Экзопланетология - Exoplanetology

Экзопланетология, или же экзопланетная наука, является интегрированной областью астрономической науки, посвященной поиску и изучению экзопланеты (внесолнечные планеты). Он использует междисциплинарный подход, который включает астробиология, астрофизика, астрономия, астрохимия, астрогеология, геохимия, и планетология.

Номенклатура

Основная статья: Соглашение об именах экзопланет

Соглашение об именах экзопланет является расширением системы именования множественных звезд, принятой в Международный астрономический союз (IAU). Для экзопланеты, вращающейся вокруг одиночной звезды, имя обычно формируется путем взятия имени ее родительской звезды и добавления строчной буквы. Первая планета, обнаруженная в системе, получает 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 IAU, чтобы разрешить именование околоземные планеты. У ограниченного числа экзопланет есть собственные имена, санкционированные МАС. Существуют и другие системы именования.

Методы обнаружения

Основная статья: Методы обнаружения внесолнечных планет

Прямая визуализация

Две экзопланеты, отображаемые непосредственно вокруг звезды Бета Живописца, без звезд и искусственно украшенных контуром орбиты одной из планет. Белая точка в центре - другая экзопланета в той же системе.
Планета с прямым изображением 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, к тому же родительская звезда вызывает блики, которые имеют тенденцию размывать его. Необходимо заблокировать свет от родительской звезды, чтобы уменьшить блики, оставив свет от планеты обнаружимым; это серьезная техническая задача, требующая экстремальных оптотермическая стабильность.[1] Все экзопланеты, которые были получены напрямую, большие (более массивные, чем Юпитер ) и далеко от их родительской звезды.

Специально разработанные инструменты для прямой визуализации, такие как Gemini Planet Imager, ВЛТ-СФЕРА, и SCExAO будет изображать десятки газовых гигантов, но подавляющее большинство известных внесолнечных планет было обнаружено только косвенными методами. Следующие косвенные методы оказались полезными:

Косвенные методы

Анимация системы звезда-планета с ребра, показывающая геометрию, рассматриваемую для транзитного метода обнаружения экзопланет.
Когда звезда находится за планетой, ее яркость кажется тусклой.
Если планета пересекает (или транзиты ) перед диском родительской звезды, то наблюдаемая яркость звезды незначительно падает. Степень затемнения звезды зависит, помимо других факторов, 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. В Кеплер телескоп использовал этот метод.
Гистограмма, показывающая количество экзопланет, обнаруженных за год и каждый метод обнаружения, по состоянию на сентябрь 2014 года. Сумма экзопланет, обнаруженных с января по сентябрь 2014 года, как минимум в 4,5 раза больше, чем в любом предыдущем году.
Открытых внесолнечных планет за год и на метод обнаружения (по состоянию на сентябрь 2014 г.):
  прямая визуализация
  микролинзирование		   транзит
  время		   радиальная скорость
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 звездного неба. спектральные линии из-за Эффект Допплера. Могут наблюдаться очень малые изменения лучевой скорости - 1 м / с или даже несколько меньше.[2]
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-19б предполагают существование второй планеты в системе, непереходящей Кеплер-19с.[3][4]
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]
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 со временем. В отличие от большинства других методов, которые имеют тенденцию к обнаружению планет с малыми (или для получения разрешенных изображений, большими) орбитами, метод микролинзирования наиболее чувствителен к обнаружению планет около 1–10AU вдали от звезд, подобных Солнцу.
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.
А пульсар (небольшой сверхплотный остаток звезды, взорвавшейся как сверхновая звезда ) очень регулярно излучает радиоволны при вращении. Если планеты вращаются вокруг пульсара, они вызовут небольшие аномалии во времени наблюдаемых им радиоимпульсов. Первое подтвержденное открытие внесолнечной планеты был изготовлен этим методом. Но по состоянию на 2011 год это было не очень продуктивно; Таким образом были обнаружены пять планет около трех разных пульсаров.
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]
Когда планета вращается очень близко к звезде, на нее улавливается 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 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]
Массивные планеты, расположенные рядом с родительскими звездами, могут слегка деформировать форму звезды. Это приводит к небольшому отклонению яркости звезды в зависимости от того, как она вращается относительно Земли.[9]
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 открытых планет.[10][11]
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 инфракрасный радиация. Детали на дисках могут указывать на присутствие планет, хотя это не считается окончательным методом обнаружения.

Параметры орбиты

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

Расстояние от звезды и орбитальный период

Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, орбитальные радиусы и периоды всех внесолнечных планет, обнаруженных до сентября 2014 года, с цветами, указывающими метод обнаружения
Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, орбитальные радиусы и периоды всех внесолнечных планет, обнаруженных до сентября 2014 года, с цветами, указывающими метод обнаружения:
  транзит
  время
  радиальная скорость
  прямая визуализация
  микролинзирование
Для справки, планеты Солнечной системы отмечены серыми кружками. По горизонтальной оси отложены 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 находятся намного дальше от своей звезды. Меркурий, ближайшая к Солнцу планета в 0,4астрономические единицы (AU), для обращения по орбите требуется 88 дней, но самые маленькие известные орбиты экзопланет имеют орбитальный период всего в несколько часов, см. Планета с ультракоротким периодом. В Кеплер-11 Система имеет пять планет на меньших орбитах, чем Меркурий. Нептун находится в 30 астрономических единицах от Солнца, и для их обращения по орбите требуется 165 лет, но есть экзопланеты, которые находятся на расстоянии тысяч астрономических единиц от своей звезды, и для их обращения по орбите требуется десятки тысяч лет, например GU Piscium b.[12]

В радиальная скорость и транзит методы наиболее чувствительны к планетам с малыми орбитами. Самые ранние открытия, такие как 51 Колышек b мы газовые гиганты с орбитами в несколько дней.[13] Эти "горячие юпитеры "вероятно сформировались дальше и мигрировали внутрь.

В прямая визуализация Метод наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами и 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. и модели аккреции керна предсказывать образование гигантских планет в пределах 10 а.е., где планеты могут слиться достаточно быстро до диска испаряется Планеты-гиганты с очень длинным периодом планеты-изгои это были захвачен,[14] или сформированы близко и гравитационно рассеиваются наружу, или планета и звезда могут иметь несбалансированную массу бинарная система с планетой, являющейся основным объектом отдельного протопланетного диска. Модели гравитационной неустойчивости может образовывать 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 их звезды, потому что наиболее часто используемые методы (лучевая скорость и транзит) требуют наблюдения нескольких орбит, чтобы подтвердить, что планета существует, и прошло достаточно времени с тех пор, как эти методы были 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 ВЛТ-СФЕРА. В микролинзирование Метод обнаружил несколько планет в диапазоне 1–10 а.е.[17]Кажется вероятным, что в большинстве экзопланетных систем есть одна или две планеты-гиганты с орбитами, сопоставимыми по размеру с орбитами Юпитера и Сатурна в Солнечной системе. В настоящее время известно, что планеты-гиганты с существенно большими орбитами встречаются редко, по крайней мере, вокруг звезд, подобных Солнцу.[18]

Расстояние до жилая зона от звезды зависит от типа звезды, и это расстояние изменяется в течение жизни звезды, так как размер и температура звезды изменяются.

Эксцентриситет

В эксцентриситет Орбиты - это мера того, насколько она эллиптическая (удлиненная). Все планеты Солнечной системы, кроме Меркурий имеют почти круговые орбиты (e <0,1).[19] Большинство экзопланет с орбитальным периодом 20 дней или меньше имеют почти круговые орбиты, то есть очень низкий эксцентриситет. Считается, что это связано с приливная циркуляризация: уменьшение эксцентриситета с течением времени из-за гравитационного взаимодействия между двумя телами. Планеты размером в основном меньше Нептуна, обнаруженные Кеплер космические аппараты с короткими орбитальными периодами имеют 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 года у 55% ​​таких экзопланет эксцентриситет больше 0,2, а у 17% эксцентриситет больше 0,5.[21]) От умеренного до большого эксцентриситета (e> 0,2) планет-гигантов нет эффект наблюдательного отбора, потому что планету можно обнаружить примерно одинаково, независимо от эксцентриситета ее орбиты. Статистическая значимость эллиптических орбит в ансамбле наблюдаемых планет-гигантов несколько удивительна, потому что современные теории планетарное образование предполагают, что планеты с малой массой должны иметь орбитальный эксцентриситет циркуляризованный гравитационным взаимодействием с окружающим протопланетный диск.[22][23]Однако по мере того, как планета становится более массивной и ее взаимодействие с диском становится нелинейным, это может вызвать эксцентрическое 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] Низкая эксцентриситет нужна для обитаемости, особенно для продвинутой жизни.[28]

Для слабых Допплер сигналы близки 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 решений для эксцентрической 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 эксцентрических суперземель и планет с массой Нептуна ".[30]

Обзоры радиальных скоростей показали, что орбиты экзопланет за пределами 0,1 а.е. являются эксцентрическими, особенно для больших планет. Данные о транзите, полученные Кеплер космического корабля, согласуется с обзорами RV, а также показал, что меньшие планеты имеют тенденцию иметь менее эксцентричные орбиты.[31]

Наклонение в зависимости от угла вращения орбиты

Наклонение орбиты угол между планетами орбитальный самолет и другая плоскость отсчета. Для экзопланет наклон обычно указывается относительно наблюдателя на Земле: используется угол между нормальный к плоскости орбиты планеты и линии прямой видимости от Земли до звезды. Поэтому большинство планет, наблюдаемых метод транзита близки к 90 градусам.[32] Поскольку слово «наклон» используется в исследованиях экзопланет для обозначения этого наклона линии прямой видимости, то для угла между орбитой планеты и вращением звезды нужно использовать другое слово, и это называется углом вращения орбиты или выравниванием вращения орбиты. В большинстве случаев ориентация оси вращения звезды неизвестна. В Кеплер космический корабль обнаружил несколько сотен многопланетных систем, и в большинстве из них 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 половины горячие юпитеры орбитальные плоскости существенно смещены с вращением их родительской звезды. У значительной части горячих юпитеров даже есть 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

Прецессия периастра - вращение орбиты планеты в плоскости орбиты, т. е. оси эллипса меняют направление. В Солнечной системе основной причиной являются возмущения от других планет, но для близких экзопланет самым большим фактором могут быть приливные силы между звездой и планетой. Для близких экзопланет общерелятивистский вклад в прецессию также значителен и может быть на порядки больше, чем такой же эффект для Меркурия. Некоторые экзопланеты значительно эксцентрические орбиты, что упрощает обнаружение прецессии. Эффект общей теории относительности может быть обнаружен в масштабе времени примерно 10 лет или меньше.[36]

Узловая прецессия

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

WASP-33 это быстро вращающаяся звезда, вмещающая горячий Юпитер на почти полярной орбите. В квадрупольный момент массы и надлежащий угловой момент звезды в 1900 и 400 раз больше, чем у Солнца, соответственно. Это вызывает значительные классический и релятивистский отклонения от Законы Кеплера. В частности, быстрое вращение вызывает большую узловую прецессию из-за сжатие и Эффект линзы – Тирринга.[37]

Вращение и осевой наклон

Логлинейный график зависимости массы планеты (в массах Юпитера) от скорости вращения (в км / с), сравнение экзопланеты Beta Pictoris b с планетами Солнечной системы
График зависимости экваториальной скорости вращения от массы для сравнения планет Beta Pictoris b к Солнечная система планеты.

В апреле 2014 года было проведено первое измерение планетарного период вращения было объявлено: продолжительность дня для супер-Юпитер газовый гигант Beta Pictoris b составляет 8 часов (исходя из предположения, что осевой наклон планеты мала.)[38][39][40] При экваториальной скорости вращения 25 км в секунду это больше, чем у планет-гигантов Солнечной системы, что соответствует ожиданиям, что чем массивнее планета-гигант, тем быстрее она вращается. Расстояние от звезды Beta Pictoris b до звезды - 9 астрономических единиц. На таких расстояниях вращение Планеты-гиганты не замедляется приливными эффектами.[41] Beta Pictoris b все еще теплый и молодой, и в течение следующих сотен миллионов лет он остынет и уменьшится до размеров Юпитера, и если его угловой момент сохраняется, то по мере сокращения продолжительность его дня 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 для непосредственного просмотра деталей, но доплеровская спектроскопия были использованы методы, чтобы показать, что разные части планеты движутся с разной скоростью и в противоположных направлениях, из которых можно было сделать вывод, что планета вращается.[38] Со следующим поколением большие наземные телескопы можно будет использовать методы доплеровской визуализации для создания глобальной карты планеты, например, карты коричневого карлика Лухман 16Б в 2014.[42][43]Исследование вращения нескольких газовых гигантов в 2017 году не обнаружило корреляции между скоростью вращения и массой планеты.[44]

Происхождение вращения и наклона планет земной группы

Гигантские удары имеют большое влияние на вращение планеты земной группы. Последние несколько гигантских ударов во время планетарное образование имеют тенденцию быть основным фактором, определяющим скорость вращения планет земной группы. В среднем отжим угловая скорость будет около 70% скорости, которая заставит планету разлететься и разлететься; естественный результат планетарный эмбрион удары на скоростях чуть выше скорость убегания. На более поздних стадиях вращение планеты земной группы также зависит от ударов с планетезимали. На стадии гигантского удара толщина протопланетный диск намного больше, чем размер планетарных зародышей, поэтому столкновения с равной вероятностью произойдут с любого направления в трех измерениях. Это приводит к осевой наклон аккреции планет в диапазоне от 0 до 180 градусов с любым направлением так же вероятно, как и любое другое с обоими прямая и ретроградная спины равновероятны. 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

Для большинства планет период вращения и осевой наклон (также называемая наклонностью) неизвестны, но было обнаружено большое количество планет с очень короткими орбитами (где приливные эффекты сильнее), которые, вероятно, достигли равновесие вращение, которое можно предсказать (т.е. приливная шлюз, 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 наличие нескольких планет в системе может привести к тому, что наклон оси будет захвачен в резонансе, называемом Штат Кассини. Вокруг этого состояния наблюдаются небольшие колебания, и в случае Марс 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 может быть захвачена спин-орбитальным резонансом из-за того, как такое жидкое тело реагирует на приливы; поэтому планета, подобная этой, замедляется до синхронного вращения, если ее орбита круговая, или, альтернативно, 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 удаленных от зоны обитания, может продолжать поддерживать эксцентриситет Горячего Юпитера, поэтому что продолжительность приливная циркуляризация могут составлять миллиарды вместо миллионов лет.[41]

Скорость вращения планеты HD 80606 b прогнозируется примерно на 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

Смотрите также: Планета § Физические характеристики

Масса

Когда планета найдена лучево-скоростной метод, это наклонение орбиты я неизвестно и может варьироваться от 0 до 90 градусов. Метод не может определить истинная масса (M) планеты, а скорее дает нижний предел его массы, M грехя. В некоторых случаях кажущаяся экзопланета может быть более массивным объектом, таким как коричневый карлик или красный карлик. Однако вероятность небольшого значения i (скажем, менее 30 градусов, что даст истинную массу, по крайней мере, вдвое превышающую наблюдаемый нижний предел) относительно мала (1−√3/ 2 ≈ 13%), и, следовательно, истинная масса большинства планет будет довольно близка к наблюдаемому нижнему пределу.[13]

Если орбита планеты почти перпендикулярна линии обзора (т.е. я близко к 90 °), планету можно обнаружить через метод транзита. Тогда будет известен наклон, и наклон в сочетании с M грехя из наблюдений за лучевой скоростью даст истинную массу планеты.

Также, астрометрический наблюдения и динамические соображения в системах с несколькими планетами иногда могут дать верхний предел истинной массы планеты.

В 2013 году было предложено, что масса транзитной экзопланеты также может быть определена по спектру пропускания ее атмосферы, поскольку ее можно использовать для независимого ограничения состава атмосферы, температуры, давления и высота шкалы,[46] однако исследование 2017 года показало, что спектр пропускания не может однозначно определить массу.[47]

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

Радиус, плотность и объемный состав

До недавних результатов Кеплер космическая обсерватория, наиболее подтвержденные планеты были газовые гиганты сравнимы по размеру с Юпитером или больше, потому что их легче всего обнаружить. Однако планеты, обнаруженные Кеплер в основном находятся между размером Нептуна и размером Земли.[20]

Если планету можно обнаружить как методом лучевой скорости, так и методом транзита, то можно определить ее истинную массу и радиус, а также ее плотность. Предполагается, что планеты с низкой плотностью состоят в основном из водород и гелий, тогда как предполагается, что на планетах средней плотности вода является основным компонентом. Планета с высокой плотностью считается каменистой, как Земля и другие планеты земной группы Солнечной системы.

alt = Гистограмма, показывающая сравнение радиусов кандидатов-экзопланет B4D с радиусами Земли, суперземли, Нептуна, Юпитера и супер-Юпитера. Нептун и супер-Юпитер - наиболее и наименее населенные диапазоны размеров соответственно.
Размеры Кеплер Planet Candidates - на основе 2740 кандидатов, вращающихся вокруг 2036 звезд по состоянию на 4 ноября 2013 г. (НАСА).
Сравнение размеров планет разного состава с солнечной звездой и с Землей
Сравнение размеров планет с разные составы.

Газовые гиганты, пухлые планеты и суперюпитеры

Сравнение размеров Юпитера и экзопланеты WASP-17b
Сравнение размеров WASP-17b (справа) с Юпитер (оставили).
Основные статьи: Газовый гигант, Пухлая планета, Супер-Юпитер, и Супер-пуховик

Горячие газообразные планеты возникают из-за крайней близости к их родительской звезде или из-за того, что они все еще горячие после своего образования и расширяются под действием тепла. Для планет с более холодным газом 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 если принять во внимание тепло от звезды, многие транзитные экзопланеты намного больше, чем ожидалось, учитывая их массу, а это означает, что они имеют удивительно низкую плотность.[52]Увидеть сечение магнитного поля для одного возможного объяснения.

Два графика зависимости плотности экзопланет от радиуса (в радиусах Юпитера). Один показывает плотность в г / см3. Другой показывает коэффициент диффузии, или 1 / плотность, или см3 / г.
Сюжеты экзопланеты плотность и радиус.[а] Вверху: плотность по сравнению с радиусом. Внизу: Diffusity = 1 / Density vs. Radius. Единицы: радиус в Радиусы Юпитера (рЮп). Плотность в г / см3. Диффузия в см3/грамм. Эти графики показывают, что существует широкий диапазон плотностей планет между размером Земли и Нептуна, затем планеты 0.6 рЮп размеры очень малы и их очень мало, то газовые гиганты имеют большой диапазон плотностей.

Помимо надутых горячие юпитеры, есть еще один тип планет с низкой плотностью: супер-затяжки с массой всего в несколько раз больше Земли, но с радиусом больше Нептуна. Планеты вокруг Кеплер-51[53] намного менее плотны (гораздо более диффузны), чем раздутые горячие юпитеры, как можно увидеть на графиках справа, где выделяются три планеты Кеплер-51 на графике зависимости диффузности от радиуса.

Ледяные гиганты и супер-нептуны

Основная статья: Ледяной гигант

Кеплер-101б был первым супер-нептун обнаруженный. 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

Основные статьи: Супер-Земля, Мини-Нептун, Планета гелия, 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.

Масса некоторых из проходящих через Кеплера планет с радиусами в диапазоне 1–4 земных радиуса была измерена методами лучевой скорости 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 фотоиспарение 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]Исключая близкие планеты, которые потеряли свою газовую оболочку из-за звездного облучения, исследования металличность Количество звезд предполагает разделительную линию 1,7 радиуса Земли между каменистыми планетами и газовыми карликами, затем еще одну разделительную линию в 3,9 радиуса Земли между газовыми карликами и газовыми гигантами. 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 показывает, 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 с низкой плотностью массы Земли Кеплер-138д показывает, что существует перекрывающийся диапазон массы в котором встречаются как скалистые планеты, так и планеты с низкой плотностью.[61] Планеты с малой массой и низкой плотностью могут быть планета океана или же суперземля 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 монооксид углерода, углекислый газ, метан, или же азот.[63]

Массивные твердые планеты

Сравнение размеров Kepler-10c с Землей и Нептуном
Сравнение размеров Кеплер-10с с Землей и Нептуном

В 2014 году новые измерения Кеплер-10с обнаружил, 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% водяного льда высокого давления, но без оболочки с преобладанием водорода. Поскольку это намного превышает верхний предел масс Земли в 10 единиц, который обычно используется для термина «суперземля», термин мега-Земля был придуман.[64][65] Подобная массивная и плотная планета могла бы быть Кеплер-131б, хотя его плотность не так хорошо измерена, как у Kepler 10c. Следующие по массе известные твердые планеты вдвое меньше этой: 55 Cancri e и Кеплер-20б.[66]

У газовых планет могут быть большие твердые ядра. Планета массы Сатурна HD 149026 b имеет только две трети радиуса Сатурна, поэтому у него может быть ядро ​​из каменного льда в 60 масс Земли или более.[49] Коро-20б имеет массу в 4,24 раза больше массы Юпитера, но радиус всего 0,84 радиуса 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 планете.[67][68]

Изменение времени транзита измерения 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. С радиусами около 2 земных радиусов[69] по размеру они могут иметь плотность больше, чем у железная планета такого же размера. Они вращаются очень близко к своим звездам, поэтому каждая из них может быть остаточным ядром (хтонская планета ) испарившейся газовый гигант или же коричневый карлик. Если остаточное ядро ​​достаточно массивное, 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 (B-тип и O-образный звезды; 5–120 масс Солнца), где протопланетный диск будет содержать достаточно тяжелых элементов. Также у этих звезд высокие УФ-излучение и ветры что могло фотоиспарение газ в диске, оставляя только тяжелые элементы.[72]Для сравнения, масса Нептуна равна 17 массам Земли, у Юпитера - 318 масс Земли, а предел массы Юпитера в 13 единиц, используемый в IAU Рабочее определение экзопланеты составляет 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 ниже, чем максимальный радиус газовых планет.[72]

Форма

Когда размер планеты описывается с помощью ее радиуса, это приближает форму к сфере. Однако вращение планеты заставляет ее уплощаться на полюсах; поэтому экваториальный радиус больше полярного радиуса, что делает его ближе к сплюснутый сфероид. Сжатие транзитный экзопланеты повлияют на кривые транзитного блеска. В рамках нынешних технологий удалось 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 трехосный эллипсоид.[74] Поскольку приливная деформация происходит вдоль линии между планетой и звездой, ее трудно обнаружить с помощью транзитной фотометрии; он будет влиять на кривые транзитного блеска на порядок меньше, чем эффект, вызванный вращательной деформацией, даже в тех случаях, когда приливная деформация больше вращательной деформации (как в случае приливной блокировки горячие юпитеры ).[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 облученными поверхностями.[75]

Атмосфера

Основная статья: Атмосфера экзопланеты
Художественный концепт космического корабля Кассини перед закатом на спутнике Сатурна Титане
Закатные исследования на Титан к Кассини помогите понять экзопланету атмосферы (концепция художника).

По состоянию на февраль 2014 г. более пятидесяти транзитный и пять непосредственно изображение exoplanet atmospheres have been observed,[76] resulting in detection of molecular spectral features; observation of day–night temperature gradients; and constraints on vertical atmospheric structure.[77] Also, an atmosphere has been detected on the non-transiting hot Jupiter Tau Boötis b.[78][79]

Поверхность

Surface composition

Surface features can be distinguished from atmospheric features by comparing emission and reflection spectroscopy with transmission spectroscopy. Mid-infrared spectroscopy of exoplanets may detect rocky surfaces, and near-infrared may identify magma oceans or high-temperature lavas, hydrated silicate surfaces and water ice, giving an unambiguous method to distinguish between rocky and gaseous exoplanets.[80]

Surface temperature

Смотрите также: § Habitability
Художественная иллюстрация температурной инверсии в атмосфере экзопланеты со стратосферой и без нее.
Artist's illustration of temperature inversion in exoplanet's atmosphere.[81]

The temperature of an exoplanet can be estimated by measuring the intensity of the light it receives from its parent star. For example, the planet OGLE-2005-BLG-390Lb is estimated to have a surface temperature of roughly −220 °C (50 K). However, such estimates may be substantially in error because they depend on the planet's usually unknown альбедо, and because factors such as the парниковый эффект may introduce unknown complications. A few planets have had their temperature measured by observing the variation in infrared radiation as the planet moves around in its orbit and is eclipsed by its parent star. For example, the planet HD 189733b has been estimated to have an average temperature of 1,205 K (932 °C) on its dayside and 973 K (700 °C) on its nightside.[82]

Пригодность

Основные статьи: Планетарная обитаемость, Астробиология, и Уравнение Дрейка

Жилая зона

Основная статья: Жилая зона

The habitable zone around a star is the region where the temperature is just right to allow liquid water to exist on a planet; that is, not too close to the star for the water to evaporate and not too far away from the star for the water to freeze. The heat produced by stars varies depending on the size and age of the star, so that the habitable zone can be at different distances for different stars. Also, the atmospheric conditions on the planet influence the planet's ability to retain heat so that the location of the habitable zone is also specific to each type of planet: desert planets (also known as dry planets), with very little water, will have less water vapor in the atmosphere than Earth and so have a reduced greenhouse effect, meaning that a desert planet could maintain oases of water closer to its star than Earth is to the Sun. The lack of water also means there is less ice to reflect heat into space, so the outer edge of desert-planet habitable zones is further out.[83][84] Rocky planets with a thick hydrogen atmosphere could maintain surface water much further out than the Earth–Sun distance.[85] Planets with larger mass have wider habitable zones because the gravity reduces the water cloud column depth which reduces the greenhouse effect of water vapor, thus moving the inner edge of the habitable zone closer to the star.[86]

Планетарный скорость вращения is one of the major factors determining the circulation of the atmosphere and hence the pattern of clouds: slowly rotating planets create thick clouds that отражать more and so can be habitable much closer to their star. Earth with its current atmosphere would be habitable in Venus's orbit, if it had Venus's slow rotation. If Venus lost its water ocean due to a убегающий парниковый эффект, it is likely to have had a higher rotation rate in the past. Alternatively, Venus never had an ocean because water vapor was lost to space during its formation [87] and could have had its slow rotation throughout its history.[88]

Tidally locked planets (a.k.a. "eyeball" planets[89]) can be habitable closer to their star than previously thought due to the effect of clouds: at high stellar flux, strong convection produces thick water clouds near the substellar point that greatly increase the planetary albedo and reduce surface temperatures.[90]

Habitable zones have usually been defined in terms of surface temperature, however over half of Earth's biomass is from subsurface microbes,[91] and the temperature increases with depth, so the subsurface can be conducive for microbial life when the surface is frozen and if this is considered, the habitable zone extends much further from the star,[92] четное планеты-изгои could have liquid water at sufficient depths underground.[93] In an earlier era of the вселенная the temperature of the космический микроволновый фон would have allowed any rocky planets that existed to have liquid water on their surface regardless of their distance from a star.[94] Jupiter-like planets might not be habitable, but they could have habitable moons.[95]

Ice ages and snowball states

Смотрите также: Ледниковый период и Снежок Земля

The outer edge of the habitable zone is where planets are completely frozen, but planets well inside the habitable zone can periodically become frozen. If orbital fluctuations or other causes produce cooling then this creates more ice, but ice reflects sunlight causing even more cooling, creating a feedback loop until the planet is completely or nearly completely frozen. When the surface is frozen, this stops carbon dioxide weathering, resulting in a build-up of carbon dioxide in the atmosphere from volcanic emissions. Это создает парниковый эффект which thaws the planet again. Planets with a large осевой наклон[96] are less likely to enter snowball states and can retain liquid water further from their star. Large fluctuations of axial tilt can have even more of a warming effect than a fixed large tilt.[97][98] Paradoxically, planets orbiting cooler stars, such as red dwarfs, are less likely to enter snowball states because the infrared radiation emitted by cooler stars is mostly at wavelengths that are absorbed by ice which heats it up.[99][100]

Приливное отопление

If a planet has an eccentric orbit, then приливное отопление can provide another source of energy besides stellar radiation. This means that eccentric planets in the radiative habitable zone can be too hot for liquid water. Tides also округлять orbits over time so there could be planets in the habitable zone with circular orbits that have no water because they used to have eccentric orbits.[101] Eccentric planets further out than the habitable zone would still have frozen surfaces but the tidal heating could create a subsurface ocean similar to Европа с.[102] In some planetary systems, such as in the Ипсилон Андромеды system, the eccentricity of orbits is maintained or even periodically varied by perturbations from other planets in the system. Tidal heating can cause outgassing from the mantle, contributing to the formation and replenishment of an atmosphere.[103]

Potentially habitable planets

Смотрите также: Список потенциально обитаемых экзопланет и Список ближайших кандидатов на экзопланеты земного типа

A review in 2015 identified exoplanets Кеплер-62Ф, Кеплер-186Ф и Кеплер-442б as the best candidates for being potentially habitable.[104] These are at a distance of 1200, 490 and 1,120 световых лет away, respectively. Of these, Kepler-186f is in similar size to Earth with its 1.2-Earth-radius measure, and it is located towards the outer edge of the habitable zone around its красный карлик звезда.

When looking at the nearest terrestrial exoplanet candidates, Проксима Центавра b is about 4.2 light-years away. Its equilibrium temperature is estimated to be −39 °C (234 K).[105]

Earth-size planets

Смотрите также: Земной аналог
  • In November 2013 it was estimated that 22±8% of Sun-like[b] stars in the Milky Way galaxy may have an Earth-sized[c] planet in the habitable[d] зона.[106][107] Если предположить, что в Млечном Пути 200 миллиардов звезд,[e] that would be 11 billion potentially habitable Earths, rising to 40 billion if красные карлики включены.[108]
  • Кеплер-186Ф, a 1.2-Earth-radius planet in the habitable zone of a красный карлик, reported in April 2014.
  • Proxima Centauri b, a planet in the habitable zone of Проксима Центавра, the nearest known star to the solar system with an estimated minimum mass of 1.27 times the mass of the Earth.
  • In February 2013, researchers speculated that up to 6% of small red dwarfs may have Earth-size planets. This suggests that the closest one to the Solar System could be 13 light-years away. The estimated distance increases to 21 light-years when a 95% доверительный интервал используется.[109] In March 2013 a revised estimate gave an occurrence rate of 50% for Earth-size planets in the habitable zone of red dwarfs.[110]
  • At 1.63 times Earth's radius Кеплер-452б is the first discovered near-Earth-size planet in the "habitable zone" вокруг G2-type Sun-like star (July 2015).[111]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Данные из NASA catalog July 2014, excluding objects described as having unphysically high density
  2. ^ For the purpose of this 1 in 5 statistic, "Sun-like" means Звезда G-типа. Data for Sun-like stars was not available so this statistic is an extrapolation from data about K-type stars
  3. ^ For the purpose of this 1 in 5 statistic, Earth-sized means 1–2 Earth radii
  4. ^ For the purpose of this 1 in 5 statistic, "habitable zone" means the region with 0.25 to 4 times Earth's stellar flux (corresponding to 0.5–2 AU for the Sun).
  5. ^ About 1/4 of stars are GK Sun-like stars. The number of stars in the galaxy is not accurately known, but assuming 200 billion stars in total, the Млечный Путь would have about 50 billion Sun-like (GK) stars, of which about 1 in 5 (22%) or 11 billion would be Earth-sized in the habitable zone. Including red dwarfs would increase this to 40 billion.

Рекомендации

  1. ^ Perryman, Michael (2011). The Exoplanet Handbook. Издательство Кембриджского университета. п.149. ISBN  978-0-521-76559-6.
  2. ^ Pepe, F .; Lovis, C.; Ségransan, D .; Benz, W .; Bouchy, F .; Dumusque, X .; Мэр, М .; Queloz, D .; Santos, N.C .; Udry, S. (2011). "The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone". Астрономия и астрофизика. 534: A58. arXiv:1108.3447. Bibcode:2011A & A ... 534A..58P. Дои:10.1051/0004-6361/201117055.
  3. ^ Planet Hunting: Finding Earth-like Planets В архиве 2010-07-28 на Wayback Machine. Научные вычисления. 19 июля 2010 г.
  4. ^ Ballard, S .; Fabrycky, D.; Fressin, F.; Charbonneau, D .; Desert, J. M.; Torres, G .; Марси, G .; Burke, C.J .; Isaacson, H.; Henze, C.; Steffen, J. H.; Ciardi, D. R.; Howell, S. B .; Cochran, W. D.; Endl, M .; Bryson, S. T.; Rowe, J. F.; Holman, M. J.; Lissauer, J. J .; Jenkins, J. M.; Still, M.; Ford, E. B.; Christiansen, J. L .; Middour, C.K .; Haas, M. R.; Li, J .; Hall, J. R.; McCauliff, S.; Batalha, N.M .; Koch, D. G.; и другие. (2011). "The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R⊕ Planet and a Second Planet Detected Via Transit Timing Variations". Астрофизический журнал. 743 (2): 200. arXiv:1109.1561. Bibcode:2011ApJ...743..200B. Дои:10.1088/0004-637X/743/2/200.
  5. ^ Pál, A .; Kocsis, B. (2008). "Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 389 (1): 191–198. arXiv:0806.0629. Bibcode:2008MNRAS.389..191P. Дои:10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x.
  6. ^ Silvotti, R.; Schuh, S.; Janulis, R.; Solheim, J. -E.; Bernabei, S .; Østensen, R.; Oswalt, T. D.; Bruni, I .; Gualandi, R .; Бонанно, А .; Vauclair, G.; Рид, М .; Chen, C. -W.; Leibowitz, E.; Paparo, M.; Baran, A.; Charpinet, S.; Dolez, N.; Kawaler, S.; Kurtz, D.; Москалик, П .; Riddle, R .; Zola, S. (2007). "A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V 391 Pegasi" (PDF). Природа. 449 (7159): 189–91. Bibcode:2007Natur.449..189S. Дои:10.1038/nature06143. PMID  17851517.
  7. ^ Jenkins, J.M.; Laurance R. Doyle (20 September 2003). "Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers". Астрофизический журнал. 1 (595): 429–445. arXiv:astro-ph/0305473. Bibcode:2003ApJ...595..429J. Дои:10.1086/377165.
  8. ^ Loeb, A.; Gaudi, B. S. (2003). "Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions". Письма в астрофизический журнал. 588 (2): L117. arXiv:astro-ph/0303212. Bibcode:2003ApJ...588L.117L. Дои:10.1086/375551.
  9. ^ Atkinson, Nancy (13 May 2013) Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets. Вселенная сегодня.
  10. ^ Schmid, H. M.; Beuzit, J. -L.; Feldt, M.; Gisler, D.; Gratton, R .; Henning, T.; Joos, F .; Kasper, M.; Lenzen, R.; Mouillet, D.; Moutou, C .; Quirrenbach, A.; Stam, D. M.; Thalmann, C.; Tinbergen, J.; Verinaud, C.; Waters, R.; Wolstencroft, R. (2006). "Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry". Труды Международного астрономического союза. 1: 165. Bibcode:2006dies.conf..165S. Дои:10.1017/S1743921306009252.
  11. ^ Бердюгина, С. В .; Berdyugin, A. V.; Fluri, D. M.; Piirola, V. (2008). "First Detection of Polarized Scattered Light from an Exoplanetary Atmosphere". Астрофизический журнал. 673 (1): L83. arXiv:0712.0193. Bibcode:2008ApJ...673L..83B. Дои:10.1086/527320.
  12. ^ "Enlightening Pisces star signs lead scientists to discovery". technology.org. 14 мая 2014. Получено 23 июля, 2016.
  13. ^ а б Cumming, Andrew; Батлер, Р. Пол; Marcy, Geoffrey W.; Фогт, Стивен С .; Райт, Джейсон Т .; Fischer, Debra A. (2008). "The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 120 (867): 531–554. arXiv:0803.3357. Bibcode:2008PASP..120..531C. Дои:10.1086/588487.
  14. ^ Perets, H. B.; Kouwenhoven, M. B. N. (2012). "On the Origin of Planets at Very Wide Orbits from the Recapture of Free Floating Planets". Астрофизический журнал. 750 (1): 83. arXiv:1202.2362. Bibcode:2012ApJ...750...83P. Дои:10.1088/0004-637X/750/1/83.
  15. ^ Шарф, Калеб; Menou, Kristen (2009). "Long-Period Exoplanets from Dynamical Relaxation". Астрофизический журнал. 693 (2): L113. arXiv:0811.1981. Bibcode:2009ApJ...693L.113S. Дои:10.1088/0004-637X/693/2/L113.
  16. ^ D'Angelo, G .; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". In Seager, S. (ed.). Экзопланеты. University of Arizona Press, Tucson, AZ. С. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  17. ^ Catalog Listing. Энциклопедия внесолнечных планет
  18. ^ Nielsen, E. L.; Close, L. M. (2010). "A Uniform Analysis of 118 Stars with High-Contrast Imaging: Long-Period Extrasolar Giant Planets Are Rare Around Sun-Like Stars". Астрофизический журнал. 717 (2): 878–896. arXiv:0909.4531. Bibcode:2010ApJ...717..878N. Дои:10.1088/0004-637X/717/2/878.
  19. ^ Marcy, Geoffrey; Батлер, Р. Пол; Fischer, Debra; Vogt, Steven; Райт, Джейсон Т .; Tinney, Chris G.; Jones, Hugh R. A. (2005). «Наблюдаемые свойства экзопланет: массы, орбиты и металличности». Progress of Theoretical Physics Supplement. 158: 24–42. arXiv:астро-ф / 0505003. Bibcode:2005PThPS.158 ... 24M. Дои:10.1143 / PTPS.158.24. Архивировано из оригинал on 2008-10-02.
  20. ^ а б c Джонсон, Мишель; Harrington, J.D. (26 February 2014). "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". НАСА. Получено 26 февраля 2014.
  21. ^ Шнайдер, Дж. «Интерактивный каталог внесолнечных планет». The Extrasolar Planets Encyclopedia.
  22. ^ Tanaka, Hidekazu; Ward, William R. (2004). "Three-dimensional Interaction between a Planet and an Isothermal Gaseous Disk. II. Eccentricity Waves and Bending Waves". Астрофизический журнал. 602 (2): 388–395. Bibcode:2004ApJ...602..388T. Дои:10.1086/380992.
  23. ^ Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Search for Living Planets. Основные книги. п.26. ISBN  978-0-465-00936-7.
  24. ^ D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H.; Bate, Matthew R. (2006). "Evolution of Giant Planets in Eccentric Disks". Астрофизический журнал. 652 (2): 1698–1714. arXiv:astro-ph/0608355. Bibcode:2006ApJ...652.1698D. Дои:10.1086/508451.
  25. ^ Teyssandier, Jean; Ogilvie, Gordon I. (2016). "Growth of eccentric modes in disc-planet interactions". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 458 (3): 3221–3247. arXiv:1603.00653. Bibcode:2016MNRAS.458.3221T. Дои:10.1093/mnras/stw521.
  26. ^ Barker, Adrian J.; Ogilvie, Gordon I. (2016). "Nonlinear hydrodynamical evolution of eccentric Keplerian discs in two dimensions: validation of secular theory". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 458 (4): 3739–3751. arXiv:1603.02544. Bibcode:2016MNRAS.458.3739B. Дои:10.1093/mnras/stw580.
  27. ^ Limbach, M. A.; Turner, E. L. (2015). "The Exoplanet Orbital Eccentricity – Multiplicity Relation and the Solar System". Труды Национальной академии наук. 112 (1): 20–24. arXiv:1404.2552. Bibcode:2015PNAS..112...20L. Дои:10.1073/pnas.1406545111. ЧВК  4291657. PMID  25512527.
  28. ^ Ward, Peter; Браунли, Дональд (2000). Редкая земля: почему сложная жизнь необычна во Вселенной. Springer. С. 122–123. ISBN  978-0-387-98701-9.
  29. ^ Rodigas, T. J.; Hinz, P. M. (2009). "Which Radial Velocity Exoplanets Have Undetected Outer Companions?". Астрофизический журнал. 702 (1): 716–723. arXiv:0907.0020. Bibcode:2009ApJ...702..716R. Дои:10.1088/0004-637X/702/1/716.
  30. ^ Anglada-Escudé, G .; López-Morales, M.; Chambers, J. E. (2010). "How Eccentric Orbital Solutions Can Hide Planetary Systems in 2:1 Resonant Orbits". Астрофизический журнал. 709 (1): 168–178. arXiv:0809.1275. Bibcode:2010ApJ...709..168A. Дои:10.1088/0004-637X/709/1/168.
  31. ^ Кейн, Стивен Р .; Ciardi, David R.; Гелино, Заря М .; von Braun, Kaspar (2012). "The exoplanet eccentricity distribution from Kepler planet candidates". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 425 (1): 757–762. arXiv:1203.1631. Bibcode:2012MNRAS.425..757K. Дои:10.1111/j.1365-2966.2012.21627.x.
  32. ^ Mason, John (2008) Exoplanets: Detection, Formation, Properties, Habitability. Springer. ISBN  3-540-74007-4. п. 2
  33. ^ Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary System. Scientific American. 24 мая 2010 г.
  34. ^ "Turning planetary theory upside down". Astro.gla.ac.uk. 13 апреля 2010 г.
  35. ^ "Tilting stars may explain backwards planets", Новый ученый, 1 September 2010, Vol. 2776.
  36. ^ Джордан, Андрес; Bakos, Gáspár Á. (2008). "Observability of the General Relativistic Precession of Periastra in Exoplanets". Астрофизический журнал. 685 (1): 543–552. arXiv:0806.0630. Bibcode:2008ApJ...685..543J. Дои:10.1086/590549.
  37. ^ Iorio, Lorenzo (2010). "Classical and relativistic node precessional effects in WASP-33b and perspectives for detecting them". Астрофизика и космическая наука. 331 (2): 485–496. arXiv:1006.2707. Bibcode:2011Ap&SS.331..485I. Дои:10.1007/s10509-010-0468-x.
  38. ^ а б Length of Exoplanet Day Measured for First Time. Eso.org. 30 апреля 2014 г.
  39. ^ а б Snellen, I.A.G .; Brandl, B. R.; De Kok, R. J.; Brogi, M.; Birkby, J.; Schwarz, H. (2014). "Fast spin of the young extrasolar planet β Pictoris b". Природа. 509 (7498): 63–65. arXiv:1404.7506. Bibcode:2014Natur.509...63S. Дои:10.1038/nature13253. PMID  24784216.
  40. ^ Klotz, Irene (30 April 2014) Newly Clocked Exoplanet Spins a Whole Day in 8 Hours. Discovery.com.
  41. ^ а б c d е Correia, Alexandre C.M .; Laskar, Jacques (2010). Tidal Evolution of Exoplanets. arXiv:1009.1352. Bibcode:2010exop.book..239C. ISBN  978-0-8165-2945-2.
  42. ^ Cowen, Ron (30 April 2014) Exoplanet Rotation Detected for the First Time. Scientific American
  43. ^ Crossfield, I. J. M. (2014). "Doppler imaging of exoplanets and brown dwarfs". Астрономия и астрофизика. 566: A130. arXiv:1404.7853. Bibcode:2014A&A...566A.130C. Дои:10.1051/0004-6361/201423750.
  44. ^ Constraints on the Spin Evolution of Young Planetary-Mass Companions, Marta L. Bryan, Bjorn Benneke, Heather A. Knutson, Konstantin Batygin, Brendan P. Bowler, 1 Dec 2017
  45. ^ Raymond, S. N.; Kokubo, E.; Morbidelli, A; Morishima, R.; Walsh, K. J. (2014). Terrestrial Planet Formation at Home and Abroad. Protostars and Planets VI. п. 595. arXiv:1312.1689. Bibcode:2014prpl.conf..595R. Дои:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch026. ISBN  978-0-8165-3124-0.
  46. ^ de Wit, Julien; Seager, S. (19 December 2013). "Constraining Exoplanet Mass from Transmission Spectroscopy". Наука. 342 (6165): 1473–1477. arXiv:1401.6181. Bibcode:2013Sci...342.1473D. Дои:10.1126/science.1245450. PMID  24357312.
  47. ^ Challenges to Constraining Exoplanet Masses via Transmission Spectroscopy, Natasha E. Batalha1, Eliza M.-R. Kempton, Rostom Mbarek, 2017
  48. ^ Несворны, Д .; Morbidelli, A. (2008). "Mass and Orbit Determination from Transit Timing Variations of Exoplanets". Астрофизический журнал. 688 (1): 636–646. Bibcode:2008ApJ...688..636N. Дои:10.1086/592230.
  49. ^ а б Басри, Гибор; Brown, Michael E. (2006). "Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?" (PDF). Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci. (Представлена ​​рукопись). 34: 193–216. arXiv:astro-ph/0608417. Bibcode:2006AREPS..34..193B. Дои:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058.
  50. ^ Seager, S. and Lissauer, J. J. (2010) "Introduction to Exoplanets", pp. 3–13 in Экзопланеты, Sara Seager (ed.), University of Arizona Press. ISBN  0-8165-2945-0
  51. ^ Lissauer, J. J. and de Pater, I. (2013) Fundamental Planetary Science: Physics, Chemistry and Habitability. Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-61855-X. п. 74
  52. ^ Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. (2010). "The physical properties of extra-solar planets". Отчеты о достижениях физики. 73 (1): 016901. arXiv:1001.3577. Bibcode:2010RPPh...73a6901B. CiteSeerX  10.1.1.754.8799. Дои:10.1088/0034-4885/73/1/016901.
  53. ^ Masuda, K. (2014). "Very Low Density Planets Around Kepler-51 Revealed with Transit Timing Variations and an Anomaly Similar to a Planet-Planet Eclipse Event". Астрофизический журнал. 783 (1): 53. arXiv:1401.2885. Bibcode:2014ApJ...783...53M. Дои:10.1088/0004-637X/783/1/53.
  54. ^ Bonomo, A. S.; Sozzetti, A .; Lovis, C.; Malavolta, L.; Rice, K.; Buchhave, L.A .; Сасселов, Д .; Cameron, A. C.; Latham, D.W .; Molinari, E .; Pepe, F .; Udry, S .; Affer, L.; Charbonneau, D .; Cosentino, R .; Dressing, C. D.; Dumusque, X .; Figueira, P.; Fiorenzano, A. F. M.; Gettel, S.; Арутюнян, А .; Haywood, R. D.; Хорн, К .; Lopez-Morales, M.; Мэр, М .; Micela, G .; Motalebi, F.; Nascimbeni, V .; Phillips, D. F.; Piotto, G.; и другие. (2014). "Characterization of the planetary system Kepler-101 with HARPS-N". Астрономия и астрофизика. 572: A2. arXiv:1409.4592. Bibcode:2014A&A...572A...2B. Дои:10.1051/0004-6361/201424617.
  55. ^ Weiss, L. M.; Marcy, G. W. (2014). "The Mass-Radius Relation for 65 Exoplanets Smaller Than 4 Earth Radii". Астрофизический журнал. 783 (1): L6. arXiv:1312.0936. Bibcode:2014ApJ...783L...6W. Дои:10.1088/2041-8205/783/1/L6.
  56. ^ Marcy, G.W .; Weiss, L. M.; Petigura, E. A.; Isaacson, H.; Howard, A. W .; Buchhave, L. A. (2014). "Occurrence and core-envelope structure of 1–4× Earth-size planets around Sun-like stars". Труды Национальной академии наук. 111 (35): 12655–12660. arXiv:1404.2960. Bibcode:2014PNAS..11112655M. Дои:10.1073/pnas.1304197111. ЧВК  4156743. PMID  24912169.
  57. ^ Lopez, E. D.; Fortney, J. J. (2014). "Understanding the Mass-Radius Relation for Sub-Neptunes: Radius As a Proxy for Composition". Астрофизический журнал. 792 (1): 1. arXiv:1311.0329. Bibcode:2014ApJ...792....1L. Дои:10.1088/0004-637X/792/1/1.
  58. ^ Buchhave, L.A .; Bizzarro, M .; Latham, D.W .; Сасселов, Д .; Cochran, W. D.; Endl, M .; Isaacson, H.; Juncher, D.; Marcy, G. W. (2014). "Three regimes of extrasolar planet radius inferred from host star metallicities". Природа. 509 (7502): 593–595. arXiv:1405.7695. Bibcode:2014Natur.509..593B. Дои:10.1038/nature13254. ЧВК  4048851. PMID  24870544.
  59. ^ Schlaufman, Kevin C. (2015). "A Continuum of Planet Formation between 1 and 4 Earth Radii". Астрофизический журнал. 799 (2): L26. arXiv:1501.05953. Bibcode:2015ApJ...799L..26S. Дои:10.1088/2041-8205/799/2/L26.
  60. ^ Jingjing Chen; David M. Kipping (29 March 2016). "Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds". Астрофизический журнал. 834 (1): 17. arXiv:1603.08614. Bibcode:2017ApJ...834...17C. Дои:10.3847/1538-4357/834/1/17.
  61. ^ Cowen, Ron (6 January 2014). "Earth-mass exoplanet is no Earth twin". Новости природы. Дои:10.1038/nature.2014.14477. Получено 7 января 2014.
  62. ^ Cabrera, Juan; Grenfell, John Lee; Nettelmann, Nadine (2014) PS6.3. Observations and Modeling of Low Mass Low Density (LMLD) Exoplanets. European Geosciences Union General Assembly 2014
  63. ^ Benneke, Bjorn; Seager, Sara (2013). "How to Distinguish between Cloudy Mini-Neptunes and Water/Volatile-Dominated Super-Earths". Астрофизический журнал. 778 (2): 153. arXiv:1306.6325. Bibcode:2013ApJ...778..153B. Дои:10.1088/0004-637X/778/2/153.
  64. ^ Sasselov, Dimitar (2 June 2014). Exoplanets: From Exhilarating to Exasperating — Kepler-10c: The "Mega-Earth". 23 minutes in.
  65. ^ Aguilar, D. A.; Pulliam, C. (2 June 2014). "Astronomers Find a New Type of Planet: The "Mega-Earth"". www.cfa.harvard.edu. Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики.
  66. ^ Dumusque, X .; Bonomo, A. S.; Haywood, R. L. D.; Malavolta, L.; Ségransan, D .; Buchhave, L.A .; Cameron, A. C.; Latham, D.W .; Molinari, E .; Pepe, F .; Udry, S. P.; Charbonneau, D .; Cosentino, R .; Dressing, C. D.; Figueira, P.; Fiorenzano, A. F. M.; Gettel, S.; Арутюнян, А .; Хорн, К .; Lopez-Morales, M.; Lovis, C.; Мэр, М .; Micela, G .; Motalebi, F.; Nascimbeni, V .; Phillips, D. F.; Piotto, G.; Pollacco, D .; Queloz, D .; Rice, K.; и другие. (2014). "The Kepler-10 Planetary System Revisited by HARPS-N: A Hot Rocky World and a Solid Neptune-Mass Planet". Астрофизический журнал. 789 (2): 154. arXiv:1405.7881. Bibcode:2014ApJ ... 789..154D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 789/2/154.
  67. ^ Nayakshin, Sergei (2015). "Tidal Downsizing Model. IV. Destructive feedback in planets". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 461 (3): 3194–3211. arXiv:1510.01630. Дои:10.1093/mnras/stw1404.
  68. ^ Deleuil, M .; Bonomo, A. S.; Ferraz-Mello, S .; Эриксон, А .; Bouchy, F .; Havel, M.; Aigrain, S .; Almenara, J.-M .; Alonso, R.; Auvergne, M .; Baglin, A.; Barge, P.; Bordé, P.; Bruntt, H .; Cabrera, J .; Carpano, S.; Cavarroc, C.; Csizmadia, Sz.; Damiani, C .; Deeg, H. J.; Dvorak, R.; Fridlund, M.; Hébrard, G .; Gandolfi, D .; Gillon, M .; Guenther, E .; Гийо, Т .; Hatzes, A.; Jorda, L.; Léger, A .; и другие. (2012). "Transiting exoplanets from the CoRoT space mission". Астрономия и астрофизика. 538: A145. arXiv:1109.3203. Bibcode:2012A&A...538A.145D. Дои:10.1051/0004-6361/201117681.
  69. ^ Transit Timing Observations from Kepler: VII. Confirmation of 27 planets in 13 multiplanet systems via Transit Timing Variations and orbital stability, Jason H. Steffen et al, 16 Aug 2012
  70. ^ Mocquet, A .; Grasset, O .; Sotin, C. (2013) Super-dense remnants of gas giant exoplanets, EPSC Abstracts, Vol. 8, EPSC2013-986-1, European Planetary Science Congress 2013
  71. ^ Mocquet, A .; Grasset, O .; Sotin, C. (2014). "Very high-density planets: a possible remnant of gas giants". Фил. Пер. R. Soc. А. 372 (2014): 20130164. Bibcode:2014RSPTA.37230164M. Дои:10.1098/rsta.2013.0164. PMID  24664925.
  72. ^ а б c Seager, S.; Kuchner, M.; Hier‐Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Соотношения масс-радиусов для твердых экзопланет». Астрофизический журнал. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. Дои:10.1086/521346.
  73. ^ а б c Carter, J. A.; Winn, J. N. (2010). "Empirical Constraints on the Oblateness of an Exoplanet". Астрофизический журнал. 709 (2): 1219–1229. arXiv:0912.1594. Bibcode:2010ApJ...709.1219C. Дои:10.1088/0004-637X/709/2/1219.
  74. ^ Leconte, J.; Lai, D.; Chabrier, G. (2011). "Distorted, nonspherical transiting planets: Impact on the transit depth and on the radius determination". Астрономия и астрофизика. 528: A41. arXiv:1101.2813. Bibcode:2011A&A...528A..41L. Дои:10.1051/0004-6361/201015811.
  75. ^ Arras, Phil; Socrates, Aristotle (2009). "Thermal Tides in Short Period Exoplanets". arXiv:0901.0735 [астрофизиолог EP ].
  76. ^ Madhusudhan, Nikku; Knutson, Heather; Fortney, Jonathan; Barman, Travis (2014). "Exoplanetary Atmospheres". Protostars and Planets VI. Protostars and Planets Vi. п. 739. arXiv:1402.1169. Bibcode:2014prpl.conf..739M. Дои:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch032. ISBN  978-0-8165-3124-0.
  77. ^ Seager, S.; Deming, D. (2010). "Exoplanet Atmospheres". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 48: 631–672. arXiv:1005.4037. Bibcode:2010ARA&A..48..631S. Дои:10.1146/annurev-astro-081309-130837.
  78. ^ Rodler, F.; Lopez-Morales, M.; Ribas, I. (July 2012). "Weighing the Non-transiting Hot Jupiter τ Boo b". Письма в астрофизический журнал. 753 (1): L25. arXiv:1206.6197. Bibcode:2012ApJ...753L..25R. Дои:10.1088/2041-8205/753/1/L25. L25.
  79. ^ Brogi, M.; Snellen, I.A.G .; De Kok, R. J.; Albrecht, S.; Birkby, J.; De Mooij, E. J. W. (2012). "The signature of orbital motion from the dayside of the planet τ Boötis b". Природа. 486 (7404): 502–504. arXiv:1206.6109. Bibcode:2012Natur.486..502B. Дои:10.1038/nature11161. PMID  22739313.
  80. ^ Hu, Renyu; Ehlmann, Bethany L.; Seager, Sara (2012). "Theoretical Spectra of Terrestrial Exoplanet Surfaces". Астрофизический журнал. 752 (1): 7. arXiv:1204.1544. Bibcode:2012ApJ...752....7H. Дои:10.1088/0004-637X/752/1/7.
  81. ^ "NASA, ESA, and K. Haynes and A. Mandell (Goddard Space Flight Center)". Получено 15 июн 2015.
  82. ^ Knutson, H. A.; Charbonneau, D .; Allen, L.E .; Фортни, Дж. Дж .; Agol, E.; Cowan, N. B.; Шоумен, А.П .; Cooper, C. S.; Megeath, S. T. (2007). "A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b" (PDF). Природа. 447 (7141): 183–6. arXiv:0705.0993. Bibcode:2007Натура.447..183K. Дои:10.1038 / природа05782. PMID  17495920.
  83. ^ Choi, Charles Q. (1 September 2011) Alien Life More Likely on 'Dune' Planets В архиве 2 December 2013 at the Wayback Machine. Журнал Astrobiology
  84. ^ Abe, Y.; Abe-Ouchi, A .; Sleep, N. H.; Zahnle, K. J. (2011). "Habitable Zone Limits for Dry Planets". Астробиология. 11 (5): 443–460. Bibcode:2011AsBio..11..443A. Дои:10.1089/ast.2010.0545. PMID  21707386.
  85. ^ Seager, S. (2013). "Exoplanet Habitability". Наука. 340 (6132): 577–81. Bibcode:2013Sci...340..577S. CiteSeerX  10.1.1.402.2983. Дои:10.1126/science.1232226. PMID  23641111.
  86. ^ Kopparapu, Ravi Kumar; Ramirez, Ramses M.; Schottelkotte, James; Кастинг, Джеймс Ф .; Domagal-Goldman, Shawn; Eymet, Vincent (2014). "Habitable Zones around Main-sequence Stars: Dependence on Planetary Mass". Астрофизический журнал. 787 (2): L29. arXiv:1404.5292. Bibcode:2014ApJ...787L..29K. Дои:10.1088/2041-8205/787/2/L29.
  87. ^ Hamano, K.; Abe, Y.; Genda, H. (2013). "Emergence of two types of terrestrial planet on solidification of magma ocean". Природа. 497 (7451): 607–10. Bibcode:2013Natur.497..607H. Дои:10.1038/nature12163. PMID  23719462.
  88. ^ Yang, J .; Boué, G. L.; Fabrycky, D. C.; Abbot, D. S. (2014). "Strong Dependence of the Inner Edge of the Habitable Zone on Planetary Rotation Rate" (PDF). Астрофизический журнал. 787 (1): L2. arXiv:1404.4992. Bibcode:2014ApJ...787L...2Y. Дои:10.1088/2041-8205/787/1/L2. Архивировано из оригинал (PDF) на 2016-04-12. Получено 2016-07-28.
  89. ^ "Real-life Sci-Fi World #2: the Hot Eyeball planet". planetplanet. 2014-10-07.
  90. ^ Ян, июнь; Коуэн, Николас Б .; Abbot, Dorian S. (2013). "Stabilizing Cloud Feedback Dramatically Expands the Habitable Zone of Tidally Locked Planets". Астрофизический журнал. 771 (2): L45. arXiv:1307.0515. Bibcode:2013ApJ...771L..45Y. Дои:10.1088/2041-8205/771/2/L45.
  91. ^ Amend, J. P.; Teske, A. (2005). "Expanding frontiers in deep subsurface microbiology". Палеогеография, палеоклиматология, палеоэкология. 219 (1–2): 131–155. Bibcode:2005PPP...219..131A. Дои:10.1016/j.palaeo.2004.10.018.
  92. ^ Further away planets 'can support life' say researchers, BBC, 7 January 2014.
  93. ^ Abbot, D. S.; Switzer, E. R. (2011). "The Steppenwolf: A Proposal for a Habitable Planet in Interstellar Space". Астрофизический журнал. 735 (2): L27. arXiv:1102.1108. Bibcode:2011ApJ...735L..27A. Дои:10.1088/2041-8205/735/2/L27.
  94. ^ Loeb, A. (2014). "The habitable epoch of the early Universe". Международный журнал астробиологии. 13 (4): 337–339. arXiv:1312.0613. Bibcode:2014IJAsB..13..337L. CiteSeerX  10.1.1.748.4820. Дои:10.1017 / S1473550414000196.
  95. ^ Home, sweet exomoon: The new frontier in the search for ET, New Scientist, 29 July 2015
  96. ^ Linsenmeier, Manuel; Pascale, Salvatore; Lucarini, Valerio (2014). "Habitability of Earth-like planets with high obliquity and eccentric orbits: Results from a general circulation model". Планетарная и космическая наука. 105: 43–59. arXiv:1401.5323. Bibcode:2015P&SS..105...43L. Дои:10.1016/j.pss.2014.11.003.
  97. ^ Kelley, Peter (15 April 2014) Astronomers: 'Tilt-a-worlds' could harbor life. www.washington.edu
  98. ^ Armstrong, J. C.; Barnes, R .; Domagal-Goldman, S.; Breiner, J.; Quinn, T. R.; Meadows, V. S. (2014). "Effects of Extreme Obliquity Variations on the Habitability of Exoplanets". Астробиология. 14 (4): 277–291. arXiv:1404.3686. Bibcode:2014AsBio..14..277A. Дои:10.1089/ast.2013.1129. ЧВК  3995117. PMID  24611714.
  99. ^ Kelley, Peter (18 July 2013) A warmer planetary haven around cool stars, as ice warms rather than cools. www.washington.edu
  100. ^ Shields, A. L.; Битц, К.М.; Meadows, V. S.; Joshi, M. M.; Robinson, T. D. (2014). "Spectrum-Driven Planetary Deglaciation Due to Increases in Stellar Luminosity". Астрофизический журнал. 785 (1): L9. arXiv:1403.3695. Bibcode:2014ApJ...785L...9S. Дои:10.1088/2041-8205/785/1/L9.
  101. ^ Barnes, R .; Mullins, K.; Goldblatt, C .; Meadows, V. S.; Kasting, J.F .; Хеллер, Р. (2013). «Приливные Венеры: запуск климатической катастрофы из-за приливного нагрева». Астробиология. 13 (3): 225–250. arXiv:1203.5104. Bibcode:2013AsBio..13..225B. Дои:10.1089 / ast.2012.0851. ЧВК  3612283. PMID  23537135.
  102. ^ Heller, R .; Армстронг, Дж. (2014). «Сверхобитаемые миры». Астробиология. 14 (1): 50–66. arXiv:1401.2392. Bibcode:2014AsBio..14 ... 50H. Дои:10.1089 / аст.2013.1088. PMID  24380533.
  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. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13868.x.
  104. ^ Пол Гилстер, Эндрю Лепаж (30.01.2015). «Обзор кандидатов на лучшие обитаемые планеты». Центаврианские мечты, Фонд Тау Ноль. Получено 2015-07-24.
  105. ^ Джованни Ф. Биньями (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, E.A .; Howard, A. W .; Марси, Г. В. (2013). "Распространенность планет размером с Землю, вращающихся вокруг звезд, подобных Солнцу". Труды Национальной академии наук. 110 (48): 19273–19278. arXiv:1311.6806. Bibcode:2013ПНАС..11019273П. Дои:10.1073 / pnas.1319909110. ЧВК  3845182. PMID  24191033.
  108. ^ Хан, Амина (4 ноября 2013 г.). «Млечный Путь может вместить миллиарды планет размером с Землю». Лос-Анджелес Таймс. Получено 5 ноября 2013.
  109. ^ Хауэлл, Элизабет (6 февраля 2013 г.). "Ближайшая" чужая Земля "может быть на расстоянии 13 световых лет". Space.com. TechMediaNetwork. Получено 7 февраля 2013.
  110. ^ Коппарапу, Рави Кумар (март 2013 г.). «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. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 767/1 / L8.
  111. ^ «Миссия НАСА« Кеплер »обнаруживает более старшего кузена на Земле». 2015-07-23. Получено 2015-07-23.

внешняя ссылка

Экзопланета каталоги и базы данных