Кратко и по делу — основные механизмы планетообразования, как миграция и резонансные взаимодействия формируют архитектуру систем.
1) Формирование тел и рост ядер
- Нуклеация и коагуляция: пыль растёт от микрочастиц до зерен мм–см; на этом этапе действует электростатическое сцепление и столкательная аккумуляция. Ограничение — радиальное дрейф (пыль уходит к звезде).
- Планетезимали и streaming instability: при повышенной локальной доле твердых частиц (порог порядка металличности) турбулентность и аэродинамика приводят к кластеризации и быстрому гравитационному коллапсу в планетезимали.
- Ранний рост: планетезимали проходят стадию «runaway» (быстрый рост самых больших) и затем «oligarchic» (несколько эмбрионов конкурируют). Хилл‑радиус важен:
$$R_H=a{\left(\frac{M_p}{3M_{\star }}\right)}^{1/3}.$$
2) Аккреция камней (pebble accretion) и газовая аккреция
- Pebble accretion может ускорять рост ядер до масс, при которых начинается захват газа. Эффективность зависит от размера зёрен (Stokes‑число) и относительной скорости.
- Порог для остановки притока пеплов — pebble isolation mass, приближённо
$$M_{\mathrm{iso}}\sim 20M_{\oplus }{\left(\frac{H/a}{0.05}\right)}^3,$$ после чего корпус формирует депрессию давления и блокирует дальнейший приток пепла.
- Газовые гиганты формируются, если ядро успевает набрать $M\gtrsim$ несколько $M_{\oplus }$ до исчезновения газа; затем идёт быстрый аккрецированный газ и, при достаточной массе, открытие разрыва (gap).
3) Гравитационная неустойчивость диска
- В массивных, холодных дисках возможен прямой гравитационный фрагментационный режим: образование планетоподобных фрагментов на десятках–сотнях а.е. Обычно требует быстрых охлаждений и высокий дисковый масс.
4) Миграция планет в диске
- Торки от диска приводят к миграции. Схемы:
- Type I: для низкомассивных планет (не открывают разрыв). Скорость зависит от дисковой плотности $\Sigma$, дисковой высоты $H$ и массы планеты $M_p$. Порядковая оценка времени миграции:
$$t_{\mathrm{I}}\sim \frac{M_{\star }^2}{M_p\Sigma a^2}{\left(\frac{H}{a}\right)}^2{\Omega }^{-1}.$$ Миграция может быть как внутрь, так и наружу (наличие позитивного коротационного торка, невырожденные баротропные/бароклинные эффекты).
- Type II: для массивных планет, открывающих gap. Условие приближённо $R_H\gtrsim H$ или $q\gtrsim (H/a{)}^3$, где $q=M_p/M_{\star }$; тогда планета мигрирует вместе с эволюцией диска.
- Type III (или «horse‑shoe»/короткодействующая): может быть очень быстрой при больших потоках вещества через орбиту планеты.
- Места остановки/замедления: давления‑бамп (snow line, ледяные линии), резонансные ловушки, изменение знака коротационного торка, низкая вязкость (мертвая зона).
Роль миграции в структуре систем:
- Смещение формирования: многие планеты (особенно супер‑Земли и горячие юпитеры) могли сформироваться дальше и затем мигрировать внутрь, что объясняет наличие плотных компактных систем.
- Смешивание состава: миграция перемещает в/из зоны конденсации льдов, влияя на металлический и газовый состав планет.
5) Резонансные взаимодействия и конвергентная миграция
- При конвергентной миграции две планеты могут быть захвачены в орбитальную резонансу (периодное соотношение простых чисел). Захват вероятен, если скорость сближения медленнее времени либрации резонанса и эксцентриситеты достаточно затухают:
- Часто образуются цепочки резонансов (примерно наблюдаются в Kepler‑системах, TRAPPIST‑1, Kepler‑223).
- Резонансы стабилизируют расположение планет, но при диссипации диска или при внешних возмущениях цепочки могут стать неустойчивыми и распадаться.
- Последствия распада: распределение эксцентриситетов и наклонений, орбитальные столкновения и гравитационный рассеянный выброс (scattering), образование горячих юпитеров через высокоэксцентричную миграцию с последующей приливной циркуляризацией.
6) Дальнейшие динамические этапы после диска
- После рассеяния газа остаются N‑тельные взаимодействия (упругие столкновения, резонансные разбалансировки), которые могут привести к поздним выбросам, укрупнению или увеличению эксцентриситетов.
- Приливы у близких планет со временем могут изменить орбиты и разрушить резонансы.
7) Итог: как это формирует наблюдаемую архитектуру
- Compact multi‑planet systems (много супер‑Земель внутри 0.1–1 а.е.) объясняется эффективной ростом и миграцией малых тел и последующей «мягкой» динамикой и/или резонансными цепочками, часто с малой эксцентриситетой.
- Hot Jupiters: либо быстрая дисковая миграция (Type II), либо поздняя высоко‑эксцентричная миграция + приливная циркуляризация, чаще сопровождаются потерей соседей.
- Резонансные цепочки и их частичный распад дают большой разброс периодов, эксцентриситетов и наклонов — согласуется с разнообразием экзосистем.
Ключевые управляющие параметры: масса диска $\Sigma (a)$, температура (через $H/a$), вязкость $\nu$, скорость охлаждения, дробление пыли, фракция твердых частиц (metallicity), и время жизни газа. Эти факторы определяют, какие механизмы доминируют и в какой степени миграция/резонансы формируют финальную архитектуру.