Astronomie

Résonances orbitales planétaires

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Les lacunes de Kirkwood dans la ceinture d'astéroïdes sont associées à des résonances orbitales avec Jupiter, mais les planètes semblent préférer les emplacements de résonance. Pourquoi les astéroïdes ne s'accumulent-ils pas près des "emplacements de Kirkwood" plutôt que de les éviter ??


Il s'agit en fait d'une question très subtile, bien plus que les réponses aux questions similaires fournies dans les commentaires ne le créditent. Quand j'étais à l'école supérieure de l'Ohio State, je posais régulièrement cette question aux dynamicists en visite et j'obtenais invariablement des réponses différentes.

La réponse très basique est que si vous avez deux résonances suffisamment fortes suffisamment proches l'une de l'autre, alors la résonance sera instable. Sinon, la résonance sera stable. Mais ce qui détermine "suffisamment fort" et "suffisamment proche", c'est là où les choses se compliquent très vite. Un critère de base est le critère de Chirikov. (L'article de Scholarpedia est un peu plus détaillé.) Cependant, le critère de Chirikov n'est pas universellement valable.

Si vous avez des résonances qui se chevauchent, un objet rebondit de manière chaotique entre ces deux résonances. Ces différentes résonances perturbent l'orbite de différentes manières et finiront par perturber l'orbite en une orbite instable, entraînant ainsi un épuisement de la résonance. Si une résonance est « éloignée » des autres résonances, alors la résonance a tendance à maintenir les objets verrouillés en place, ce qui conduit à un excès d'objets dans la résonance.

La plupart des résonances de la ceinture d'astéroïdes sont assez proches les unes des autres, ce qui les rend instables. Les lacunes de Kirkwood sont la manifestation la plus importante de ces instabilités. Par exemple, la famille d'astéroïdes Alinda est en résonance 1:3 avec Jupiter, et est très proche d'une résonance 4::1 avec la Terre. Cela conduit à l'instabilité, et donc à très peu d'astéroïdes dans cette famille. Cependant, dans le système solaire externe, les résonances sont généralement éloignées les unes des autres et sont donc pour la plupart stables. Les plutinos sont un exemple d'une telle résonance stable, étant dans une résonance 3:2 avec Neptune.


Système planétaire unique avec résonance orbitale rythmique révélé par l'observateur d'exoplanètes Cheops

Il s'agit d'une vue d'artiste du système planétaire TOI-178, révélée par l'observateur d'exoplanètes de l'ESA, Cheops. Le système se compose de six exoplanètes, dont cinq sont enfermées dans une danse rythmique rare alors qu'elles orbitent autour de leur étoile centrale. Dans cette impression d'artiste, les tailles relatives des planètes sont à l'échelle, mais pas les distances et la taille de l'étoile. Crédit : ESA

La mission exoplanète de l'ESA, Cheops, a révélé un système planétaire unique composé de six exoplanètes, dont cinq sont enfermées dans une danse rythmique rare alors qu'elles orbitent autour de leur étoile centrale. Les tailles et les masses des planètes, cependant, ne suivent pas un modèle aussi ordonné. Cette découverte remet en cause les théories actuelles de la formation des planètes.

La découverte d'un nombre croissant de systèmes planétaires, aucun comme notre propre système solaire, continue d'améliorer notre compréhension de la façon dont les planètes se forment et évoluent. Un exemple frappant est le système planétaire appelé TOI-178, à quelque 200 années-lumière dans la constellation du Sculpteur.

Les astronomes s'attendaient déjà à ce que cette étoile héberge deux ou plusieurs exoplanètes après l'avoir observée avec le Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) de la NASA. De nouvelles observations très précises avec Cheops, le satellite de caractérisation des exoplanètes de l'ESA lancé en 2019, montrent désormais que TOI-178 abrite au moins six planètes et que ce système solaire étranger a une configuration tout à fait unique. L'équipe, dirigée par Adrien Leleu de l'Université de Genève et de l'Université de Berne en Suisse, a publié aujourd'hui ses résultats dans Astronomie et astrophysique.

L'une des caractéristiques particulières du système TOI-178 que les scientifiques ont pu découvrir avec Khéops est que les planètes - à l'exception de celle la plus proche de l'étoile - suivent une danse rythmique lorsqu'elles se déplacent sur leurs orbites. Ce phénomène est appelé résonance orbitale, et cela signifie qu'il existe des motifs qui se répètent lorsque les planètes tournent autour de l'étoile, certaines planètes s'alignant toutes les quelques orbites.

Une résonance similaire est observée dans les orbites de trois des lunes de Jupiter : Io, Europe et Ganymède. Pour chaque orbite d'Europe, Ganymède effectue deux orbites et Io en complète quatre (il s'agit d'un modèle 4:2:1).

Dans le système TOI-178, le mouvement de résonance est beaucoup plus complexe car il implique cinq planètes, suivant un modèle 18:9:6:4:3. Alors que la deuxième planète de l'étoile (la première dans le motif) effectue 18 orbites, la troisième planète de l'étoile (la deuxième dans le motif) effectue neuf orbites, et ainsi de suite.

Ce graphique montre une représentation du système planétaire TOI-178, qui a été révélé par l'observateur d'exoplanètes de l'ESA, Cheops. Dans ce graphique, les tailles relatives des planètes sont à l'échelle, mais pas les distances et la taille de l'étoile. Crédit : ESA/Cheops Mission Consortium/A. Leleu et al.

Initialement, les scientifiques n'ont trouvé que quatre des planètes en résonance, mais en suivant le modèle, les scientifiques ont calculé qu'il devait y avoir une autre planète dans le système (la quatrième suivant le modèle, la cinquième planète à partir de l'étoile).

« Nous avons prédit sa trajectoire très précisément en supposant qu'elle était en résonance avec les autres planètes », explique Adrien. Une observation supplémentaire avec Khéops a confirmé que la planète manquante existait bien sur l'orbite prédite.

Après avoir découvert les rares arrangements orbitaux, les scientifiques étaient curieux de voir si les densités des planètes (taille et masse) suivaient également un modèle ordonné. Pour enquêter sur cela, Adrien et son équipe ont combiné les données de Khéops avec des observations prises avec des télescopes au sol à l'Observatoire Paranal de l'Observatoire européen austral (ESO) au Chili.

Mais alors que les planètes du système TOI-178 orbitent autour de leur étoile de manière très ordonnée, leurs densités ne suivent aucun schéma particulier. L'une des exoplanètes, une planète terrestre dense comme la Terre est juste à côté d'une planète de taille similaire mais très pelucheuse - comme un mini-Jupiter, et à côté de celle-ci est très similaire à Neptune.

"Ce n'est pas ce à quoi nous nous attendions, et c'est la première fois que nous observons une telle configuration dans un système planétaire", explique Adrien. "Dans les quelques systèmes où nous savons où les planètes orbitent dans ce rythme de résonance, les densités des planètes diminuent progressivement à mesure que nous nous éloignons de l'étoile, et c'est aussi ce que nous attendons de la théorie."

Des événements catastrophiques tels que des impacts géants pourraient normalement expliquer de grandes variations dans les densités planétaires, mais le système TOI-178 ne serait pas aussi parfaitement en harmonie si cela avait été le cas.

« Les orbites de ce système sont très bien ordonnées, ce qui nous indique que ce système a évolué assez doucement depuis sa naissance », explique le co-auteur Yann Alibert de l'Université de Berne.

Révéler l'architecture complexe du système TOI-178, qui remet en cause les théories actuelles de la formation des planètes, a été rendu possible grâce à près de 12 jours d'observations avec Khéops (11 jours d'observations continues, plus deux observations plus courtes).

"Résoudre cette énigme passionnante a demandé pas mal d'efforts de planification, en particulier pour planifier les 11 jours d'observation continue nécessaires pour capturer les signatures des différentes planètes", explique Kate Isaak, scientifique du projet Cheops de l'ESA. « Cette étude met très bien en évidence le potentiel de suivi de Khéops – non seulement pour mieux caractériser les planètes connues, mais pour en traquer et en confirmer de nouvelles. »

Adrien et son équipe souhaitent continuer à utiliser Cheops pour étudier encore plus en détail le système TOI.

"Nous pourrions trouver plus de planètes qui pourraient se trouver dans la zone habitable - où de l'eau liquide pourrait être présente à la surface d'une planète - qui commence en dehors des orbites des planètes que nous avons découvertes à ce jour", explique Adrien. « Nous voulons aussi découvrir ce qui est arrivé à la planète la plus intime qui n'est pas en résonance avec les autres. Nous soupçonnons qu'il est sorti de la résonance en raison des forces de marée.

Les astronomes utiliseront Khéops pour observer des centaines d'exoplanètes connues en orbite autour d'étoiles brillantes.

"Keops approfondira non seulement notre compréhension de la formation des exoplanètes, mais aussi celle de notre propre planète et du système solaire", ajoute Kate.

Référence : « Six transiting planets and a chain of Laplace resonances in TOI-178 » par A. Leleu, Y. Alibert, N. C. Hara, M. J. Hooton, T. G. Wilson, P. Robutel, J.-B. Delisle, J. Laskar, S. Hoyer, C. Lovis, EM Bryant, E. Ducrot, J. Cabrera, J. Acton, V. Adibekyan, R. Allart, C. Allende Prieto, R. Alonso, D. Alves, DR Anderson et al., 25 janvier 2021, Astronomie et astrophysique.
DOI : 10.1051/0004-6361/202039767

Cheops est une mission de l'ESA développée en partenariat avec la Suisse, avec un consortium dédié dirigé par l'Université de Berne, et avec des contributions importantes de l'Autriche, de la Belgique, de la France, de l'Allemagne, de la Hongrie, de l'Italie, du Portugal, de l'Espagne, de la Suède et du Royaume-Uni.

L'ESA est l'architecte de la mission Cheops, responsable de l'approvisionnement et des tests du satellite, de la phase de lancement et des premières opérations, et de la mise en service en orbite, ainsi que du programme d'observateurs invités grâce auquel les scientifiques du monde entier peuvent postuler pour observer avec Cheops. Le consortium de 11 États membres de l'ESA dirigé par la Suisse a fourni des éléments essentiels de la mission. Le maître d'œuvre pour la conception et la construction du vaisseau spatial est Airbus Defence and Space à Madrid, en Espagne.

Le consortium de la mission Cheops gère le Centre des opérations de la mission situé à l'INTA, à Torrejón de Ardoz, près de Madrid, en Espagne, et le Centre des opérations scientifiques, situé à l'Université de Genève, en Suisse.


Mise à jour de "Planet Nine" : des résonances possibles au-delà de la ceinture de Kuiper ?

Lorsque Konstantin Batygin et Mike Brown ont annoncé l'existence possible d'une planète lointaine, ma première question était « qu'en pensent les dynamicistes ? Plusieurs ont été cités dans les médias autour de l'annonce, mais hier, l'éminent dynamicien Renu Malhotra (avec les coauteurs Kat Volk et Xianyu Wang) a publié sur ArXiv la première réponse officielle que j'ai vue. En bref, Malhotra et ses coauteurs sont d'accord avec l'idée d'une possible planète extérieure et ont découvert qu'elle pourrait avoir façonné les orbites d'objets de la ceinture de Kuiper extrêmement éloignés d'une autre manière au-delà des différentes manières proposées par Batygin et Brown.

Avant de continuer avec l'histoire, je tiens à mentionner que vous pouvez entendre Batygin et Brown directement ce soir via une webdiffusion Planetary Radio Live! Je serai également sur scène.

Orbite possible d'une « neuvième planète » perturbatrice Les six objets connus les plus éloignés du système solaire avec des orbites exclusivement au-delà de Neptune (magenta), y compris Sedna (magenta foncé), s'alignent tous mystérieusement dans une seule direction. De plus, lorsqu'elles sont vues en trois dimensions, elles s'inclinent presque à l'identique du plan du système solaire. Une autre population d'objets de la ceinture de Kuiper (cyan) est forcée sur des orbites perpendiculaires au plan du système solaire et groupées en orientation. Batygin et Brown montrent qu'une planète ayant 10 fois la masse de la Terre sur une orbite éloignée excentrique (orange) anti-alignée avec les orbites magenta et perpendiculaire aux orbites cyan est nécessaire pour maintenir cette configuration. Image : Caltech/R. Hurt (IPAC) [Le diagramme a été créé à l'aide de WorldWide Telescope.]

Dans l'article, Malhotra souligne que parce que les orbites des objets de la ceinture de Kuiper extrêmement éloignés comme Sedna, 2010 GB174, 2004 VN112, 2012 VP113 et 2013 GP136 sont si excentriques, alors ils sont susceptibles d'avoir eu des rencontres rapprochées avec la planète putative . Des rencontres rapprochées avec une planète massive changent les orbites de mondes plus petits. Il est relativement facile pour de petits mondes, si faiblement connectés au Soleil, d'être entièrement éjectés du système solaire. S'il existe une planète lointaine non découverte affectant leurs orbites, le fait que les petits mondes restent encore dans notre système solaire signifie soit qu'ils ont eu relativement peu de rencontres, soit qu'ils sont protégés des rencontres rapprochées avec la planète en étant en résonances. . C'est ainsi que Pluton est toujours membre de notre système solaire, même si son orbite croise celle de Neptune : parce que Pluton orbite autour du Soleil deux fois toutes les trois fois que Neptune le fait, Pluton et Neptune ne sont jamais vraiment proches l'un de l'autre, donc Neptune n'a pas de chance d'éjecter Pluton.

Armés de cette hypothèse, Malhotra, Volk et Wang ont cherché à savoir si les mondes que nous connaissons pouvaient être en résonance avec celui suggéré par Batygin et Brown. Bref, ils le peuvent. C'est compliqué parce que nous avons de courts arcs d'observation sur ces mondes lointains et lents, donc l'analyse doit inclure une compréhension détaillée des incertitudes sur les orbites des mondes. L'analyse suggère que la période orbitale de Sedna est en résonance 3:2 avec la planète putative 2010 GB174 dans un 5:2 2994 VN112 dans une résonance 3:1 2004 VP113 en 4:1 et 2013 GP136 en 9:1.

Si tout cela est vrai (et je dois noter ici que l'article n'a pas encore été évalué par des pairs), les travaux de Malhotra et al. limitent la masse et l'emplacement de la planète possible de différentes manières que celles de Batygin et Brown. Dans ce nouvel article, afin de garder les plus petits mondes encerclés sur des orbites résonnantes, la planète possible doit avoir une masse d'au moins 10 fois celle de la Terre. Le plan orbital peut être l'un des deux : soit incliné à 18 degrés, soit à 48 degrés. Dans le cas de faible inclinaison, l'excentricité de l'orbite serait inférieure à 0,18 dans le cas de forte inclinaison, elle pourrait être beaucoup plus grande. Il existe de nombreux endroits le long des orbites possibles que la planète putative ne pourrait pas être, sinon elle aurait des rencontres rapprochées avec les mondes découverts.

Est-ce une preuve pour une neuvième planète ? Non. De leur conclusion :

Notre analyse soutient l'hypothèse d'une planète lointaine, mais ne doit pas être considérée comme une preuve définitive de son existence. Les rapports de période orbitale ont des incertitudes importantes, de sorte que les quasi-coïncidences avec les rapports N/1 et N/2 peuvent être simplement fortuites pour un petit nombre de corps. Les longues échelles de temps orbitales dans cette région du système solaire externe peuvent permettre à des orbites formellement instables de persister pendant de très longues périodes, peut-être même jusqu'à l'âge du système solaire, selon la masse de la planète, si c'est le cas, cela affaiblirait l'argument en faveur d'une résonance orbite de la planète. Il serait pertinent d'examiner quantitativement cette question dans des travaux futurs.

Plus de travail est toujours nécessaire - mais ce travail est cool car il suggère de nouvelles contraintes sur l'endroit où chercher le monde non découvert possible.


Contenu

Disque de gaz Modifier

On observe que les disques de gaz protoplanétaire autour des jeunes étoiles ont des durées de vie de quelques millions d'années. Si des planètes avec des masses autour d'une masse terrestre ou plus se forment alors que le gaz est toujours présent, les planètes peuvent échanger un moment angulaire avec le gaz environnant dans le disque protoplanétaire de sorte que leurs orbites changent progressivement. Bien que le sens de la migration soit généralement vers l'intérieur dans les disques localement isothermes, la migration vers l'extérieur peut se produire dans les disques qui possèdent des gradients d'entropie.

Disque Planétésimal Modifier

Au cours de la phase tardive de la formation du système planétaire, des protoplanètes massives et des planétésimaux interagissent gravitationnellement de manière chaotique, provoquant le lancement de nombreux planétésimaux sur de nouvelles orbites. Cela se traduit par un échange de moment angulaire entre les planètes et les planétésimaux, et conduit à une migration (vers l'intérieur ou vers l'extérieur). On pense que la migration vers l'extérieur de Neptune est responsable de la capture résonnante de Pluton et d'autres Plutinos dans la résonance 3:2 avec Neptune.

Il existe de nombreux mécanismes différents par lesquels les orbites des planètes peuvent migrer, qui sont décrits ci-dessous comme disque migration (Type I migration, Type II migration, ou Type III migration), marée migration, piloté par planétésimal migration, diffusion gravitationnelle, et Cycles de Kozai et friction des marées. Cette liste de types n'est ni exhaustive ni définitive : selon ce qui convient le mieux à un type d'étude, différents chercheurs distingueront les mécanismes de manière quelque peu différente.

La classification de n'importe quel mécanisme est principalement basée sur les circonstances dans le disque qui permettent au mécanisme de transférer efficacement l'énergie et/ou le moment angulaire vers et depuis les orbites planétaires. Au fur et à mesure que la perte ou le déplacement de matériel dans le disque change les circonstances, un mécanisme de migration cédera la place à un autre mécanisme, voire aucun. S'il n'y a pas de mécanisme de suivi, la migration s'arrête (en grande partie) et le système stellaire devient (en grande partie) stable.

Migration de disque Modifier

Migration de disque résulte de la force gravitationnelle exercée par un corps suffisamment massif noyé dans un disque sur le gaz du disque environnant, ce qui perturbe sa distribution de densité. Par le principe de réaction de la mécanique classique, le gaz exerce une force gravitationnelle égale et opposée sur le corps, qui peut également être exprimée sous forme de couple. Ce couple modifie le moment angulaire de l'orbite de la planète, entraînant une variation du demi-grand axe et d'autres éléments orbitaux. Une augmentation dans le temps du demi-grand axe conduit à migration vers l'extérieur, c'est-à-dire loin de l'étoile, alors que le comportement inverse conduit à migration vers l'intérieur.

Trois sous-types de migration de disque sont distingués en tant que types I, II et III. La numérotation est ne pas destiné à suggérer une séquence ou des étapes.

Migration de type I Modifier

Les petites planètes subissent Migration de disque de type I entraîné par des couples résultant de Lindblad et des résonances de co-rotation. Les résonances de Lindblad excitent des ondes de densité en spirale dans le gaz environnant, à la fois à l'intérieur et à l'extérieur de l'orbite de la planète. Dans la plupart des cas, l'onde spirale externe exerce un couple plus important que l'onde interne, provoquant une perte de moment angulaire de la planète et donc une migration vers l'étoile. La vitesse de migration due à ces couples est proportionnelle à la masse de la planète et à la densité locale de gaz, et se traduit par une échelle de temps de migration qui tend à être courte par rapport à la durée de vie d'un million d'années du disque gazeux. [1] Des couples de co-rotation supplémentaires sont également exercés par le gaz en orbite avec une période similaire à celle de la planète. Dans un référentiel attaché à la planète, ce gaz suit des orbites en fer à cheval, inversant la direction lorsqu'il s'approche de la planète par devant ou par derrière. Le cours d'inversion du gaz devant la planète provient d'un demi-grand axe plus grand et peut être plus froid et plus dense que le cours d'inversion du gaz derrière la planète. Cela peut entraîner une région de densité excessive devant la planète et de densité moindre derrière la planète, provoquant une augmentation du moment angulaire de la planète. [2] [3]

La masse planétaire pour laquelle la migration peut être rapprochée du type I dépend de la hauteur de l'échelle de pression du gaz local et, dans une moindre mesure, de la viscosité cinématique du gaz. [1] [4] Dans les disques chauds et visqueux, la migration de type I peut s'appliquer à des planètes de plus grande masse. Dans les disques localement isothermes et loin des gradients de densité et de température abrupts, les couples de co-rotation sont généralement maîtrisés par les couples de Lindblad. [5] [4] Des régions de migration vers l'extérieur peuvent exister pour certaines plages de masse planétaire et conditions de disque dans les deux disques isothermes locaux et non isothermes. [4] [6] Les emplacements de ces régions peuvent varier au cours de l'évolution du disque, et dans le cas local-isotherme sont restreints aux régions avec une grande densité et/ou des gradients radiaux de température sur plusieurs hauteurs d'échelle de pression. La migration de type I dans un disque isotherme local s'est avérée compatible avec la formation et l'évolution à long terme de certaines des planètes Kepler observées. [7] L'accrétion rapide de matière solide par la planète peut également produire un "couple de chauffage" qui fait que la planète acquiert un moment angulaire. [8]

Migration de type II Modifier

Une planète suffisamment massive pour ouvrir une brèche dans un disque gazeux subit un régime appelé Migration de disque de type II. Lorsque la masse d'une planète perturbatrice est suffisamment grande, le couple de marée qu'elle exerce sur le gaz transfère le moment angulaire au gaz extérieur de l'orbite de la planète, et fait l'intérieur opposé à la planète, repoussant ainsi le gaz autour de l'orbite. Dans un régime de type I, les couples visqueux peuvent contrer efficacement cet effet en réapprovisionnant en gaz et en lissant les gradients de densité importants. Mais lorsque les couples deviennent suffisamment forts pour surmonter les couples visqueux au voisinage de l'orbite de la planète, un espace annulaire de densité inférieure est créé. La profondeur de cet espace dépend de la température et de la viscosité du gaz et de la masse de la planète. Dans le scénario simple où aucun gaz ne traverse l'espace, la migration de la planète suit l'évolution visqueuse du gaz du disque. Dans le disque interne, la planète spirale vers l'intérieur sur l'échelle de temps visqueuse, suite à l'accrétion de gaz sur l'étoile. Dans ce cas, le taux de migration est généralement plus lent que ne le serait la migration de la planète dans le régime de type I. Dans le disque externe, cependant, la migration peut se faire vers l'extérieur si le disque est en expansion visqueuse. Une planète de masse Jupiter dans un disque protoplanétaire typique devrait subir une migration approximativement au taux de type II, la transition du type I au type II se produisant à peu près à la masse de Saturne, lorsqu'un écart partiel est ouvert. [9] [10]

La migration de type II est une explication de la formation des Jupiters chauds. [11] Dans des situations plus réalistes, à moins que des conditions thermiques et de viscosité extrêmes ne se produisent dans un disque, il y a un flux continu de gaz à travers l'espace. [12] En conséquence de ce flux de masse, les couples agissant sur une planète peuvent être sensibles aux propriétés locales du disque, semblables aux couples à l'œuvre lors de la migration de type I. Par conséquent, dans les disques visqueux, la migration de type II peut être généralement décrite comme une forme modifiée de migration de type I, dans un formalisme unifié. [10] [4] La transition entre la migration de type I et de type II est généralement douce, mais des écarts par rapport à une transition en douceur ont également été trouvés. [9] [13] Dans certaines situations, lorsque les planètes induisent une perturbation excentrique dans le gaz du disque environnant, la migration de type II peut ralentir, caler ou s'inverser. [14]

D'un point de vue physique, les migrations de type I et de type II sont entraînées par le même type de couples (à Lindblad et résonances de co-rotation). En fait, ils peuvent être interprétés et modélisés comme un seul régime de migration, celui de Type I convenablement modifié par la densité de surface de gaz perturbée du disque. [10] [4]

Migration de disque de type III Modifier

Migration de disque de type III s'applique à des cas de disque/planète assez extrêmes et se caractérise par des délais de migration extrêmement courts. [15] [16] [10] Bien qu'on l'appelle parfois "migration en fuite", le taux de migration n'augmente pas nécessairement avec le temps. [15] [16] Type III la migration est entraînée par les couples co-orbitaux du gaz piégé dans les régions de libration de la planète et par un mouvement radial planétaire initial, relativement rapide. Le mouvement radial de la planète déplace le gaz dans sa région co-orbitale, créant une asymétrie de densité entre le gaz du côté avant et arrière de la planète. [10] [1] La migration de type III s'applique aux disques relativement massifs et aux planètes qui ne peuvent ouvrir que des trous partiels dans le disque de gaz. [1] [10] [15] Les interprétations précédentes liaient la migration de Type III au flux de gaz à travers l'orbite de la planète dans la direction opposée au mouvement radial de la planète, créant une boucle de rétroaction positive. [15] Une migration rapide vers l'extérieur peut également se produire temporairement, livrant des planètes géantes à des orbites éloignées, si la migration de Type II ultérieure est inefficace pour repousser les planètes. [17]

Diffusion gravitationnelle Modifier

Un autre mécanisme possible qui peut déplacer les planètes sur de grands rayons orbitaux est diffusion gravitationnelle par des planètes plus grosses ou, dans un disque protoplantaire, diffusion gravitationnelle par des surdensités dans le fluide du disque. [18] Dans le cas du système solaire, Uranus et Neptune peuvent avoir été dispersés gravitationnellement sur des orbites plus grandes par des rencontres rapprochées avec Jupiter et/ou Saturne. [19] [20] Les systèmes d'exoplanètes peuvent subir des instabilités dynamiques similaires à la suite de la dissipation du disque de gaz qui modifient leurs orbites et, dans certains cas, entraînent l'éjection ou la collision de planètes avec l'étoile.

Les planètes dispersées gravitationnellement peuvent se terminer sur des orbites très excentriques avec des périhélies proches de l'étoile, permettant à leurs orbites d'être modifiées par les marées qu'elles soulèvent sur l'étoile. Les excentricités et les inclinaisons de ces planètes sont également excitées lors de ces rencontres, fournissant une explication possible de la distribution d'excentricité observée des exoplanètes en orbite étroite. [21] Les systèmes résultants sont souvent proches des limites de stabilité. [22] Comme dans le modèle de Nice, les systèmes d'exoplanètes avec un disque externe de planétésimaux peuvent également subir des instabilités dynamiques à la suite de croisements de résonance lors de la migration induite par les planétésimaux. Les excentricités et les inclinaisons des planètes sur des orbites lointaines peuvent être amorties par frottement dynamique avec les planétésimaux avec les valeurs finales dépendant des masses relatives du disque et des planètes qui ont eu des rencontres gravitationnelles. [23]

Migration des marées Modifier

Marées entre l'étoile et la planète modifient le demi-grand axe et l'excentricité orbitale de la planète. Si la planète orbite très près de son étoile, la marée de la planète soulève un renflement sur l'étoile. Si la période de rotation de l'étoile est plus longue que la période orbitale de la planète, l'emplacement du renflement est en retard sur une ligne entre la planète et le centre de l'étoile, créant un couple entre la planète et l'étoile. En conséquence, la planète perd son moment angulaire et son demi-grand axe diminue avec le temps.

Si la planète est sur une orbite excentrique, la force de la marée est plus forte lorsqu'elle est proche du périhélie. La planète est le plus ralentie lorsqu'elle est proche du périhélie, ce qui fait que son aphélie diminue plus rapidement que son périhélie, réduisant ainsi son excentricité. Contrairement à la migration du disque – qui dure quelques millions d'années jusqu'à ce que le gaz se dissipe – la migration par marée se poursuit pendant des milliards d'années. L'évolution des marées des planètes proches produit des axes semi-grands généralement moitié moins grands qu'ils ne l'étaient au moment où la nébuleuse du gaz s'est dégagée. [24]

Cycles de Kozai et friction des marées Modifier

Une orbite planétaire inclinée par rapport au plan d'une étoile binaire peut se rétrécir en raison d'une combinaison de Cycles de Kozai et friction des marées. Les interactions avec l'étoile la plus éloignée provoquent un échange d'excentricité et d'inclinaison de l'orbite des planètes dû au mécanisme de Kozai. Ce processus peut augmenter l'excentricité de la planète et abaisser son périhélie suffisamment pour créer de fortes marées entre la planète et l'étoile augmente. Lorsqu'elle est près de l'étoile, la planète perd son moment angulaire, ce qui entraîne un rétrécissement de son orbite.

L'excentricité et l'inclinaison de la planète se répètent, ralentissant l'évolution du demi-grand axe de la planète. [25] Si l'orbite de la planète se rétrécit suffisamment pour la soustraire à l'influence de l'étoile lointaine, les cycles de Kozai se terminent. Son orbite se rétrécira alors plus rapidement au fur et à mesure qu'elle sera circularisée par les marées. L'orbite de la planète peut également devenir rétrograde en raison de ce processus. Les cycles de Kozai peuvent également se produire dans un système avec deux planètes qui ont des inclinaisons différentes en raison de la diffusion gravitationnelle entre les planètes et peuvent entraîner des planètes avec des orbites rétrogrades. [26] [27]

Migration pilotée par les planétésimales Modifier

L'orbite d'une planète peut changer en raison de rencontres gravitationnelles avec un grand nombre de planétésimaux. Migration induite par les planétésimales est le résultat de l'accumulation des transferts de moment angulaire lors de rencontres entre les planétésimaux et une planète. Pour les rencontres individuelles, la quantité de moment angulaire échangée et la direction du changement de l'orbite de la planète dépendent de la géométrie de la rencontre. Pour un grand nombre de rencontres, la direction de la migration de la planète dépend du moment angulaire moyen des planétésimaux par rapport à la planète. S'il est plus haut, par exemple un disque en dehors de l'orbite de la planète, la planète migre vers l'extérieur, s'il est plus bas, la planète migre vers l'intérieur. La migration d'une planète commençant avec un moment angulaire similaire à celui du disque dépend des puits potentiels et des sources des planétésimaux. [28]

Pour un système planétaire unique, les planétésimaux ne peuvent être perdus (un puits) qu'en raison de leur éjection, ce qui entraînerait la migration de la planète vers l'intérieur. Dans les systèmes planétaires multiples, les autres planètes peuvent agir comme des puits ou des sources. Les planétésimaux peuvent être retirés de l'influence de la planète après avoir rencontré une planète adjacente ou transférés sous l'influence de cette planète. Ces interactions font diverger les orbites de la planète car la planète extérieure a tendance à retirer les planétésimaux avec un élan plus important de l'influence de la planète intérieure ou à ajouter des planétésimaux avec un moment angulaire plus faible, et vice versa. Les résonances de la planète, où les excentricités des planétésimaux sont pompées jusqu'à leur intersection avec la planète, servent également de source. Enfin, la migration de la planète agit à la fois comme un puits et une source de nouveaux planétésimaux créant une rétroaction positive qui tend à poursuivre sa migration dans la direction d'origine. [28]

La migration induite par les planétésimaux peut être freinée si les planétésimaux sont perdus dans divers puits plus rapidement que de nouveaux sont rencontrés en raison de leurs sources. Elle peut être maintenue si les nouveaux planétésimaux entrent sous son influence plus rapidement qu'ils ne se perdent. Si la migration soutenue est due uniquement à sa migration, elle est appelée migration d'emballement. Si cela est dû à la perte de planétésimaux sous l'influence d'une autre planète, on parle de migration forcée [28] Pour une seule planète en orbite dans un disque planétaire, les échelles de temps plus courtes des rencontres avec des planétésimaux avec des orbites de période plus courte entraînent des rencontres plus fréquentes avec le planétésimaux avec moins de moment angulaire et la migration vers l'intérieur de la planète. [29] La migration induite par les planétésimaux dans un disque de gaz, cependant, peut être vers l'extérieur pour une gamme particulière de tailles de planétésimaux en raison de la suppression des planétésimaux de période plus courte en raison de la traînée du gaz. [30]

La migration des planètes peut conduire à des planètes capturées dans des résonances et des chaînes de résonances si leurs orbites convergent. Les orbites des planètes peuvent converger si la migration de la planète intérieure est arrêtée au bord intérieur du disque de gaz, résultant en un système de planètes intérieures en orbite étroite [31] ou si la migration est arrêtée dans une zone de convergence où les couples entraînant La migration de type I s'annule, par exemple près de la ligne des glaces, dans une chaîne de planètes plus éloignées. [32]

Les rencontres gravitationnelles peuvent également conduire à la capture de planètes avec des excentricités de résonances importantes. [33] Dans l'hypothèse de Grand Tack, la migration de Jupiter est arrêtée et inversée lorsqu'elle a capturé Saturne dans une résonance externe. [34] L'arrêt de la migration de Jupiter et de Saturne et la capture d'Uranus et de Neptune dans d'autres résonances peuvent avoir empêché la formation d'un système compact de super-terres similaires à beaucoup de ceux trouvés par Kepler. [35] La migration vers l'extérieur des planètes peut également entraîner la capture de planétésimaux en résonance avec la planète extérieure, par exemple les objets transneptuniens résonnants dans la ceinture de Kuiper. [36]

Bien que la migration planétaire devrait conduire à des systèmes avec des chaînes de planètes résonantes, la plupart des exoplanètes ne sont pas en résonance. The resonance chains can be disrupted by gravitational instabilities once the gas disk dissipates. [37] Interactions with leftover planetesimals can break resonances of low mass planets leaving them in orbits slightly outside the resonance. [38] Tidal interactions with the star, turbulence in the disk, and interactions with the wake of another planet could also disrupt resonances. [39] Resonance capture might be avoided for planets smaller than Neptune with eccentric orbits. [40]

The migration of the outer planets is a scenario proposed to explain some of the orbital properties of the bodies in the Solar System's outermost regions. [41] Beyond Neptune, the Solar System continues into the Kuiper belt, the scattered disc, and the Oort cloud, three sparse populations of small icy bodies thought to be the points of origin for most observed comets. At their distance from the Sun, accretion was too slow to allow planets to form before the solar nebula dispersed, because the initial disc lacked enough mass density to consolidate into a planet. The Kuiper belt lies between 30 and 55 AU from the Sun, while the farther scattered disc extends to over 100 AU, [41] and the distant Oort cloud begins at about 50,000 AU. [42]

According to this scenario the Kuiper belt was originally much denser and closer to the Sun: it contained millions of planetesimals, and had an outer edge at approximately 30 AU, the present distance of Neptune. After the formation of the Solar System, the orbits of all the giant planets continued to change slowly, influenced by their interaction with the large number of remaining planetesimals. After 500–600 million years (about 4 billion years ago) Jupiter and Saturn divergently crossed the 2:1 orbital resonance, in which Saturn orbited the Sun once for every two Jupiter orbits. [41] This resonance crossing increased the eccentricities of Jupiter and Saturn and destabilized the orbits of Uranus and Neptune. Encounters between the planets followed causing Neptune to surge past Uranus and plough into the dense planetesimal belt. The planets scattered the majority of the small icy bodies inwards, while moving outwards themselves. These planetesimals then scattered off the next planet they encountered in a similar manner, moving the planets' orbits outwards while they moved inwards. [43] This process continued until the planetesimals interacted with Jupiter, whose immense gravity sent them into highly elliptical orbits or even ejected them outright from the Solar System. This caused Jupiter to move slightly inward. This scattering scenario explains the trans-Neptunian populations' present low mass. In contrast to the outer planets, the inner planets are not believed to have migrated significantly over the age of the Solar System, because their orbits have remained stable following the period of giant impacts. [44]


Title: Orbital resonances and planetary accretion in the early solar system evolution

The solar system, in its early evolution, is thought to have consisted of an accretion disk around a growing central protostar. The accretion disk from which the planets ultimately formed can play a significant role in the processes of planetary and solar formation. As well as leading, by thermalization of orbital motions in the disk, to bipolar flows in the T Tauri stage of stellar evolution, the disk can influence the course of planetary accumulation. By virtue of its essentially solar composition, Jupiter was formed before the accretion disk was removed. This first-formed planet then gravitationally imposed a harmonic strucnture on the planetesimal swarm through its commensurability resonances. Accelerated growth of planetesimals in orbital resonance with Jupiter resulted in runaway growth producing planetary embryos. These embryos accelerated growth at their own resonances in a process that propagated inward and outward forming a resonant configuration of embryos. When the accretion disk is eventually dispersed, the radial force law changes so that this resonant structure of preplanetary zones is transformed into the present non-resonant structure. During this process, the strong resonances of Jupiter swept through the asteroid zone. Motion of commensurability resonances leads to a new celestial mechanical effect where eccentricities aremore » permanently increased and semimajor axes are permanently decreased by significant amounts. The eccentricity excitation, producing collision velocities resulting in catastrophic fragmentation, can explain the lack of a planet in that region. The semimajor axis reduction can account for the clearing of the Kirkwood gaps. « moins


Chaotic orbits

The French astronomer Michel Hénon and the American astronomer Carl Heiles discovered that when a system exhibiting periodic motion, such as a pendulum, is perturbed by an external force that is also periodic, some initial conditions lead to motions where the state of the system becomes essentially unpredictable (within some range of system states) at some time in the future, whereas initial conditions within some other set produce quasiperiodic or predictable behaviour. The unpredictable behaviour is called chaotic, and initial conditions that produce it are said to lie in a chaotic zone. If the chaotic zone is bounded, in the sense that only limited ranges of initial values of the variables describing the motion lead to chaotic behaviour, the uncertainty in the state of the system in the future is limited by the extent of the chaotic zone that is, values of the variables in the distant future are completely uncertain only within those ranges of values within the chaotic zone. This complete uncertainty within the zone means the system will eventually come arbitrarily close to any set of values of the variables within the zone if given sufficient time. Chaotic orbits were first realized in the asteroid belt.

A periodic term in the expansion of the disturbing function for a typical asteroid orbit becomes more important in influencing the motion of the asteroid if the frequency with which it changes sign is very small and its coefficient is relatively large. For asteroids orbiting near a mean motion commensurability with Jupiter, there are generally several terms in the disturbing function with large coefficients and small frequencies that are close but not identical. These “resonant” terms often dominate the perturbations of the asteroid motion so much that all the higher-frequency terms can be neglected in determining a first approximation to the perturbed motion. This neglect is equivalent to averaging the higher-frequency terms to zero the low-frequency terms change only slightly during the averaging. If one of the frequencies vanishes on the average, the periodic term becomes nearly constant, or secular, and the asteroid is locked into an exact orbital resonance near the particular mean motion commensurability. The mean motions are not exactly commensurate in such a resonance, however, since the motion of the asteroid orbital node or perihelion is always involved (except for the 1:1 Trojan resonances).

For example, for the 3:1 commensurability, the angle θ = λUNE - 3λJ + ϖUNE is the argument of one of the important periodic terms whose variation can vanish (zero frequency). Here λ = Ω + ω + je is the mean longitude, the subscripts UNE et J refer to the asteroid and Jupiter, respectively, and ϖ = Ω + ω is the longitude of perihelion (see Figure 2 ). Within resonance, the angle θ librates, or oscillates, around a constant value as would a pendulum around its equilibrium position at the bottom of its swing. The larger the amplitude of the equivalent pendulum, the larger its velocity at the bottom of its swing. If the velocity of the pendulum at the bottom of its swing, or, equivalently, the maximum rate of change of the angle θ, is sufficiently high, the pendulum will swing over the top of its support and be in a state of rotation instead of libration. The maximum value of the rate of change of θ for which θ remains an angle of libration (periodically reversing its variation) instead of one of rotation (increasing or decreasing monotonically) is defined as the half-width of the resonance.

Another term with nearly zero frequency when the asteroid is near the 3:1 commensurability has the argument θ′ = λUNE - λJ + 2ϖJ. The substitution of the longitude of Jupiter’s perihelion for that of the asteroid means that the rates of change of θ and θ′ will be slightly different. As the resonances are not separated much in frequency, there may exist values of the mean motion of the asteroid where both θ and θ′ would be angles of libration if either resonance existed in the absence of the other. The resonances are said to overlap in this case, and the attempt by the system to librate simultaneously about both resonances for some initial conditions leads to chaotic orbital behaviour. The important characteristic of the chaotic zone for asteroid motion near a mean motion commensurability with Jupiter is that it includes a region where the asteroid’s orbital eccentricity is large. During the variation of the elements over the entire chaotic zone as time increases, large eccentricities must occasionally be reached. For asteroids near the 3:1 commensurability with Jupiter, the orbit then crosses that of Mars, whose gravitational interaction in a close encounter can remove the asteroid from the 3:1 zone.

By numerically integrating many orbits whose initial conditions spanned the 3:1 Kirkwood gap region in the asteroid belt, Jack Wisdom, an American dynamicist who developed a powerful means of analyzing chaotic motions, found that the chaotic zone around this gap precisely matched the physical extent of the gap. There are no observable asteroids with orbits within the chaotic zone, but there are many just outside extremes of the zone. Other Kirkwood gaps can be similarly accounted for. The realization that orbits governed by Newton’s laws of motion and gravitation could have chaotic properties and that such properties could solve a long-standing problem in the celestial mechanics of the solar system is a major breakthrough in the subject.


This study

This study aims at reinvestigating the mean-motion resonances in the systems of Jupiter and Saturn in the light of a quantity, kcrit, which has been introduced in the context of exoplanetary systems by Goldreich & Schlichting (2014). This quantity is to be compared with a constant of the system, in the absence of dissipation, and the comparison will tell us whether an inner circulation zone appears or not. In that sense, this study gives an alternative formulation of the results given by the Second Fundamental Model of the Resonance. The conclusion is that the resonances should be classified into two groups. The first group contains Mimas-Tethys and Titan-Hyperion, which have large libration amplitudes, and for which the inner circulation zone exists (here presented as overstability). The other group contains the resonances with a small amplitude of libration, i.e. not only Enceladus-Dione, but also Io-Europa and Europa-Ganymede, seen as independent resonances.


Les plus faibles galaxies naines

Josué D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrait

Les galaxies satellites de la Voie Lactée à luminosité la plus faible (L) représentent la limite inférieure extrême de la fonction de luminosité des galaxies. Ces naines ultra-faibles sont les systèmes stellaires les plus anciens, les plus dominés par la matière noire, les plus pauvres en métaux et les moins évolués chimiquement. Lire la suite

Documents supplémentaires

Figure 1 : Recensement des galaxies satellites de la Voie lactée en fonction du temps. Les objets montrés ici incluent toutes les galaxies naines confirmées par spectroscopie ainsi que celles suspectées d'être des naines basées sur l.

Figure 2 : Répartition des satellites de la Voie lactée en magnitude absolue () et rayon de demi-lumière. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être des galaxies naines.

Figure 3 : Dispersions des vitesses en ligne de visée des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les mesures et les incertitudes sont représentées par des points bleus avec des barres d'erreur, et 90 % c.

Figure 4 : (a) Masses dynamiques des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la luminosité. (b) Rapports masse/lumière dans le rayon de demi-lumière pour les satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction.

Figure 5 : Métallicités stellaires moyennes des satellites de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être nains.

Figure 6 : Fonction de distribution de la métallicité des étoiles chez les naines ultra-faibles. Les références pour les métallicités présentées ici sont répertoriées dans le tableau supplémentaire 1. Nous notons que ces données sont assez hétérogènes.

Figure 7 : Modèles d'abondance chimique des étoiles dans les UFD. Voici les rapports (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe] et (c) [Ba/Fe] en fonction de la métallicité, respectivement. Les étoiles UFD sont tracées sous forme de diamo coloré.

Figure 8 : Détectabilité des systèmes stellaires faibles en fonction de la distance, de la magnitude absolue et de la profondeur du relevé. La courbe rouge montre la luminosité de la 20e étoile la plus brillante d'un objet en tant que fonction.

Figure 9 : (a) Diagramme couleur-amplitude de Segue 1 (photométrie de Muñoz et al. 2018). Les régions de magnitude ombrées en bleu et en rose indiquent la profondeur approximative pouvant être atteinte avec le milieu existant.


Planets orbital resonance

Planets and moons in our solar system have orbital resonance. Even planets and asteroids have forms of orbital resonance.

The most famous are Jupiter and its moons – Ganymede, Europa and Io. You also have Neptune and Pluto, Titan and Hyperion, Dione and Enceladus.

Stars and binary stars orbital resonance

Stars and especially binary stars have an orbital resonance, they are in harmony or a form of frequency with each other.


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Voir la vidéo: Oscillateur à Longueurs dOnde Multiples, OLOM (Février 2023).