A8 Anomalias em Sistemas Planetários e Migrações Catastróficas

Tópico

O elemento central deste modelo é o planeta cuja órbita se torna instável após sua formação. Um planeta recém-formado pode migrar para dentro de seu sistema devido à sua interação com o disco residual de gás e poeira que ainda o circunda neste estágio inicial.

Interações gravitacionais entre vários planetas no mesmo sistema também podem aumentar a excentricidade de suas órbitas até que estas eventualmente se cruzem. É precisamente essa intersecção que desencadeia encontros próximos capazes de ejetar um planeta de seu próprio sistema ou fazê-lo colidir diretamente com um planeta vizinho.

Quando essa migração leva um planeta muito perto de sua estrela, as forças de maré e a radiação estelar que ele recebe podem exceder o limite que a própria gravidade e atmosfera do planeta podem suportar. Ultrapassar esse limite pode destruir sua atmosfera ou, nos casos mais extremos, até mesmo o próprio planeta. Os chamados Júpiteres quentes — planetas gigantes em órbitas extremamente próximas de sua estrela, impossíveis de explicar como tendo se formado naquele mesmo local — são evidências observáveis ​​de que esses planetas, em algum momento após sua formação, passaram precisamente por esse tipo de história dinâmica instável. Assim, desde o planeta recém-formado com o qual este documento começa até esses Júpiteres quentes com os quais ele termina, abrangendo a oscilação de excentricidade entre planetas vizinhos e o limite de maré e radiação que um planeta pode suportar, a desestabilização da órbita de um planeta significa que o lugar onde um planeta acaba, muito tempo depois de seu nascimento, pode ficar completamente desconectado do lugar onde esse mesmo planeta se formou.

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