Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Экзопланетология или экзопланетная наука - это интегрированная область астрономической науки, посвященная поиску и изучению экзопланет (внесолнечных планет). Он использует междисциплинарный подход, который включает астробиологию , астрофизику , астрономию , астрохимию , астрогеологию , геохимию и планетологию .

Номенклатура [ править ]

Основная статья: Соглашение об именах экзопланет

Соглашение об именах экзопланет является расширением системы именования систем с несколькими звездами, принятой Международным астрономическим союзом (МАС). Для экзопланеты, вращающейся вокруг одиночной звезды, имя обычно формируется путем взятия имени ее родительской звезды и добавления строчной буквы. Первой обнаруженной в системе планете дается обозначение «b» (родительская звезда считается «а»), а последующим планетам даются последующие буквы. Если несколько планет в одной системе обнаруживаются одновременно, ближайшая к звезде получает следующую букву, за которой следуют другие планеты в порядке размера орбиты. Существует временный стандарт, одобренный МАС, для обозначения околоземных планет.. У ограниченного числа экзопланет есть собственные имена, санкционированные МАС. Существуют и другие системы именования.

Методы обнаружения [ править ]

Основная статья: Методы обнаружения внесолнечных планет

Прямая визуализация [ править ]

Непосредственное изображение планеты Beta Pictoris b

Планеты очень тусклые по сравнению с их родительскими звездами. Например, звезда, похожая на Солнце, примерно в миллиард раз ярче, чем отраженный свет от любой экзопланеты, вращающейся вокруг нее. Такой слабый источник света трудно обнаружить, и, кроме того, родительская звезда вызывает блики, которые имеют тенденцию размывать его. Необходимо заблокировать свет от родительской звезды, чтобы уменьшить блики, оставив свет от планеты обнаруживаемым; это является серьезной технической проблемой, требующей исключительной оптотермической стабильности . [1] Все экзопланеты, которые были получены напрямую, большие (более массивные, чем Юпитер ) и значительно удалены от своей родительской звезды.

Специально разработанные инструменты прямого построения изображений, такие как Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE и SCExAO, позволят получить изображения десятков газовых гигантов, но подавляющее большинство известных внесолнечных планет было обнаружено только косвенными методами. Следующие косвенные методы оказались полезными:

Косвенные методы [ править ]

  • Метод транзита
Когда звезда находится за планетой, ее яркость кажется тусклой.
Если планета пересекает (или проходит ) перед диском своей родительской звезды, то наблюдаемая яркость звезды падает на небольшую величину. Степень затемнения звезды зависит, среди прочего, от ее размера и размера планеты. Поскольку метод транзита требует, чтобы орбита планеты пересекала линию прямой видимости между звездой-хозяином и Землей, вероятность того, что экзопланета на случайно ориентированной орбите будет проходить мимо звезды, несколько мала. Кеплер телескоп использовал этот метод.
Обнаруженные внесолнечные планеты за год и методом обнаружения (по состоянию на сентябрь 2014 г.):
  прямая визуализация
  микролинзирование 		  транзит
  время 		  лучевая скорость
  • Радиальная скорость или метод Доплера
Когда планета вращается вокруг звезды, звезда также движется по собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы. Изменения лучевой скорости звезды, то есть скорости, с которой она движется к Земле или от нее, можно обнаружить по смещению спектральных линий звезды из-за эффекта Доплера . Могут наблюдаться чрезвычайно малые изменения лучевой скорости - 1 м / с или даже несколько меньше. [2]
  • Изменение времени транзита (TTV)
Когда присутствует несколько планет, каждая из них немного искажает орбиты других. Таким образом, небольшие вариации времени прохождения одной планеты могут указывать на присутствие другой планеты, которая сама может проходить, а может и не проходить. Например, вариации транзитов планеты Кеплер-19b предполагают существование второй планеты в системе, непереходящей планеты Кеплер-19c . [3] [4]
  • Вариация продолжительности транзита (TDV)
Воспроизвести медиа
Анимация, показывающая разницу между временем прохождения планет в однопланетных и двухпланетных системах
Когда планета вращается вокруг нескольких звезд или если у планеты есть луны, время ее прохождения может значительно варьироваться в зависимости от прохождения. Хотя с помощью этого метода не было обнаружено никаких новых планет или лун, он используется для успешного подтверждения многих транзитных околоземных планет. [5]
  • Гравитационное микролинзирование
Микролинзирование происходит, когда гравитационное поле звезды действует как линза, увеличивая свет далекой фоновой звезды. Планеты, вращающиеся вокруг линзирующей звезды, могут вызывать заметные аномалии увеличения, поскольку оно меняется во времени. В отличие от большинства других методов, которые имеют смещение обнаружения планет с малыми (или для получения разрешенных изображений - большими) орбитами, метод микролинзирования наиболее чувствителен к обнаружению планет на расстоянии 1–10  а.е. от звезд, подобных Солнцу.
  • Астрометрия
Астрометрия заключается в точном измерении положения звезды на небе и наблюдении за изменениями этого положения с течением времени. Движение звезды из-за гравитационного воздействия планеты можно наблюдать. Однако из-за того, что движение настолько мало, этот метод еще не был очень продуктивным. Он произвел лишь несколько спорных обнаружений, хотя его успешно использовали для исследования свойств планет, обнаруженных другими способами.
  • Пульсарное время
Пульсара (маленький, сверхплотная остаток звезды, которая взорвалась как сверхновая ) излучает радиоволны очень регулярно , как она вращается. Если планеты вращаются вокруг пульсара, они вызовут небольшие аномалии во времени наблюдаемых им радиоимпульсов. С помощью этого метода было сделано первое подтвержденное открытие внесолнечной планеты . Но по состоянию на 2011 год это было не очень продуктивно; Таким образом были обнаружены пять планет около трех разных пульсаров.
  • Переменная звездообразная синхронизация (частота пульсации)
Подобно пульсарам, есть и другие типы звезд, которые проявляют периодическую активность. Отклонения от периодичности иногда могут быть вызваны планетой, вращающейся вокруг нее. По состоянию на 2013 год этим методом было обнаружено несколько планет. [6]
  • Модуляции отражения / излучения
Когда планета вращается очень близко к звезде, она улавливает значительное количество звездного света. Когда планета вращается вокруг звезды, количество света изменяется из-за того, что планеты имеют фазы с точки зрения Земли, или планета светится с одной стороны больше, чем с другой, из-за разницы температур. [7]
  • Релятивистское сияние
Релятивистское излучение измеряет наблюдаемый поток от звезды из-за ее движения. Яркость звезды меняется по мере того, как планета приближается или удаляется от своей звезды-хозяина. [8]
  • Эллипсоидальные вариации
Массивные планеты, расположенные рядом с родительскими звездами, могут немного деформировать форму звезды. Это приводит к небольшому отклонению яркости звезды в зависимости от того, как она вращается относительно Земли. [9]
  • Поляриметрия
С помощью метода поляриметрии поляризованный свет, отраженный от планеты, отделяется от неполяризованного света, испускаемого звездой. С помощью этого метода не было обнаружено никаких новых планет, хотя этим методом было обнаружено несколько уже обнаруженных планет. [10] [11]
  • Околозвездные диски
Диски космической пыли окружают множество звезд, которые, как считается, образовались в результате столкновений астероидов и комет. Пыль может быть обнаружена, поскольку она поглощает звездный свет и повторно излучает его в виде инфракрасного излучения. Детали на дисках могут указывать на присутствие планет, хотя это не считается окончательным методом обнаружения.

Параметры орбиты [ править ]

Большинство известных кандидатов в внесолнечные планеты были обнаружены с использованием косвенных методов, поэтому можно определить только некоторые из их физических и орбитальных параметров. Например, из шести независимых параметров , определяющих орбиту, метод лучевой скорости может определить четыре: большая полуось , эксцентриситет , долгота периастра и время периастра. Два параметра остаются неизвестными: наклон и долгота восходящего узла .

Расстояние от звезды и период обращения [ править ]

Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, орбитальные радиусы и периоды всех внесолнечных планет, открытых до сентября 2014 года, с цветами, указывающими метод обнаружения:
  транзит
  время
  лучевая скорость
  прямая визуализация
  микролинзирование
Для справки, планеты Солнечной системы отмечены серыми кружками. По горизонтальной оси отложен логарифм большой полуоси, а по вертикальной оси отложен логарифм массы.

Есть экзопланеты, которые намного ближе к своей родительской звезде, чем любая планета в Солнечной системе к Солнцу, а также есть экзопланеты, которые намного дальше от своей звезды. Меркурий , ближайшая к Солнцу планета на расстоянии 0,4  астрономической единицы (а.е.), занимает 88 дней для обращения, но самые маленькие известные орбиты экзопланет имеют орбитальный период всего несколько часов, см. Планета с ультракоротким периодом . Система Кеплер-11 имеет пять планет на меньших орбитах, чем Меркурий. Нептун находится на расстоянии 30 астрономических единиц от Солнца, и для его обращения по орбите требуется 165 лет, но есть экзопланеты, которые находятся на расстоянии тысяч астрономических единиц от своей звезды и которым требуются десятки тысяч лет для обращения на орбиту, например GU Piscium b . [12]

В радиальных скоростях и транзитные методы являются наиболее чувствительными к планетам с маленькими орбитами. Самые ранние открытия, такие как 51 Peg b, были газовыми гигантами с орбитами в несколько дней. [13] Эти « горячие юпитеры », вероятно, сформировались дальше и мигрировали внутрь.

Метод прямого построения изображений наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами, и он обнаружил некоторые планеты, у которых расстояние между планетами и звездами составляет сотни а.е. Однако протопланетные диски обычно имеют радиус всего около 100 а.е., а модели аккреции ядра предсказывают, что образование гигантских планет будет в пределах 10 а.е., где планеты могут слиться достаточно быстро, прежде чем диск испарится . Очень-долгопериодические гигантские планеты , возможно, были планеты - изгои , которые были захвачены , [14] или формуют в близком и гравитационно разбросаны наружу, или планета и звезда может быть масса-несбалансированным широкий двоичная системас планетой, являющейся основным объектом отдельного протопланетного диска. Модели гравитационной нестабильности могут создавать планеты на расстоянии в несколько сотен а.е., но для этого потребуются диски необычно большого размера. [15] [16] Для планет с очень широкими орбитами до нескольких сотен тысяч астрономических единиц может быть трудно с помощью наблюдений определить, связана ли планета со звездой гравитационно.

Большинство обнаруженных планет находятся в пределах нескольких а.е. от своей звезды, потому что наиболее часто используемые методы (лучевая скорость и прохождение) требуют наблюдения нескольких орбит, чтобы подтвердить, что планета существует, и прошло достаточно времени с тех пор, как эти методы были применены. сначала использовался для покрытия небольших промежутков. Некоторые планеты с более крупными орбитами были обнаружены с помощью прямых изображений, но есть средний диапазон расстояний, примерно эквивалентный области газового гиганта Солнечной системы, которая в значительной степени не исследована. Оборудование для получения прямых изображений для изучения этого региона было установлено на двух больших телескопах, которые начали работать в 2014 году, например, Gemini Planet Imager и VLT-SPHERE . Метод микролинзирования обнаружил несколько планет в диапазоне 1–10 а.е. [17]Кажется правдоподобным, что в большинстве экзопланетных систем есть одна или две планеты-гиганты с орбитами, сравнимыми по размеру с орбитами Юпитера и Сатурна в Солнечной системе. Сейчас известно, что планеты-гиганты с существенно большими орбитами встречаются редко, по крайней мере, вокруг звезд, подобных Солнцу. [18]

Расстояние обитаемой зоны от звезды зависит от типа звезды, и это расстояние меняется в течение жизни звезды, так как размер и температура звезды изменяются.

Эксцентриситет [ править ]

Эксцентриситет орбиты является мерой того , как эллиптическим (удлиненным) это. Все планеты Солнечной системы, кроме Меркурия, имеют почти круговые орбиты (e <0,1). [19] Большинство экзопланет с орбитальным периодом 20 дней или меньше имеют почти круговые орбиты, то есть с очень низким эксцентриситетом. Считается, что это связано с приливной циркуляризацией : уменьшением эксцентриситета со временем из-за гравитационного взаимодействия между двумя телами. У большинства планет размером с Нептун, обнаруженных космическим аппаратом Кеплера с короткими периодами обращения, очень круговые орбиты. [20]Напротив, планеты-гиганты с более длинными орбитальными периодами, обнаруженные методами лучевых скоростей, имеют довольно эксцентричные орбиты. (По состоянию на июль 2010 г., 55% таких экзопланет имели эксцентриситет более 0,2, тогда как 17% имели эксцентриситет более 0,5. [21] ) От умеренного до высокого (e> 0,2) эксцентриситета планет-гигантов не наблюдается эффекта наблюдательной селекции, поскольку Планета может быть обнаружена примерно одинаково хорошо, независимо от эксцентриситета ее орбиты. Статистическая значимость эллиптических орбит в ансамбле наблюдаемых планет-гигантов несколько удивительна, поскольку современные теории формирования планет предполагают, что планеты с малой массой должны иметь эксцентриситет орбиты.циркуляризованы гравитационным взаимодействием с окружающим протопланетным диском . [22] [23] Однако по мере того, как планета становится более массивной и ее взаимодействие с диском становится нелинейным, это может вызвать эксцентричное движение газа окружающего диска, что, в свою очередь, может вызвать эксцентриситет орбиты планеты. [24] [25] [26] Низкие эксцентриситеты коррелируют с высокой множественностью (количеством планет в системе). [27] Низкий эксцентриситет необходим для обитаемости, особенно для продвинутой жизни. [28]

Для слабых доплеровских сигналов, близких к пределам способности обнаружения тока, эксцентриситет становится плохо ограниченным и смещается в сторону более высоких значений. Предполагается, что некоторые из высоких эксцентриситетов, о которых сообщалось для маломассивных экзопланет, могут быть завышенными, поскольку моделирование показывает, что многие наблюдения также согласуются с двумя планетами на круговых орбитах. Зарегистрированные наблюдения одиночных планет на умеренно эксцентрических орбитах имеют примерно 15% шанс оказаться парой планет. [29]Это неправильное толкование особенно вероятно, если две планеты вращаются с резонансом 2: 1. С образцом экзопланет, известным в 2009 году, группа астрономов подсчитала, что «(1) около 35% опубликованных эксцентрических решений для одной планеты статистически неотличимы от планетных систем в орбитальном резонансе 2: 1, (2) еще 40% невозможно. статистически отличные от решения с круговой орбитой "и" (3) планеты с массами, сопоставимыми с массой Земли, могут быть скрыты в известных орбитальных решениях эксцентричных суперземель и планет с массой Нептуна ". [30]

Исследования лучевых скоростей показали, что орбиты экзопланет за пределами 0,1 а.е. являются эксцентрическими, особенно для больших планет. Данные о транзите, полученные космическим аппаратом Кеплер , согласуются с обзорами RV, а также показали, что планеты меньшего размера, как правило, имеют менее эксцентричные орбиты. [31]

Наклонение в зависимости от угла вращения орбиты [ править ]

Наклонение орбиты - это угол между плоскостью орбиты планеты и другой исходной плоскостью. Для экзопланет наклон обычно указывается относительно наблюдателя на Земле: используется угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и лучом зрения от Земли до звезды. Следовательно, большинство планет, наблюдаемых методом транзита , близки к 90 градусам. [32] Поскольку слово «наклон» используется в исследованиях экзопланет для обозначения этого наклона линии прямой видимости, тогда для угла между орбитой планеты и вращением звезды должно использоваться другое слово, и оно называется углом вращения орбиты или вращением орбиты. выравнивание. В большинстве случаев ориентация оси вращения звезды неизвестна.Кеплеркосмический корабль обнаружил несколько сотен многопланетных систем, и в большинстве из этих систем все планеты вращаются почти в одной плоскости, как и Солнечная система. [20] Однако комбинация астрометрических измерений и измерений лучевых скоростей показала, что некоторые планетные системы содержат планеты, орбитальные плоскости которых значительно наклонены относительно друг друга. [33] Более чем у половины горячих юпитеров плоскости орбиты существенно не совпадают с вращением их родительской звезды. Значительная часть горячих юпитеров даже имеет ретроградные орбиты , что означает, что они вращаются в направлении, противоположном вращению звезды. [34]Вместо того, чтобы нарушить орбиту планеты, возможно, что сама звезда перевернулась на раннем этапе формирования их системы из-за взаимодействия между магнитным полем звезды и диском, формирующим планету. [35]

Прецессия периастра [ править ]

Прецессия периастра - это вращение орбиты планеты в плоскости орбиты, т. Е. Оси изменения направления эллипса. В Солнечной системе возмущения от других планет являются основной причиной, но для близких экзопланет самым большим фактором могут быть приливные силы между звездой и планетой. Для близких экзопланет общий релятивистский вклад в прецессию также значителен и может быть на порядки больше, чем тот же эффект для Меркурия . Некоторые экзопланеты имеют значительно эксцентричные орбиты , что упрощает обнаружение прецессии. Эффект общей теории относительности можно обнаружить в масштабе времени примерно 10 лет или меньше. [36]

Узловая прецессия [ править ]

Узловая прецессия - это вращение плоскости орбиты планеты. Прецессию узлов легче увидеть в отличие от прецессии периастра, когда плоскость орбиты наклонена к вращению звезды, причем крайним случаем является полярная орбита.

WASP-33 - это быстро вращающаяся звезда, на почти полярной орбите которой находится горячий Юпитер . Момент , квадрупольные масс и надлежащий угловой момент звезды в 1900 и 400 раз, соответственно, больше , чем у Солнца Это вызывает значительные классические и релятивистские отклонения от законов Кеплера . В частности, быстрое вращение вызывает большую узловую прецессию из-за сжатия звезды и эффекта Лензе – Тирринга . [37]

Вращение и осевой наклон [ править ]

График зависимости экваториальной скорости вращения от массы для планет, сравнивающих Beta Pictoris b с планетами Солнечной системы .

В апреле 2014 года было объявлено о первом измерении периода вращения планеты : продолжительность дня для суперъюпитерного газового гиганта Beta Pictoris b составляет 8 часов (исходя из предположения, что осевой наклон планеты невелик) [38]. ] [39] [40] При экваториальной скорости вращения 25 км в секунду это быстрее, чем у планет-гигантов Солнечной системы, в соответствии с ожиданием, что чем массивнее планета-гигант, тем быстрее она вращается. Расстояние от звезды Beta Pictoris b до звезды - 9 астрономических единиц. На таких расстояниях вращение планет-гигантов не замедляется приливными эффектами. [41]Beta Pictoris b все еще теплый и молодой, и в течение следующих сотен миллионов лет он остынет и сократится примерно до размеров Юпитера, и если его угловой момент сохранится, то по мере его сокращения продолжительность его дня будет увеличиваться. уменьшится примерно до 3 часов, а его экваториальная скорость вращения увеличится примерно до 40 км / с. [39] Изображения Beta Pictoris b не имеют достаточно высокого разрешения, чтобы непосредственно видеть детали, но методы доплеровской спектроскопии использовались, чтобы показать, что разные части планеты движутся с разной скоростью и в противоположных направлениях, из которых было сделано предположение, что планета вращается. [38] С новым поколением больших наземных телескопов.можно будет использовать методы допплеровской визуализации для создания глобальной карты планеты, как, например, отображение коричневого карлика Лумана 16B в 2014 году. [42] [43] Исследование вращения нескольких газовых гигантов в 2017 году не обнаружило корреляции между скорость вращения и масса планеты. [44]

Происхождение вращения и наклона планет земной группы [ править ]

Удары гигантов сильно влияют на вращение планет земной группы . Последние несколько гигантских ударов во время формирования планет, как правило, являются основным фактором, определяющим скорость вращения планеты земной группы. В среднем угловая скорость вращения будет около 70% скорости, которая заставила бы планету распасться и разлететься; естественный результат столкновения планетарного эмбриона со скоростью, немного превышающей скорость убегания . На более поздних стадиях вращение планеты земной группы также зависит от ударов планетезималей . Во время стадии гигантского удара толщина протопланетного дисканамного больше, чем размер планетарных зародышей, поэтому столкновения с равной вероятностью произойдут с любого направления в трех измерениях. Это приводит к наклону оси аккрецированных планет в диапазоне от 0 до 180 градусов с любым направлением так же вероятно, как и любое другое с равной вероятностью как прямого, так и ретроградного вращения. Следовательно, прямое вращение с небольшим наклоном оси, обычное для планет земной группы Солнечной системы, за исключением Венеры, в целом не характерно для планет земной группы, образованных гигантскими ударами. Начальный наклон оси планеты, определяемый гигантскими ударами, может быть существенно изменен звездными приливами, если планета находится близко к своей звезде, и спутниковыми приливами, если у планеты есть большой спутник. [45]

Приливные эффекты [ править ]

Для большинства планет период вращения и наклон оси (также называемый наклонным углом) неизвестны, но было обнаружено большое количество планет с очень короткими орбитами (где приливные эффекты сильнее), которые, вероятно, достигли равновесного вращения, которое может быть предсказанные ( например, приливная блокировка , спин-орбитальные резонансы и нерезонансные равновесия, такие как ретроградное вращение ). [41]

Гравитационные приливы имеют тенденцию уменьшать осевой наклон до нуля, но в течение более длительного периода времени, чем скорость вращения достигает равновесия. Однако присутствие нескольких планет в системе может привести к тому, что наклон оси будет захвачен в резонансе, называемом состоянием Кассини . Вокруг этого состояния наблюдаются небольшие колебания, а в случае Марса эти изменения наклона оси хаотичны. [41]

Горячие Юпитеры«непосредственная близость к родительской звезде означает, что их спин-орбитальная эволюция в основном обусловлена ​​гравитацией звезды, а не другими эффектами. Считается, что скорость вращения горячих юпитеров не улавливается спин-орбитальным резонансом из-за того, как такое жидкое тело реагирует на приливы; поэтому такая планета замедляется до синхронного вращения, если ее орбита круговая, или, наоборот, она замедляется до несинхронного вращения, если ее орбита эксцентрична. Горячие юпитеры, вероятно, будут развиваться в сторону нулевого наклона оси, даже если они находились в состоянии Кассини во время планетарной миграции, когда находились дальше от своей звезды. Орбиты горячих юпитеров со временем станут более круговыми, однако присутствие других планет в системе на эксцентрических орбитах, даже таких маленьких, как Земля, и таких далеких, как обитаемая зона,может продолжать поддерживать эксцентриситет Горячего Юпитера, так что время дляприливная циркуляризация может длиться миллиарды, а не миллионы лет. [41]

Согласно прогнозам, скорость вращения планеты HD 80606 b составит около 1,9 дня. [41] HD 80606 b избегает спин-орбитального резонанса, потому что это газовый гигант. Эксцентриситет его орбиты означает, что он избегает приливной блокировки.

Физические параметры [ править ]

Смотрите также: Планета § Физические характеристики

Масса [ править ]

Когда планета обнаруживается методом лучевых скоростей , ее орбитальное наклонение i неизвестно и может составлять от 0 до 90 градусов. Этот метод не может определить истинную массу ( M ) планеты, а скорее дает нижний предел ее массы , M  sin i . В некоторых случаях кажущаяся экзопланета может быть более массивным объектом, например, коричневым карликом или красным карликом. Однако вероятность малой величины I (скажем , менее 30 градусов, что дало бы истинную массу , по крайней мере в два раза больше наблюдаемый нижний предел) является относительно низкого (1- √ 3 /2 ≈ 13%) и , следовательно , большинство планета будет имеют истинные массы, довольно близкие к наблюдаемому нижнему пределу.[13]

Если орбита планеты почти перпендикулярна линии обзора (т. Е. Близка к 90 °), планету можно обнаружить с помощью метода транзита . Тогда наклон будет известен, а наклон в сочетании с M  sin i из наблюдений за лучевой скоростью даст истинную массу планеты.

Кроме того, астрометрические наблюдения и динамические соображения в системах с несколькими планетами иногда могут обеспечить верхний предел истинной массы планеты.

В 2013 годе было предложено , что масса транзитной экзопланеты также может быть определена из спектра пропускания его атмосферы, так как он может быть использован для ограничения независимо атмосферного состава, температуры, давления и масштаб высоты , [46] однако 2017 Исследование показало, что спектр пропускания не может однозначно определить массу. [47]

Изменение времени прохождения также можно использовать для определения массы планеты. [48]

Радиус, плотность и объемный состав [ править ]

До недавних результатов космической обсерватории Кеплер большинство подтвержденных планет были газовыми гигантами, сопоставимыми по размеру с Юпитером или больше, поскольку их легче всего обнаружить. Однако планеты, обнаруженные Кеплером , в основном находятся между размером Нептуна и размером с Землю. [20]

Если планету можно обнаружить как методом лучевой скорости, так и методом транзита, то можно определить как ее истинную массу, так и радиус, а также плотность . Предполагается, что планеты с низкой плотностью состоят в основном из водорода и гелия , тогда как планеты со средней плотностью имеют воду в качестве основного компонента. Планета с высокой плотностью считается каменистой, как Земля и другие планеты земной группы Солнечной системы.

Сравнение размеров планет разного состава.

Газовые гиганты, пухлые планеты и суперюпитеры [ править ]

Сравнение размеров WASP-17b (справа) с Юпитером (слева).
Основные статьи: Газовый гигант , Паффи-планета , Супер-Юпитер и Супер-Пафф

Горячие газообразные планеты возникают из-за крайней близости к их родительской звезде или из-за того, что они все еще горячие от своего образования и расширяются под действием тепла. Для более холодных газовых планет существует максимальный радиус, который немного больше, чем у Юпитера, который возникает, когда масса достигает нескольких масс Юпитера. Добавление массы за пределы этой точки приводит к уменьшению радиуса. [49] [50] [51]

Даже с учетом тепла от звезды многие транзитные экзопланеты намного больше, чем ожидалось, учитывая их массу, а это означает, что они имеют удивительно низкую плотность. [52] См. Одно из возможных объяснений в разделе о магнитном поле .

Графики плотности и радиуса экзопланет . [a] Вверху: плотность по сравнению с радиусом. Внизу: Diffusity = 1 / Density vs. Radius. Единицы измерения: Радиус в радиусах Юпитера ( R Юп ). Плотность в г / см 3 . Проницаемость в см 3 / г. Эти графики показывают, что существует широкий диапазон плотностей планет между размером Земли и Нептуна, затем планеты размером 0,6  R Jup имеют очень низкую плотность и их очень мало, затем газовые гиганты имеют большой диапазон плотностей. .

Помимо раздутых горячих Юпитеров , существует еще один тип планет с низкой плотностью: суперпуфы с массами всего в несколько раз больше Земли, но с радиусами больше, чем Нептун. Планеты вокруг Кеплера-51 [53] намного менее плотны (гораздо более диффузны), чем раздутые горячие Юпитеры, что можно увидеть на графиках справа, где три планеты Кеплер-51 выделяются на графике зависимости диффузности от радиуса.

Ледяные гиганты и супер-Нептуны [ править ]

Основная статья: Ледяной гигант

Кеплер-101b был первым обнаруженным супер-Нептуном . Он в три раза больше массы Нептуна, но его плотность предполагает, что тяжелые элементы составляют более 60% его общей массы, в отличие от газовых гигантов, в которых преобладает водород-гелий. [54]

Суперземли, мини-Нептуны и газовые карлики [ править ]

Основные статьи: Супер-Земля , Мини-Нептун , Планета Гелий и Газовый карлик

Если планета имеет радиус и / или массу между Землей и Нептуном, тогда возникает вопрос о том, является ли планета каменистой, как Земля, смесью летучих веществ и газа, как Нептун, маленькой планетой с водородно-гелиевой оболочкой ( мини-Юпитер) или другого состава.

Массы некоторых транзитных планет Кеплера с радиусами в диапазоне 1–4 земных радиуса были измерены с помощью методов измерения лучевых скоростей или времени прохождения. Расчетные плотности показывают, что до 1,5 радиуса Земли эти планеты являются каменистыми, и что плотность увеличивается с увеличением радиуса из-за гравитационного сжатия. Однако между 1,5 и 4 земными радиусами плотность уменьшается с увеличением радиуса. Это указывает на то, что планеты выше 1,5 радиуса Земли имеют тенденцию иметь увеличивающееся количество летучих веществ и газа. Несмотря на эту общую тенденцию, существует широкий диапазон масс на заданном радиусе, что может быть связано с тем, что газовые планеты могут иметь твердые ядра разной массы и состава [55], а также может быть связано с фотоиспарением летучих веществ. [56]Модели термической эволюции атмосферы предполагают, что радиус в 1,75 раза больше, чем у Земли, как разделительной линии между каменистыми и газообразными планетами. [57] За исключением близких планет, которые потеряли свою газовую оболочку из-за звездного излучения, исследования металличности звезд предполагают разделительную линию 1,7 радиуса Земли между скалистыми планетами и газовыми карликами, а затем еще одну разделительную линию на 3,9 радиуса Земли между газами. карлики и газовые гиганты. Эти разделительные линии представляют собой статистические тенденции и не применяются повсеместно, потому что помимо металличности существует множество других факторов, которые влияют на формирование планет, в том числе расстояние от звезды - могут быть более крупные скалистые планеты, которые сформировались на больших расстояниях. [58]Независимый повторный анализ данных позволяет предположить, что таких разделительных линий нет и что существует континуум образования планет между 1 и 4 радиусами Земли, и нет причин подозревать, что количество твердого материала в протопланетном диске определяет, будут ли суперземли или форма мини-Нептуна. [59] Исследования, проведенные в 2016 году на основе более 300 планет, показывают, что большинство объектов с массой более двух масс Земли собирают значительные водородно-гелиевые оболочки, а это означает, что скалистые суперземли могут быть редкостью. [60]

Открытие планеты Kepler-138d с низкой плотностью Земли показывает, что существует перекрывающийся диапазон масс, в котором встречаются как скалистые планеты, так и планеты с низкой плотностью. [61] Планеты с низкой массой и низкой плотностью могут быть планетой-океаном или супер-Землей с остаточной водородной атмосферой, или горячей планетой с паровой атмосферой, или мини-Нептуном с водородно-гелиевой атмосферой. [62] Другая возможность для маломассивной планеты с низкой плотностью состоит в том, что у нее есть большая атмосфера, состоящая в основном из окиси углерода , двуокиси углерода , метана или азота . [63]

Массивные твердые планеты [ редактировать ]

Сравнение размеров Kepler-10c с Землей и Нептуном

В 2014 году новые измерения Kepler-10c показали, что это планета с массой Нептуна (17 масс Земли) с плотностью выше, чем у Земли, что указывает на то, что Kepler-10c состоит в основном из горных пород с возможно до 20% воды под высоким давлением. лед, но без оболочки с преобладанием водорода. Поскольку это намного превышает верхний предел масс Земли в 10 единиц, который обычно используется для термина «суперземля», был придуман термин мегаземля . [64] [65] Такой же массивной и плотной планетой может быть Kepler-131b , хотя ее плотность не так хорошо измерена, как у Kepler 10c. Следующие по массе известные твердые планеты вдвое меньше этой: 55 Cancri e и Kepler-20b . [66]

У газовых планет могут быть большие твердые ядра. Планета с массой Сатурна HD 149026 b имеет только две трети радиуса Сатурна, поэтому у нее может быть ледяное ядро ​​массой 60 масс Земли или более. [49] Corot-20b имеет массу в 4,24 раза больше Юпитера, но имеет радиус всего 0,84 от Юпитера; у него может быть металлическое ядро ​​массой 800 земных масс, если тяжелые элементы сосредоточены в ядре, или ядро ​​массой 300 масс Земли, если тяжелые элементы более распределены по всей планете. [67] [68]

Измерения изменения времени прохождения показывают, что Kepler-52b, Kepler-52c и Kepler-57b имеют максимальные массы от 30 до 100 раз больше массы Земли, хотя фактические массы могут быть намного ниже. Имея радиусы размером около 2 радиусов Земли [69] , они могут иметь плотность больше, чем у железной планеты того же размера. Они вращаются очень близко к своим звездам, поэтому каждая из них может быть остаточным ядром ( хтонической планетой ) испарившегося газового гиганта или коричневого карлика . Если остаточное ядро ​​достаточно массивно, оно может оставаться в таком состоянии миллиарды лет, несмотря на потерю атмосферной массы. [70] [71]

Твердые планеты массой до тысяч масс Земли могут образовываться вокруг массивных звезд (звезд B-типа и O-типа ; 5–120 солнечных масс), где протопланетный диск будет содержать достаточно тяжелых элементов. Кроме того, эти звезды имеют высокое ультрафиолетовое излучение и ветры, которые могут фотоиспарить газ в диске, оставляя только тяжелые элементы. [72] Для сравнения, масса Нептуна равна 17 массам Земли, у Юпитера - 318 масс Земли, а предел масс в 13 Юпитеров, используемый в рабочем определении МАС для экзопланеты, равен примерно 4000 масс Земли. [72]

Холодные планеты имеют максимальный радиус, потому что добавление массы в этой точке заставляет планету сжиматься под весом вместо увеличения радиуса. Максимальный радиус твердых планет меньше максимального радиуса газовых планет. [72]

Форма [ править ]

Когда размер планеты описывается с помощью ее радиуса, это приближает форму к сфере. Однако вращение планеты заставляет ее сгибаться на полюсах; поэтому экваториальный радиус больше полярного, что делает его ближе к сплющенному сфероиду . Сжатие транзитных экзопланет повлияет на транзитные кривые блеска. В рамках современных технологий оказалось возможным показать, что HD 189733b менее сжат , чем Сатурн . [73] Если планета находится близко к своей звезде, то гравитационные приливы будут вытягивать планету в направлении звезды, делая планету ближе к трехосному эллипсоиду . [74]Поскольку приливная деформация происходит вдоль линии между планетой и звездой, ее трудно обнаружить с помощью транзитной фотометрии; он будет влиять на кривые пролета блеска на порядок меньше, чем эффект, вызванный вращательной деформацией, даже в тех случаях, когда приливная деформация больше вращательной деформации (как в случае заблокированных приливом горячих юпитеров ). [73] Материальная жесткость скалистых планет и скалистых ядер газовых планет вызовет дальнейшие отклонения от вышеупомянутых форм. [73] Еще одним фактором являются тепловые приливы, вызванные неравномерно облучаемыми поверхностями. [75]

Атмосфера [ править ]

Основная статья: Атмосфера экзопланеты
Исследования заката на Титане, выполненные Кассини, помогают понять атмосферу экзопланет (концепция художника).

По состоянию на февраль 2014 г. наблюдалось более пятидесяти транзитных и пяти непосредственно отображаемых атмосфер экзопланет [76], что привело к обнаружению молекулярных спектральных особенностей; наблюдение за дневно-ночным градиентом температуры; и ограничения на вертикальную структуру атмосферы. [77] Также была обнаружена атмосфера на непереходящем горячем Юпитере Tau Boötis b . [78] [79]

Поверхность [ править ]

Состав поверхности [ править ]

Особенности поверхности можно отличить от характеристик атмосферы, сравнивая спектроскопию излучения и отражения с спектроскопией пропускания . Спектроскопия экзопланет в среднем инфракрасном диапазоне может обнаруживать скалистые поверхности, а ближняя инфракрасная область может идентифицировать магматические океаны или высокотемпературные лавы, гидратированные силикатные поверхности и водяной лед, что дает однозначный метод различения скалистых и газообразных экзопланет. [80]

Температура поверхности [ править ]

См. Также: § Пригодность для проживания.
Художественная иллюстрация температурной инверсии в атмосфере экзопланеты. [81]

Температуру экзопланеты можно оценить, измерив интенсивность света, который она получает от своей родительской звезды. Например, планета OGLE-2005-BLG-390Lb, по оценкам, имеет температуру поверхности примерно -220 ° C (50 K). Однако такие оценки могут быть в значительной степени ошибочными, поскольку они зависят от обычно неизвестного альбедо планеты , а также потому, что такие факторы, как парниковый эффект, могут вызвать неизвестные осложнения. Температура нескольких планет была измерена путем наблюдения за изменением инфракрасного излучения, когда планета движется по своей орбите и затмевается своей родительской звездой. Например, планета HD 189733bпо оценкам, средняя температура на его дневной стороне составляет 1205 К (932 ° C), а на ночной - 973 К (700 ° C). [82]

Пригодность [ править ]

Основные статьи: обитаемость планет , астробиология и уравнение Дрейка

Жилая зона [ править ]

Основная статья: Жилая зона

Обитаемая зона вокруг звезды - это область, где температура как раз позволяет жидкой воде существовать на планете; то есть не слишком близко к звезде, чтобы вода испарялась, и не слишком далеко от звезды, чтобы вода могла замерзнуть. Тепло, производимое звездами, варьируется в зависимости от размера и возраста звезды, поэтому обитаемая зона может находиться на разных расстояниях для разных звезд. Кроме того, атмосферные условия на планете влияют на способность планеты удерживать тепло, поэтому расположение обитаемой зоны также зависит от каждого типа планет: планеты пустыни.(также известные как сухие планеты), с очень небольшим количеством воды, будут иметь меньше водяного пара в атмосфере, чем Земля, и, следовательно, будут иметь пониженный парниковый эффект, а это означает, что пустынная планета может поддерживать оазисы воды ближе к своей звезде, чем Земля к ней. Солнце. Отсутствие воды также означает, что льда, отражающего тепло в космос, меньше, поэтому внешний край обитаемых зон пустынной планеты находится дальше. [83] [84] Скалистые планеты с плотной водородной атмосферой могут поддерживать поверхностную воду намного дальше, чем расстояние Земля – Солнце. [85] Планеты с большей массой имеют более широкие обитаемые зоны, потому что гравитация уменьшает глубину столба водяных облаков, что снижает парниковый эффект водяного пара, таким образом перемещая внутренний край обитаемой зоны ближе к звезде. [86]

Скорость вращения планет является одним из основных факторов, определяющих циркуляцию атмосферы и, следовательно, структуру облаков: медленно вращающиеся планеты создают толстые облака, которые больше отражают, и поэтому могут быть обитаемыми намного ближе к своей звезде. Земля с ее нынешней атмосферой была бы обитаемой на орбите Венеры, если бы у нее было медленное вращение Венеры. Если Венера потеряла свой водный океан из-за неконтролируемого парникового эффекта , вероятно, в прошлом у нее, вероятно, была более высокая скорость вращения. С другой стороны, на Венере никогда не было океана, потому что водяной пар терялся в космос во время его образования [87] и мог иметь медленное вращение на протяжении всей своей истории. [88]

Планеты с приливной синхронизацией (также известные как планеты "глазного яблока" [89] ) могут быть обитаемыми ближе к своей звезде, чем считалось ранее, из-за эффекта облаков: при высоком звездном потоке сильная конвекция создает плотные водяные облака около субзвездной точки, которые значительно увеличивают планетарную альбедо и снизить температуру поверхности. [90]

Обитаемые зоны обычно определялись с точки зрения температуры поверхности, однако более половины биомассы Земли создается подповерхностными микробами [91], и температура увеличивается с глубиной, поэтому подповерхностные слои могут быть благоприятными для микробной жизни, когда поверхность заморожена и если это Считается, что обитаемая зона простирается намного дальше от звезды [92], даже на планетах-изгоях может быть жидкая вода на достаточной глубине под землей. [93] В более раннюю эру Вселенной температура космического микроволнового фона позволяла любым существующим скалистым планетам иметь жидкую воду на своей поверхности, независимо от их расстояния от звезды. [94]Планеты, подобные Юпитеру, могут быть необитаемыми, но у них могут быть обитаемые луны . [95]

Ледниковые периоды и состояния снежного кома [ править ]

См. Также: Ледниковый период и Земля-снежок.

Внешний край обитаемой зоны - это место, где планеты полностью заморожены, но планеты, находящиеся внутри обитаемой зоны, могут периодически замерзать. Если колебания орбиты или другие причины вызывают охлаждение, то это создает больше льда, но лед отражает солнечный свет, вызывая еще большее охлаждение, создавая петлю обратной связи до тех пор, пока планета полностью или почти полностью не замерзнет. Когда поверхность замерзает, это останавливает выветривание углекислого газа , что приводит к накоплению углекислого газа в атмосфере из-за вулканических выбросов. Это создает парниковый эффект, который снова оттаивает планету. Планеты с большим наклоном оси [96]с меньшей вероятностью войдут в состояние снежного кома и могут удерживать жидкую воду дальше от своей звезды. Большие колебания осевого наклона могут иметь даже больший согревающий эффект, чем фиксированный большой наклон. [97] [98] Парадоксально, но планеты, вращающиеся вокруг более холодных звезд, таких как красные карлики, с меньшей вероятностью войдут в состояние снежного кома, потому что инфракрасное излучение, испускаемое более холодными звездами, в основном имеет длины волн, которые поглощаются льдом, который нагревает его. [99] [100]

Приливное отопление [ править ]

Если планета имеет эксцентрическую орбиту, то приливное нагревание может обеспечить еще один источник энергии помимо звездного излучения. Это означает, что эксцентричные планеты в радиационной обитаемой зоне могут быть слишком горячими для жидкой воды. Приливы также делают орбиты круговыми с течением времени, поэтому в обитаемой зоне могут быть планеты с круговыми орбитами, на которых нет воды, потому что раньше они имели эксцентрические орбиты. [101] Эксцентричные планеты, расположенные дальше обитаемой зоны, по-прежнему будут иметь замороженные поверхности, но приливное нагревание может создать подповерхностный океан, подобный Европе . [102] В некоторых планетных системах, например, в Ипсилоне АндромедыВ системе эксцентриситет орбит поддерживается или даже периодически изменяется из-за возмущений со стороны других планет в системе. Приливное нагревание может вызвать выделение газа из мантии, способствуя формированию и пополнению атмосферы. [103]

Потенциально обитаемые планеты [ править ]

См. Также: Список потенциально обитаемых экзопланет и Список ближайших земных кандидатов на экзопланеты.

Обзор, проведенный в 2015 году, определил экзопланеты Kepler-62f , Kepler-186f и Kepler-442b как лучшие кандидаты на то, чтобы стать потенциально обитаемыми. [104] Они находятся на расстоянии 1200, 490 и 1120 световых лет соответственно. Из них Kepler-186f по размеру аналогичен Земле с радиусом 1,2 земного радиуса, и он расположен ближе к внешнему краю обитаемой зоны вокруг своей звезды красного карлика .

Если посмотреть на ближайших кандидатов в экзопланеты земного типа, Проксима Центавра b находится на расстоянии около 4,2 световых лет от нас. Его температура равновесия оценивается в -39 ° C (234 K). [105]

Планеты размером с Землю [ править ]

Смотрите также: аналог Земли
  • В ноябре 2013 года было подсчитано, что 22 ± 8% солнцеподобных [b] звезд в галактике Млечный Путь могут иметь планету [c] размером с Землю в обитаемой зоне [d] . [106] [107] Если предположить, что в Млечном Пути 200 миллиардов звезд, [e] это будет 11 миллиардов потенциально пригодных для жизни Земель, а с учетом красных карликов эта цифра возрастет до 40 миллиардов . [108]
  • Кеплер-186f , планета с радиусом 1,2 земного радиуса в обитаемой зоне красного карлика , сообщалось в апреле 2014 года.
  • Проксима Центавра b, планета в обитаемой зоне Проксимы Центавра , ближайшей известной звезды к Солнечной системе с предполагаемой минимальной массой в 1,27 раза больше массы Земли.
  • В феврале 2013 года исследователи предположили, что до 6% маленьких красных карликов могут иметь планеты размером с Землю. Это говорит о том, что ближайший к Солнечной системе может быть на расстоянии 13 световых лет. Расчетное расстояние увеличивается до 21 светового года при использовании 95% доверительного интервала . [109] В марте 2013 года пересмотренная оценка дала частоту встречаемости планет размером с Землю 50% в обитаемой зоне красных карликов. [110]
  • В 1,63 раза больше радиуса Земли, Kepler-452b - первая обнаруженная планета размером с Землю в «обитаемой зоне» вокруг звезды типа Солнца G2 (июль 2015 г.). [111]

См. Также [ править ]

  • Институт Карла Сагана  - Институт поиска обитаемых миров
  • Околозвездная обитаемая зона  - зона вокруг звезды, где на поверхности планеты может существовать жидкая вода.
  • Обнаружение Земли с далеких звезд
  • Список проектов по поиску экзопланет
  • Списки экзопланет
  • Nexus for Exoplanet System Science  - посвящен поиску жизни на экзопланетах
  • Планетарная наука  - наука об астрономических объектах, очевидно находящихся на орбите вокруг одного или нескольких звездных объектов в пределах нескольких световых лет.

Заметки [ править ]

  1. ↑ Данные из каталога НАСА, июль 2014 г. , за исключением объектов, описанных как имеющие нефизически высокую плотность.
  2. ^ Для целей этой статистики 1 из 5, «подобный Солнцу» означает звезду G-типа . Данных по звездам типа Солнца не было, поэтому эта статистика является экстраполяцией данных о звездах K-типа.
  3. ^ Для целей статистики 1 из 5, размер Земли означает 1-2 радиуса Земли.
  4. ^ Для целей этой статистики 1 из 5 «обитаемая зона» означает область, в которой поток звезд на 0,25–4 раза больше земного (соответствует 0,5–2 а.е. для Солнца).
  5. ^ Примерно 1/4 звезд - звезды типа Солнца GK. Число звезд в галактике точно не известно, но, если предположить, что всего 200 миллиардов звезд, Млечный Путь будет иметь около 50 миллиардов звезд, подобных Солнцу (GK), из которых примерно 1 из 5 (22%) или 11 миллиардов будет иметь быть размером с Землю в обитаемой зоне. Включение красных карликов увеличило бы это до 40 миллиардов.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Перриман, Майкл (2011). Справочник по экзопланете . Издательство Кембриджского университета. п. 149 . ISBN 978-0-521-76559-6.
  2. ^ Пепе, Ф .; Lovis, C .; Ségransan, D .; Benz, W .; Bouchy, F .; Dumusque, X .; Мэр, М .; Queloz, D .; Сантос, Северная Каролина; Удри, С. (2011). «HARPS ищет планеты земного типа в обитаемой зоне». Астрономия и астрофизика . 534 : A58. arXiv : 1108.3447 . Bibcode : 2011A & A ... 534A..58P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117055 . S2CID 15088852 . 
  3. ↑ Planet Hunting: Finding Earth-like Planets. Архивировано 28 июля 2010 г. в Wayback Machine . Научные вычисления. 19 июля 2010 г.
  4. ^ Ballard, S .; Fabrycky, D .; Фрессин, Ф .; Charbonneau, D .; Пустыня, JM; Torres, G .; Марси, G .; Берк, CJ; Isaacson, H .; Henze, C .; Steffen, JH; Ciardi, DR; Хауэлл, SB; Кокран, WD; Endl, M .; Брайсон, СТ; Роу, Дж. Ф.; Холман, MJ; Лиссауэр, JJ; Дженкинс, JM; Тем не менее, М .; Ford, EB; Кристиансен, JL; Middour, CK; Haas, MR; Li, J .; Холл, младший; McCauliff, S .; Баталья, Нью-Мексико; Koch, DG; и другие. (2011). «Система Кеплер-19: транзитная планета 2.2 R ⊕ и вторая планета, обнаруженная по временным вариациям транзита». Астрофизический журнал . 743 (2): 200. arXiv : 1109.1561 . Bibcode : 2011ApJ ... 743..200B . Дои: 10.1088 / 0004-637X / 743/2/200 . S2CID  42698813 .
  5. ^ Pál, A .; Кочиш, Б. (2008). "Измерения прецессии периастра в транзитных внесолнечных планетных системах на уровне общей теории относительности". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 389 (1): 191–198. arXiv : 0806.0629 . Bibcode : 2008MNRAS.389..191P . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13512.x . S2CID 15282437 . 
  6. ^ Silvotti, R .; Schuh, S .; Janulis, R .; Solheim, J. -E .; Bernabei, S .; Østensen, R .; Освальт, Т. Д.; Bruni, I .; Gualandi, R .; Bonanno, A .; Vauclair, G .; Рид, М .; Chen, C. -W .; Leibowitz, E .; Папаро, М .; Баран, А .; Charpinet, S .; Dolez, N .; Kawaler, S .; Курц, Д .; Москалик, П .; Riddle, R .; Золя, С. (2007). «Гигантская планета, вращающаяся вокруг звезды V 391 Pegasi,« крайняя горизонтальная ветвь »» (PDF) . Природа . 449 (7159): 189–91. Bibcode : 2007Natur.449..189S . DOI : 10,1038 / природа06143 . PMID 17851517 . S2CID 4342338 .   
  7. ^ Дженкинс, JM; Лоранс Р. Дойл (20 сентября 2003 г.). «Обнаружение отраженного света от близких планет-гигантов с помощью космических фотометров». Астрофизический журнал . 1 (595): 429–445. arXiv : astro-ph / 0305473 . Bibcode : 2003ApJ ... 595..429J . DOI : 10.1086 / 377165 . S2CID 17773111 . 
  8. ^ Loeb, A .; Гауди, Б.С. (2003). «Периодическая изменчивость потока звезд из-за рефлекторного эффекта Доплера, вызванного планетными спутниками». Письма в астрофизический журнал . 588 (2): L117. arXiv : astro-ph / 0303212 . Bibcode : 2003ApJ ... 588L.117L . DOI : 10,1086 / 375551 . S2CID 10066891 . 
  9. ↑ Аткинсон, Нэнси (13 мая 2013 г.) Использование теории относительности и ПИВА для поиска экзопланет . Вселенная сегодня .
  10. ^ Шмид, HM; Beuzit, J. -L .; Feldt, M .; Gisler, D .; Gratton, R .; Хеннинг, Т .; Joos, F .; Каспер, М .; Lenzen, R .; Mouillet, D .; Moutou, C .; Quirrenbach, A .; Стам, DM; Thalmann, C .; Tinbergen, J .; Verinaud, C .; Waters, R .; Уолстенкрофт, Р. (2006). «Поиск и исследование внесолнечных планет с помощью поляриметрии» . Труды Международного астрономического союза . 1 : 165. Bibcode : 2006dies.conf..165S . DOI : 10.1017 / S1743921306009252 .
  11. ^ Бердюгина, С.В. Бердюгин А.В.; Fluri, DM; Пиирола, В. (2008). «Первое обнаружение поляризованного рассеянного света экзопланетной атмосферы». Астрофизический журнал . 673 (1): L83. arXiv : 0712.0193 . Bibcode : 2008ApJ ... 673L..83B . DOI : 10.1086 / 527320 . S2CID 14366978 . 
  12. ^ «Просвещающие знаки зодиака Рыб ведут ученых к открытиям» . technology.org. 14 мая 2014 . Проверено 23 июля, 2016 .
  13. ^ a b Камминг, Эндрю; Батлер, Р. Пол; Марси, Джеффри В .; Фогт, Стивен С .; Райт, Джейсон Т .; Фишер, Дебра А. (2008). «Поиск планет Кека: обнаруживаемость и распределение по минимальной массе и периоду обращения внесолнечных планет». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 120 (867): 531–554. arXiv : 0803.3357 . Bibcode : 2008PASP..120..531C . DOI : 10.1086 / 588487 . S2CID 10979195 . 
  14. ^ Перец, HB; Кувенховен, МБН (2012). «О происхождении планет на очень широких орбитах в результате повторного захвата свободно плавающих планет». Астрофизический журнал . 750 (1): 83. arXiv : 1202.2362 . Bibcode : 2012ApJ ... 750 ... 83P . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 750/1/83 . S2CID 119195442 . 
  15. ^ Шарф, Калеб; Мену, Кристен (2009). "Долгопериодические экзопланеты от динамической релаксации". Астрофизический журнал . 693 (2): L113. arXiv : 0811.1981 . Bibcode : 2009ApJ ... 693L.113S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 693/2 / L113 . S2CID 7879291 . 
  16. ^ D'Angelo, G .; Durisen, RH; Лиссауэр, Дж. Дж. (2011). «Формирование планеты-гиганта» . В Сигере, С. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 319–346. arXiv : 1006,5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D .
  17. ^ Список каталогов . Энциклопедия внесолнечных планет
  18. ^ Нильсен, EL; Клоуз, Л. М. (2010). "Равномерный анализ 118 звезд с помощью высококонтрастных изображений: долгопериодические внесолнечные планеты-гиганты редко встречаются вокруг звезд, подобных Солнцу". Астрофизический журнал . 717 (2): 878–896. arXiv : 0909.4531 . Bibcode : 2010ApJ ... 717..878N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 717/2/878 . S2CID 119272089 . 
  19. ^ Марси, Джеффри; Батлер, Р. Пол; Фишер, Дебра; Фогт, Стивен; Райт, Джейсон Т .; Тинни, Крис Дж .; Джонс, Хью Р.А. (2005). «Наблюдаемые свойства экзопланет: массы, орбиты и металличности» . Приложение "Прогресс теоретической физики" . 158 : 24–42. arXiv : astro-ph / 0505003 . Bibcode : 2005PThPS.158 ... 24M . DOI : 10.1143 / PTPS.158.24 . S2CID 16349463 . Архивировано из оригинала на 2008-10-02. 
  20. ^ a b c Джонсон, Мишель; Харрингтон, JD (26 февраля 2014 г.). «Миссия НАСА« Кеплер »объявляет о планете Bonanza, 715 новых мирах» . НАСА . Проверено 26 февраля 2014 года .
  21. ^ Шнайдер, Дж. «Интерактивный каталог внесолнечных планет» . Энциклопедия внесолнечных планет .
  22. ↑ Танака, Хидэкадзу; Уорд, Уильям Р. (2004). «Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском. II. Волны эксцентриситета и изгибные волны» . Астрофизический журнал . 602 (2): 388–395. Bibcode : 2004ApJ ... 602..388T . DOI : 10.1086 / 380992 .
  23. ^ Босс, Алан (2009). Переполненная вселенная: поиск живых планет . Основные книги. п. 26 . ISBN 978-0-465-00936-7.
  24. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Lubow, Стивен Х .; Бейт, Мэтью Р. (2006). «Эволюция планет-гигантов в эксцентрических дисках». Астрофизический журнал . 652 (2): 1698–1714. arXiv : astro-ph / 0608355 . Bibcode : 2006ApJ ... 652.1698D . DOI : 10.1086 / 508451 . S2CID 53135965 . 
  25. ^ Тейссандье, Жан; Огилви, Гордон И. (2016). «Рост эксцентрических мод во взаимодействиях диск-планета». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (3): 3221–3247. arXiv : 1603.00653 . Bibcode : 2016MNRAS.458.3221T . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw521 .
  26. ^ Баркер, Адриан Дж .; Огилви, Гордон И. (2016). «Нелинейная гидродинамическая эволюция эксцентрических кеплеровских дисков в двух измерениях: подтверждение секулярной теории». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (4): 3739–3751. arXiv : 1603.02544 . Bibcode : 2016MNRAS.458.3739B . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw580 .
  27. ^ Лимбах, Массачусетс; Тернер, EL (2015). "Эксцентриситет орбиты экзопланеты - взаимосвязь множественности и Солнечная система" . Труды Национальной академии наук . 112 (1): 20–24. arXiv : 1404.2552 . Bibcode : 2015PNAS..112 ... 20L . DOI : 10.1073 / pnas.1406545111 . PMC 4291657 . PMID 25512527 .  
  28. ^ Уорд, Питер; Браунли, Дональд (2000). Редкая земля: почему сложная жизнь необычна во Вселенной . Springer. С. 122–123. ISBN 978-0-387-98701-9.
  29. ^ Родигас, TJ; Хинц, П.М. (2009). «Какие экзопланеты с радиальной скоростью имеют необнаруженных внешних спутников?». Астрофизический журнал . 702 (1): 716–723. arXiv : 0907.0020 . Bibcode : 2009ApJ ... 702..716R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 702/1/716 . S2CID 14817457 . 
  30. ^ Anglada-Escudé, G .; López-Morales, M .; Чемберс, Дж. Э. (2010). «Как эксцентричные орбитальные решения могут скрыть планетные системы на резонансных орбитах 2: 1». Астрофизический журнал . 709 (1): 168–178. arXiv : 0809.1275 . Bibcode : 2010ApJ ... 709..168A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 709/1/168 . S2CID 2756148 . 
  31. ^ Кейн, Стивен Р .; Ciardi, David R .; Гелино, Заря М .; фон Браун, Каспар (2012). «Распределение эксцентриситета экзопланет от кандидатов на планету Кеплер». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 425 (1): 757–762. arXiv : 1203.1631 . Bibcode : 2012MNRAS.425..757K . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21627.x . S2CID 5496129 . 
  32. ^ Мейсон, Джон (2008) Экзопланеты: обнаружение, формирование, свойства, обитаемость . Springer. ISBN 3-540-74007-4 . п. 2 
  33. ^ Вне Флатландии: орбиты перекосов в соседней планетной системе . Scientific American . 24 мая 2010 г.
  34. ^ "Переворачивая планетарную теорию с ног на голову" . Astro.gla.ac.uk. 13 апреля 2010 г.
  35. ↑ «Наклонение звезд может объяснить движение планет назад» , New Scientist , 1 сентября 2010 г., Vol. 2776.
  36. ^ Джордан, Андрес; Bakos, Gáspár Á. (2008). «Наблюдаемость общей релятивистской прецессии периастры экзопланет». Астрофизический журнал . 685 (1): 543–552. arXiv : 0806.0630 . Bibcode : 2008ApJ ... 685..543J . DOI : 10.1086 / 590549 . S2CID 13939328 . 
  37. ^ Иорио, Лоренцо (2010). «Классические и релятивистские эффекты прецессии узла в WASP-33b и перспективы их обнаружения». Астрофизика и космическая наука . 331 (2): 485–496. arXiv : 1006.2707 . Bibcode : 2011Ap и SS.331..485I . DOI : 10.1007 / s10509-010-0468-х . S2CID 119253639 . 
  38. ^ a b Продолжительность дня на экзопланете измерена впервые . Eso.org. 30 апреля 2014 г.
  39. ^ а б Снеллен, IAG; Brandl, BR; Де Кок, Р.Дж.; Броги, М .; Birkby, J .; Шварц, Х. (2014). «Быстрое вращение молодой внесолнечной планеты β Pictoris b». Природа . 509 (7498): 63–65. arXiv : 1404,7506 . Bibcode : 2014Natur.509 ... 63S . DOI : 10,1038 / природа13253 . PMID 24784216 . S2CID 119248149 .  
  40. ↑ Клотц, Ирен (30 апреля 2014 г.) Только что синхронизированная экзопланета вращает целый день за 8 часов . Discovery.com.
  41. ^ a b c d e Коррейя, Александр CM; Ласкар, Жак (2010). Приливная эволюция экзопланет . arXiv : 1009.1352 . Bibcode : 2010exop.book..239C . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  42. ↑ Коуэн, Рон (30 апреля 2014 г.) Вращение экзопланеты обнаружено впервые . Scientific American
  43. ^ Кроссфилд, IJM (2014). «Доплеровское изображение экзопланет и коричневых карликов». Астрономия и астрофизика . 566 : A130. arXiv : 1404,7853 . Бибкод : 2014A & A ... 566A.130C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201423750 . S2CID 119164450 . 
  44. ^ Ограничения на вращательную эволюцию молодых спутников планетарной массы , Марта Л. Брайан, Бьорн Беннеке, Хизер А. Кнутсон, Константин Батыгин, Брендан П. Боулер, 1 декабря 2017 г.
  45. ^ Раймонд, SN; Кокубо, Э .; Морбиделли, А; Morishima, R .; Уолш, KJ (2014). Формирование планет земной группы дома и за рубежом . Протозвезды и планеты VI . п. 595. arXiv : 1312.1689 . Bibcode : 2014prpl.conf..595R . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch026 . ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID  55207905 .
  46. ^ де Вит, Жюльен; Сигер, С. (19 декабря 2013 г.). «Ограничение массы экзопланеты с помощью спектроскопии пропускания». Наука . 342 (6165): 1473–1477. arXiv : 1401.6181 . Bibcode : 2013Sci ... 342.1473D . DOI : 10.1126 / science.1245450 . PMID 24357312 . S2CID 206552152 .  
  47. ^ Проблемы ограничения масс экзопланет с помощью спектроскопии пропускания , Наташа Э. Баталья1, Элиза М.-Р. Кемптон, Ростом Мбарек, 2017 г.
  48. ^ Nesvorný, D .; Морбиделли, А. (2008). "Определение массы и орбиты по временным изменениям транзита экзопланет" . Астрофизический журнал . 688 (1): 636–646. Bibcode : 2008ApJ ... 688..636N . DOI : 10.1086 / 592230 .
  49. ^ а б Басри, Гибор; Браун, Майкл Э. (2006). «Планетезимали для коричневых карликов: что такое планета?» (PDF) . Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci. (Представлена ​​рукопись). 34 : 193–216. arXiv : astro-ph / 0608417 . Bibcode : 2006AREPS..34..193B . DOI : 10.1146 / annurev.earth.34.031405.125058 . S2CID 119338327 .  
  50. ^ Сигер, С. и Lissauer, JJ (2010) "Введение в экзопланет", стр. 3-13 в экзопланет Сара Сигер (ред.), Университет Аризоны Press. ISBN 0-8165-2945-0 
  51. ^ Lissauer, JJ и де Патер, I. (2013) Фундаментальная Планетоведение: Физика, химия и Обитаемость . Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-61855-X . п. 74 
  52. ^ Baraffe, I .; Chabrier, G .; Барман, Т. (2010). «Физические свойства внесолнечных планет». Отчеты о достижениях физики . 73 (1): 016901. arXiv : 1001.3577 . Bibcode : 2010RPPh ... 73a6901B . CiteSeerX 10.1.1.754.8799 . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 73/1/016901 . S2CID 118698516 .  
  53. Перейти ↑ Masuda, K. (2014). «Обнаружены планеты с очень низкой плотностью вокруг Кеплера-51 с изменениями времени прохождения и аномалией, подобной событию затмения между планетами». Астрофизический журнал . 783 (1): 53. arXiv : 1401.2885 . Bibcode : 2014ApJ ... 783 ... 53М . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 783/1/53 . S2CID 119106865 . 
  54. ^ Бономо, AS; Sozzetti, A .; Lovis, C .; Малаволта, Л .; Рис, К .; Бучхаве, Луизиана; Сасселов, Д .; Кэмерон, AC; Latham, DW; Molinari, E .; Pepe, F .; Udry, S .; Affer, L .; Charbonneau, D .; Cosentino, R .; Дрессинг, CD; Dumusque, X .; Figueira, P .; Фьоренцано, AFM; Gettel, S .; Арутюнян, А .; Haywood, RD; Хорн, К .; Lopez-Morales, M .; Мэр, М .; Micela, G .; Motalebi, F .; Nascimbeni, V .; Филлипс, Д. Ф.; Piotto, G .; и другие. (2014). «Характеристика планетной системы Кеплер-101 с помощью HARPS-N». Астрономия и астрофизика . 572 : А2. arXiv : 1409.4592 . Бибкод : 2014A & A ... 572A ... 2B . DOI : 10,1051 / 0004-6361 / 201424617. S2CID  204937746 .
  55. ^ Weiss, LM; Марси, GW (2014). «Соотношение масса-радиус для 65 экзопланет меньше 4 радиусов Земли». Астрофизический журнал . 783 (1): L6. arXiv : 1312.0936 . Bibcode : 2014ApJ ... 783L ... 6W . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 783/1 / L6 . S2CID 31561392 . 
  56. ^ Марси, GW; Weiss, LM; Petigura, EA; Isaacson, H .; Ховард, AW; Бучхаве, Л.А. (2014). «Возникновение и структура ядра-оболочки планет размером 1–4 × Землю вокруг звезд, подобных Солнцу» . Труды Национальной академии наук . 111 (35): 12655–12660. arXiv : 1404.2960 . Bibcode : 2014PNAS..11112655M . DOI : 10.1073 / pnas.1304197111 . PMC 4156743 . PMID 24912169 .  
  57. ^ Лопес, ED; Фортни, Джей Джей (2014). «Понимание соотношения массы и радиуса суб-Нептунов: радиус в качестве прокси для композиции». Астрофизический журнал . 792 (1): 1. arXiv : 1311.0329 . Bibcode : 2014ApJ ... 792 .... 1л . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 792/1/1 . S2CID 118516362 . 
  58. ^ Buchhave, LA; Bizzarro, M .; Latham, DW; Сасселов, Д .; Кокран, WD; Endl, M .; Isaacson, H .; Juncher, D .; Марси, GW (2014). «Три режима радиуса внесолнечной планеты, выведенные из металличности родительской звезды» . Природа . 509 (7502): 593–595. arXiv : 1405,7695 . Bibcode : 2014Natur.509..593B . DOI : 10,1038 / природа13254 . PMC 4048851 . PMID 24870544 .  
  59. ^ Шлауфман, Кевин С. (2015). «Континуум формирования планет между 1 и 4 земными радиусами». Астрофизический журнал . 799 (2): L26. arXiv : 1501.05953 . Bibcode : 2015ApJ ... 799L..26S . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 799/2 / L26 . S2CID 53412036 . 
  60. ^ Цзинцзин Чен; Дэвид М. Киппинг (29 марта 2016 г.). «Вероятностное прогнозирование масс и радиусов иных миров». Астрофизический журнал . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . Bibcode : 2017ApJ ... 834 ... 17С . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / 834/1/17 . S2CID 119114880 . 
  61. ↑ Коуэн, Рон (6 января 2014 г.). «Экзопланета земной массы - не двойник Земли» . Новости природы . DOI : 10.1038 / nature.2014.14477 . S2CID 124963676 . Проверено 7 января 2014 года . 
  62. ^ Кабрера, Хуан; Гренфелл, Джон Ли; Неттельманн, Надин (2014) PS6.3. Наблюдения и моделирование экзопланет с низкой массой и низкой плотностью (LMLD) . Генеральная ассамблея Европейского союза наук о Земле, 2014 г.
  63. ^ Беннеке, Бьорн; Сигер, Сара (2013). «Как отличить облачные мини-Нептуны от суперземлей с преобладанием воды / летучих веществ». Астрофизический журнал . 778 (2): 153. arXiv : 1306.6325 . Bibcode : 2013ApJ ... 778..153B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 778/2/153 . S2CID 40723710 . 
  64. ^ Сассел, Димитары (2 июня 2014). Экзопланеты: от волнующего до раздражающего - Kepler-10c: «Мега-Земля» . 23 мин.
  65. ^ Агилар, DA; Пуллиам, К. (2 июня 2014 г.). «Астрономы нашли новый тип планеты:« Мега-Земля » » . www.cfa.harvard.edu . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики.
  66. ^ Dumusque, X .; Bonomo, AS; Haywood, RLD; Малаволта, Л .; Ségransan, D .; Бучхаве, Луизиана; Кэмерон, AC; Latham, DW; Molinari, E .; Pepe, F .; Удры, ИП; Charbonneau, D .; Cosentino, R .; Дрессинг, CD; Figueira, P .; Фьоренцано, AFM; Gettel, S .; Арутюнян, А .; Хорн, К .; Lopez-Morales, M .; Lovis, C .; Мэр, М .; Micela, G .; Motalebi, F .; Nascimbeni, V .; Филлипс, Д. Ф.; Piotto, G .; Pollacco, D .; Queloz, D .; Рис, К .; и другие. (2014). «Планетная система Кеплер-10, вновь посещенная HARPS-N: горячий скалистый мир и твердая планета с массой Нептуна». Астрофизический журнал . 789 (2): 154. arXiv : 1405.7881 . Bibcode : 2014ApJ ... 789..154D . doi :10.1088 / 0004-637X / 789/2/154 . S2CID  53475787 .
  67. ^ Nayakshin Сергей (2015). «Модель уменьшения размеров приливов. IV. Деструктивная обратная связь на планетах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 461 (3): 3194–3211. arXiv : 1510.01630 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw1404 .
  68. ^ Deleuil, M .; Bonomo, AS; Ferraz-Mello, S .; Эриксон, А .; Bouchy, F .; Гавел, М .; Aigrain, S .; Almenara, J.-M .; Алонсо, Р .; Auvergne, M .; Баглин, А .; Баржа, П .; Bordé, P .; Bruntt, H .; Cabrera, J .; Карпано, С .; Cavarroc, C .; Csizmadia, Sz .; Damiani, C .; Deeg, HJ; Dvorak, R .; Фридлунд, М .; Hébrard, G .; Gandolfi, D .; Gillon, M .; Guenther, E .; Гийо, Т .; Hatzes, A .; Jorda, L .; Léger, A .; и другие. (2012). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT». Астрономия и астрофизика . 538 : A145. arXiv : 1109,3203 . Бибкод : 2012A & A ... 538A.145D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117681 . S2CID 118339296 .
  69. ^ Наблюдения за временем прохождения от Кеплера: VII. Подтверждение наличия 27 планет в 13 многопланетных системах с помощью временных изменений транзита и стабильности орбиты , Джейсон Х. Стеффен и др., 16 августа 2012 г.
  70. ^ Mocquet, A .; Grasset, O .; Сотин, К. (2013)Сверхплотные остатки экзопланет газовых гигантов , EPSC Abstracts, Vol. 8, EPSC2013-986-1, Европейский конгресс по планетологии, 2013 г.
  71. ^ Mocquet, A .; Grasset, O .; Сотин, К. (2014). «Планеты с очень высокой плотностью: возможный остаток газовых гигантов» . Фил. Пер. R. Soc. . 372 (2014): 20130164. Bibcode : 2014RSPTA.37230164M . DOI : 10,1098 / rsta.2013.0164 . PMID 24664925 . 
  72. ^ a b c Seager, S .; Kuchner, M .; Иер-Маджумдер, Калифорния; Милитцер, Б. (2007). «Взаимосвязь массы и радиуса твердых экзопланет». Астрофизический журнал . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Bibcode : 2007ApJ ... 669.1279S . DOI : 10,1086 / 521346 . S2CID 8369390 . 
  73. ^ a b c Картер, Дж. А; Винн, Дж. Н. (2010). «Эмпирические ограничения сплющенности экзопланеты». Астрофизический журнал . 709 (2): 1219–1229. arXiv : 0912.1594 . Bibcode : 2010ApJ ... 709.1219C . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 709/2/1219 . S2CID 73583633 . 
  74. ^ Leconte, J .; Проложенный.; Шабрие, Г. (2011). «Искаженные несферические транзитные планеты: влияние на глубину прохождения и определение радиуса». Астрономия и астрофизика . 528 : A41. arXiv : 1101.2813 . Bibcode : 2011A & A ... 528A..41L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015811 . S2CID 56543291 . 
  75. ^ Аррас, Фил; Сократ, Аристотель (2009). «Тепловые приливы на короткопериодных экзопланетах». arXiv : 0901.0735 [ astro-ph.EP ].
  76. ^ Мадхусудхан, Никку; Кнутсон, Хизер; Фортни, Джонатан; Бармен, Трэвис (2014). «Экзопланетные атмосферы». Протозвезды и планеты VI . Протозвезды и планеты Vi . п. 739. arXiv : 1402.1169 . Bibcode : 2014prpl.conf..739M . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch032 . ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID  118337613 .
  77. ^ Сигер, S .; Деминг, Д. (2010). "Атмосфера экзопланеты". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 : 631–672. arXiv : 1005,4037 . Bibcode : 2010ARA & A..48..631S . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081309-130837 . S2CID 119269678 . 
  78. ^ Родлер, Ф .; Lopez-Morales, M .; Рибас, И. (июль 2012 г.). «Взвешивание непроходящего горячего Юпитера τ Boo b». Письма в астрофизический журнал . 753 (1): L25. arXiv : 1206,6197 . Bibcode : 2012ApJ ... 753L..25R . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 753/1 / L25 . S2CID 119177983 . L25. 
  79. ^ Brogi, M .; Снеллен, IAG; Де Кок, Р.Дж.; Альбрехт, С .; Birkby, J .; Де Муидж, EJW (2012). «Сигнатура орбитального движения с дневной стороны планеты τ Boötis b». Природа . 486 (7404): 502–504. arXiv : 1206.6109 . Bibcode : 2012Natur.486..502B . DOI : 10.1038 / nature11161 . PMID 22739313 . S2CID 4368217 .  
  80. ^ Ху, Рэнью; Ehlmann, Bethany L .; Сигер, Сара (2012). «Теоретические спектры поверхности экзопланет земного типа». Астрофизический журнал . 752 (1): 7. arXiv : 1204.1544 . Bibcode : 2012ApJ ... 752 .... 7H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 752/1/7 . S2CID 15219541 . 
  81. ^ "НАСА, ЕКА и К. Хейнс и А. Манделл (Центр космических полетов Годдарда)" . Проверено 15 июня 2015 года .
  82. ^ Knutson, HA; Charbonneau, D .; Allen, LE; Фортни, Джей Джей; Agol, E .; Cowan, NB; Шоумен, АП; Купер, CS; Мегит, СТ (2007). "Карта дневного и ночного контраста внесолнечной планеты HD 189733b" (PDF) . Природа . 447 (7141): 183–6. arXiv : 0705.0993 . Bibcode : 2007Natur.447..183K . DOI : 10,1038 / природа05782 . PMID 17495920 . S2CID 4402268 .   
  83. ↑ Чой, Чарльз К. (1 сентября 2011 г.) Инопланетная жизнь более вероятна на планетах «Дюны». Архивировано 2 декабря 2013 года на Wayback Machine . Журнал Astrobiology
  84. ^ Abe, Y .; Abe-Ouchi, A .; Сон, NH; Занле, KJ (2011). «Пределы обитаемой зоны для сухих планет». Астробиология . 11 (5): 443–460. Bibcode : 2011AsBio..11..443A . DOI : 10.1089 / ast.2010.0545 . PMID 21707386 . 
  85. ^ Сигер, С. (2013). «Обитаемость экзопланеты». Наука . 340 (6132): 577–81. Bibcode : 2013Sci ... 340..577S . CiteSeerX 10.1.1.402.2983 . DOI : 10.1126 / science.1232226 . PMID 23641111 . S2CID 206546351 .   
  86. ^ Kopparapu, Ravi Kumar; Рамирес, Рамзес М .; Schottelkotte, Джеймс; Кастинг, Джеймс Ф .; Домагал-Гольдман, Шон; Эймет, Винсент (2014). «Обитаемые зоны вокруг звезд главной последовательности: зависимость от планетной массы». Астрофизический журнал . 787 (2): L29. arXiv : 1404,5292 . Bibcode : 2014ApJ ... 787L..29K . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 787/2 / L29 . S2CID 118588898 . 
  87. ^ Хамано, К .; Abe, Y .; Генда, Х. (2013). «Возникновение двух типов планет земной группы при затвердевании магматического океана». Природа . 497 (7451): 607–10. Bibcode : 2013Natur.497..607H . DOI : 10,1038 / природа12163 . PMID 23719462 . S2CID 4416458 .  
  88. ^ Ян, J .; Boué, GL; Фабрики, округ Колумбия; Аббат, Д.С. (2014). «Сильная зависимость внутреннего края обитаемой зоны от скорости вращения планет» (PDF) . Астрофизический журнал . 787 (1): L2. arXiv : 1404.4992 . Bibcode : 2014ApJ ... 787L ... 2Y . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 787/1 / L2 . S2CID 56145598 . Архивировано из оригинального (PDF) 12 апреля 2016 года . Проверено 28 июля 2016 .  
  89. ^ "Реальный мир научной фантастики № 2: планета Hot Eyeball" . планетапланета . 2014-10-07.
  90. ^ Ян, июнь; Коуэн, Николас Б .; Аббат, Дориан С. (2013). «Стабилизация обратной связи с облаками значительно расширяет обитаемую зону планет, заблокированных приливом». Астрофизический журнал . 771 (2): L45. arXiv : 1307.0515 . Bibcode : 2013ApJ ... 771L..45Y . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 771/2 / L45 . S2CID 14119086 . 
  91. ^ Исправить, JP; Теске, А. (2005). «Расширяя границы глубинной микробиологии». Палеогеография, палеоклиматология, палеоэкология . 219 (1–2): 131–155. Bibcode : 2005PPP ... 219..131A . DOI : 10.1016 / j.palaeo.2004.10.018 .
  92. ↑ По словам исследователей , более удаленные планеты «могут поддерживать жизнь» , BBC, 7 января 2014 года.
  93. ↑ Abbot, DS; Свитцер, ER (2011). «Степной волк: предложение об обитаемой планете в межзвездном пространстве» . Астрофизический журнал . 735 (2): L27. arXiv : 1102.1108 . Bibcode : 2011ApJ ... 735L..27A . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 735/2 / L27 . S2CID 73631942 . 
  94. Перейти ↑ Loeb, A. (2014). «Обитаемая эпоха ранней Вселенной». Международный журнал астробиологии . 13 (4): 337–339. arXiv : 1312.0613 . Bibcode : 2014IJAsB..13..337L . CiteSeerX 10.1.1.748.4820 . DOI : 10.1017 / S1473550414000196 . S2CID 2777386 .  
  95. ^ Дом, милый экзоспутник: Новый рубеж в поисках ЕТ , New Scientist, 29 июля 2015
  96. ^ Линсенмайер, Мануэль; Паскаль, Сальваторе; Лукарини, Валерио (2014). «Обитаемость планет, похожих на Землю, с большой наклонностью и эксцентрическими орбитами: результаты модели общей циркуляции». Планетарная и космическая наука . 105 : 43–59. arXiv : 1401,5323 . Bibcode : 2015P & SS..105 ... 43L . DOI : 10.1016 / j.pss.2014.11.003 . S2CID 119202437 . 
  97. ↑ Келли, Питер (15 апреля 2014 г.) Астрономы: «Наклоняемые миры» могут содержать жизнь . www.washington.edu
  98. ^ Армстронг, JC; Barnes, R .; Домагал-Гольдман, С .; Breiner, J .; Куинн, TR; Луга, VS (2014). «Влияние экстремальных вариаций наклона на обитаемость экзопланет» . Астробиология . 14 (4): 277–291. arXiv : 1404,3686 . Bibcode : 2014AsBio..14..277A . DOI : 10.1089 / ast.2013.1129 . PMC 3995117 . PMID 24611714 .  
  99. ↑ Келли, Питер (18 июля 2013 г.) Более теплый планетарный рай вокруг холодных звезд, поскольку лед скорее нагревает, чем охлаждает . www.washington.edu
  100. ^ Щиты, AL; Bitz, CM ; Медоуз, ВС; Джоши, ММ; Робинсон, Т.Д. (2014). «Спектральное уменьшение ледникового покрова из-за увеличения звездной светимости». Астрофизический журнал . 785 (1): L9. arXiv : 1403,3695 . Bibcode : 2014ApJ ... 785L ... 9S . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 785/1 / L9 . S2CID 118544889 . 
  101. ^ Barnes, R .; Mullins, K .; Goldblatt, C .; Медоуз, ВС; Кастинг, JF; Хеллер, Р. (2013). «Приливные Венеры: запуск климатической катастрофы из-за приливного нагрева» . Астробиология . 13 (3): 225–250. arXiv : 1203,5104 . Bibcode : 2013AsBio..13..225B . DOI : 10.1089 / ast.2012.0851 . PMC 3612283 . PMID 23537135 .  
  102. ^ Heller, R .; Армстронг, Дж. (2014). «Сверхобитаемые миры». Астробиология . 14 (1): 50–66. arXiv : 1401.2392 . Bibcode : 2014AsBio..14 ... 50H . DOI : 10.1089 / ast.2013.1088 . PMID 24380533 . S2CID 1824897 .  
  103. ^ Джексон, B .; Barnes, R .; Гринберг, Р. (2008). «Приливное нагревание внесолнечных планет земного типа и последствия для их обитаемости». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 391 (1): 237–245. arXiv : 0808.2770 . Bibcode : 2008MNRAS.391..237J . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13868.x . S2CID 19930771 . 
  104. ^ Пол Gilster, Эндрю Лепаж (2015-01-30). «Обзор кандидатов на лучшие обитаемые планеты» . Центаврианские мечты, Фонд Тау Ноль . Проверено 24 июля 2015 .
  105. ^ Джованни Ф. Бигнами (2015). Тайна семи сфер: как Homo sapiens завоюет космос . Springer. п. 110. ISBN 978-3-319-17004-6.
  106. ^ Сандерс, Р. (4 ноября 2013 г.). «Астрономы отвечают на ключевой вопрос: насколько распространены обитаемые планеты?» . newscenter.berkeley.edu .
  107. ^ Petigura, EA; Ховард, AW; Марси, GW (2013). «Преобладание планет размером с Землю, вращающихся вокруг звезд, подобных Солнцу» . Труды Национальной академии наук . 110 (48): 19273–19278. arXiv : 1311.6806 . Bibcode : 2013PNAS..11019273P . DOI : 10.1073 / pnas.1319909110 . PMC 3845182 . PMID 24191033 .  
  108. ↑ Хан, Амина (4 ноября 2013 г.). «Млечный Путь может вместить миллиарды планет размером с Землю» . Лос-Анджелес Таймс . Проверено 5 ноября 2013 года .
  109. ↑ Хауэлл, Элизабет (6 февраля 2013 г.). «Ближайшая« чужеродная Земля »может быть на расстоянии 13 световых лет» . Space.com . TechMediaNetwork . Проверено 7 февраля 2013 года .
  110. ^ Kopparapu, Рави Кумар (март 2013). «Пересмотренная оценка частоты появления планет земной группы в обитаемых зонах вокруг М-карликов Кеплера». Письма в астрофизический журнал . 767 (1): L8. arXiv : 1303.2649 . Bibcode : 2013ApJ ... 767L ... 8K . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 767/1 / L8 . S2CID 119103101 . 
  111. ^ «Миссия Кеплера НАСА обнаруживает более старшего кузена на Земле» . 2015-07-23 . Проверено 23 июля 2015 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Kepler общедоступные данные в архив по Научный институт космического телескопа
  • Strömgren Survey по астросейсмологии и галактической археологии
Каталоги и базы данных экзопланет
  • Экзопланет Encyclopaedia на Парижской обсерватории
  • Каталог обитаемых экзопланет от UPR Arecibo
  • Атлас новых миров от НАСА / Лаборатории реактивного движения PlanetQuest