スリングショットモデル
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/02 05:53 UTC 版)
「ホット・ジュピター」の記事における「スリングショットモデル」の解説
もう一つの有力な惑星移動のモデルは、他の巨大惑星からの摂動や惑星同士の重力散乱によって細長い楕円軌道で恒星に近づくエキセントリック・プラネットになり、近点を通過するたびに潮汐力によって公転にブレーキをかけられることで次第に軌道離心率が小さくなって円軌道のホット・ジュピターになって行くとする「スリングショットモデル」である。こちらはホット・ジュピターよりもエキセントリック・プラネットの比率が大きいことが傍証とされているが、対になるはずの外側のエキセントリック・プラネットがなくてホット・ジュピターのみが見つかっている場合には適用できない。 また、巨大惑星が古在メカニズムによって軌道要素が変化した結果として離心率が大きく近点が恒星に近い楕円軌道に移行し、その後恒星との潮汐力によって円軌道化されてホット・ジュピターが形成されるというモデルもある。この場合、遠方の大きく傾いた軌道に別の惑星か伴星が存在している必要がある。ホット・ジュピターを持つ惑星系のうちおよそ 50% は遠方に木星質量かさらに重い天体を持つとされ、この場合はホット・ジュピターの軌道は主星の自転に対して傾いた状態になることもあると考えられている。 円盤との相互作用によるタイプII移動の場合、周囲にまだガスが存在している段階でないと発生しないため、このメカニズムによる惑星移動が起きるのは原始惑星系円盤のガスが存在している期間に限られる。恒星からの強い光子と、若い恒星からの強い恒星風によって、円盤に残っているガスは散逸する。スリングショットモデルような、重力散乱や潮汐力を介した軌道移動の場合は、円盤のガスが失われた後でも発生する。
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