Кратко — сценарии формирования и наблюдательные тесты, позволяющие отличить «внутреннее» (in‑situ) формирование от миграции.
Сценарии (физическое описание и ожидаемые последствия)
1) In‑situ (локальная сборка)
- Накопление солей/пепла вблизи звезды, быстрый рост через планетезимали/гигантские столкновения.
- Ожидается: компактная система с каменистыми, маловетными планетами (низкая доля льда/воды), возможны разбавленные резонансы (столкновения разрушают строгие цепочки).
- Признак: высокие средние плотности, отсутствие выраженных следов воды/летучих веществ.
2) Конвергентная диск‑миграция (Type I), захват в резонансы
- Планеты образуются на больших расстояниях (включая за линией льда), мигрируют внутрь по газовому диску, попадая в резонансные цепочки.
- Ожидается: тесные резонансные отношения периодов, малые эксцентриситеты и наклонения, возможна высокая доля воды/льда/летучих (перемешивание состава).
- Признак: устойчивые резонансные углы (малые амплитуды лбражения), вода/спутниковые газы в атмосферах.
3) Быстрая аккреция пепла + миграция
- Быстрое нарастание масс за счёт потоков пепла с последующей миграцией; похож на (2), но может давать выраженный градиент масс.
- Признак: специфический профиль масс/размеров (внешние более водяные).
4) Динамическая сборка после распада диска (расстройства/рассеяние)
- Планет‑планетные рассеяния и поздние столкновения после исчезновения газа.
- Ожидается: разрушенные/отсутствующие резонансные цепочки, повышенные эксцентриситеты и взаимные наклонения.
- Признак: большие e и i, разреженная архитектура, расхождение периодов от целых резонансных соотношений.
5) Тидальная эволюция / внутренняя орбитальная миграция после образования
- Тидальные силы звезды/планет меняют периоды, могут смещать системы из резонансов.
- Признак: смещения от точных резонансных соотношений коррелирующие с возрастом/параметрами приличности; повышенная тепловая эмиссия/тепловой поток у внутренних планет.
Ключевые наблюдения и что они диагностируют
1) ТТV (транзитные временные вариации)
- Что дают: точные массы, массовые отношения, эксцентриситеты, фазовые связи/библицация резонансных углов.
- Формула порядка величины амплитуды TTV: $\delta t\sim P\frac{m^{\prime }}{M_{\ast }}\frac{1}{\Delta }$, где $\Delta$ — отступ от точного резонанса; резонансное соотношение $\frac{P_2}{P_1}\approx \frac{k+q}{k}$.
- Диагностика: малая амплитуда либрации и согласованные фазы → гладкая диск‑миграция; большие несогласованные TTV, высокие e → поздняя динамическая эволюция/рассеяние.
2) Транзиты (радиусы, длительности, частота исчезновений)
- Из радиуса + массы (от TTV/RV) получаем среднюю плотность: $\rho =\frac{3M}{4\pi R^3}$.
- Длительности и вариации длительности дают наклонения и mutual i.
- Диагностика: высокие плотности → сухие, in‑situ; низкие плотности (высокая доля воды/льда) → образование за линией льда + миграция. Низкие mutual i → дисковая миграция/спокойная сборка; высокие i → рассеяние.
3) Спектроскопия атмосфер (передний/вторичный спектры, transmission/emission)
- Что ищем: наличие H/He (ниская μ), H2O, CO, CO2, CH4; соотношение C/O.
- Диагностика: обнаружение значительных водных/летучих слоёв или вольных H/He у маленьких планет → образование в газном/влажном регионе и миграция внутрь. Высокое среднее молекулярное весство и отсутствие водяных признаков → локальное образование/потеря атмосферы.
4) Архитектура орбит (периодические соотношения, либрационные амплитуды)
- Наблюдение точных соотношений периодов и анализ резонансных углов (либрация vs. вращение) — сильный индикатор конвергентной миграции при малых амплитудах либрации.
- Сильное отклонение от резонанса при больших e → постдисковая динамика или приливная эволюция.
5) Возраст звезды, уровни активности, последующее испарение
- Учет возрастных эффектов и потерь атмосферы (EVap). Если планета должна была сохранить H/He, но его нет — возможно потеря вследствие активности, что требует моделирования.
Практическая схема вывода (комбинирование данных)
- Резонансная цепочка + малая e/i + водяные следы в спектре → сильная поддержка диск‑миграции и образования за линией льда.
- Отсутствие строгой цепочки + большие плотности (роковая композиция) + низкие водяные признаки → in‑situ сборка.
- Разрушенная цепочка + высокие e/i → поздняя динамическая эволюция/рассеяние.
- Наличие H/He у очень малых планет → образование и миграция во время газовой фазы.
Замечания и ограничения
- Диагностики не всегда однозначны: приливная эволюция и поздняя планетная миграция могут стереть следы резонанса; атмосферная потеря может скрыть исходный состав. Поэтому требуются сочетанные данные: точные TTV (массы, e), спектры (JWST/ELT), статистика архитектур и возрастная модель.
Если нужно, могу предложить приоритеты наблюдений и конкретные метрики (точность TTV, S/N спектров, ключевые молекулы) для различения сценариев.