Migration

Als man 1995 den ersten Exoplaneten entdeckte, waren alle überrascht, ja schockiert: man hatte einen Planeten mit der halben Masse Jupiter entdeckt, der seinen Stern in nur einem Zwanzigstel des Abstands zwischen Sonne und Erde umkreiste... (0.05 AU).

Das schockierende daran war, man hatte stets ausgeschlossen, dass sich Planeten so nahe an ihrem Stern bilden können - und man tut es noch heute. Der Planet konnte also nicht dort entstanden sein, wo er sich heute befindet, er musste irgendwo anders entstanden sein und dann an seine gegenwärtige Position gewandert sein (das ist nicht ohne Ironie: Planet bedeutet im griechischen Ursprung "Wanderer").

Das Konzept der Migration war geboren. Gasriesen wie Jupiter sollten sich normalerweise in einer Entfernung von zwischen 5 und 10 AU von ihrem Stern bilden. Doch wie gelangen sie von dort in eine Entfernung von 0.05 AU?

Planeten wandern vor allem durch die gravitative Interaktion mit Staubscheiben einerseits und mit anderen Planeten anderseits.

Je massiver die Akkretionsscheibe des Sterns ist, aus der sie entstehen, desto stärker zieht sie an den neu gebildeten Planeten und lässt sie nach Innen wandern, bis sie die innere Grenze der Staubscheibe erreichen. Da Staubscheiben nur kurze Lebenszeiten von maximal 10 Millionen Jahren haben, kommen nicht alle Gasriesen bis zum inneren Ende der Scheibe - einige bleiben zwischendurch stehen, etwa mitten in der Dauernd Bewohnbaren Zone und verhindern so die Entstehung von terrestrischen Planeten in diesem Gebiet. Es wird auch darüber spekuliert, ob einige Gasriesen ihrem Stern am Ende der Migration sogar so nahe kommen können, dass sie hinein stürzen.

In den meisten Fällen entsteht ein Planet nicht "allein" in seinem System - es bilden sich auch noch andere Planeten. Kommen zwei Planeten nahe zusammen, können sie sich gegenseitig aus der Bahn lenken - durch solche "nahen Begegnungen" können auch mal Planeten aus einem Sternsystem heraus-, oder in ihren Stern hineingeschleudert werden. Diese Interaktionen erklären den hohen Anteil von exzentrischen Exoplaneten.

Unser eigenes Sonnensystem scheint (wieder einmal) ein Spezialfall zu sein: hier kam die Migration Jupiters rechtzeitig zum Stillstand, um die Bildung von terrestrischen Planeten zu erlauben. Weiter kam es nie zu einer folgenschweren nahen Beinahekollision mit einem anderen Planeten, so dass Jupiter und die anderen Gasriesen heute in einer fast kreisförmigen Bahn um die Sonne kreisen. Bisher wurde noch kein Sternsystem gefunden, in dem diese zwei Glücksfälle in Kombination auftreten, obwohl das vermutlich auch nur eine Frage der Zeit ist.

Man unterscheidet folgende drei Typen von Migration:

Typ I Migration: Diese umfasst die Migration von Planetesimalen (und jene von Kernen von sich bildenden Gasplaneten). Diese Art der Migration hat ihren Ursprung in der Interaktion des Planetesimals mit dem Gas der Akkretionsscheibe: gegenseitige Anziehung führt zu einer langsamen Abbremsung und damit zu einer Migration auf das Zentralobjekt zu.

Typ II Migration: Diese umfasst nur die Migration von Gasplaneten, die gross genug sind, um eine Lücke in die Akkretionsscheibe ihres Sterns zu reissen. Hier spielt die Typ I Migration folglich keine Rolle mehr. Stattdessen kommt es zur Ausbildung von "Gezeitenarmen", Spiralarmen in der Akkretionsscheibe, die ihren Ursprung im Planeten haben und die schliesslich dessen Bahn beeinflussen. Diese Arme können, je nach Grösse und Masse, eine Migration auf den Stern zu (oder, seltener davon weg) bewirken.

Typ III Migration: Dieser Typ Migration tritt nur unter besonderen Umständen auf und führt zu einer äusserst schnellen Migration auf den Stern zu, die meist in der Zerstörung des migrierenden Planeten endet.