じゅうりょく‐さんらん〔ヂユウリヨク‐〕【重力散乱】
重力散乱
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/02 05:55 UTC 版)
惑星を大きな軌道半径まで移動させる可能性のある別のメカニズムには重力散乱がある。これはより大きな惑星による重力散乱か、あるいは原始惑星系円盤の中では円盤の流体の高密度領域による重力散乱によっても発生する。太陽系の場合、天王星と海王星は木星あるいは土星 (もしくはその両方) との近接遭遇によって遠方の軌道へ重力的に散乱させられた可能性がある。系外惑星系ではガス円盤の散逸の後に同様の力学不安定性が発生し、惑星の軌道が変化し、場合によっては惑星が系から弾き出されたり恒星に衝突したりしたと考えられる。大きな軌道離心率で近点が恒星に近い軌道に惑星がとどまる可能性もあり、このような場合は惑星が恒星に及ぼす潮汐によって軌道が変化し得る。重力散乱を起こす遭遇によって惑星の軌道離心率や軌道傾斜角は励起されるため、これは恒星に近い軌道を公転する太陽系外惑星の軌道離心率の分布を説明する仮説のひとつとされている。 重力散乱の結果として形成された惑星系は、しばしば安定性の限界付近にある。ニースモデルのように外側に微惑星の円盤を持つ系外惑星系は、微惑星が駆動する惑星移動の際に軌道共鳴の位置を横切ることで力学的不安定性を経験する可能性がある。遠方の軌道を公転する惑星の軌道離心率や軌道傾斜角は、微惑星との力学的摩擦（英語版）によって減衰する。それらの最終的な値は、重力遭遇を経験した惑星と微惑星円盤の相対的な質量に依存する。
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