migración planetaria
La migración planetaria es el cambio de la distancia orbital de un planeta a su estrella bajo la acción de momentos gravitacionales del disco protoplanetario. Para planetas de tipo terrestre (masa hasta ~10 M⊕) es típica la migración de tipo I: el cuerpo excita en el disco ondas espirales de densidad que ejercen un momento de frenado. Los planetas gigantes más masivos abren un hueco anular en el disco y migran en el tipo II, siguiendo la evolución viscosa del gas. Un mecanismo adicional es la dispersión dinámica de planetas entre sí tras la desaparición del disco.
History
Los científicos sospecharon la migración ya en los años 1970, pero el descubrimiento decisivo fue en 1995 del planeta 51 Pegasi b, un júpiter caliente que no pudo haberse formado tan cerca de su estrella. Desde entonces, la migración es una parte clave de las teorías de formación planetaria.
How it works
La gravedad del planeta perturba el gas que lo rodea, generando ondas espirales, como la estela de un remo en el agua. Estas ondas le quitan energía al planeta y lo hacen desplazarse hacia dentro o hacia fuera. En un disco viscoso, la planeta deriva junto con el gas, como una astilla arrastrada por la corriente.
💡 Las simulaciones muestran que en el Sistema Solar, Júpiter migró primero hacia el interior hasta la órbita de Marte y luego dio la vuelta debido a una resonancia con Saturno; esto «desordenó» el cinturón de asteroides y probablemente impidió la formación de supertierras.