планетата, планетата мигрира нанадвор, ако е понизок, планетата мигрира навнатре. Преселбата на планетата која започнува со сличен аголен момент како дискот зависи од отстранувањата и изворите на планетезималите.[31]

За систем со една планета, планетезималите може да се отстранат само со нивно исфрлање, што би предизвикало мигрирање на планетата навнатре. Во систем со повеќе планети, другите планети можат да бидат исфрлачи или извори. Планетезималите може да престанат да бидат под влијание на планетата откако ќе наидат на друга соседна планета или ќе преминат да бидат под влијание на новата планета. Овие интеракции предизвикуваат орбитите на планетите да се раздвојат бидејќи надворешната планета има тенденција да ги отстрани планетезималите со поголем импулс од внатрешната планета или да привлече планетезимали со помал аголен моментум, и обратно. Резонансите на планетата, каде што занесувањата на планетезималите се зголемуваат додека не се вкрстат со планетата, исто така дејствуваат како извор. Конечно, преселбата на планетата делува и како отстранувач и како извор на нови планетезимали создавајќи позитивен фидбек кој се стреми да се пресели кон првобитната положба.[31]

Напуштена преселба е кога преселбата поттикната од планетезималите запира ако планетезималите се отстрануваат од орбитата на планетата побрзо отколку што наидуваат нови. Задржана преселба е кога нови планетезимали навлегуваат во влијанието на планетата побрзо отколку што се отстрануваат. Доколку при преселбата планетата се храни со честички кои наидуваат на планетата при самата миграција а за отстранување на планетезимали не е потребно присуство на друга планета, таквата преселба се нарекува преселба со бегање. Ако преселбата се должи на губење на планетезимали поради влијанието на други планети, таквата пресеба се вика присилна преселба.

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Ercolano, B.; Pascucci, I. (2017). „The dispersal of planet-forming discs: theory confronts observations“. Royal Society Open Science. 4 (2): 170114. arXiv:1704.00214. Bibcode:2017RSOS....470114E. doi:10.1098/rsos.170114.
  2. ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). „Formation of Giant Planets“. Во Deeg H., Belmonte J. (уред.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. стр. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0.
  3. ↑ Lubow, S.H.; Ida, S. (2011). „Planet Migration“. Во Seager, S. (уред.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. стр. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L.
  4. ↑ Paardekooper, S.-J.; Mellema, G. (2006). „Halting type I planet migration in non-isothermal disks“. Astronomy and Astrophysics. 459 (1): L17–L20. arXiv:astro-ph/0608658. Bibcode:2006A&A...459L..17P. doi:10.1051/0004-6361:20066304.
  5. ↑ Brasser, R.; Bitsch, B.; Matsumura, S. (2017). „Saving super-Earths: Interplay between pebble accretion and type I migration“. The Astronomical Journal. 153 (5): 222. arXiv:1704.01962. Bibcode:2017AJ....153..222B. doi:10.3847/1538-3881/aa6ba3.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Lubow, S.H.; Ida, S. (2011). „Planet Migration“. Во Seager, S. (уред.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. стр. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L.Lubow, S.H.; Ida, S. (2011). "Planet Migration". In Seager, S. (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. pp. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L Архивирано на 8 мај 2019 г..
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 D'Angelo, G.; Lubow, S.H. (2010). „Three-dimensional disk-planet torques in a locally isothermal disk“. The Astrophysical Journal. 724 (1): 730–747. arXiv:1009.4148. Bibcode:2010ApJ...724..730D. doi:10.1088/0004-637X/724/1/730.
  8. ↑ 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. Bibcode:2002ApJ...565.1257T. doi:10.1086/324713.
  9. ↑ 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. arXiv:1506.07348. Bibcode:2015MNRAS.452.1717L. doi:10.1093/mnras/stv1385.
  10. ↑ 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.). arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33.
  11. ↑ Benítez-Llambay, Pablo; Masset, Frédéric; Koenigsberger, Gloria; Szulágyi, Judit (2015). „Planet heating prevents inward migration of planetary cores“. Nature. 520 (7545): 63–65. arXiv:1510.01778. Bibcode:2015Natur.520...63B. doi:10.1038/nature14277. PMID 25832403.
  12. ↑ 12,0 12,1 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. arXiv:astro-ph/0308055. Bibcode:2003ApJ...586..540D. doi:10.1086/367555.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 13,4 13,5 D'Angelo, G.; Lubow, S. H. (2008). „Evolution of migrating planets undergoing gas accretion“. The Astrophysical Journal. 685 (1): 560–583. arXiv:0806.1771. Bibcode:2008ApJ...685..560D. doi:10.1086/590904.
  14. ↑ Armitage, Phillip J. (2007). „Lecture notes on the formation and early evolution of planetary systems“. arXiv:astro-ph/0701485. Bibcode:2007astro.ph..1485A. Наводот journal бара |journal= (help)
  15. ↑ Lubow, S.; D'Angelo, G. (2006). „Gas flow across gaps in protoplanetary disks“. The Astrophysical Journal. 641 (1): 526–533. arXiv:astro-ph/0512292. Bibcode:2006ApJ...641..526L. doi:10.1086/500356.
  16. ↑ Masset, F.S.; D'Angelo, G.; Kley, W. (2006). „On the migration of protogiant solid cores“. The Astrophysical Journal. 652 (1): 730–745. arXiv:astro-ph/0607155. Bibcode:2006ApJ...652..730M. doi:10.1086/507515.
  17. ↑ D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H.; Bate, Matthew R. (2006). „Evolution of Giant Planets in Eccentric Disks“. The Astrophysical Journal. 652 (2): 1698–1714. arXiv:astro-ph/0608355. Bibcode:2006ApJ...652.1698D. doi:10.1086/508451.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 Masset, F.S.; Papaloizou, J.C.B. (2003). „Runaway migration and the formation of hot Jupiters“. The Astrophysical Journal. 588 (1): 494–508. arXiv:astro-ph/0301171. Bibcode:2003ApJ...588..494M. doi:10.1086/373892.
  19. ↑ 19,0 19,1 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. arXiv:astro-ph/0411705. Bibcode:2005MNRAS.358..316D. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08866.x.
  20. ↑ 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. arXiv:1608.08756. Bibcode:2016MNRAS.462.4130P. doi:10.1093/mnras/stw1904.
  21. ↑ 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 (1): 621–632. arXiv:1306.2514. Bibcode:2013MNRAS.434..621C. doi:10.1093/mnras/stt1047.
  22. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975.
  23. ↑ Gomes, R.; Levison, H.F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, A. (2005). „Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets“ (PDF). Nature. 435 (7041): 466–469. Bibcode:2005Natur.435..466G. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-05-25. Посетено на 2008-06-08.
  24. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0703163. Bibcode:2008ApJ...686..621F. doi:10.1086/590926.
  25. ↑ 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. arXiv:0903.4700. Bibcode:2009ApJ...696L..98R. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L98.
  26. ↑ 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. arXiv:1001.3409. Bibcode:2010ApJ...711..772R. doi:10.1088/0004-637X/711/2/772.
  27. ↑ Jackson, Brian; Greenberg, Richard; Barnes, Rory (4 Jan 2008). „Tidal evolution of close-in extra-solar planets“. arXiv:0801.0716 [astro-ph]. Submitted [for publication] on 4 Jan 2008
  28. ↑ Fabrycky, Daniel; Tremaine, Scott (2007). „Shrinking Binary and Planetary Orbits by Kozai Cycles with Tidal Friction“. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1298–1315. arXiv:0705.4285. Bibcode:2007ApJ...669.1298F. doi:10.1086/521702.
  29. ↑ 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. arXiv:1011.2501. Bibcode:2011Natur.473..187N. doi:10.1038/nature10076. PMID 21562558.
  30. ↑ 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. arXiv:0801.1368. Bibcode:2008ApJ...678..498N. doi:10.1086/529369.
  31. ↑ 31,0 31,1 Levison, H.F.; Morbidelli, A.; Gomes, R.; Backman, D. (2007). „Planet Migration in Planetesimal Disks“ (PDF). Protostars and Planets V. University of Arizona Press. стр. 669–684. Посетено на 6 April 2017.
Класи на тела
Теоретски концепти
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Планетарна_преселба&oldid=5254331“