Мирового океана , океан планеты , водный мир , aquaplanet , kropla или panthalassic планета является типом земной планеты , которая содержит значительное количество воды , как гидросферы на ее поверхности или внутри подповерхностного океана . [1] [2] [3] [4] Термин « мир океана» также иногда используется для обозначения астрономических тел с океаном, состоящим из другой жидкости или талассогена , [5] таких как лава (случай Ио), аммиак (в эвтектической смеси с водой, как это, вероятно, в случае внутреннего океана Титана ) или углеводороды, как на поверхности Титана (которые могут быть наиболее распространенным видом экзоэи). [6]
Земля - единственный известный астрономический объект, на поверхности которого есть тела с жидкой водой, хотя было найдено несколько экзопланет с подходящими условиями для поддержания жидкой воды. [7] Что касается экзопланет, современные технологии не могут напрямую наблюдать за жидкой поверхностной водой, поэтому атмосферный водяной пар может использоваться в качестве заместителя. [8] Характеристики океанических миров - или океанических планет - дают ключ к разгадке их истории, а также формирования и эволюции Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал для зарождения и поддержания жизни .
В июне 2020 года ученые НАСА сообщили, что вполне вероятно, что экзопланеты с океанами являются обычным явлением в галактике Млечный Путь , на основе исследований математического моделирования [9] [10] [11] .
Астроокеанография - это наука о внеземных океанах.
Обзор
Планетарные тела Солнечной системы
Океанские миры представляют чрезвычайный интерес для астробиологов из- за их способности развивать жизнь и поддерживать биологическую активность в геологических временных масштабах. [4] [3] Основные луны и карликовые планеты в Солнечной системе думали укрывать подповерхностные океаны представляют значительный интерес , поскольку они могут быть достигнуты и изучены космическими зондами , в отличии от экзопланешь . Наиболее известные водные миры в Солнечной системе - это Каллисто , Энцелад , Европа , Ганимед и Титан . [3] [12] Европа и Энцелад считаются одними из самых привлекательных объектов для исследования из-за их сравнительно тонкой внешней корки и наблюдений за криовулканизмом .
Множество других тел в Солнечной системе считаются кандидатами на размещение подземных океанов на основании одного типа наблюдений или теоретического моделирования, включая Ариэль , [12] Цереру , [3] [13] [14] [15] [16 ] ] [17] Диона , [3] [13] [14] [15] [16] [17] Эрис , [4] [18] Мимас , [19] [20] Миранда , [12] Оберон , [4] [18] Плутон , [3] [13] [14] [15] [16] [17] [12] и Тритон . [3] [13] [14] [15] [16] [17] [12]
Экзопланеты
Вне Солнечной системы, Kepler-11 , [22] GJ 1214 b , Kepler-22b , Kepler-62f , Kepler-62e [23] [24] [25] [26] и планеты TRAPPIST-1 [27] [ 28] являются одними из наиболее вероятных известных кандидатов на внесолнечную океаническую планету.
Хотя 70,8% всей земной поверхности «s покрыто водой, [29] воды составляет лишь 0,05% от массы Земли. Внеземной океан может быть настолько глубоким и плотным, что даже при высоких температурах давление превратит воду в лед. Огромные давления в нижних отделах таких океанов могут привести к образованию мантии экзотических форм льда , таким как ледяной V . [22] Этот лед не обязательно будет таким же холодным, как обычный лед. Если планета находится достаточно близко к своей звезде, чтобы вода достигла точки кипения, вода станет сверхкритической и не будет иметь четко определенной поверхности. [30] Даже на более прохладных планетах с преобладанием воды атмосфера может быть намного толще, чем у Земли, и состоять в основном из водяного пара, что создает очень сильный парниковый эффект . Такие планеты должны быть достаточно маленькими, чтобы не удерживать толстую оболочку из водорода и гелия, или быть достаточно близко к своей первичной звезде, чтобы лишиться этих легких элементов. [22] В противном случае, они образуют более теплый вариант из с ледяной великан вместо этого, как Уран и Нептун .
История
Важная предварительная теоретическая работа была проведена перед запуском планетарных миссий, начиная с 1970-х годов. В частности, в 1971 году Льюис показал, что одного радиоактивного распада, вероятно, достаточно для образования подповерхностных океанов в больших лунах, особенно если аммиак ( NH3) присутствовал. Пил и Кассен выяснили в 1979 году важную роль приливного нагрева (также известного как приливное изгибание) в эволюции и структуре спутников. [3] Первое подтвержденное обнаружение экзопланеты было в 1992 году. В 2004 году Ален Леже и др. Пришли к выводу, что небольшое количество ледяных планет, которые формируются в области за линией снега, могут мигрировать внутрь до ~ 1 а.е. , где впоследствии внешние слои плавиться. [31] [32]
Совокупные данные, собранные космическим телескопом Хаббл , а также миссиями Pioneer , Galileo , Voyager , Cassini – Huygens и New Horizons , убедительно указывают на то, что несколько внешних тел Солнечной системы имеют внутренние океаны с жидкой водой под изолирующей ледяной оболочкой. [3] [33] Между тем космическая обсерватория Кеплер , запущенная 7 марта 2009 года, обнаружила тысячи экзопланет, около 50 из них размером с Землю, в обитаемых зонах или рядом с ними . [34] [35]
Были обнаружены планеты почти всех масс, размеров и орбит, что свидетельствует не только о переменном характере формирования планет, но и о последующей миграции через околозвездный диск от места происхождения планеты. [8] По состоянию на 1 июня 2021 года насчитывалось 4 758 подтвержденных экзопланет в 3 517 планетных системах , причем 783 системы имели более одной планеты . [36]
В июне 2020 года ученые НАСА сообщили, что вполне вероятно, что экзопланеты с океанами могут быть обычным явлением в галактике Млечный Путь , основываясь на исследованиях математического моделирования . [9] [10]
Формирование
Планетарные объекты, которые образуются во внешней Солнечной системе, начинаются как кометоподобная смесь примерно наполовину воды и наполовину скальных пород по массе, и их плотность ниже, чем у скалистых планет. [32] Ледяные планеты и луны, которые формируются около линии замерзания, должны содержать в основном H
2О и силикаты . Те, что образуются дальше, могут усваивать аммиак ( NH
3) и метана ( CH
4) в виде гидратов вместе с CO , N2, и CO2. [37]
Планеты, которые сформировались до рассеяния газообразного околозвездного диска, испытывают сильные вращающие моменты, которые могут вызвать быструю внутреннюю миграцию в обитаемую зону, особенно для планет в диапазоне масс Земли. [38] [37] Поскольку вода хорошо растворяется в магме , большая часть воды на планете изначально будет захвачена мантией . Когда планета охлаждается и мантия начинает затвердевать снизу вверх, большое количество воды (от 60% до 99% от общего количества в мантии) выделяется, образуя паровую атмосферу, которая в конечном итоге может конденсироваться с образованием океана. . [38] Формирование океана требует дифференциации и источника тепла, будь то радиоактивный распад , приливное нагревание или ранняя светимость родительского тела. [3] К сожалению, начальные условия после аккреции теоретически неполны.
Планеты, которые сформировались во внешних, богатых водой областях диска и мигрировали внутрь, с большей вероятностью будут иметь много воды. [39] И наоборот, планеты, которые сформировались близко к своим родительским звездам, с меньшей вероятностью будут иметь воду, потому что первичные диски газа и пыли, как полагают, имеют горячие и сухие внутренние области. Таким образом, если водный мир будет обнаружен рядом со звездой , это будет веским доказательством миграции и образования ex situ [22], потому что летучих веществ рядом со звездой недостаточно для образования in situ . [2] Моделирование образования Солнечной системы и образования вне Солнечной системы показало, что планеты, скорее всего, будут перемещаться внутрь (т. Е. К звезде) по мере их формирования. [40] [41] [42] Внешняя миграция также может происходить при определенных условиях. [42] Внутренняя миграция представляет собой возможность того, что ледяные планеты могут переместиться на орбиты, где их лед тает в жидкую форму, превращая их в океанические планеты. Впервые эта возможность обсуждалась в астрономической литературе Марком Кучнером [37] и Аленом Леже в 2004 году [30].
Состав
Внутренняя структура ледяного астрономического тела обычно определяется из измерений его объемной плотности, моментов силы тяжести и формы. Определение момента инерции тела может помочь оценить, подверглось ли оно дифференциации (разделению на слои каменного льда) или нет. В некоторых случаях измерения формы или силы тяжести могут использоваться для определения момента инерции - если тело находится в гидростатическом равновесии (т.е. ведет себя как жидкость в течение длительного времени). Однако доказать, что тело находится в гидростатическом равновесии, чрезвычайно сложно, но, используя комбинацию данных о форме и гравитации, можно вывести гидростатический вклад. [3] Конкретные методы обнаружения внутренних океанов включают магнитную индукцию , геодезию , либрации , наклон оси , реакцию на приливы , радиолокационное зондирование , композиционные данные и особенности поверхности. [3]
Обычная ледяная луна будет состоять из слоя воды, расположенного на силикатном ядре . Для небольшого спутника, такого как Энцелад , океан будет располагаться прямо над силикатами и под твердой ледяной оболочкой, но для более крупного, богатого льдом тела, такого как Ганимед , давление достаточно велико, чтобы лед на глубине фактически превратился в фазы с более высоким давлением. образуя «водный бутерброд» с океаном, расположенным между ледяными панцирями. [3] Важное различие между этими двумя случаями состоит в том, что для небольшого спутника океан находится в прямом контакте с силикатами, которые могут обеспечивать гидротермальную и химическую энергию и питательные вещества для простых форм жизни. [3] Из-за меняющегося давления на глубине модели водного мира могут включать «пар, жидкость, сверхтекучий лед, лед под высоким давлением и плазменные фазы» воды. [43] Часть воды в твердой фазе может быть в форме льда VII . [44]
Поддержание подповерхностного океана зависит от скорости внутреннего нагрева по сравнению со скоростью отвода тепла и температуры замерзания жидкости. [3] Таким образом, выживание океана и приливное нагревание тесно связаны.
Меньшие океанические планеты будут иметь менее плотную атмосферу и меньшую гравитацию; таким образом, жидкость могла испаряться намного легче, чем на более массивных океанских планетах. Моделирование предполагает, что планеты и спутники массой меньше одной Земли могут иметь жидкие океаны, вызванные гидротермальной активностью , радиогенным нагревом или приливными колебаниями . [4] Там, где взаимодействия текучей среды и горных пород медленно распространяются в глубокий хрупкий слой, тепловая энергия от серпентинизации может быть основной причиной гидротермальной активности на малых океанских планетах. [4] Динамика мирового океана под изгибающимися ледяными панцирями представляет собой значительный набор проблем, которые еще только начали изучаться. Степень проявления криовулканизма является предметом некоторых дискуссий, поскольку вода, будучи плотнее льда примерно на 8%, при нормальных обстоятельствах испытывает трудности при извержении. [3] Тем не менее, недавние исследования показывают, что криовулканизм может происходить на океанских планетах, укрывающих внутренние океаны под слоями поверхностного льда [9] [10] [11], как и на ледяных спутниках Энцеладе и Европе в нашей солнечной системе.
Атмосферные модели
Для того, чтобы позволить воде быть жидкой в течение длительных периодов времени, планета -ила Луну - орбита в пределах необходимости в жилой зоне (HZ), обладает защитным магнитным полем , [45] [46] [8] и гравитационное притяжение необходимо поддерживать достаточное атмосферное давление . [7] Если гравитация планеты не выдержит этого, тогда вся вода в конечном итоге испарится в космическое пространство. Сильная планетная магнитосфера , поддерживаемая внутренним динамо-действием в электрически проводящем жидком слое, помогает защитить верхние слои атмосферы от потери массы звездным ветром и удерживать воду в длительных геологических масштабах времени. [45]
Атмосфера планеты образуется в результате выделения газа во время формирования планеты или гравитационно захвачена окружающей протопланетной туманностью . Температура поверхности экзопланеты определяется парниковыми газами атмосферы (или их отсутствием), поэтому атмосферу можно обнаружить в виде восходящего инфракрасного излучения, поскольку парниковые газы поглощают и повторно излучают энергию звезды-хозяина. [8] Богатые льдом планеты, которые мигрировали внутрь на орбиту слишком близко к своим звездам, могут образовывать плотную парную атмосферу, но все же сохранять свои летучие вещества в течение миллиардов лет, даже если их атмосферы подвергаются медленному гидродинамическому уходу . [31] [47] [37] Ультрафиолетовые фотоны не только вредны с биологической точки зрения, но и могут способствовать быстрому улету из атмосферы, что приводит к эрозии планетных атмосфер; [38] [37] фотолиз водяного пара и утечка водорода / кислорода в космос могут привести к потере нескольких земных океанов воды с планет по всей обитаемой зоне, независимо от того, ограничен ли уход по энергии или диффузией. [38] Количество потерянной воды кажется пропорциональным массе планеты, поскольку ограниченный диффузией поток убегающего водорода пропорционален силе тяжести на поверхности планеты.
Во время неуправляемого парникового эффекта водяной пар достигает стратосферы, где легко разрушается ( фотолизируется ) ультрафиолетовым излучением (УФ). Нагрев верхних слоев атмосферы ультрафиолетовым излучением может затем вызвать гидродинамический ветер, который разносит водород (и, возможно, часть кислорода) в космос, что приводит к необратимой потере поверхностной воды планеты, окислению поверхности и возможному накоплению кислорода. в атмосфере. [38] Судьба атмосферы данной планеты сильно зависит от экстремального потока ультрафиолета, продолжительности режима убегания, начального содержания воды и скорости поглощения кислорода поверхностью. [38] Богатые летучими веществами планеты должны чаще встречаться в обитаемых зонах молодых звезд и звезд M-типа . [37]
Композиционные модели
При изучении поверхности экзопланет и ее атмосферы возникают проблемы, поскольку облачность влияет на температуру, структуру атмосферы, а также на наблюдаемость спектральных характеристик . [48] Однако ожидается, что планеты, состоящие из большого количества воды в обитаемой зоне (HZ), будут иметь отличную геофизику и геохимию своей поверхности и атмосферы. [48] Например, в случае экзопланет Kepler-62e и -62f, они могут иметь жидкую внешнюю поверхность океана, паровую атмосферу или полное покрытие из поверхностного льда I , в зависимости от их орбиты в пределах HZ и величины их парникового эффекта . Некоторые другие поверхностные и внутренние процессы влияют на состав атмосферы, включая, помимо прочего, долю океана для растворения CO.
2и для относительной влажности атмосферы, окислительно-восстановительного состояния поверхности и внутренних пространств планеты, уровней кислотности океанов, планетарного альбедо и силы тяжести на поверхности. [8] [49]
Структура атмосферы, а также результирующие пределы HZ зависят от плотности атмосферы планеты, смещая HZ наружу для более низкой массы и внутрь для планет с большей массой. [48] Теория, а также компьютерные модели предполагают, что состав атмосферы водных планет в обитаемой зоне (HZ) не должен существенно отличаться от состава атмосферы планет суша-океан. [48] В целях моделирования предполагается, что первоначальный состав ледяных планетезималей, которые собираются в водные планеты, аналогичен составу комет: в основном вода ( H
2O ) и немного аммиака ( NH3) и диоксид углерода ( CO2). [48] Исходный состав льда, подобный составу комет, приводит к составу модели атмосферы 90% H.
2O , 5% NH
3, и 5% CO
2. [48] [50]
Атмосферные модели Kepler-62F показывают , что атмосферное давление от 1,6 бар до 5 бар СО
2необходимы для повышения температуры поверхности выше точки замерзания, что приводит к масштабному давлению на поверхности в 0,56–1,32 раза превышающему земное. [48]
Астробиология
Характеристики океанических миров или океанических планет дают ключ к разгадке их истории, а также формирования и эволюции Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их способность формировать и поддерживать жизнь . Жизнь в том виде, в каком мы ее знаем, требует жидкой воды, источника энергии и питательных веществ, и все три ключевых требования потенциально могут быть удовлетворены в некоторых из этих тел [3], что может дать возможность поддерживать простую биологическую активность в геологических временных масштабах. [3] [4] В августе 2018 года исследователи сообщили, что водные миры могут поддерживать жизнь. [51] [52]
Океанский мир жилье на Земле , как жизнь ограниченно , если планета полностью покрыта жидкой водой на поверхности, еще более ограничена , если под давление, твердый лед слой расположен между Мировым океаном и нижней скалистой мантией . [53] [54] Моделирование гипотетического океанического мира, покрытого водой из пяти океанов Земли, показывает, что вода не будет содержать достаточно фосфора и других питательных веществ для развития Земли, например, океанских организмов, производящих кислород, таких как планктон . На Земле фосфор смывается в океаны дождевой водой, ударяющейся о камни на открытой суше, поэтому этот механизм не будет работать в океаническом мире. Моделирование планет-океанов с 50 земными океанами воды показывает, что давление на морское дно будет настолько огромным, что внутренняя часть планеты не сможет выдержать тектонику плит, чтобы вулканизм мог обеспечить правильную химическую среду для земной жизни. [55]
С другой стороны, небольшие тела, такие как Европа и Энцелад , считаются особенно обитаемой средой, потому что их океаны находятся в прямом контакте с подстилающим силикатным ядром , потенциальным источником тепла и биологически важных химических элементов. [3] Поверхностная геологическая активность этих тел может также привести к переносу в океаны биологически важных строительных блоков, имплантированных на поверхность, таких как органические молекулы из комет или толинов, образованных солнечным ультрафиолетовым излучением простых органических соединений, таких как метан или этан , часто в сочетании с азотом. [56]
Кислород
Молекулярный кислород ( O
2) могут быть произведены геофизическими процессами, а также побочным продуктом фотосинтеза формами жизни, поэтому, хотя это обнадеживает, O
2не является надежной биоподпись . [30] [38] [57] [8] Фактически, планеты с высокой концентрацией O
2в их атмосфере может быть непригодно для жизни. [38] Абиогенез в присутствии огромного количества атмосферного кислорода может быть трудным, потому что ранние организмы полагались на свободную энергию, доступную в окислительно-восстановительных реакциях с участием множества соединений водорода; на O
2На богатой планете организмам придется конкурировать с кислородом за эту бесплатную энергию. [38]
Смотрите также
- Околозвездная обитаемая зона - орбиты, на которых на планетах может быть жидкая вода.
- Пустынная планета - Скалистая планета с очень небольшим количеством воды.
- Аналог Земли - планета с условиями окружающей среды, аналогичными земным.
- Внеземная жидкая вода - вода в жидком состоянии, которая естественным образом встречается за пределами Земли.
- Ледяная планета
- Список внесолнечных кандидатов на жидкую воду - статья в Википедии
- Океан § Внеземные океаны - соленая вода, покрывающая большую часть Земли.
Концепции миссии астробиологии в водные миры во внешней Солнечной системе:
- Исследователь Энцелада
- Искатель жизни на Энцеладе (ELF)
- Европа Лендер
- Исследователь Энцелада и Титана (E 2 T)
- Путешествие на Энцелад и Титан (JET)
- Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) - космический корабль Европейского космического агентства для исследования спутников Юпитера
- Лаплас-П - Предлагаемый российский космический корабль для изучения лунной системы Юпитера и приземления на Ганимед
- Исследование жизни Энцелада (ЖИЗНЬ)
- Oceanus
- Проверка пригодности океана Энцелада (ТЕО)
- Самоходный исследовательский аппарат для отбора проб на озере Титан (TALISE)
- Исследователь Titan Mare (TiME)
- Тритон Хоппер - Предлагаемый космический зонд НАСА Тритон
Рекомендации
- ^ Определение планеты Океан . Проверено 1 октября 2017 года.
- ^ а б Адамс, ER; Сигер, S .; Элкинс-Тантон, Л. (1 февраля 2008 г.). «Океанская планета или толстая атмосфера: о соотношении массы и радиуса твердых экзопланет с массивной атмосферой». Астрофизический журнал . 673 (2): 1160–1164. arXiv : 0710.4941 . Bibcode : 2008ApJ ... 673.1160A . DOI : 10.1086 / 524925 .
Планета с заданной массой и радиусом может иметь значительное содержание водяного льда (так называемая океаническая планета) или, альтернативно, большое твердое железное ядро и некоторое количество H и / или He.
- ^ Б с д е е г ч я J к л м п о р д р ы Nimmo, F .; Паппалардо, RT (8 августа 2016 г.). «Океанские миры во внешней Солнечной системе» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 121 (8): 1378. Bibcode : 2016JGRE..121.1378N . DOI : 10.1002 / 2016JE005081 . Проверено 1 октября 2017 .
- ^ Б с д е е г Вэнс, Стив; Harnmeijer, Jelte; Кимура, Джун; Hussmann, Hauke; Браун, Дж. Майкл (2007). «Гидротермальные системы малых океанических планет». Астробиология . 7 (6): 987–1005. Bibcode : 2007AsBio ... 7..987V . DOI : 10.1089 / ast.2007.0075 . PMID 18163874 .
- ^ [Ocean Worlds: История морей на Земле и других планетах]. Авторы Ян Заласевич и Марк Уильямс. ОУП Оксфорд, 23 октября 2014 г. ISBN 019165356X , 9780191653568.
- ^ FJ Ballesteros; А. Фернандес-Сото; VJ Martinez (2019). «Название: Погружение в экзопланеты: наиболее распространены ли водные моря?». Астробиология . 19 (5): 642–654. DOI : 10.1089 / ast.2017.1720 . hdl : 10261/213115 . PMID 30789285 .
- ^ а б "Есть ли на других планетах океаны?" . Национальное управление океанических и атмосферных исследований . 6 июля 2017 . Проверено 3 октября 2017 .
- ^ а б в г д е Сигер, Сара (2013). «Обитаемость экзопланеты». Наука . 340 (577): 577–581. Bibcode : 2013Sci ... 340..577S . DOI : 10.1126 / science.1232226 . PMID 23641111 .
- ^ а б в НАСА (18 июня 2020 г.). «Распространены ли в галактике планеты с океанами? Это вероятно, как выяснили ученые НАСА» . EurekAlert! . Проверено 20 июня 2020 .
- ^ а б в Шехтман, Лонни; и другие. (18 июня 2020 г.). «Распространены ли в Галактике планеты с океанами? Это вероятно, как выяснили ученые НАСА» . НАСА . Проверено 20 июня 2020 .
- ^ а б Quick, Lynnae C .; Роберж, Аки; Барр Млинар, Эми; Хедман, Мэтью М. (18.06.2020). "Прогнозирование темпов вулканической активности на экзопланетах суши и последствия для криовулканической активности на внесолнечных океанских мирах" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 132 (1014): 084402. Bibcode : 2020PASP..132h4402Q . DOI : 10,1088 / 1538-3873 / ab9504 .
- ^ а б в г д Хендрикс, Аманда Р .; Hurford, Terry A .; Баржа, Лаура М .; Блэнд, Майкл Т .; Bowman, Jeff S .; Бринкерхоф, Уильям; Буратти, Бонни Дж .; Cable, Morgan L .; Кастильо-Роже, Джули; Коллинз, Джеффри Ч .; и другие. (2019). «Дорожная карта НАСА к океанским мирам» . Астробиология . 19 (1): 1-27. Bibcode : 2019AsBio..19 .... 1H . DOI : 10.1089 / ast.2018.1955 . PMC 6338575 . PMID 30346215 .
- ^ а б в г МакИвен, Альфред (1 февраля 2016 г.). «Дорожные карты Мирового океана (ROW)» (PDF) . Лунно-планетный институт . Проверено 30 сентября 2017 .
- ^ а б в г Крич, Стивен Д.; Вейн, Грег. «Исследование мира океана и SLS: возможность поиска жизни» . Сервер технических отчетов НАСА . НАСА . Проверено 30 сентября 2017 .
- ^ а б в г Андерсон, Пол Скотт (15 мая 2015 г.). « „ Миры океана Exploration Программа“: новое бюджетное предложение призывает к представительствам Европа, Энцелад и Титан» . AmericaSpace . Проверено 30 сентября 2017 .
- ^ а б в г Венц, Джон (19 мая 2015 г.). «НАСА хочет заняться подводным исследованием спутников в океане» . Популярная механика . Проверено 30 сентября 2017 .
- ^ а б в г Бергер, Эрик (19 мая 2015 г.). «Бюджет НАСА закладывает семена программы по поиску жизни во внешней Солнечной системе» . Хрон . Проверено 30 сентября 2017 .
- ^ а б Hussmann, Hauke; Сол, Франк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних размеров спутников внешних планет и крупных транснептуновых объектов» . Икар . 185 (1): 258–273. Bibcode : 2006Icar..185..258H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
- ^ Океанские миры . Лаборатория реактивного движения, НАСА.
- ^ Программа исследования миров океана . НАСА
- ^ «Водные миры обычны: экзопланеты могут содержать огромное количество воды» . Phys.org . 17 августа 2018 . Проверено 17 августа 2018 года .
- ^ а б в г D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2016). "Модели формирования планет Кеплер-11 in situ и ex situ". Астрофизический журнал . 828 (1): в печати. arXiv : 1606.08088 . Bibcode : 2016ApJ ... 828 ... 33D . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 828/1/33 .
- ^ Водные миры и океанические планеты . 2012. Компания Sol
- ^ Дэвид Шарбонно; Закори К. Берта; Джонатан Ирвин; Кристофер Дж. Берк; и другие. (2009). «Супер-Земля, проходящая мимо ближайшей маломассивной звезды». Природа . 462 (17 декабря 2009 г.): 891–894. arXiv : 0912.3229 . Bibcode : 2009Natur.462..891C . DOI : 10,1038 / природа08679 . PMID 20016595 .
- ^ Кучнер, Сигер; Hier-Majumder, M .; Милитцер, Калифорния (2007). «Соотношение масса – радиус твердых экзопланет». Астрофизический журнал . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Bibcode : 2007ApJ ... 669.1279S . DOI : 10,1086 / 521346 .
- ^ Ринкон, Пол (5 декабря 2011 г.). «Дом вдали от дома: пять планет, на которых могла быть жизнь» . BBC News . Проверено 26 ноября +2016 .
- ^ Бурье, Винсент; де Вит, Жюльен; Егер, Матиас (31 августа 2017 г.). «Хаббл дает первые намеки на возможное содержание воды на планетах TRAPPIST-1» . www.SpaceTelescope.org . Проверено 4 сентября 2017 года .
- ^ PTI (4 сентября 2017 г.). "Первое свидетельство наличия воды на планетах TRAPPIST-1. Результаты показывают, что внешние планеты системы могут по-прежнему содержать значительное количество воды. Это включает три планеты в обитаемой зоне звезды, что придает дополнительный вес вероятности того, что они действительно могут быть обитаемыми " . Индийский экспресс . Проверено 4 сентября 2017 года .
- ^ Pidwirny, M. "Площадь поверхности нашей планеты, покрытая океанами и континентами. (Таблица 8o-1)" . Университет Британской Колумбии, Оканаган. 2006. Проверено 13 мая, 2016.
- ^ а б в Леже, Ален (2004). «Новое семейство планет?» «Планеты океана » ». Икар . 169 (2): 499–504. arXiv : astro-ph / 0308324 . Bibcode : 2004Icar..169..499L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.01.001 .
- ^ а б Кеннеди, Грант М .; Кеньон, Скотт Дж. (20 января 2008 г.). «Формирование планет вокруг звезд различной массы: линия снега и частота появления планет-гигантов». Астрофизический журнал . 673 (1): 502–512. arXiv : 0710.1065 . Bibcode : 2008ApJ ... 673..502K . DOI : 10.1086 / 524130 .
- ^ а б Léger, A .; Selsis, F .; Сотин, Ц .; Гийо, Т .; Despois, D .; Mawet, D .; Ollivier, M .; Labèque, A .; Valette, C .; Brachet, F .; Chazelas, B .; Ламмер, Х. (2004). «Новое семейство планет?« Океан-планеты » ». Икар . 169 (2): 499–504. arXiv : astro-ph / 0308324 . Bibcode : 2004Icar..169..499L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.01.001 .
- ^ Гринберг, Ричард (2005) Европа: Океанская луна: поиск чужой биосферы , Springer + Praxis Books, ISBN 978-3-540-27053-9 .
- ^ Прощай, Деннис (12 мая 2013 г.). «Искатель новых миров» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 13 мая 2014 года .
- ^ Прощай, Деннис (6 января 2015 г.). «Поскольку ряды планет Златовласки растут, астрономы думают, что делать дальше» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 6 января 2015 года .
- ^ Шнайдер, Дж. "Интерактивный каталог внесолнечных планет" . Энциклопедия внесолнечных планет . Проверено 1 июня 2021 года .
- ^ а б в г д е Кучнер, Марк (2003). «Летучие богатые планетами с массой Земли в обитаемой зоне». Астрофизический журнал . 596 (1): L105 – L108. arXiv : astro-ph / 0303186 . Bibcode : 2003ApJ ... 596L.105K . DOI : 10.1086 / 378397 .
- ^ Б с д е е г ч I Люгер, Р. (2015). «Экстремальная потеря воды и абиотическое накопление O 2 на планетах в обитаемых зонах M карликов» . Астробиология . 15 (2): 119–143. arXiv : 1411.7412 . Bibcode : 2015AsBio..15..119L . DOI : 10.1089 / ast.2014.1231 . PMC 4323125 . PMID 25629240 .
- ^ Гайдос, Э .; Haghighipour, N .; Agol, E .; Latham, D .; Raymond, S .; Райнер, Дж. (2007). «Новые миры на горизонте: планеты размером с Землю, близкие к другим звездам». Наука . 318 (5848): 210–213. arXiv : 0710.2366 . Bibcode : 2007Sci ... 318..210G . DOI : 10.1126 / science.1144358 . PMID 17932279 .
- ^ Tanaka, H .; Takeuchi, T .; Уорд, WR (2002). "Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском. I. Коротация и крутящие моменты Линдблада и миграция планет" . Астрофизический журнал . 565 (2): 1257–1274. Bibcode : 2002ApJ ... 565.1257T . DOI : 10.1086 / 324713 .
- ^ D'Angelo, G .; Любовь, SH (2010). «Трехмерные вращающие моменты диск-планета в локально изотермическом диске». Астрофизический журнал . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009,4148 . Bibcode : 2010ApJ ... 724..730D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 724/1/730 .
- ^ а б Lubow, SH; Ида, С. (2011). «Миграция планеты» . В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Bibcode : 2011exop.book..347L .
- ^ Роджерс, штат Луизиана; Сигер, С. (2010). «Три возможных источника газового слоя на GJ 1214b». Астрофизический журнал (аннотация). 716 (2): 1208–1216. arXiv : 0912.3243 . Bibcode : 2010ApJ ... 716.1208R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 716/2/1208 .
- ^ Дэвид А. Агилар (16 декабря 2009 г.). «Астрономы находят Супер-Землю, используя любительские готовые технологии» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Проверено 16 декабря 2009 года .
- ^ а б Дрисколл, Питер (май 2011 г.). «Оптимальные динамо в ядрах экзопланет земного типа: генерация магнитного поля и обнаруживаемость». Икар . 213 (1): 12–23. Bibcode : 2011Icar..213 ... 12D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.02.010 .
- ^ Пьерумберт, Раймонд; Гайдос, Эрик (2011). «Водородные парниковые планеты за пределами обитаемой зоны» . Астрофизический журнал . 734 (1): L13. arXiv : 1105.0021 . Bibcode : 2011ApJ ... 734L..13P . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 734/1 / L13 . ISSN 2041-8205 .
- ^ Кучнер, Марк Дж. (10 октября 2003 г.). «Летучие богатые планетами с массой Земли в обитаемой зоне». Письма в астрофизический журнал . 506 (1): L105 – L108. arXiv : astro-ph / 0303186 . Bibcode : 2003ApJ ... 596L.105K . DOI : 10.1086 / 378397 .
- ^ a b c d e f g Водные планеты в обитаемой зоне: наблюдаемые особенности химического состава атмосферы и случай с Kepler-62e и -62f
- ^ Кастинг, Ф .; Кэтлинг, Д. (2003). «Эволюция обитаемой планеты». Анну. Rev. Astron. Astrophys . 41 : 429. Bibcode : 2003ARA & A..41..429K . DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.071601.170049 .
- ^ Дрейк, Майкл Дж. (2005). «Происхождение воды на планетах земной группы» . Метеоритика и планетология . 40 (4): 519–527. Bibcode : 2005M & PS ... 40..519D . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2005.tb00960.x .
- ^ Персонал (1 сентября 2018 г.). «Водные миры могут поддерживать жизнь, - говорится в исследовании. Анализ, проведенный учеными из штата Пенсильвания в Чикаго, ставит под сомнение идею о том, что для жизни нужен« земной клон » » . EurekAlert . Проверено 1 сентября 2018 года .
- ^ Кайт, Эдвин С .; Форд, Эрик Б. (31 августа 2018 г.). «Обитаемость водных миров экзопланеты». Астрофизический журнал . 864 (1): 75. arXiv : 1801.00748 . Bibcode : 2018ApJ ... 864 ... 75K . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aad6e0 .
- ^ Franck, S .; Cuntz, M .; фон Бло, В .; Боунама, К. (январь 2003 г.). «Обитаемая зона планет с массой Земли около 47 UMa: результаты для наземных и водных миров» . Международный журнал астробиологии . 2 (1): 35–39. Bibcode : 2003IJAsB ... 2 ... 35F . DOI : 10.1017 / S1473550403001368 . Проверено 1 октября 2017 .
- ^ "Водные миры и океанические планеты" . Solsation.com . 2013. Проверено 7 января, 2016.
- ^ Витце, Александра (23 ноября 2017 г.). «Охотники за экзопланетами переосмысливают поиск инопланетной жизни» . Природа . 551 (23 ноября 2017 г.): 421–422. Bibcode : 2017Natur.551..421W . DOI : 10.1038 / nature.2017.23023 . PMID 29168837 .
- ^ Сара Хёрст, "Что такое толины?" , Planetary Society, 23 июля 2015 г. Дата обращения 30 ноября 2016 г.
- ^ Нарита, Норио (2015). «Титания может производить абиотические кислородные атмосферы на обитаемых экзопланетах» . Научные отчеты . 5 : 13977. arXiv : 1509.03123 . Bibcode : 2015NatSR ... 513977N . DOI : 10.1038 / srep13977 . PMC 4564821 . PMID 26354078 .
Внешние ссылки
- Ф. Селсис; Б. Хазелас; П. Борд; М. Оливье; и другие. (2007). «Можем ли мы идентифицировать горячие планеты-океаны с помощью CoRoT, Kepler и Doppler велосиметрии?». Икар . 191 (2): 453–468. arXiv : astro-ph / 0701608 . Bibcode : 2007Icar..191..453S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.04.010 .