Que es la Migracion planetaria?

El proceso de migración planetaria ocurre debido a la interacción gravitacional entre los planetas y el material presente en el disco protoplanetario que rodea a una joven estrella. 

Cuando se forman los planetas, aún están embebidos en este disco de gas y polvo que se creó a partir de la nube de material a partir de la cual se originó la estrella y su sistema planetario.

A medida que los planetas gigantes (como Júpiter y Saturno) se forman, su masa y gravedad comienzan a afectar el entorno circundante. Estos planetas interactúan con el gas y el polvo del disco protoplanetario a través de fuerzas de marea y transferencia de “momento angular”. Estas interacciones generan una especie de "empuje" en los planetas, causando cambios en sus órbitas.

Dos tipos principales de migración planetaria son la migración hacia adentro (inward migration) y la migración hacia afuera (outward migration). En la migración hacia adentro, los planetas gigantes migran hacia posiciones más cercanas a la estrella central. Este proceso puede ser causado por la interacción del planeta con el disco protoplanetario, que actúa como un freno y hace que el planeta pierda momento angular.

Por otro lado, la migración hacia afuera ocurre cuando los planetas gigantes se alejan de la estrella central. Este tipo de migración puede ocurrir debido a interacciones con otros planetas, o incluso debido a la interacción con la estrella misma si esta atraviesa alguna fase de expansión en su evolución.

Es importante destacar que la migración planetaria no es un proceso rápido, sino que ocurre a lo largo de millones de años, y puede detenerse o invertirse dependiendo de las circunstancias específicas de cada sistema planetario.

En nuestro sistema solar a veces este proceso se lo llama Grand Tack o Gran viraje.

La migración inclusive es la que produjo en nuestro sistema solar el bombardeo tardío pesado.

Esta figura combina los escenarios de Walsh et al. 2011 y Batygin & Laughlin 2015. 
a muestra el comienzo de Grand Tack en una edad del sistema de ~1-2 millones de años. La nebulosa de gas todavía está presente y la acreción ha progresado en todo el sistema, con varios planetas de baja masa ya formados en órbitas internas y dos gigantes gaseosos creciendo en la "región de nieve" más allá de las 3 UA donde el agua se congela. (Nota: BL15 coloca el punto de inicio de Júpiter en 6 AU). 
b muestra la máxima incursión de los dos gigantes gaseosos en el sistema interior, donde dispersan planetas y planetesimales a medida que establecen una resonancia orbital. Algunos de los planetas originales de baja masa ya han sido engullidos por el Sol. En el sistema exterior, dos o más planetas adicionales de baja masa están creciendo hacia el interior de un cinturón planetesimal masivo. 
c muestra la retirada de proto-Júpiter y proto-Saturno a medida que sus órbitas resonantes los llevan de regreso a la región nevada, justo cuando la nebulosa de gas comienza a disiparse. Mientras tanto, los planetesimales dispersos hacia el interior por proto-Júpiter ya han amontonado todos los planetas originales de baja masa en el Sol, dejando un anillo de planetesimales y escombros en colisión cerca de la órbita actual de la Tierra. 
d muestra la configuración estable final del Sistema Solar a una edad de alrededor de mil millones de años. El conjunto de colisión de los cuatro planetas terrestres ha esparcido desechos residuales en una "órbita de basura" más allá de Marte, creando el cinturón de asteroides ancestral, mientras que la migración hacia el exterior de Saturno ha empujado a Urano y Neptuno a órbitas amplias, fuera de la escala de este diagrama.