thumb|230px|Imagen artística de Upsilon Andromedae b, un planeta del tipo júpiter caliente. La migración planetaria es un fenómeno astronómico que ocurre cuando un planeta interactúa con un disco de gas o con planetesimales, produciendo la alteración de los parámetros orbitales del planeta, sobre todo su semieje mayor.
La migración planetaria es la explicación más probable para los jupíteres calientes: planetas extrasolares con masas similares a la del planeta Júpiter, pero órbitas de solo unos días. La teoría generalmente aceptada de la formación planetaria de disco de acreción protoestelar predice que tales planetas no se pueden formar cerca de sus estrellas, ya que allí la masa a incorporar es insuficiente porque la zona de acreción es pequeña, y la temperatura es demasiado alta para permitir la formación de planetesimales gaseosos o helados.
También se ha clarificado que los planetas de masa terrestre pueden estar sujetos a una migración interior rápida si ellos se forman mientras el disco de gas todavía está presente. Esto puede afectar la formación de los centros de los planetas gigantes (qué tienen masas del orden de 10 masas terrestres).
Tipos de disco protoplanetario
Disco planetesimal Durante la fase tardía de la formación del sistema planetario, ya todo el gas ha sido absorbido y solo quedan grandes protoplanetas y planetesimales ambos actuando gravitatoriamente de una manera caótica. Ello haría que muchos planetesimales alcanzasen nuevas órbitas muy excéntricas. Ello causa muchos choques y el crecimiento de los planetas por fusión. Esto produce un intercambio de velocidad entre los planetas y los planetesimales, y lleva a una migración (que puede ser interior o exterior dependiendo de las circunstancias). Se cree que la migración exterior de Neptuno es responsable de la captura resonante de Plutón y otros plutinos en la resonancia 3:2 con Neptuno.
Disco de gas Los discos alrededor de las estrellas jóvenes son discos gaseosos que tienen unas vidas de unos millones de años. Los planetas al moverse por el gas se comportan de forma diferente según que su masa sea comparable a la de la Tierra o a la de Júpiter. Pero, como explicaremos detenidamente en Tipos de migración, en ambos casos hay una transferencia de la velocidad del planeta al gas circundante, de modo que el planeta pierde velocidad y se mueve en una órbita espiral hacia adentro
thumb|230px|Los anillos de Saturno no son uniformes, tienen huecos y están distribuidos en decenas de anillos distintos, debido a un efecto similar a la migración planetaria que generan los satélites de Saturno.
Tipos de migración En función de la masa de los planetas y de su estrella podemos tener varios tipos de migración:
Migración de disco Este tipo de migración orbital surge de la fuerza gravitatoria ejercida por un cuerpo suficientemente masivo incrustado en un disco sobre el gas del disco circundante, lo que perturba su distribución de densidad. Por el principio de reacción de la mecánica clásica, el gas ejerce una fuerza gravitacional igual y opuesta sobre el cuerpo, que también puede expresarse en términos de un par. Este par altera el momento angular de la órbita del planeta, dando como resultado una variación de los elementos orbitales, como el eje semi-mayor (pero todos los elementos orbitales pueden verse afectados). Un aumento en el tiempo del eje semi-mayor conduce a la migración hacia fuera, es decir, lejos de la estrella, mientras que el comportamiento opuesto conduce a la migración hacia adentro.
Migración tipo I Si planetas con masas de alrededor de una masa de Tierra o algo mayor (pero no mucho mayor puesto que no debe haber acumulado mucho gas) se mueven en un disco de gas, crea una onda al igual que un barco al desplazarse sobre el agua crea una estela. Pero hay una diferencia, el gas gira alrededor de la estrella, así que, el gas que está más alejado que el planeta se retrasa mientras que el que está más cerca se adelanta. El primero tira del planeta retrasando su movimiento mientras que el segundo lo acelera. La región exterior al ser mayor vence en esta lucha y el planeta pierde velocidad como si el planeta transfiriese parte de su velocidad al gas circundante en el disco protoplanetario así que la órbita del planeta se mueve en espiral hacia adentro.
Migración tipo II Si por el contrario el planeta tiene una masa considerable (de más de aproximadamente 10 veces la masa de la Tierra) su reacción es diferente. El planeta recién formado abre un hueco en el disco limpiando su órbita con lo que pone un freno a su crecimiento. La forma en que lo hace desafía a la intuición. Si la partícula de gas es interior irá más rápido que el planeta así que éste le frenará lanzando la partícula hacia adentro. En contraposición el planeta (dada su elevada masa) es ligeramente acelerado por la partícula interior. Si la partícula de gas es exterior irá más lenta que el planeta así que éste la acelerará lanzando la partícula hacia afuera. En contraposición el planeta (dada su elevada masa) es ligeramente frenado por la partícula exterior. En resumen, hay un trasvase de cantidad de movimiento entre el planeta y el gas. Pero como la cantidad de gas que va por el borde exterior es ligeramente mayor que el que va por el interior, entonces en global, el planeta resulta ligeramente frenado iniciando un lento viaje en espiral hacia la estrella central. Entonces se crea una lucha entre el gas adyacente que intenta entrar en el hueco y el planeta que intenta que no entre. La entrada de gas impide que la migración hacia el interior se pare. Así es probablemente cómo migran los jupíteres calientes.
Migración de tipo III En este régimen de migración, los planetas interactúan con los vórtices a gran escala dentro del disco. Pero existen otras interpretaciones, que se basan en la circulación del material coorbital durante la migración del planeta. Este régimen de migración sólo puede aplicarse a los planetas que pueden abrir brechas parciales (a través de interacciones de marea) en la densidad de superficie del gas del disco. Originalmente, se pensaba que se originó a partir de la corriente de gas a través de la órbita del planeta, en la dirección opuesta al movimiento radial del planeta. Más recientemente, los torques que impulsan este modo de migración se asociaron al gas atrapado en las regiones de libración y que se mueve radialmente con el planeta. En este escenario, los pares surgen de una asimetría de densidad entre el gas en el lado delantero y el lado posterior del planeta, que se desarrolla en respuesta al movimiento radial del planeta.
Dispersión gravitacional Otro posible mecanismo que puede mover los planetas a través de grandes radios orbitales es la dispersión gravitatoria por planetas más grandes o, en un disco protoplantetario, la dispersión gravitacional por sobredensidades en el líquido del disco. En el caso del sistema solar, Urano y Neptuno pueden haber estado gravitacionalmente dispersos en encuentros cercanos con Júpiter y / o Saturno. Los planetesimales que estaban presentes en la formación temprana del sistema solar llamados oligarcas son mucho más pequeños que Urano y Neptuno, y es probable que se hayan dispersado mucho más lejos y estén vagando por el espacio entre el cinturón de Kuiper y la nube de Oort. Sedna puede ser el primer ejemplo conocido de tales planetas oligarcas. Incluso objetos más pequeños se habrían dispersado aún más lejos para convertirse en la nube de Oort.
Migración por mareas Las mareas entre la estrella y el planeta modifican el eje semi-mayor y la excentricidad orbital. La migración de discos dura alrededor de un millón de años hasta que el gas se disipa, pero la migración de las mareas continúa durante miles de millones de años. La evolución de las mareas de los planetas cercanos produce haces semi-mayores, típicamente la mitad de grandes que en el momento en que la nebulosa del gas se aclaró. Los planetas más masivos probablemente experimentan mucha más migración de mareas que los menos masivos.Tidal Evolution of Close-in Extra-Solar Planets, Brian Jackson, Richard Greenberg, Rory Barnes, (Submitted on 4 Jan 2008)
Ciclos de Kozai y fricción de marea La órbita de un planeta que tiene una órbita que está inclinada con respecto al plano de una estrella binaria puede encogerse debido a una combinación de ciclos de Kozai y fricción de marea. Las interacciones con la estrella más lejana causan que los planetas orbiten debajo de un intercambio de la excentricidad y de la inclinación debido al mecahnismo de Kozia. Este proceso puede aumentar la excentricidad del planeta y disminuye su perihelio lo suficiente como para crear fuertes mareas entre el planeta en la estrella aumenta. Cuando está cerca de la estrella, el planeta pierde impulso angular causando que su órbita se contraiga. La excentricidad y el ciclo de inclinación del planeta frenan repetidamente la evolución del eje semi-mayor de los planetas. Si la órbita del planeta se contrae lo suficiente como para quitarla de la influencia de la estrella distante, los ciclos de Kozai terminan. Su órbita se encogerá entonces más rápidamente a medida que se circulara de forma tidal. La órbita del planeta también puede volverse retrógrada debido a este proceso. Los ciclos de Kozai también pueden ocurrir en un sistema con dos planetas que tienen diferentes inclinaciones debido a la dispersión gravitatoria entre los planetas.
Migración impulsada por planetesimales