Migraatioteoria
Migraatio kaasun avulla > Tyypin II ja IIb migraatio

Tyypissä II planeetta aukaisee vetovoimallaan kaasukiekkoon aukon. Tällöin migraatio on hitaampaa. Aukon avautuminen vaatii suurimassaisen planeetan, jonka koko on yli 0,1 Jupiterin massaa tai toisin sanoen yli 30 maan massaa. Tämä migraatiotyyppi selittää kuumien jupitereitten synnyn. Monia kuumia jupitereita on havaittu lähellä keskustähteään. Näissä järjestelmissä kävi niin, että jättiläisplaneetan ydin ehti kasautua normaalia tiheämmässä planetesimaalikiekossa kivestä ja jäästä hyvissä ajoin ennen esiplanetaarisen kiekon kulumista ja oli mahdollista migroitua keskustähteen. Aurinkokunnassa kaasu loppui nopeammin. Planeetan häiriöt vaikuttavat planeetasta poispäin eri suuruisina, viskoosi diffuusio planeettaan päin, eri puolilta eri suuruisina.
Migraation aikaskaala on noin 100 000 – miljoona vuotta eikä riipu planeetan massasta vaan kaasukiekon arvoista. Migroituvan planeetan on oltava 0,1 Jupiterin massaa tai suurempi. Planeetta seuraa kaasukiekon virtausta, ja on vuorovesilukkiutunut avaamaansa aukkoon. Tyypin II migraatiossa
planeetta seuraa kiekon kehitystä sen viskoosissa aikaskaalassa. Siihen vaikuttaa kiekon alfa-viskositeetti. Tämän tyypin migraatiossa planeetta liikkuu kohti keskustähteä tai keskustähdestä poispäin.
Planeetta avaa kiekon aukon, jos
Mtähti/Mplaneetta>40*Re eli suunnilleen Saturnuksen massaa suurempi
Tarkempi laskukaava minimimassalle, joka riittää aukon avaamiseen kiekkoon ja nopean tyypin I migraation pysäyttämiseen.
M_{aukko}\approx {\sqrt {\frac {\nu }{a^{2}\Omega }}}\left({\frac {h}{a}}\right)^{(3/2)}\sim 10{\sqrt {\frac {\alpha }{10^{-4}}}}M_{Maa}
Jossa
M_{aukko} Aukon avaamiseen tarvittava massa
\nu  Viskositeetti
a etäisyys
\Omega  Kulmataajuus
h kiekon korkeus
\alpha  koekon viskoosi paremetri alfa
M_{Maa} Maan massa
Syntyneen aukon leveys on suunnilleen sama kuin kiekon korkeus h.
Migraatio tapahtuu ulospäin, jos kiekon reunan aalto on planeettaa massiivisempi tai massat ovat yhtä suuria. Migraatiota ei tapahdu, jos planeetta on massiivisempi.
Laskukaava migraatio II:lle:
\tau _{migII}\simeq 10^{6}\left({\frac {\Sigma _{kaasu}}{\Sigma _{kaasu,MinMassAurSumu}}}\right)^{-1}*\left({\frac {M_{planeetta}}{M_{Jupiter}}}\right)*\left({\frac {\alpha }{1*10^{-3}}}\right)^{-1}*a_{AU}^{1/2}
jossa
\tau _{migII} Migraation II aikaskaala


 \Sigma _{kaasu} kaasun pintatiheys


 \Sigma _{kaasu,MinMassAurSumu} Minimimassaisen aurinkosumun kaasun pintatiheys


 M_{planeetta} Planeetan massa


 M_{Jupiter} Jupiterin massa


 \alpha  Viskositeetti


 a_{AU} Planeetan etäisyys AU
Toinen migraatio II:n laskukaava
\tau _{migII}\sim {\frac {a^{2}}{\nu }}\sim {\frac {1}{2\pi \alpha }}\left({\frac {h}{a}}\right)^{-2}*P_{rata}\sim 10^{5}\left({\frac {\alpha }{10^{-4}}}\right)^{-1}kierrosta
jossa
\tau _{migII} Migraation Ii aikaskaala, joka on paikka/nopeus
 a etäisyys keskustähdestä
 \nu  viskositeetti
 \pi  piin arvo
 \alpha  viskoosi alfa-parametri
 h kiekon korkeus
 P_{rata} ratakierroksen aika
Korkea kiekon viskositeetti, sitko, alfa-arvo siirtää protoplaneetan nopeasti keskustähden lähelle, matala paljon hitaammin.  Tällöin suuriviskositeettiseen kiekkoon aukon avannut planeetta muuttuu tähden lähikiertolaiseksi tai  tuhoutuu nopeasti syöksyessään keskustähteensä.
Tämä saattaa tarkoittaa sitä, että planeettakunnan syntyvaiheessa syntyy monia protoplaneettasukupolvia, joita syöksyy keskustähteen. Toisaalta, jos tyypin II migraatio pysähtyy kuumien jupiterien etäisyydellä, näin ei ole.
Havainnot viittaavat, että kiekkojen viskoosi arvo α olisi korkea , planeettojen syntyhetkellä yli 1E-2, mutta planeettakunnalle Jupiterin migraation estyminen vaatii alle 1E-4. Niinpä Jupiterin liikkeitä aurinkokunnassa on selitetty sen vuorovaikutuksella muiden planeettojen kanssa.