შინაარსზე გადასვლა

ეგზოპლანეტა

Checked
მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
ვიკიპედიის რედაქტორების გადაწყვეტილებით, სტატიას „ეგზოპლანეტა“ მინიჭებული აქვს რჩეული სტატიის სტატუსი. ეგზოპლანეტა ვიკიპედიის საუკეთესო სტატიების სიაშია.
მხატვრის წარმოსახვით შექმნილ სურათში ნაჩვენებია, როგორაა გავრცელებული პლანეტები ვარსკვლავების გარშემო ირმის ნახტომში.[1]

ეგზოპლანეტა (ექსტრასოლარული (მზის გარეთა) პლანეტა) — პლანეტა, რომელიც მოძრაობს არა მზის, არამედ სხვა ვარსკვლავის, ვარსკვლავური ნარჩენის ან ყავისფერი ჯუჯის გარშემო. აღმოჩენილია 5000-ზე მეტი ეგზოპლანეტა. [2] არსებობენ ე. წ. თაღლითი პლანეტები, რომლებიც არც ერთი ვარსკვლავის გარშემო არ ბრუნავენ და განცალკევებულად არსებობენ, განსაკუთრებით მაშინ, თუ ისინი გაზური გიგანტებია, რა შემთხვევაშიც ისინი ხშირად აღიქმებიან სუბ-ყავისფერ ჯუჯებად, როგორც WISE 0855-0714.[3]

კეპლერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა ასევე აღმოაჩინა რამდენიმე ათასი[4][5] კანდიდატი პლანეტა,[6][7] რომელთა 11 %-ის არსებობა შესაძლოა არ დადასტურდეს.[8] საშუალოდ, თითო ვარსკვლავზე ერთი პლანეტა მოდის.[9] ხუთიდან ერთ მზის მსგავს[10] ვარსკვლავს კი „დედამიწის ზომის“[11] პლანეტა ჰყავს სასიცოცხლო ზონაში დედამიწიდან 12 სინათლის წლის მანძილის დისტანციაში.[12][13] თუ გავითვალისწინებთ, რომ ირმის ნახტომში 200 მილიარდი[14] ვარსკვლავია, 11 მილიარდი პოტენციურად სასიცოცხლო დედამიწის ზომის პლანეტა უნდა იყოს ჩვენს გალაქტიკაში, ხოლო თუ წითელი ჯუჯებიც იგულისხმება, ეს რიცხვი 40 მილიარდამდე იზრდება.[15] ირმის ნახტომში არსებული თაღლითი პლანეტები შესაძლოა ტრილიონამდე ზრდიდეს ამ რიცხვს.[16]

TrES-3b-ისა და იუპიტერის ზომების შედარება. ამ ეგზოპლანეტის ორბიტალური პერიოდი 31 დღეა და ცხელ იუპიტერადაა კლასიფიცირებული, რადგან ზომით დიდია და ვარსკვლავთან ახლოსაა, ამის გამო კი ის ერთ-ერთი ყველაზე ადვილად დასაფიქსირებელი პლანეტაა ტრანზიტული მეთოდით.

თუ დადასტურდა, უახლოესი ეგზოპლანეტა იქნება ალფა კენტავრი Bb, მაგრამ მის არსებობა საეჭვოა. აქამდე აღმოჩენილთა შორის თითქმის ყველა ეგზოპლანეტა ირმის ნახტომში მდებარეობს, თუმცა მცირე რაოდენობით ექსტრაგალაქტიკური პლანეტების აღმოჩენის ალბათობაც არსებობს. 2014 წლის მარტის მონაცემებით, ყველაზე ნაკლებად მასიური პლანეტა არის PSR B1257+12 A, რომელიც სულ რაღაც 2 მთვარის მასისაა. ყველაზე მასიური პლანეტა, რომელიც NASA Exoplanet Archive-შია შეტანილი, არის DENIS-P J082303.1-491201b,[17][18] რომელიც 29 იუპიტერის მასაა, თუმცა პლანეტის უმეტესი განმარტების თანახმად, ის ზედმეტად მასიურია პლანეტისთვის და შესაძლოა ყავისფერი ჯუჯა იყოს. არსებობს პლანეტები, რომლებიც იმდენად ახლოსაა დედავარსკვლავთან, რომ მათი ორბიტალური პერიოდი რამდენიმე საათია, ხოლო, ამის საპირისპიროდ, არსებობს პლანეტები, რომელთა ორბიტალური პერიოდი ათასობით წელიწადი იჭიმება დედავარსკვლავთან სიშორის გამო. ზოგი კი იმდენად შორსაა, რომ რთულია იმის თქმა, საერთოდ არის თუ არა გრავიტაციულად დაკავშირებული ვარსკვლავთან.

ეგზოპლანეტების აღმოჩენამ ინტერესი არამიწიერი სიცოცხლის ძიებაშიც აღძრა, განსაკუთრებით იმ პლანეტებზე, რომლებიც თავიანთი დედავარსკვლავის გარშემო სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობს, სადაც თხევად წყალს (აქედან გამომდინარე, სიცოცხლეს) შეუძლია არსებობა. პლანეტის სიცოცხლიანობის კვლევა აგრეთვე მოიცავს სხვა მრავალ ფაქტორს.[19]

განმარტება

საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის „პლანეტის“ ოფიციალური განმარტება მხოლოდ მზის სისტემას მოიცავს და, აქედან გამომდინარე, არ აღწერს ეგზოპლანეტებს.[20][21] 2011 წლის აპრილის მონაცემებით, საკ-ის მიერ შედგენილი განმარტებითი განცხადება, რომელიც ეგზოპლანეტებს ეხება, არის 2001 წელს გამოცემული და 2003 წელს შეცვლილი.[22] ეს განმარტება მოიცავს შემდეგ კრიტერიუმებს:

  • ობიექტები იმ ნამდვილი მასით, რომელიც იმდენად დიდი არაა, რომ დეითერიუმის თერმობირთვული სინთეზი დაიწყოს (ახლანდელი გამოთვლებით, ეს არის 13 იუპიტერის მასა დეითერიუმის იმ მარაგით, რომელიც მზეზეა[23]) და რომელიც ვარსკვლავებს ან ვარსკვლავურ ნარჩენებს უვლის გარშემო, არის „პლანეტები“ (არ აქვს მნიშვნელობა, როგორ წარმოიქმნა). მინიმალური მასადა ზომა ექსტრასოლარული ობიექტისთვის, რომ პლანეტად ჩაითვალოს, იგივე მოთხოვნილებები უნდა დააკმაყოფილოს, რომლებიც მზის სისტემაში გამოიყენება.
  • სუბვარსკვლავური ობიექტები იმ ნამდვილი მასით, რომელიც იმდენად დიდია, რომ დეითერიუმის თერმობირთვული სინთეზი წამოიწყოს, „ყავისფერი ჯუჯებია“, არ აქვს მნიშვნელობა, როგორ წარმოიქმნა ან სად არის მოთავსებული.
  • თავისუფლად მოტივტივე ობიექტები ახალგაზრდა ვარსკვლავთგროვებში იმ მასით, რომელიც იმდენად დიდი არაა, რომ დეითერიუმის თერმობირთვული რეაქციები დაიწყოს, არ არის „პლანეტები“, არამედ „სუბ-ყავისფერი ჯუჯებია“.

ალტერნატივები

თუმცა, საკ-ის ამჟამინდელი განმარტება უნივერსალურად მიღებული არ არის. ერთი ალტერნატიული განმარტება არის ის, რომ პლანეტები უნდა განირჩეოდეს ყავისფერი ჯუჯებისგან წარმოქმნის ბაზისის მიხედვით. მეცნიერებს შორის ფართოდ გავრცელებულია ის მოსაზრება, რომ გიგანტი პლანეტები ბირთვის აკრეციით წარმოიქმნება და ეს პროცესი შესაძლოა ზოგჯერ წარმოქმნის პლანეტების მასით, რომელიც დეითერიუმის სინთეზის ზღვარს მაღლაა;[24][25][26] ამ ტიპის პლანეტები შესაძლოა უკვე დაფიქსირებულია.[27] ყავისფერი ჯუჯები ჩვეულებრივი ვარსკვლავების მსგავსად გაზის ღრუბლის პირდაპირი კოლაფსით წარმოიქმნება და ამ ფორმირების მექანიზმი ასევე წარმოქმნის ობიექტებს, რომლებიც 13 MJup-ის ზღვარს ქვემოთაა და შესაძლოა 1 MJup-იც იყოს.[28] ამ მასებს შორის ობიექტები, რომლებიც თავიანთ ვარსკვლავთან ასეულობით ან ათასეულობით ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული და აქვთ დიდი ვარსკვლავის/ობიექტის მასის ფარდობა, შესაძლოა ყავისფერ ჯუჯებად წარმოიქმნა; მათ ატმოსფეროების შედგენილება ბევრად მსგავსი იქნება მათი დედავარსკვლავისა, ვიდრე აკრეციულად წარმოქმნილი პლანეტებისა, რომლებიც უნდა შეიცავდეს მძიმე ელემენტების დიდ რაოდენობას. 2014 წლის მონაცემებით, პირდაპირ გადაღებული ეგზოპლანეტები მასიურია და აქვს ფართო ორბიტა, ამიტომ ალბათ წარმოადგენს ყავისფერი ჯუჯის ფორმირების დაბალი მასიან დასასრულს.[29]

ასევე 13 იუპიტერის მასის ობიექტს არ აქვს ზუსტი ფიზიკური მნიშვნელობა.[26] დეითერიუმის სინთეზი ამაზე დაბალი მასის მქონე ზოგიერთ ობიექტში შესაძლოა მოხდეს. სინთეზირებული დეითერიუმის რაოდენობა დამოკიდებულია ობიექტის შედგენილობის გარკვეულ განფენილობაზე.[30] „ექსტრასოლარული პლანეტების ენციკლოპედია“ მოიცავს ობიექტებს 25 იუპიტერის მასამდე და იუწყება: „ის ფაქტი, რომ არ არსებობს განსაკუთრებული მახასიათებელი 13 MJup-ის გარშემო აქამდე დაკვირვებულ მასის სპექტრში, აძლიერებს იმ არჩევანს, რომ ეს მასის ზღვარი დავივიწყოთ“.[31] The Exoplanet Data Explorer მოიცავს ობიექტებს 24 იუპიტერის მასამდე საკონსულტაციოსთან ერთად: „13 იუპიტერის მასის გამორჩევა საკ-ის მომუშავე ჯგუფის მიერ ფიზიკურად არამოტივირებულია კლდოვანი ბირთვის მქონე პლანეტებისთვის და დაკვირვებითად პრობლემატურია sin i-ს ორაზროვანების გამო“.[32] The NASA Exoplanet Archive მოიცავს ობიექტებს მასით (ან მინიმალური მასით), რომელიც 30 იუპიტერის მასაზე ნაკლებია.[33] ყავისფერი ჯუჯებისა და პლანეტების განცალკევების სხვა კრიტერიუმი, გარდა დეითერიუმის წვის, ფორმირების პროცესის ან მდებარეობისა, არის ის, ბირთვის წნევაზე კულონის წნევა თუ ელექტრონის გადაგვარებული წნევა მოქმედებს.[34][35]

აღმოჩენის ისტორია

საუკუნეების მანძილზე ფილოსოფოსებსა და მეცნიერებს მიაჩნდათ, რომ ეგზოპლანეტები არსებობდა, მაგრამ მათი დაფიქსირების, სიხშირის დადგენის ან იმის გაგების გზები, რამდენად წააგავდა მზის სისტემის პლანეტებს, არ არსებობდა. მეცხრამეტე საუკუნეში გაკეთებული რამდენიმე განცხადება, რომელიც ეგზოპლანეტის აღმოჩენას იუწყებოდა, ასტრონომებმა მალევე უარყვეს. პირველი დადასტურებული დაფიქსირება 1992 წელს მოხდა, რამდენიმე კლდოვანი მასის პლანეტის აღმოჩენით, რომელიც პულსარ PSR B1257+12-ის გარშემო ბრუნავს.[36] პირველი ეგზოპლანეტის აღმოჩენის დადასტურება, რომელიც მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, მოხდა 1995 წელს, როდესაც გიგანტი პლანეტა 4 დღიანი ორბიტალური პერიოდით აღმოაჩინეს ახლო ვარსკვლავ 51 Pegasi-ს გარშემო. ზოგიერთი ეგზოპლანეტა პირდაპირაა დაფიქსირებული ტელესკოპებით, მაგრამ უმეტესობა არაპირდაპირი მეთოდებით, როგორებიცაა ტრანზიტული მეთოდი და რადიალური სიჩქარის მეთოდი, დააფიქსირეს.

ადრინდელი მოსაზრებები

ვიკიციტატა
„საჯაროდ ვაცხადებთ, რომ ეს სივრცე უსასრულოა... მასში არის ჩვენი პლანეტის მსგავსი პლანეტების უსასრულო რაოდენობა“

მეთექვსმეტე საუკუნეში იტალიელმა ფილოსოფოსმა ჯორდანო ბრუნომ, რომელიც მხარდამჭერი იყო კოპერნიკისეული თეორიისა, რომლის მიხედვითაც დედამიწა და სხვა პლანეტები ბრუნავდა მზის გარშემო (ჰელიოცენტრიზმი), ივარაუდა, რომ უძრავი ვარსკვლავები მზის მსგავსია და ასევე ჰყავს პლანეტები.

მეთვრამეტე საუკუნეში იგივე შესაძლებლობა ისააკ ნიუტონმა General Scholium-ში ახსენა, რომელიც მის Principia-ს მოიცავს. მან გააკეთა შედარება მზის პლანეტებთან და დაწერა: „და თუ უძრავი ვარსკვლავები მსგავსი სისტემების ცენტრებია, ისინი აგებული იქნება მზის მსგავსი კონსტრუქციითა და დომინანტობით“.[38]

1952 წელს, 40 წელზე მეტი ხნით ადრე, ვიდრე პირველ ცხელ იუპიტერს აღმოაჩენდნენ, ოტო სტრავმა დაწერა, რომ არ არსებობს იმის მიზეზი, თუ რატომ არ შეიძლება პლანეტები იმაზე ახლოს იყოს თავიანთ დედავარსკვლავებთან, ვიდრე მზის სისტემაშია, და წამოაყენა აზრი, რომ დოპლერის სპექტროსკოპიასა და ტრანზიტულ მეთოდს შეეძლო დაეფიქსირებინა სუპერ-იუპიტერები მოკლე ორბიტებზე.[39]

საეჭვო განცხადებები

ეგზოპლანეტების აღმოჩენის შესახებ განცხადებები მეცხრამეტე საუკუნიდან კეთდებოდა. ერთ-ერთი ყველაზე ადრეული არის ორმაგი ვარსკვლავი 70 Ophiuchi. 1855 წელს კაპიტანმა W. S. იაკობმა, აღმოსავლეთ ინდოეთის კომპანიის მადრას ობსერვატორიიდან, განაცხადა, რომ ორბიტალური ანომალიები „მეტად შესაძლებელს“ ხდის იმ ფაქტს, რომ არსებობს „პლანეტური სხეული“ ამ სისტემაში.[40] 1890-იანებში ტომას J. J. სიმ, ჩიკაგოს უნივერსიტეტიდან და შეერთებული შტატების საზღვაო ობსერვატორიიდან, განაცხადა, რომ ორბიტალურმა ანომალიებმა დაამტკიცა ბნელი სხეულის არსებობა 70 Ophiuchi-ს სისტემაში ერთ-ერთი ვარსკვლავის ირგვლივ 36 წლიანი პერიოდით.[41] თუმცა, ფორესტ რეი მაულტონმა გამოაქვეყნა ნაშრომი, რომელიც ამტკიცებდა, რომ სამ სხეულიანი სისტემა ამ ორბიტალური პარამეტრებით ძალიან არასტაბილური უნდა ყოფილიყო.[42] 1950-იანებსა და 1960-იანებში პიტერ ვან დე კამპმა, სუართმორის კოლეჯიდან, აღმოჩენის სხვა განცხადებები გააკეთა, ოღონდ ამ დროს პლანეტები ბენარის ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავდა.[43] ამჟამად ასტრონომები ამ ადრეული აღმოჩენების განცხადებებს მცდარად აღიქვამენ.[44] 5 1991 წელს ენდრიუ ლაინმა, მ. ბეილიზმა და ს. ლ. შიმარმა განაცხადეს, რომ მათ აღმოაჩინეს პულსარი პლანეტა PSR 1829-10-ის ორბიტაზე პულსარის სინქრონულობის ვარიაციების გამოყენებით.[45] ამ განცხადებამ მცირე ხანს მიიპყრო ინტენსიური ყურადღება, მაგრამ ლაინმა და მისმა გუნდმა მალე უკან წაიღეს განცხადება.[46]

დადასტურებული აღმოჩენები

ვარსკვლავ HR8799-ის ცნობილი სამი პლანეტა, რომელიც ჰეილის ტელესკოპმა გადაიღო. ცენტრალური ვარსკვლავიდან წამოსული სინათლე მოშორებულია ვექტორული მორევის კორონოგრაფით
2MASS J044144 არის ყავისფერი ჯუჯა კომპანიონით, რომელიც 5-10 იუპიტერის მასისაა. არ არის ზუსტად ცნობილი, ეს კომპანიონი პლანეტაა და სუბ-ყავისფერი ჯუჯა.
AB Pictoris-ის კორონოგრაფული სურათი, რომელზეც ნაჩვენებია კომპანიონი (დაბლა, მარცხნივ), რომელიც ან ყავისფერი ჯუჯაა, ან მასიური პლანეტა. მონაცემები მიღებულ იქნა 2003 წლის 16 მარტს VLT-ზე დამონტაჟებული NACO-ს ინსტრუმენტით.

პირველი გამოქვეყნებული აღმოჩენა, რომელიც შემდეგ დადასტურდა, გაკეთდა 1988 წელს კანადელი ასტრონომების, ბრიუს კემპბელის, გ. ა. ჰ. უოლკერისა და სტივენსონ იანგის (ვიქტორიას და ბრიტანული კოლუმბიის უნივერსიტეტებიდან) მიერ.[47] მიუხედავად იმისა, რომ ისინი ფრთხილობდნენ პლანეტის დაფიქსირების განცხადებას, მათი რადიალური სიჩქარის დაკვირვებები იუწყებოდა, რომ პლანეტა ვარსკვლავ გამა ცეფეის ირგვლის ბრუნავდა. ასტრონომები ნაწილობრივ იმის გამო, რომ იმ დროს ძალიან შეზღუდული იყო ინსტრუმენტალური შესაძლებლობები, სკეპტიკურად იყვნენ განწყობილნი რამდენიმე წელიწადი ამ და სხვა მსგავსი აღმოჩენის მიმართ. მიაჩნდათ, რომ ზოგიერთი აშკარა პლანეტა შესაძლოა ყოფილიყო ყავისფერი ჯუჯა — ობიექტები საშუალო მასით პლანეტებსა და ვარსკვლავებს შორის. 1990 წელს დამატებითი დაკვირვებების მონაცემები გამოქვეყნდა, რომელიც მხარს უჭერდა პლანეტის არსებობას გამა ცეფეის ირგვლივ,[48] მაგრამ შემდგომმა კვლევებმა 1992 წელს კვლავ სერიოზული ეჭვები აღძრა.[49] საბოლოოდ, 2003 წელს გაუმჯობესებული ტექნიკის საშუალებით პლანეტის არსებობა დამტკიცდა.[50]

1992 წლის 9 იანვარს რადიო ასტრონომებმა ალექსანდრე ვოლსჩანმა და დეილ ფრეილმა განაცხადეს ორი პლანეტის აღმოჩენა პულსარ PSR 1257+12-ის გარშემო.[36] ეს აღმოჩენა დადასტურდა და მიჩნეულია ეგზოპლანეტების პირველ აღმოჩენად. შემდგომმა დაკვირვებებმა ეს შედეგები გაამყარა და მესამე პლანეტის აღმოჩენის დადასტურებამ 1994 წელს გამოაცოცხლა თემა პოპულარულ პრესაში.[51] მიჩნეულია, რომ ამ პულსარის პლანეტები წარმოიქმნა ზეახლის უჩვეულო ნარჩენებისაგან, რომელმაც წარმოქმნა პულსარი პლანეტის ფორმირების მეორე „რაუნდში“, ან უბრალოდ გაზური გიგანტების ნარჩენი კლდოვანი ბირთვებია, რომლებიც როგორღაც გადაურჩა ზეახალს და შემდეგ მათ ამჟმინდელ ორბიტებად დაიშალა.

1995 წლის 6 ოქტომბერს მიშელ მაიორმა და დიდიე კელომ (ჟენევის უნივერსიტეტიდან) განაცხადეს მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარშემო მოძრავი ეგზოპლანეტის პირველი მკაფიო აღმოჩენა. ამ ვარსკვლავის სახელია 51 Pegasi.[52] ეს აღმოჩენა, რომელიც Observatoire de Haute-Provence-ში გაკეთდა, თანამედროვე ეგზოპლანეტების აღმოჩენის ხანას უძღვის წინ. ტექნოლოგიური პროგრესის წყალობით, ყველაზე შესამჩნევი კი მაღალი გარჩევადობის სპექტროსკოპიაში, უამრავი ახალი ეგზოპლანეტის აღმოჩენა გახდა შესაძლებელი: ასტრონომებს შეუძლიათ ეგზოპლანეტების დაფიქსირება არაპირდაპირ მათი გრავიტაციის გავლენის გაზომვით დედავარსკვლავების მოძრაობაზე. ბევრად მეტი ეგზოპლანეტის დაფიქსირება მოხერხდა მოგვიანებით, როდესაც ვარსკვლავის ხილული სიკაშკაშეს მის წინ გამავალი პლანეტა ცვლიდა.

თავდაპირველად ყველაზე ცნობილი ეგზოპლანეტები იყო მასიური პლანეტები, რომლებიც თავიანთი დედავარსკვლავის გარშემო ძალიან ახლოს ბრუნავდა. ასტრონომები გაოცებულები იყვნენ ამ „ცხელი იუპიტერებით“, რადგან პლანეტის ფორმირების თეორიები მიუთითებდა, რომ პლანეტები უნდა წარმოქმნილიყო ვარსკვლავიდან ძალიან შორ მანძილზე. მაგრამ საბოლოოდ სხვა ტიპის უფრო მეტი პლანეტა აღმოაჩინეს. ახლა უკვე ცნობილია, რომ ცხელი იუპიტერები ეგზოპლანეტების უმცირესობაა. 1999 წელს იფსილონ ანდრომედა გახდა პირველი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, რომელსაც რამდენიმე პლანეტა ჰყავდა.[53] სხვა მრავალპლანეტური სისტემები შემდეგ აღმოაჩინეს.

2015 წლის 2 თებერვლის მონაცემებით, დადასტურებული 1888 ეგზოპლანეტა „ექსტრასოლარული პლანეტების ენციკლოპედიაშია“ შეტანილი იმათ ჩათვლით, რომლებიც იყო გვიანდელი 1980-იანებიდან კონტროვერსიული განცხადებების დადასტურება.[54] ეს რიცხვი მოიცავს 1187 პლანეტურ სისტემას, რომლის 477 არის მრავალპლანეტური სისტემა. კეპლერ-16 შეიცავს პირველად აღმოჩენილ ეგზოპლანეტას, რომელიც ბრუნავს ორმაგი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავური სისტემის ირგვლივ.[55]

2014 წლის 26 თებერვალს ნასამ განაცხადა კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ 715 ახლად დაფიქსირებული ეგზოპლანეტის აღმოჩენა 305 ვარსკვლავის გარშემო. ეს ეგზოპლანეტები შემოწმდა სტატისტიკური ტექნიკის გამოყენებით, რომელსაც ეწოდება „დადასტურება მრავალრიცხოვნობით“.[56][57][58] ამ შედეგებამდე, ყველაზე დადასტურებადი პლანეტები გაზური გიგანტები იყო, რომელიც იუპიტერის ზომის ან უფრო დიდი იყო, რადგან ისინი ადვილად დასაფიქსირებელია, მაგრამ კეპლერის პლანეტები უმეტესად არის ნეპტუნისა და დედამიწის ზომებს შორის.[56]

2015 წლის 6 იანვარს ნასამ განაცხადა მე-1000 დადასტურებული ეგზოპლანეტის აღმოჩენა კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპით. ახალი დადასტურებული ეგზოპლანეტებიდან სამი თავიანთი დედავარსკვლავის სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობდა: სამიდან ორი, კეპლერ-438b და კეპლერ-442b, თითქმის დედამიწის ზომისაა და სავარაუდოდ კლდოვანია; მესამე, კეპლერ-440b, სუპერ-დედამიწაა. კეპლერის მიერ აღმოჩენილი მსგავსი მცირე ზომის დადასტურებული ეგზოპლანეტები სასიცოცხლო ზონაში მოიცავს შემდეგს: კეპლერ-62e, კეპლერ-62f, კეპლერ-186f, კეპლერ-296e და კეპლერ-296f.[59]

მარტი, 2022 — ნასას მიერ დადასტურდა 5000 ეგზოპლანეტის არსებობა

კანდიდატები

2012 წლის 17 ოქტომბერს გაკეთდა განცხადება დაუდასტურებელი პლანეტის, ალფა კენტავრი Bb-ს შესახებ, რომელიც ალფა კენტავრი B-ს გარშემო ბრუნავს. ეს უკანასკნელი კი სამმაგი ვარსკვლავური სისტემის ნაწილია, რომელიც დედამიწის მზესთან უახლოესია.შეცდომა ციტირებაში არასწორი ტეგი <ref>; არასწორი სახელები, ძალიან ბევრი.; $2

2014 წლის მარტის მონაცემებით, ნასას კეპლერის მისიამ 2900-ზე მეტი პლანეტის კანდიდატი აღმოაჩინა, რომელთა მათგანი დედამიწის ზომისაა და სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობს, ზოგი კი მზის მსგავსი ვარსკვლავების გარშემო.[4][5][60]

აღმოჩენის მეთოდები

პირდაპირი გადაღება

პირდაპირი მეთოდით გადაღებული პლანეტა Beta Pictoris b

პლანეტა თავის დედავარსკვლავთან შედარებით უკიდურესად მკრთალია. ხილულ დიაპაზონში მისი სიკაშკაშე დედავარსკვლავის მემილიონედზე ნაკლებია. ასეთი მკრთალი სინათლის წყაროს დაფიქსირება ურთულესია. გარდა ამისა, დედავარსკვლავის სიკაშკაშე ისედაც მკრთალ სინათლის წყაროს მთლიანად შეუმჩნეველს ხდის. საჭიროა, რომ დედავარსკვლავის სიკაშკაშე დაიბლოკოს, რათა დარჩეს მხოლოდ პლანეტის სინათლე და იგი ხილული გახდეს. ამის გაკეთება უმთავრესი ტექნოლოგიური გამოწვევაა.[61]

ყველა ეგზოპლანეტა, რომელიც პირდაპირ გადაიღეს, დიდია და ფართოდ გამოყოფილია დედავარსკვლავიდან. მათი უმეტესობა ძალიან ცხელია, ამიტომ ისინი ინტენსიურ ინფრაწითელ დიაპაზონში ასხივებს. ამიტომ ფოტოებს ინფრაწითელ დიაპაზონში იღებენ, სადაც პლანეტა უფრო კაშკაშაა, ვიდრე ხილულ სპექტრში. გიგანტი პლანეტის ფორმირებისას გაზის აკრეციის ფაზის დროს ვარსკვლავი-პლანეტის კონტრასტი შესაძლოა უკეთესი იყო H ალფაში, ვიდრე – ინფრაწითელში. H ალფა დაკვირვების ტექნიკა ამჟამად დამუშავების პროცესშია.[62]

სპეციალურად შექმნილი პირდაპირ გადამღები ინსტრუმენტები, როგორებიცაა Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE და SCExAO, პირდაპირ დააფიქსირებს ათობით პლანეტას, თუმცა ცნობილ ეგზოპლანეტათა უმრავლესობა არაპირდაპირი მეთოდებითაა აღმოჩენილი. ქვემოთ არის არაპირდაპირი მეთოდები, რომლებიც ძალიან გამოყენებადია:

არაპირდაპირი მეთოდები

როდესაც ვარსკვლავი პლანეტის უკანაა, მისი სიკაშკაშე კლებულობს.

თუ პლანეტა დედავარსკვლავის დისკოს წინ გაივლის, ვარსკვლავის სიკაშკაშე მცირე რაოდენობით მცირდება. რაოდენობა, რამდენითაც ვარსკვლავის სიკაშკაშე დაიკლებს, დამოკიდებულია მის და პლანეტის ზომაზე, სხვა ფაქტორებთან ერთად. ამ მეთოდის ცუდი მხარე ისაა, რომ მრავლადაა მცდარი აღმოჩენები და აუცილებელია სხვა მეთოდებით დადასტურება. ტრანზიტული მეთოდით პლანეტის რადიუსის დადგენაა შესაძლებელი და კიდევ ის სარგებლობა აქვს, რომ ზოგჯერ პლანეტის ატმოსფეროს სპექტროსკოპიით გამოკვლევის საშუალებას იძლევა. რადგანაც ტრანზიტული მეთოდი მოითხოვს პლანეტის ორბიტის ნაწილის მიერ ხილვადობის ხაზის გადაკვეთას დედამიწასა და დედავარსკვლავს შორის, ალბათობა იმისა, რომ შემთხვევით ორიენტირებულ ორბიტაზე მყოფი ეგზოპლანეტის მიერ ვარსკვლავის გადაკვეთა გამოჩნდება, ძალიან მცირეა. კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპი ამ მეთოდს იყენებს.

აღმოჩენილი ეგზოპლანეტების რიცხვი წლების მიხედვით 2014-მდე. ფერებით აღნიშნულია აღმოჩენის მეთოდები:
  რადიალური სიჩქარე
  ტრანზიტი
  სინქრონულობა
  პირდ. გადაღება
  მიკროლინზირება

რადგან პლანეტა ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, ვარსკვლავიც ასევე თავის მცირე ორბიტაზე ბრუნავს სისტემის მასის ცენტრის ირგვლივ. ცვლილებების დანახვა ვარსკვლავის რადიალურ სიჩქარეში — ეს არის სიჩქარე, რომლითაც ის მოძრაობს დედამიწის მიმართულებით ან შორდება მას — შესაძლებელია ვარსკვლავის სპექტრული ხაზების დოპლერის ეფექტის გამო გადანაცვლებით. უკიდურესად მცირე რადიალური სიჩქარეების დაფიქსირებაა შესაძლებელი, როგორიცაა 1 მ/წმ ან უფრო მცირე.[63] ამ მეთოდის დადებითი მხარე ისაა, რომ ის ერგება იმ ვარსკვლავებს, რომლებსაც მახასიათებლების მთელი რიგი აქვს. მისი ერთ-ერთი უარყოფითი მხარე არის ის, რომ მისი დახმარებით შეუძლებელია პლანეტის ჭეშმარიტი მასის გამოთვლა, მაგრამ შეუძლია დაადგინოს ამ მასის ქვედა ზღვარი. თუმცა, თუ პლანეტის რადიალური სიჩქარე გაიზომება ვარსკვლავის რადიალური სიჩქარის დახმარებით, მაშინ ჭეშმარიტი მასის გამოთვლაც შესაძლებელია.[64]

როდესაც წარმოდგენილია მრავალი პლანეტა, თითოეული მათგანი სხვების ორბიტას ოდნავ აშფოთებს. ერთი პლანეტის ტრანზიტის დროში ცვლილებებს შეუძლია მეორე პლანეტის არსებობა დაამტკიცოს, რომლის ტრანზიტი შესაძლოა მოხდეს, შესაძლოა – არა. მაგალითად, პლანეტა კეპლერ-19b-ს ტრანზიტში ცვლილებები სისტემაში მეორე პლანეტის არსებობაზე მეტყველებს: არატრანზიტირებად კეპლერ-19c-ზე.[65][66] თუ მრავალტრანზიტული პლანეტები არსებობს ერთ სისტემაში, მაშინ ამ მეთოდის გამოყენება შესაძლებელია მათი არსებობის დასამტკიცებლად.[67] ამ მეთოდის სხვა ფორმაში დაბნელებების დარეგულირებას დაბნელებად ორმაგ ვარსკვლავში შეუძლია გამოავლინოს გარე პლანეტა, რომელიც ორივე ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს. 2013 წლის აგვისტოს მონაცემებით, რამდენიმე პლანეტა იქნა ნაპოვნი ამ გზით, ასევე მოხდა რამდენიმე პლანეტის დადასტურება ამ მეთოდით.

  • ტრანზიტის ხანგრძლივობის ცვალებადობა (ტხც)
ანიმაციაზე ნაჩვენებია განსხვავება პლანეტის ტრანზიტის სინქრონულობას შორის 1 პლანეტიან და 2 პლანეტიან სისტემებში. წყარო: ნასა/კეპლერის მისია

როდესაც პლანეტა მრავალი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს ან ჰყავს მთვარეები, მისი ტრანზიტის დრო შესამჩნევად იცვლება თითო ტრანზიტზე. მიუხედავად იმისა, რომ არც ახალი პლანეტები და არც მთვარეები არ აღმოუჩენიათ ამ მეთოდით, ის წარმატებით გამოიყენება იმ პლანეტების არსებობის დასადასტურებლად, რომელთაც ორმაგი ვარსკვლავური სისტემა აქვს.[68]

მიკროლინზირება ხდება, როდესაც ვარსკვლავის გრავიტაციული ველი ლინზასავით იქცევა და ადიდებს შორეული ფონური ვარსკვლავის სინათლეს. ლინზა ვარსკვლავის გარშემო მოძრავ პლანეტებს შეუძლია შესამჩნევი ანომალიები გამოიწვიოს გადიდებაში. სხვა მეთოდებისგან განსხვავებით, რომლებიც გამოიყენება მცირე ორბიტიანი პლანეტების აღმოსაჩენად, მიკროლინზირება ყველაზე მგრძნობიარეა მზის მსგავსი ვარსკვლავებიდან 1-10 აე-თი მოშორებით მდებარე პლანეტების აღმოსაჩენად.

  • ასტრომეტრია

ასტრომეტრია მოიცავს ცაზე ვარსკვლავის პოზიციის ზუსტად გაზომვასა და ამ პოზიციის დროში ცვლილებებზე დაკვირვებას. შესაძლებელია პლანეტის გრავიტაციის გავლენის გამო ვარსკვლავის მოძრაობის დაფიქსირება. თუმცა, რადგანაც მოძრაობა ძალიან მცირეა, ეს მეთოდი ჯერჯერობით ძალიან მომგებიანი არ არის. მისი დახმარებით რამდენიმე საკამათო აღმოჩენა გააკეთეს, თუმცა ის წარმატებით გამოიყენება სხვა მეთოდებით აღმოჩენილი პლანეტების თვისებების დასადგენად.

ეგზოპლანეტების აღმოჩენათა ჰისტოგრამა — ოქროსფერი ძელი წარმოადგენს ახალ პლანეტებს, რომლებიც „დამოწმებულია მრავალფეროვანებით“. (26 თებერვალი, 2014)
ეგზოპლანეტების ზომების ჰისტოგრამა — ოქროსფერი ძელი წარმოადგენს კეპლერის მიერ ბოლოს აღმოჩენილ ეგზოპლანეტებს (2014 წლის 26 თებერვალი)

პულსარი (ვარსკვლავის პატარა, ზემკვრივი ნარჩენი, რომელიც ზეახლად აფეთქდა) ბრუნვისას ასხივებს რადიოტალღებს ძალზე რეგულარულად. თუ პლანეტები მოძრაობს პულსარის გარშემო, მათი ბრუნვა გამოიწვევს მცირე ანომალიებს პულსარის დაფიქსირებულ რადიო პულსების სინქრონულობაში. ეგზოპლანეტის პირველი დადასტურებული აღმოჩენა ამ მეთოდით მოხდა. 2011 წლის მონაცემებით, ის ძალიან მომგებიანი არ ყოფილა: ამ გზით 5 პლანეტა აღმოაჩინეს 3 სხვადასხვა პულსარზე.

  • ცვალებადი ვარსკვლავის სინქრონულობა (პულსაციის სიხშირე)

პულსარების მსგავსად, არსებობს სხვა ტიპის ვარსკვლავები, რომლებზეც შეინიშნება პერიოდული აქტივობა. პერიოდულობიდან გადახრას ზოგჯერ პლანეტის მის გარშემო მოძრაობა იწვევს. 2013 წლის მონაცემებით, რამდენიმე პლანეტა აღმოაჩინეს ამ მეთოდით.[69]

  • ამრეკლი/მასხივებელი მოდულაციები

როდესაც პლანეტა თავის დედავარსკვლავთან ძალიან ახლოს ბრუნავს, ის ვარსკვლავის სინათლის შესამჩნევ რაოდენობას იჭერს. როდესაც პლანეტა ვარსკვლავის გარშემო მოძრაობს, სინათლის რაოდენობა იცვლება, რადგან პლანეტებს აქვს ფაზები, როდესაც დედამიწიდან ვაკვირდებით ან პლანეტა უფრო ანათებს ერთი მხრიდან, ვიდრე სხვა მხრიდან ტემპერატურული სხვაობების გამო..[70]

  • ფარდობითი სიკაშკაშე

ფარდობითი სიკაშკაშე ზომავს დაკვირვებულ ნაკადს ვარსკვლავიდან, რომელიც მისი მოძრაობითაა გამოწვეული. ვარსკვლავის სიკაშკაშე იცვლება, როდესაც პლანეტა შორდება ან უახლოვდება მას.[71]

  • ელიფსოიდალური ცვალებადობები

დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე მასიური პლანეტები იწვევს ვარსკვლავის ფორმის დეფორმაციას. ეს კი იწვევს ვარსკვლავის სიკაშკაშის ოდნავ გადახრას, რომელიც დამოკიდებულია, თუ როგორ ბრუნავს დედამიწის მიმართ.[72]

  • პოლარიმეტრია

პოლარიმეტრიის მეთოდით პლანეტიდან არეკლილი პოლარიზებული სინათლე გამოიყოფა ვარსკვლავიდან გამოსხივებული არაპოლარიზებული სინათლისგან. ამ მეთოდით არც ერთი ახალი პლანეტა არ აღმოუჩენიათ, მაგრამ რამდენიმე უკვე აღმოჩენილი პლანეტის არსებობა ამ მეთოდით დაადასტურეს.[73][74]

  • დისკო ვარსკვლავის გარშემო

მრავალ ვარსკვლავს გარს აკრავს კოსმოსური მტვრის დისკო, რომელიც მიჩნეულია, რომ კომეტებისა და ასტეროიდების შეჯახებებითაა წარმოქმნილი. მტვრის აღმოჩენა შესაძლებელია, რადგან ის შთანთქავს ვარსკვლავის სინათლეს და ხელახლა ასხივებს ინფრაწითელ გამოსხივებად. დისკოში არსებულმა მახასიათებლებმა შესაძლოა პლანეტების არსებობაზე მიუთითოს, თუმცა ეს არ მიიჩნევა საბოლოო აღმოჩენის მეთოდად.

ნომენკლატურა

შესაფერისი სახელები

ეგზოპლანეტათა უმეტესობას კატალოგური სახელები აქვს, რომელიც შემდგომ სექციებშია ახსნილი, მაგრამ 2014 წელს საკ-მა განახორციელა პროცესი, რის შედეგადაც ეგზოპლანეტებს შესაბამისი სახელები მიენიჭა.[75][76] პროცესი მოიცავს საზოგადო ნომინაციასა და ხმის მიცემას ახალი სახელებისთვის, საკ-ი კი 2015 წლის აგვისტოსთვის გეგმავს ახალი სახელების გამოცხადებას.[77] პლანეტების სახელების დარქმევის გადაწყვეტილებას მოჰყვა კერძო კომპანია Uwingu-ს ეგზოპლანეტების სახელდების კონკურსი, რომელიც საკ-მა სასტიკად გააკრიტიკა.[77] რამდენიმე ხნის წინ რამდენიმე პლანეტამ არაოფიციალური სახელიც მიიღო: ოსირისი (HD 209458 b), ბელეროფონი (51 Pegasi b) და მეთუშალა (PSR B1620-26 b).

მრავალი ვარსკვლავის სტანდარტი

ეგზოპლანეტების სახელდების კონვენცია არის გაგრძელება ვაშინგტონის სხვადასხვაობის კატალოგის გაგრძელება მრავალვარსკვლავური სისტემებისათვის და საკ-ის მიერ შერჩეული.[78] ვარსკვლავური სისტემის ყველაზე კაშკაშა წევრს ასო A ეკუთვნის. სხვა შემადგენელი ნაწილები, რომლებიც A-ს არ შეიცავენ, ჩვეულებრივ B, C და სხვა ლათინური ასოებით აღინიშნება. ქვეკომპონენტები აღინიშნება ერთი ან მეტი სუფიქსით პირვანდელი აღნიშვნით და იწყება მცირე ასოებით მეორე იერარქიული დონისთვის და შემდეგ რიცხვები მესამესთვის.[79] მაგალითად, თუ სამმაგი ვარსკვლავური სისტემაა, რომელშიც ორი ვარსკვლავი ერთმანეთთან ძალიან ახლოს ბრუნავს და მესამე უფრო მოშორებით, ახლოს მოძრავ ვარსკვლავს დაერქმევა Aa და Ab, ხოლო შორეულს — B. ისტორიული მიზეზების გამო ეს სტანდარტი ყოველთვის დაცული არ არის: მაგალითად, ალფა კენტავრი A, B და C არ არის აღნიშნული, როგორც ალფა კენტავრი Aa, Ab და B.

ეგზოპლანეტების სტანდარტი

ზემოთ აღნიშნული სტანდარტის მიხედვით, ეგზოპლანეტის სახელი ჩვეულებრივ წარმოიქმნება მისი დედავარსკვლავის სახელზე პატარა ლათინური ასოს დამატებით. სისტემაში პირველად აღმოჩენილ პლანეტას აღნიშვნა b ეძლევა და მოგვიანებით აღმოჩენილებს მომდევნო ასოები. თუ რამდენიმე პლანეტა ერთსა და იმავე სისტემაში ერთდროულად აღმოაჩინეს, ვარსკვლავთან უახლოესი იღებს შემდეგ ასოს, რომელსაც მოჰყვება სხვა პლანეტები ორბიტალური ზომის მიხედვით.

მაგალითად, 55 Cancri სისტემაში პირველი პლანეტა 55 Cancri b 1996 წელს აღმოაჩინეს; დამატებით ორი პლანეტა ერთდროულად იქნა აღმოჩენილი 2002 წელს და ვარსკვლავთან უახლოესს 55 Cancri c და სხვას 55 Cancri d დაარქვეს; მეოთხე პლანეტის აღმოჩენა იქნა განცხადებული (მისი არსებობა მოგვიანებით უარყვეს) 2004 წელს და დაერქვა 55 Cancri e, მიუხედავად ვარსკვლავთან უფრო ახლოს მდებარეობისა, ვიდრე 55 Cancri b; და ბოლო ხანებში (2007) აღმოჩენილ პლანეტას 55 Cancri f დაერქვა, მიუხედავად იმისა, რომ უფრო ახლოს მდებარეობს, ვიდრე 55 Cancri c და 55 Cancri d.[80] 2012 წლის აპრილის მონაცემებით, გამოყენებული ყველაზე „მაღალი“ ასო არის j დაუდასტურებელი პლანეტა HD 10180 j, ხოლო h ყველაზე „მაღალი“ ასოა დადასტურებული პლანეტისთვის, რომელიც იმავე ვარსკვლავს ეკუთვნის.[54]

თუ პლანეტა ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის ერთ-ერთი წევრის გარშემო ბრუნავს, მაშინ ვარსკვლავის დიდ ლათინურ ასოს პლანეტის პატარა ლათინური ასო მოჰყვება. მაგალითები არის 16 Cygni Bb[81] და HD178911 Bb.[82] პლანეტებს, რომლებიც პირველადი ან „A“ ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, უნდა ჰქონდეს Ab სისტემის სახელის შემდეგ, როგორც HD 41004 Ab-ს.[83] თუმცა „A“ ზოგჯერ გამოტოვებულია; მაგალითად, ორმაგი სისტემა Tau Boötis-ის (ტაუ მენახირე) პირველადი ვარსკვლავის გარშემო აღმოჩენილ პირველ პლანეტას ჩვეულებრივ Tau Boötis b-ს უწოდებენ.[84] ვარსკვლავური აღნიშვნა აუცილებელია, როდესაც სისტემაში ერთზე მეტ ვარსკვლავს ჰყავს საკუთარი პლანეტური სისტემა, როგორც WASP 94 A-სა და WASP 94 B-ს შემთხვევაშია.[85]

თუ დედავარსკვლავი ერთადერთი ვარსკვლავია, მაინც შეიძლება იმის თქმა, რომ ჰქონდეს „A“ აღნიშვნა, თუმცა „A“ ჩვეულებრივ არ იწერება. ასეთი ვარსკვლავის გარშემო პირველად აღმოჩენილო ეგზოპლანეტა შესაძლოა აღვიქვათ, როგორც მეორეული ქვეკომპონენტი, რომელსაც სუფიქსი Ab უნდა მიეცეს. მაგალითად, 51 Pegasi Aa სისტემა 51 Pegasi-ში დედავარსკვლავია; და პირველი ეგზოპლანეტა არის 51 Pegasi Ab. რადგანაც ეგზოპლანეტათა უმეტესობა ერთვარსკვლავიან სისტემაშია, ნაგულისხმევი აღნიშვნა „A“ ჩვეულებრივ გამოტოვებულია და ეგზოპლანეტის სახელი მხოლოდ დაბალი ლათინური ასოთი რჩება: 51 Pegasi b.

რამდენიმე ეგზოპლანეტას ისეთი სახელები დაერქვა, რომ ზემოთ აღწერილ სტანდარტს არ აკმაყოფილებს. მაგალითად, პლანეტები, რომლებიც პულსარ PSR 1257-ის გარშემო ბრუნავს, აღინიშნება დიდი ასოებით და არა პატარებით. აგრეთვე, ვარსკვლავური სისტემის ძირითადი სახელი შესაძლოა რამდენიმე სხვადასხვა სისტემას აკმაყოფილებდეს. ფაქტობრივად, ზოგიერთმა ვარსკვლავმა (მაგალითად, კეპლერ-11) თავიანთი სახელები მიიღო პლანეტების ძებნის პროგრამების მიხედვით.

ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტები და 2010 წლის წინადადება

ჰესმანმა და მისმა გუნდმა განაცხადა, რომ ეგზოპლანეტების სახელების ამ სისტემამ კრახი განიცადა, როდესაც ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტები აღმოაჩინეს.[78] მათ შენიშნეს, რომ ვარსკვლავი HW Virginis-ის გარშემო მბრუნავი ორი პლანეტის აღმომჩენებმა სცადეს სახელდების პრობლემას თავი აერიდებინათ და მათ HW Vir 3 და HW Vir 4 უწოდეს, ე.ი. მეორე მეოთხე ობიექტია — ვარსკვლავური თუ პლანეტური — სისტემაში აღმოჩენილი. მათ ასევე განაცხადეს, რომ NN Serpentis-ის გარშემო ორი პლანეტის აღმომჩენები დადგნენ არჩევანის წინაშე, როცა მათ მოუწიათ რამდენიმე სხვადასხვა ოფიციალური წყაროებიდან აერჩიათ სახელი. მათ საბოლოოდ აირჩიეს NN Ser c და NN Ser d.

ჰესმანის გუნდის წინადადება იწყება მომევნო ორი წესით:

  • წესი 1: ეგზოპლანეტის ფორმალური სახელი მიიღება დედავარსკვლავის ან ვარსკვლავური სისტემის ფორმალურ სახელზე შესაბამისი სუფიქსების დამატებით. ზედა იერარქია განისაზღვრება დიდი ლათინური ასოებით, რომელსაც მოჰყვება პატარა ასოები, რიცხვები და ა.შ. სახელდების წყობა იერარქიულ დონეში არის მხოლოდ აღმოჩენის წყობა (ეს წესი შეესაბამება ამჟამინდელ დროებით WMC სახელდების კონვენციას).
  • წესი 2: როდესაც მთავარი დიდი ლათინური ასოთი აღნიშვნა გამოტოვებულია, ეს ინტერპრეტირებულია, როგორც არაოფიციალური ფორმა ზედმეტი „A-თი“, თუ სხვაგვარად ნათლად არაა განცხადებული (ეს წესი შეესაბამება იმ ეგზოპლანეტებს, რომლებიც ცალკეული ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავს).

მათი თქმით, ამ ორი წესის ქვეშ ამჟამინდელი სახელები 99 % პლანეტებისა, რომლებიც ცალკეული ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, დაცულია, როგორც საკ-ის მიერ სანქცირებული დროებითი სტანდარტის არაოფიციალური ფორმა. ისინი Tau Boötis b-ს ფორმალურად Tau Boötis Ab-ს დაარქმევდნენ და შეინარჩუნებდნენ წინამავალ ფორმას, როგორც არაფორმალურ გამოყენებას (წესი 2-ის თანახმად).

იმ სირთულეებთან გასამკლავებლად, რაც ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავ პლანეტებს უკავშირდება, წინადადება მოიცავს კიდევ ორ დამატებით წესს:

  • წესი 3: როგორც წესი 1-ში არსებული ნომენკლატურის სტანდარტის ალტერნატივა, იერარქიული კავშირი შესაძლოა გამოიხატოს მაღალი წყობის სისტემის სახელების ურთიერთკავშირით და მათი ფრჩხილებში ჩასმით, რომლის შემდეგაც დაბალი წყობის სისტემას სუფიქსი დაემატება.
  • წესი 4: თუ არსებობს ეჭვი (ე.ი. თუ განსხვავებული სახელი ლიტერატურაში გარკვევით არ არის შეტანილი), ნომენკლატურით გამოხატული იერარქია უნდა შეესაბამებოდეს დინამიკურად გარკვეულ (ქვე)სისტემებს მათი დინამიკური მართებულობის წყობით. იერარქიული დონეები შესაძლოა შეირჩეს იმის გამო, რომ განსაკუთრებული მნიშვნელობა მიენიჭოს დინამიკურ კავშირებს, თუ ცნობილია.

ისინი დათანხმდნენ იმას, რომ ფრჩხილების გამოყენებით სახეკებუს ახალი ფორმა საუკეთესოა ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო აღმოჩენილი პლანეტებისთვის და აქვს ხელსაყრელი ეფექტი, რომ ამ პლანეტებს მიეცეს იდენტური ქვედონის იერარქიული „იარლიყები“ და ვარსკვლავური კომპონენტის სახელები, რომლებიც შეესაბამება ორმაგი ვარსკვლავების გამოყენებას. ისინი ამბობენ, რომ ხელახლა სახელის დარქმევას მხოლოდ ორი ეგზოპლანეტური სისტემა მოითხოვს: პლანეტებს HW Virginis-ის გარშემო უნდა დაერქვას HW Vir (AB) b & (AB) c, ხოლო პლანეტებს NN Serpentis-ის გარშემო — NN Ser (AB) b & (AB) c.

კეპლერ-16-ის გარშემო არსებული ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტის აღმომჩენები ჰესმანისა და მისი გუნდის მიერ შემოთავაზებულ სქემას მიჰყვენ, როდესაც მათ სხეულს კეპლერ-16 (AB)-b დაარქვეს, ან უბრალოდ კეპლერ-16b, როდესაც არანაირი ორაზროვნობა არ არის.[86]

სახელდების სხვა სისტემები

სხვა ნომენკლატურა, რომელსაც ხშირად სამეცნიერო ფანტასტიკაში შეხვდებით, იყენებს რომაულ ციფრებს პლანეტის ვარსკვლავიდან პოზიციის მიხედვით (ეს სისტემა შთაგონებული იქნა სახელდების ძველი სისტემით, რომელიც გარე პლანეტების მთვარეებს დაერქვა, როგორიცაა „იუპიტერი IV“, ანუ იგივე კალისტო). მაგრამ ასეთი სისტემა არაპრაქტიკულია სამეცნიერო გამოყენებისთვის, რადგან შესაძლოა ახალი პლანეტები აღმოაჩინონ უფრო ახლოს ვარსკვლავთან, რაც შეცვლის ყველა ციფრს.

წარმოქმნა და ევოლუცია

მთავარი სტატია: პლანეტა და მზის სისტემა.

პლანეტები წარმოიქმნება რამდენიმე ათეული მილიონი წლის შემდეგ მათი დედავარსკვლავის ფორმირების შემდეგ.[87][88][89] არსებობს ვარსკვლავები, რომლებიც დღეს წარმოქმნის პროცესშია და ისეთი ვარსკვლავებიც შეინიშნება, რომლებიც 10 მილიარდი წლისაა, ამიტომ მზის სისტემის პლანეტებისგან განსხვავებით, რომელთა დაკვირვება შეიძლება ისეთად, როგორებიც დღესაა, ეგზოპლანეტების კვლევა საშუალებას იძლევა მათ დაკვირვებას ევოლუციის სხვადასხვა ეტაპზე. როდესაც პლანეტები წარმოიქმნება, მათ აქვთ წყალბადის გარსი, რომელიც გრილდება და იკუმშება დროთა განმავლობაში და წყალბადის გარკვეული ნაწილი ან მთლიანად იკარგება კოსმოსში, რომელიც პლანეტის მასაზეა დამოკიდებული. ეს იმას ნიშნავს, რომ კლდოვანი პლანეტებიც კი შესაძლოა დიდი რადიუსის იყოს წარმოქმნისას.[90][91][92] ამის მაგალითი არის კეპლერ-51b, რომელიც სულ რაღაც 2 დედამიწის მასისაა, მაგრამ ზომით თითქმის სატურნს უტოლდება, რომელიც, თავის მხრივ, დედამიწაზე 100-ჯერ მასიურია. კეპლერ-51b საკმაო ახალგაზრდაა — მხოლოდ რამდენიმე ასეული მილიონი წლის.[93]

ვარსკვლავები, რომლებიც პლანეტებს შეიცავს

საშუალოდ, თითო ვარსკვლავზე ერთი პლანეტა მოდის.[9] ხუთიდან ერთ მზის მსგავს[10] ვარსკვლავს კი „დედამიწის ზომის“[11]პლანეტა ჰყავს სასიცოცხლო ზონაში.

მორგან-კინენის სპექტრული კლასიფიკაცია

აღმოჩენილ ეგზოპლანეტათა უმეტესობა მზის მსგავსი (უხეშად რომ ვთქვათ) ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავს, რომელიც არის სპექტრული კატეგორიების: F, G ან K მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები. ნაკლებად სავარაუდოა, რომ დაბალი მასის ვარსკვლავებს (წითელი ჯუჯები, სპექტრული კატეგორია M) საკმარისად მასიური პლანეტები ჰყავს, რომ რადიალური სიჩქარის მეთოდით იქნას აღმოჩენილი.[94][95] თუმცა, რამდენიმე ათეული პლანეტა შემჩნეული იქნა წითელი ჯუჯების გარშემო კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპით, რომელიც იყენებს ტრანზიტულ მეთოდს. ამ მეთოდით მცირე პლანეტების აღმოჩენაა შესაძლებელი.

უფრო მეტი ალბათობაა, რომ მზეზე მაღალი მეტალურობის შემცველ ვარსკვლავებს უფრო ჰყავს პლანეტები, განსაკუთრებით გაზური გიგანტები, ვიდრე დაბალი მეტალურობისას.[96]

ზოგი პლანეტა ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის ერთ-ერთი წევრის გარშემო ბრუნავს,[97] ხოლო აღმოჩენილია ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტები, რომლებიც ორმაგი სისტემის ორივე წევრის გარშემო ბრუნავს. რამდენიმე პლანეტა აღმოჩენილია სამმაგ ვარსკვლავურ სისტემაში,[98] ხოლო ერთი ოთხმად სისტემაში — კეპლერ-64.

ორბიტალური პარამეტრები

ცნობილ ეგზოპლანეტის კანდიდატთა უმეტესობა არაპირდაპირი მეთოდებით აღმოაჩინეს და, აქედან გამომდინარე, მათი რამდენიმე ფიზიკური და ორბიტალური პარამეტრის განსაზღვრაა შესაძლებელი. მაგალითად, ექვსი დამოუკიდებელი პარამეტრიდან, რომელიც განსაზღვრავს ორბიტას, რადიალური სიჩქარის მეთოდს შეუძლია განსაზღვროს ოთხი: დიდი ნახევარღერძი, ექსცენტრისიტეტი, პერიასტრონის გრძედი და პერიასტრონის დრო. მხოლოდ ორი პარამეტრია უცნობი: დახრილობა და აღმავალი კვანძის გრძედი.

მანძილი ვარსკვლავიდან, დიდი ნახევარღერძი და ორბიტალური პერიოდი

დიაგრამაზე ნაჩვენებია, როგორ მოძრაობს პლანეტა და ვარსკვლავი მათ საერთო მასის ცენტრზე (წითელი ჯვარი)
გაბნევის დიაგრამაზე ნაჩვენებია 2014 წელს აღმოჩენილი ყველა ეგზოპლანეტის მასა და ორბიტალური რადიუსი (და პერიოდი). ფერებით აღნიშნულია: ათვლისათვის, მზის სისტემის პლანეტები ნაცრისფერი წრეწირებითაა აღნიშნული. ჰორიზონტალური ღერძი ასახავს დიდი ნახევარღერძის ლოგარითმს, ხოლო ვერტიკალური — მასის ლოგარითმს

არსებობს ეგზოპლანეტები, რომლებიც ბევრად ახლოსაა დედავარსკვლავთან, ვიდრე მზის სისტემაში ნებისმიერი პლანეტა მზესთან, და ასევე არსებობს პლანეტები, რომლებიც ბევრად შორსაა თავიანთი დედავარსკვლავისგან. მზესთან ყველაზე ახლოს მდებარე პლანეტა მერკურია, რომელიც მზის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 88 დღეს ანდომებს, მაგრამ ცნობილთა შორის ყველაზე მცირე ორბიტა არის რამდენიმე საათი, მაგალითად კეპლერ-70b. კეპლერ-11-ის სისტემაში 5 პლანეტაა, რომელთა ორბიტები მერკურისაზე მცირეა. ნეპტუნი 30 ასტრონომიული ერთეულითაა მზიდან დაშორებული და 165 წელიწადს ანდომებს ერთი სრული ბრუნისთვის, მაგრამ არსებობს ეგზოპლანეტები, რომლებიც ათასობით ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული თავიანთი დედავარსკვლავიდან და ათი ათასობით წელიწადს ანდომებენ ერთ სრულ ბრუნს. ამის მაგალითია GU Piscium b.[99]

პლანეტის ორბიტა ვარსკვლავზე ცენტრირებული არაა, არამედ მათ მასის საერთო ცენტრი აქვთ (იხ. დიაგრამა მარჯვნივ). წრიული ორბიტებისთვის დიდი ნახევარღერძი არის მანძილი პლანეტასა და სისტემის მასის ცენტრს შორის. ელიფსური ორბიტებისთვის კი პლანეტა-ვარსკვლავის მანძილი იცვლება, ამ შემთხვევაში კი დიდი ნახევარღერძი არის სისტემის მასის ცენტრსა და პლანეტას შორის უდიდესი და უმცირესი მანძილების საშუალო. თუ პლანეტისა და ვარსკვლავის ზომები შედარებით მცირეა ორბიტასთან შედარებით და ორბიტა თითქმის წრიულია და სისტემის მასის ცენტრი არ არის ძალიან შორს ვარსკვლავის ცენტრიდან, როგორც ეს დედამიწა-მზის სისტემაშია, მაშინ ნებისმიერი წერტილიდან მანძილი ვარსკვლავზე ნებისმიერ წერტილამდე პლანეტაზე არის თითქმის იგივე, რაც დიდი ნახევარღერძი. თუმცა, როდესაც ვარსკვლავის რადიუსი იზრდება წითელ გიგანტად გადაქცევისას, მაშინ მანძილი პლანეტასა და ვარსკვლავის ზედაპირს შორის შესაძლოა ნული გახდეს, ან ნულზე ნაკლები, თუ პლანეტას გაფართოებადი წითელი გიგანტი გადაყლაპავს, ხოლო მასის ცენტრი, რომლიდანაც დიდი ნახევარღერძი იზომება, მაინც წითელი გიგანტის ცენტრთან ახლოს იქნება.

ორბიტალური პერიოდი არის დრო, რომელიც ობიექტს სჭირდება ერთი სრული ბრუნისთვის. ნებისმიერი ვარსკვლავისთვის, რაც უფრო მცირეა პლანეტის დიდი ნახევარღერძი, მით უფრო მცირეა მისი ორბიტალური პერიოდი. სხვადასხვა ვარსკვლავების პლანეტების შედარებისას, რომელთაც ერთნაირი დიდი ნახევაღერძი აქვს, რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით უფრო მცირეა ორბიტალური პერიოდი.

ვარსკვლავის სიცოცხლის განმავლობაში მისი პლანეტების დიდი ნახევარღერძი იცვლება. ეს პლანეტური მიგრაცია ხდება განსაკუთრებით პლანეტური სისტემების ფორმირებისას, როდესაც პლანეტები ურთიერთქმედებს პროტოპლანეტურ დისკოსთან და ერთმანეთთან, სანამ შედარებით სტაბილური პოზიცია არ მიიღწევა, და მოგვიანებით წითელი გიგანტისა და ასიმპტოტური გიგანტის განშტოების ფაზები, როდესაც ვარსკვლავი ფართოვდება და ყლაპავს უახლოეს პლანეტებს, რომელიც იწვევს მათ გადაადგილებას შიგნით, და როდესაც წითელი გიგანტი კარგავს მასას, როცა გარე ფენები მიმოიფანტება და იწვევს პლანეტების გარე მიმართულებით მოძრაობას წითელი გიგანტის შესუსტებული გრავიტაციული ველის შედეგად.

რადიალური სიჩქარის და ტრანზიტული მეთოდები განსაკუთრებით მგრძნობიარეა პლანეტებზე, რომელთაც მცირე ორბიტა აქვს. ყველაზე ადრეული აღმოჩენები, როგორიცაა 51 Peg b, იყო გაზური გიგანტები რამდენიმე დღიანი ორბიტებით.[94] ეს „ცხელი იუპიტერები“ სავარაუდოდ წარმოიქმნა შორეულ რეგიონებში და შემდეგ მოხდა მათი მიგრაცია შიგნით. კეპლერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა აღმოაჩინა პლანეტები რამდენიმე საათიანი ორბიტალური პერიოდით, რის გამოც ისინი მდებარეობს ვარსკვლავის ზედა ატმოსფეროში (გვირგვინი), და ეს პლანეტები დედამიწის ზომის ან უფრო მცირეა, რომლებიც, სავარაუდოდ, გაზური გიგანტების ნარჩენი მყარი ბირთვებია, რომლებიც აორთქლდა ვარსკვლავთან ახლოს ყოფნის გამო[100] ან შთაინთქმა ვარსკვლავის მიერ, როდესაც ის წითელი გიგანტის ფაზაში იყო, როგორც კეპლერ-70b-ს შემთხვევაში. აორთქლებასთან ერთად, სხვა მიზეზები, რატომ არ შეიძლება, რომ დიდი პლანეტები გადაურჩეს რამდენიმე საათიან ორბიტალურ პერიოდებს, არის მიქცევა-მოქცევის ძალებით დაშლა, მიქცევა-მოქცევების ინფლაციის არასტაბილურობა და როშე-ლობის დატბორვა.[101] როშეს ზღვარი მიგვანიშნებს, რომ რამდენიმე საათის ორბიტალური პერიოდის მქონე მცირე პლანეტები უმეტესად რკინისგანაა გაჯერებული.[101]

პირდაპირი გადაღების მეთოდი ყველაზე მგრძნობიარე დიდ ორბიტიანი პლანეტებზეა. ამ მეთოდმა აღმოაჩინა პლანეტები, რომელთა დაშორება დედავარსკვლავიდან რამდენიმე ასეული ასტრონომიული ერთეული იყო. თუმცა, პროტოპლანეტური დისკოების რადიუსი მხოლოდ 100 ასტრონომიული ერთეულია და ბირთვის აკრეციის მოდელები წინასწარმეტყველებს, რომ გიგანტი პლანეტის წარმოქმნა უნდა იყოს 10 აე-ში, სადაც პლანეტებს სწრაფად შეუძლიათ ზრდა, სანამ დისკო აორთქლდება. ძალიან გრძელ პერიოდიანი პლანეტები შესაძლოა თაღლითი პლანეტები იყო, რომლებიც ვარსკვლავმა „დაატყვევა“[102] ან წარმოიქმნა მის სიახლოვეს და გრავიტაციულად მიმოიფანტა გარეთკენ, ან სულაც პლანეტა და ვარსკვლავი შესაძლოა მასით დაუბალანსებელი ორმაგი სისტემა იყოს, სადაც პლანეტა საკუთარი განცალკევებული პროტოპლანეტური დისკოს პირველადი ობიექტია. გრავიტაციული არასტაბილურობების შედეგად შესაძლოა პლანეტები მრავალი ასეული ასტრონომიული ერთეულის მოშორებით წარმოიქმნას, მაგრამ ეს უჩვეულოდ დიდ დისკოს მოითხოვს.[103][104] იმ პლანეტებისთვის, რომელთაც რამდენიმე ასეული ათასი ასტრონომიული ერთეულის სიგანის ორბიტები აქვს, რთულია ექსპერიმენტულად განსაზღვრა, ეკუთვის თუ არა გრავიტაციულად ეს პლანეტა ვარსკვლავს.

აღმოჩენილ პლანეტათა უმრავლესობა რამდენიმე ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული თავის დედავარსკვლავს, რადგან მეთოდთა უმეტესობა (რადიალური სიჩქარე და ტრანზიტული მეთოდი) მოითხოვს რამდენიმე ორბიტის დაკვირვებას იმისათვის, რომ პლანეტის არსებობა დადასტურდეს. უფრო დიდი ორბიტის მქონე პლანეტები პირდაპირი გადაღებით აღმოაჩინეს, მაგრამ მათი დაშორება საშუალო სიდიდის იყო, უხეშად რომ ვთქვათ, ექვივალენტური იყო მზის სისტემის გაზური გიგანტების რეგიონისა, რომელიც მეტად შეუსწავლელია. პირდაპირი გადაღების აღჭურვილობა ამ რეგიონის გამოსაკვლევად დაყენდა მსოფლიოს უდიდეს ტელესკოპებზე და 2014 წელს უნდა დაეწყო ფუნქციონირება. ამის მაგალითია Gemini Planet Imager და VLT-SPHERE'. მიკროლინზირების მეთოდით რამდენიმე პლანეტა აღმოაჩინეს 1-10 აე-ს რეგიონში.[105] მოსალოდნელია, რომ უმეტეს ეგზოპლანეტურ სისტემაში ერთი ან ორი გიგანტი პლანეტაა, რომელთა ორბიტა ზომით იუპიტერის და სატურნის ორბიტების ტოლია. ამჟამად ცნობილია, რომ გიგანტი პლანეტების რეალურად დიდი ორბიტებით იშვიათია, მზის მსგავსი ვარსკვლავების გარშემო მაინც.[106]

სასიცოცხლო ზონის მანძილი ვარსკვლავიდან დამოკიდებულია ვარსკვლავის ტიპზე და ეს მანძილი იცვლება ვარსკვლავის სიცოცხლის განმავლობაში, რადგან მისი ზომა და ტემპერატურა მუდამ იცვლება.

ექსცენტრისიტეტი

ორბიტის ექსცენტრისიტეტი არის საზომი იმისა, თუ როგორი ელიფსურია (წაგრძელებულია) ის. მერკურის გარდა, მზის სისტემის ყველა პლანეტას თითქმის წრიული ორბიტა (e < 0,1) აქვს.[107] 20 დღიან ან უფრო ნაკლებ პერიოდიან ეგზოპლანეტათა უმეტესობას აქვს თითქმის წრიული ორბიტა, ე.ი. ძალიან მცირე ექსცენტრისიტეტი. ამის გამომწვევ მიზეზად მიჩნეულია მიქცევა-მოქცევის ცირკულარიზაცია: ექსცენტრისიტეტის შემცირება დროთა განმავლობაში ორ სხეულს შორის გრავიტაციული ურთიერთქმედებების გამო. უმეტესად კეპლერის მიერ აღმოჩენილ სუბ-ნეპტუნის ზომის პლანეტებს ძალიან მოკლე ორბიტალური პერიოდით აქვს ძალიან წრიული ორბიტა.[56] ამის საპირისპიროდ, რადიალური სიჩქარის მეთოდით აღმოჩენილ უფრო გრძელი ორბიტალური პერიოდის მქონე გიგანტ პლანეტებს საკმაოდ ექსცენტრიული ორბიტები აქვს (2010 წლის ივლისის მონაცემებით, ასეთი ეგზოპლანეტების 55 %-ს აქვს 0,2-ზე მეტი ექსცენტრისიტეტი, ხოლო 17 %-ს — 0,5-ზე მეტი[54]). მაღალი ექსცენტრისიტეტის (e > 0,2) ქონე ეგზოპლანეტები დაკვირვებით არჩეული ეფექტით არაა, რადგან პლანეტის აღმოჩენა შესაძლებელია თანაბრად კარგად, მიუხედავად მისი ორბიტის ექსცენტრიულობისა. გიგანტ პლანეტებში ელიფსური ორბიტების სიჭარბე მთავარი თავსატეხია, რადგან პლანეტის ფორმირების ამჟამინდელი თეორიები მკაცრად წინასწარმეტყველებს, პლანეტები უნდა წარმოიქმნას წრიული (არაექსცენტრიული) ორბიტებით.[108]

თუმცა, სუსტი დოპლერის სიგნალებისთვის ამჟამინდელი აღმოჩენის შესაძლებლობის ზღვრებთან ახლოს ექსცენტრისიტეტი მწირად შევიწროებული ხდება და მაღალი მნიშვნელობებისაკენ მიისწრაფის. ნავარაუდევია, რომ დაბალი მასის ეგზოპლანეტების მაღალ ექსცენტრისიტეტზე განცხადება შესაძლებელია გადაჭარბებული იყოს, რადგან სიმულაციები მიუთითებს, რომ მრავალი დაკვირვება ასევე შეთავსებადია ორ პლანეტასთან წრიულ ორბიტებზე. ზომიერად ექსცენტრიული ორბიტების მქონე ცალკეული პლანეტების გამოქვეყნებულ დაკვირვებებს 15 % შანსი აქვს იმისა, რომ პლანეტათა წყვილი იყოს.[109] ეს არასწორი ინტერპრეტაცია განსაკუთრებით მაშინაა შესაძლებელი, თუ ორი პლანეტა ერთმანეთის გარშემო 2:1 რეზონანსით ბრუნავს. 2009 წელს ეგზოპლანეტის ნიმუშით ასტრონომთა ჯგუფმა დაასკვნა, რომ: „(1) ერთ პლანეტიან ექსცენტრისიტეტზე გამოქვეყნებული პრობლემების დაახლოებით 35 % ამოხსნები სტატისტიკურად განურჩეველია 2:1 რეზონანსის მქონე პლანეტური სისტემებისაგან, (2) სხვა 40 %-ის სტატისტიკურად გარჩევა შეუძლებელია წრიული ორბიტების პრობლემების ამოხსნისაგან“ და „(3) დედამიწის მასის პლანეტები შესაძლოა იმალებოდეს ექსცენტრიული სუპერ-დედამიწებისა და ნეპტუნის მასის პლანეტების ორბიტალურ ამონახსნებში“.[110]

რადიალური სიჩქარის მეთოდით დაკვირვებამ აღმოაჩინა ეგზოპლანეტის ორბიტები 0,1 ასტრონომიული ერთეულის გაღმა, რომლებიც ექსცენტრიული იყო, განსაკუთრებით დიდი პლანეტებისა. კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპის ტრანზიტული მონაცემები შეესაბამება რადიალური სიჩქარით ჩატარებულ დაკვირვებებს და მან ასევე გამოავლინა, რომ პატარა პლანეტები უფრო ნაკლებად ექსცენტრიული ორბიტებისკენ მიისწრაფის.[111]

დახრილობა vs. სპინ-ორბიტალური კუთხე

ორბიტალური დახრა არის კუთხე პლანეტის ორბიტასა და რაიმე სხვა წინასწარ შერჩეულ სიბრტყეს შორის. ეგზოპლანეტების შემთხვევაში დახრა განისაზღვრება დედამიწაზე მყოფი დამკვირვებლის მიმართ: ეს არის კუთხე პლანეტის ორბიტალური სიბრტყის ნორმალსა და დედამიწისა და ამ პლანეტის შემაერთებელ მონაკვეთს შორისს. აქედან გამომდინარე, პლანეტათა უმეტესობა, რომელთაც ტრანზიტული მეთოდით აკვირდებიან, 90 გრადუსთან მიახლოებულია.[112] რადგანაც სიტყვა „დახრილობა“ ეგზოპლანეტების კვლევაში ამ ხილვის მონაკვეთის დახრილობის აღსანიშნად გამოიყენება, მაშინ კუთხე პლანეტის ორბიტასა და ვარსკვლავის ბრუნვას შორის უნდა აღინიშნოს სხვა სიტყვით და ეს სიტყვა სპინ-ორბიტალური კუთხე ან სპინ-ორბიტალური წყობა. უმეტეს შემთხვევაში ვარსკვლავის ბრუვნის ღერძის მიმართულება უცნობია. კეპლერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა რამდენიმე ასეული მრავალპლანეტიანი სისტემა აღმოაჩინა და უმეტესობაში პლანეტები თითქმის ერთსა და იმავე სიბრტყეზე მოძრაობდა, როგორც ეს მზის სისტემაშია.[56] თუმცა, ასტრომეტრიული და რადიალური სიჩქარის გაზომვების კომბინაციამ აჩვენა, რომ ზოგიერთი პლანეტური სისტემა შეიცავს ისეთ პლანეტებს, რომელთა ორბიტალური სიბრტყეები შესამჩნევად დახრილია ერთმანეთის მიმართ.[113] ცხელი იუპიტერების ნახევარზე მეტის ორბიტალური სიბრტყე არსებითად არასწორ პოზიციაზეა თავისი დედავარსკვლავის ბრუნვის მიმართ. ცხელი იუპიტერების გარკვეულ ნაწილს რეტროგრადული ორბიტებიც აქვს, რაც იმას ნიშნავს, რომ ისინი თავიანთი დედავარსკვლავის ბრუნვის მიმართულების საპირისპიროდ ბრუნავს.[114] იმის ნაცვლად, რომ პლანეტის ორბიტა შეშფოთდა, ის უფრო შესაძლებელია, რომ თვითონ ვარსკვლავმა მისცა ბიძგი მათი სისტემის ადრეული ფორმირებისას ვარსკვლავის მაგნიტური ველისა და პლანეტის წარმომქმნელი დისკოს შორის ურთიერთქმედებების გამო.[115]

პერიასტრის პრეცესია

პერიასტრის პრეცესია არის პლანეტის ორბიტის ბრუნვა ორბიტალურ სიბრტყეში, ესეიგი ელიფსის ღერძები იცვლის მიმართულებას. სხვადასხვა ფაქტორები იწვევს პრეცესიას. მზის სისტემაში სხვა პლანეტებიდან წამოსული შეშფოთებებია ძირითადი გამომწვევი მიზეზი, მაგრამ ახლოს მყოფი ეგზოპლანეტის შემთხვევაში უდიდესი ფაქტორი შეიძლება ვარსკვლავსა და პლანეტას შორის მიქცევა-მოქცევის ძალები იყოს. ახლოს მყოფი ეგზოპლანეტებისთვის ზოგადი ფარდობითობის წვლილი პრეცესიაში ასევე შესამჩნევია და შეიძლება იყოს რამდენიმეჯერ დიდი, ვიდრე იგივე ეფექტი მერკურიზე. ზოგიერთ ეგზოპლანეტას შესამჩნევად ექსცენტრიული ორბიტა აქვს, რის გამო ადვილი ხდება პრეცესიის დაფიქსირება. ფარდობითობის ზოგადი თეორიის ეფექტი შესაძლოა დაფიქსირებადი გახდეს ათ ან უფრო ნაკლებ წელიწადში.[116]

კვანძური პრეცესია

კვანძური პრეცესია არის პლანეტის ორბიტალური სიბრტყის ბრუნვა. ეს განსხვავდება პერიასტრის პრეცესიისაგან, რომელიც არის პლანეტის ორბიტის ბრუნვა ამ სიბრტყეში. კვანძური პრეცესია ბევრად მარტივად დასანახია, როგორც პერიასტრის პრეცესიისგან განსხვავებული, როდესაც ორბიტალური სიბრტყე დახრილია ვარსკვლავის ბრუნვის მიმართ, უკიდურესი შემთხვევა კი პოლარული ორბიტაა.

WASP 33 სწრაფად მბრუნავი ვარსკვლავია, რომელსაც თითქმის პოლარულ ორბიტაზე ცხელი იუპიტერის ტიპის პლანეტა ჰყავს. ამ ვარსკვლავის ოთხპოლუსა მასის მომენტი და შესაფერისი კუთხური მომეტი 1900 და 400-ჯერ მეტია, ვიდრე მზისა, შესაბამისად. ეს იწვევს შესამჩნევ კლასიკურ და ფარდობითობის თეორიულ გადახრებს კეპლერის კანონებიდან. კერძოდ, სწრაფად ბრუნვა იწვევს დიდ კვანძურ პრეცესიას ვარსკვლავის შეკუმშვისა და ლენს-თირინგის ეფექტის გამო.[117]

ბრუნვა და ღერძული დახრილობა

აღწერაეკვატორიული ბრუნვის სიჩქარისა და მასის დამოკიდებულების დიაგრამა, რომელზეც ნაჩვენებია Beta Pictoris b-სა და მზის სისტემის პლანეტების შედარება (ESO/ი. სნელენი, ლეიდენის უნივერსიტეტი)

მეცნიერებმა 2014 წლის აპრილში პლანეტის ბრუნვის პერიოდის პირველი გაზომვის შესახებ განაცხადეს: სუპერ-იუპიტერ Beta Pictoris b-ზე დღის ხანგრძლივობა 8 საათია (იმის დაშვებით, რომ პლანეტის ღერძული დახრილობა მცირეა).[118][119][120] მისი ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე 25 კმ/წმ-ია, ეს კი მზის სისტემის გიგანტ პლანეტებზე ბევრად სწრაფია, რამაც გაამართლა მოლოდინი, რომ რაც უფრო მასიურია გიგანტი პლანეტა, მით უფრო სწრაფად ბრუნავს. Beta Pictoris b დედავარსკვლავიდან 9 ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული. ასეთ მანძილებზე იუპიტერისეული პლანეტების ბრუნვა არ ნელდება მიქცევა-მოქცევის ეფექტებით.[121] Beta Pictoris b მაინც თბილი და ახალგაზრდაა და მომდევნო ასობით მილიონ წელიწადში ის გაგრილდება და დაახლოებით იუპიტერის ზომამდე შეიკუმშებდა. თუ მისი კუთხური მომენტი შენარჩუნდა, მაშინ შეკუმშვასთან ერთად მისი დღის ხანგრძლივობა შემცირდება დაახლოებით 3 საათამდე და ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე 40 კმ/წმ-მდე აჩქარდება.[119] Beta Pictoris b-ს სურათებს არ აქვს საკმარისად მაღალი გარჩევადობა, რომ პირდაპირ გამოჩნდეს დეტალები, მაგრამ დოპლერის სპექტროსკოპიის ტექნიკების გამოყენებით გამოჩნდა, რომ პლანეტის განსხვავებული ნაწილები მოძრაობდა განსხვავებული სიჩქარეებით და საპირისპირო მიმართულებებით, რომელთაგანაც გაკეთდა დასკვნა, რომ პლანეტა ბრუნავს.[118] მიწაზე არსებული დიდი ტელესკოპების მომავალი თაობით შესაძლებელი იქნება დოპლერის გადაღების ტექნიკების გამოყენებით პლანეტის გლობალური რუკის შედგენა, როგორც ყავისფერი ჯუჯა ლუჰმან 16B-ს რუკის შედგენა იყო ბოლო ხანებში.[122][123]

კლდოვანი პლანეტების დახრილობისა და ბრუნვის წარმოშობა

გიგანტურ შეჯახებებს დიდი გავლენა აქვს კლდოვანი პლანეტების ბრუნვაზე. უკანასკნელი რამდენიმე გიგანტური შეჯახება პლანეტის ფორმირების პროცესში კლდოვანი პლანეტის ბრუნვის ტემპის მთავარი განმსაზღვრელია. საშუალოდ, ბრუნვის კუთხური სიჩქარე იქნება დაახლოებით 70 % იმ სიჩქარისა, რომელიც გამოიწვევდა პლანეტის დამსხვრევასა და ორბიტიდან მოწყვეტას. პლანეტის ემბრიონის ბუნებრივი შედეგი ეჯახება გაქცევის სიჩქარეზე ოდნავ მეტად. გვიანდელ ეტაპებზე კლდოვანი პლანეტის ბრუნვაე ასევე მოქმედებს პლანეტოშენადედების შეჯახებები. გიგნატური შეჯახების ეტაპისას პროტოპლანეტური დისკოს სისქე ბევრად დიდია, ვიდრე პლანეტის ემბრიონის ზომა, ამიტომ შეჯახებები ნებისმიერი მხრიდან, სამივე განზომილებიდან თანაბრად მოსალოდნელია.აქედან გამომდინარე, პროგრადული ბრუნვა მცირე ღერძული დახრილობით, რომელიც გავრცელებულია მზის სისტემის კლდოვან პლანეტებში ვენერას გარდა, არ არის გავრცელებული ზოგადად კლდოვან პლანეტებში, რომლებიც გიგანტური შეჯახებებით „შენდება“. გიგანტური შეჯახებებით განსაზღვრული პლანეტის საწყისი ღერძული დახრილობის შეცვლა ვარსკვლავის გრავიტაციით შეიძლება, თუ პლანეტა ახლოსაა ვარსკვლავთან, და თანამგზავრის გრავიტაციით, თუ მას დიდი თანამგზავრი ჰყავს.[124]

მიქცევა-მოქცევის ეფექტები

უმეტესი პლანეტის ბრუნვის პერიოდი და ღერძული დახრილობა არ არის ცნობილი, თუმცა პლანეტათა დიდი რაოდენობა აღმოაჩინეს, რომელთაც ძალიან მოკლე ორბიტები აქვს (სადაც მიქცევა-მოქცევის ეფექტები ბევრად დიდია) და ალბათ მიაღწევენ წონასწორობის ბრუნვას, რომლის წინასწარმეტყველბაც შესაძლებელია.

მიქცევა-მოქცევის ეფექტები არის იმ ძალების შედეგი, რომელიც სხეულზე სხვადასხვა ნაწილებზე სხვადასხვანაირად მოქმედებს.[121] მაგალითად, ვარსკვლავის გრავიტაციული ეფექტი იცვლება მანძილთან ერთად პლანეტის ერთი მხრიდან მეორემდე. აგრეთვე ვარსკვლავიდან წამოსული სითბო ქმნის ტემპერატურულ გრადიენტს ბნელ და ნათელ მხარეებს შორის, რომელიც მიქცევა-მოქცევების კიდევ სხვა წყაროა. მაგალითად, დედამიწაზე მიწაზე ჰაერის წნევის ცვლილებებზე გავლენას უფრო მეტად ტემპერატურული სხვადასხვაობა ახდენს, ვიდრე გრავიტაციული.

მიქცევა-მოქცევები ცვლის პლანეტების ბრუნვას და ორბიტას, სანამ წონასწორობა არ მიიღწევა. როდესაც ბრუნვის ტემპი ნელდება, ორბიტის დიდი ნახევარღერძის ზრდა იწყება, რადგან ხდება კუთხური მომენტის შენახვა. მზის სისტემაში არსებული მთვარეების უმეტესობა, ჩვენი მთვარის ჩათვლით, გრავიტაციულად ჩაჭრილია თავიანთ დედაპლანეტებთან; მთვარის ერთი და იგივე მხარე მუდმივად პლანეტის მხარესაა მიბრუნებული. ეს ნიშნავს, რომ მთვარეების ბრუნვის პერიოდი სინქრონულია მათ ორბიტალურ პერიოდთან. თუმცა, როდესაც ორბიტა ექსცენტრიულია, როგორც მრავალი ეგზოპლანეტის ორბიტა თავისი დედავარსკვლავის მიმართ, წარმოიქმნება წონასწორული მდგომარეობა, როგორიცაა სპინ-ორბიტალური რეზონანსი, რომელიც ბევრად შესაძლებელია, ვიდრე სინქრონული ბრუნვა. სპინ-ორბიტალური რეზონანსი არის მაშინ, როდესაც ბრუნვის და ორბიტალური პერიოდი მთელი რიცხვის ფარდობაშია — ამას თანაზომადობა ეწოდება. არარეზონანსული წონასწორობები, როგორიცაა ვენერას რეტროგრადული მოძრაობა, შესაძლოა მოხდეს მაშინ, როდესაც გრავიტაციული და თერმული ატმოსფერული მიქცევა-მოქცევები შესამჩნევია.

სინქრონული გრავიტაციული ჩაჭერა არ არის აუცილებლად განსაკუთრებით ნელი — არსებობს პლანეტები, რომელთა ორბიტალური პერიოდი სულ რაღაც რამდენიმე საათია.

გრავიტაციული მიქცევა-მოქცევის ძალები ცდილობს, შეამციროს ღერძული დახრა ნულამდე, მაგრამ იმაზე მეტხანს უნდება, ვიდრე ბრუნვის ტემპი წონასწორობას მიღწევას ანდომებს. თუმცა, სისტემაში მრავალი პლანეტის არსებობას შეუძლია გამოიწვიოს ღერძული დახრის ჩაჭერა რეზონანსში, რომელსაც კასინის მდგომარეობა ეწოდება. არსებობს მცირე ოსცილაციები ამ მდგომარეობის გარშემო და მარსის შემთხვევაში ღერძული დახრის ცვალებადობები ქაოტურია.

ცხელი იუპიტერების დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარეობა ნიშნავს, რომ მათი სპინ-ორბიტალური ევოლუცია უმეტესად გამოწვეულია ვარსკვლავის გრავიტაციით და არა სხვა ეფექტებით. მეცნიერთა ვარაუდით, ცხელი იუპიტერების ბრუნვის ტემპი არ არის ჩაჭერილი სპინ-ორბიტალურ რეზონანსში იმ გზის გამო, რითაც თხევადი სხეული რეაგირებს მიქცევა-მოქცევებზე, და, აქედან გამომდინარე, ნელდება სინქრონულ ბრუნვამდე, თუ ის წრიულ ორბიტაზეა, ან ნელდება არასინქრონულ ბრუნვაზე, თუ ექსცენტრიულ ორბიტაზეა. როგორც ჩანს, ცხელი იუპიტერები ნულოვანი ღერძული დახრისაკენ ევოლუციონირებს მაშინაც კი, თუ ის კასინის მდგომარეობაშია პლანეტური მიგრაციის დროს, როდესაც ისინი დედავარსკვლავიდან ბევრად შორს იყო. მათი ორბიტები დროთა განმავლობაში უფრო წრიული გახდება, თუმცა სისტემაში ექსცენტრიულ ორბიტაზე სხვა პლანეტების არსებობას, თუნდაც დედამიწის ზომისა და იმ მანძილით დაშორები, სადაც სასიცოცხლო ზონაა, შეუძლია განაგრძოს ცხელი იუპიტერების ექსცენტრისიტეტის შენარჩუნება, ამიტომ დროის ხანგრძილობა მიქცევა-მოქცევული ცირკულარიზაციისათვის შესაძლოა მილიარდობით წელი იყოს მილიონის ნაცვლად.

გამოთვლებით, პლანეტა HD 80606 b-ს ბრუნვის ტემპი დაახლოებით 1,9 დღეა. HD 80606 b თავს არიდებს სპინ-ორბიტალურ რეზონანს, რადგან ის გაზური გიგანტია. მისი ორბიტის ექსცენტრისიტეტი ნიშნავს, რომ ის თავიდან იცილებს, რომ იყოს გრავიტაციულად ჩაჭერილი.

ფიზიკური პარამეტრები

მასა

როდესაც პლანეტა რადიალური სიჩქარის მეთოდითაა აღმოჩენილი, მისი ორბიტალური დახრა i უცნობია და შესაძლოა 0-დან 90 გრადუსამდე ნებისმიერი იყოს. ამ მეთოდით შეუძლებელია პლანეტის ჭეშმარიტი მასის (M)-ის განსაზღვრა, თუმცა მისი საშუალებით შესაძლებელია პლანეტის მასის ქვედა ზღვრის განსაზღვრა — M sini. რამდენიმე შემთხვევაში ხილული ეგზოპლანეტა შესაძლოა უფრო მასიური ობიექტი იყოს, როგორიცაა ყავისფერი ჯუჯა ან წითელი ჯუჯა. თუმცა, i-ს მცირე მნიშვნელობის ალბათობა (ვთქვათ, 30 გრადუსზე ნაკლები, რომელიც ჭეშმარიტ მასას, სულ ცოტა, გაუორმაგებდა დაკვირვებულ ქვედა ზღვართან შედარებით) შედარებით დაბალია (1−(√3)/2 ≈ 13 %) და, აქედან გამომდინარე, პლანეტების უმეტესობის ჭეშმარიტი მასა საკმაოდ ახლოს იქნება დაკვირვებულ ქვედა ზღვართან.[94]

თუ პლანეტის ორბიტა თითქმის პერპენდიკულარულია დაკვირვების ხაზთან (ე. ი. i უახლოვდება 90°-ს), პლანეტის აღმოჩენა ტრანზიტული მეთოდითაა შესაძლებელი. შემდეგ დახრილობაც გახდება ცნობილი და მისი გაერთიანება M sini-თან რადიალური სიჩქარიდან უზრუნველყოფს პლანეტის ჭეშმარიტ მასას.

ასევე ასტრომეტრიულმა დაკვირვებებმა და დინამიკურმა გარჩევებმა მრავალპლანეტიან სისტემებში შესაძლოა ზოგჯერ უზრუნველყოს პლანეტის ჭეშმარიტი მასის ზედა ზღვარი.

ტრანზიტული ეგზოპლანეტის მასის განსაზღვრა ასევე შესაძლებელია მისი ატმოსფეროს გადაცემის სპექტრის საშუალებით, რადგან ის შეიძლება გამოყენებული იქნეს იმისათვის, რომ დამოუკიდებლად გამოავლინოს ატმოსფერული შედგენილობა, ტემპერატურა, წნევა და მასშტაბური სიმაღლე.[125]

აგრეთვე ტრანზიტის სინქრონული ცვალებადობა გამოიყენება პლანეტების მასების დასადგენად.[126]

რადიუსი, სიმკვრივე და მოცულობითი შედგენილობა

კეპლერის ბოლო დროინდელ მონაცემებამდე დადასტურებულ პლანეტათა უმეტესობა იყო გაზური გიგანტი, რომლებიც იუპიტერის ზომის ან უფრო დიდი იყო, რადგან მათი დაფიქსირება ძალიან მარტივია. თუმცა, კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპით აღმოჩენილი პლანეტები უმეტესად ნეპტუნისა და დედამიწის ზომებს შორისაა.[56]

თუ პლანეტის დაფიქსირება რადიალური სიჩქარითაც და ტრანზიტული მეთოდითაც შესაძლებელია, მაშინ მისი ჭეშმარიტი მასის და რადიუსის დადგენაც შესაძლებელია. ამის შემდეგ პლანეტის სიმკვრივის გამოთვლაა შესაძლებელი. დაბალი სიმკვრივის პლანეტები ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმისაგან შედგება, ხოლო საშუალო სიმკვრივის პლანეტების ძირითადი შემადგენელი ნაწილი წყალია. მაღალი სიმკვრივის პლანეტა კი კლდოვანია, როგორც დედამიწა და მზის სისტემის სხვა კლდოვანი პლანეტები.

კეპლერის პლანეტობის კანდიდატთა ზომები - მონაცემები დაფუძნებულია 2740 კანდიდატზე, რომელიც 2036 ვარსკვლავს უვლის გარშემო. მონაცემები 2013 წლის 4 ნოემბრისაა. ნასას ფოტო.
განსხვავებული შედგენილობის მქონე პლანეტების ზომების შედარება

გაზური გიგანტები, შეშუპებული პლანეტები და სუპერ-იუპიტერები

მთავარი სტატია: გაზური გიგანტი.
WASP-17b-სა (მარჯვნივ) და იუპიტერის (მარცხნივ) ზომების შედარება

იმ გაზურ პლანეტებს, რომლებიც დედავარსკვლავთან ახლოს ყოფნის გამო ან წარმოქმნიდან მოყოლებული ძალიან ცხელია, სითბო აფართოებს. უფრო ცივი გაზური პლანეტებისთვის არსებობს მაქსიმალური რადიუსი, რომელიც ოდნავ დიდია იუპიტერისაზე, რომელიც მაშინ ხდება, როდესაც მასა რამდენიმე იუპიტერის მასას აღწევს. ამ ზღვარს თუ მასა დაემატება, რადიუსი შემცირებას იწყებს.[127][128][129]

დედავარსკვლავიდან სითბოს მიღების შემთხვევაშიც კი მრავალი ტრანზიტული ეგზოპლანეტა ბევრად დიდია, ვიდრე მოსალოდნელი იყო მათი მასის მიხედვით, რაც იმას ნიშნავს, რომ მათ საოცრად დაბალი სიმკვრივე აქვს.[130] იხილეთ მაგნიტური ველის სექცია ერთ-ერთი შესაძლო ახსნისათვის.

ეგზოპლანეტის სიმკვრივისა და რადიუსის დიაგრამა.[131] მაღლა: სიმკვრივე vs. რადიუსი. დაბლა: დიფუზურობა=1/სიმკვრივე vs. რადიუსი. ერთეულები: რადიუსი RJup-ებში, სიმკვრივე გ/სმ3-ებში, დიფუზურობა სმ3/გ-ებში. ეს დიაგრამა ასახავს იმას, რომ დედამიწისა და ნეპტუნის ზომებს შორის არსებობს მთელი რიგი სიმკვრივის პლანეტები, შემდეგ იმას, რომ 0,6 RJup-ის ზომის პლანეტები ძალიან დაბალი სიმკვრივისაა და ძალიან ცოტა მათგანია ცნობილი, შემდეგ კი იმას, რომ გაზურ გიგანტებს სიმკვრივეთა დიდი დიაპაზონი აქვს.

ამ „გაბერილი“ ცხელი იუპიტერების გარდა, არსებობს დაბალი სიმკვრივის სხვა ტიპის პლანეტები: მათი ზომა იუპიტერის ზომის 0,6-ია. ასეთი პლანეტები ძალიან მცირეა. კეპლერ-51-ის გარშემო არსებული პლანეტები[132] ნაკლებად მკვრივია (ბევრად უფრო დიფუზური), ვიდრე „გაბერილი“ ცხელი იუპიტერები, როგორც მარჯვნივ დიაგრამაზე ჩანს, სადაც კეპლერ-51-ის სამი პლანეტა გამოსახულია დიფუზურობა vs. რადიუსის დიაგრამაში. უფრო დეტალური კვლევებით, რომელიც ვარსკვლავის ლაქებს შეისწავლის, შესაძლოა შეიცვალოს ეს შედეგები და ნაკლებად უკიდურესი მნიშვნელობები იქნეს მიღებული.[132]

ყინულის გიგანტები და სუპერ-ნეპტუნები

მთავარი სტატია: ყინულის გიგანტი.

კეპლერ-101b არის პირველი სუპერ-ნეპტუნი პლანეტა. მისი მასა სამჯერ აჭარბებს ნეპტუნის მასას, მაგრამ ნეპტუნის მსგავსი შედგენილობა აქვს: 60 % მძიმე ელემენტები, განსხვავებით წყალბადი/ჰელიუმით დომინირებად გაზური გიგანტებისაგან.[133]

სუპერ-დედამიწები, მინი-ნეპტუნები და გაზური ჯუჯები

თუ პლანეტას აქვს რადიუსი და/ან მასა დედამიწისა და ნეპტუნისას შორის, მაშინ იბადება კითხვა იმაზე, არის თუ არა პლანეტა დედამიწასავით კლდოვანი, ნეპტუნისავით აქროლადებისა და გაზების ნარევი, პატარა პლანეტა წყალბადი/ჰელიუმის გარსით (მინი-იუპიტერი) ან სხვა შედგენილობისა.

კეპლერის ზოგიერთი ტრანზიტული 1-4 დედამიწის რადიუსის მქონე პლანეტის მასა იზომება რადიალური სიჩქარით ან ტრანზიტის სინქრონულობის მეთოდით. სიმკვრივეების გამოთვლებმა აჩვენა, რომ 1,5 დედამიწის რადიუსამდე ეს პლანეტები კლდოვანია და მათი სიმკვრივე ზრდად რადიუსთან ერთად იზრდება გრავიტაციული შეკუმშვის გამო. თუმცა, 1,5-სა და 4 დედამიწის რადიუსს შორის სიმკვრივე ზრდად რადიუსთან ერთად მცირდება. ეს მიუთითებს, რომ 1,5 დედამიწის რადიუსის ზემოთ მყოფი პლანეტებს უფრო მიდრეკილება აქვს აქროლადების ზრდადი რაოდენობებისაკენ. ამ მთავარი ტენდენციის მიუხედავად, მოცემულ რადიუსზე არსებობს მასების ფართო დიაპაზონი, რომელიც შესაძლოა იყოს იმიტომ, რომ გაზურ პლანეტებისათვის შესაძლებელია განსხვავებული მასისა და შედგენილობის კლდოვანი ბირთვის ქონა.[134] მეორე მიზეზი აქროლადების ფოტოაორთქლება შეიძლება იყოს.[135] თერმულად ევოლუციონირებადი ატმოსფეროს მოდელების თანახმად, 1,75 დედამიწის რადიუსი კლდოვან და გაზურ პლანეტებს შორის გამყოფი ხაზია.[136] თუ გამოირიცხება ის პლანეტები, რომელთაც დაკარგეს გაზური გარსი ვარსკვლავის რადიაციის გამო, ვარსკვლავის მეტალურობის კვლევების თანახმად, გამყოფი ხაზი კლდოვან პლანეტასა და გაზურ ჯუჯას შორის 1,7 დედამიწის რადიუსია. შემდეგი გამყოფი ხაზი არის 3,8 დედამიწის რადიუსი გაზურ ჯუჯებსა და გაზურ გიგანტებს შორის. ეს გამყოფი ხაზები სტატისტიკური ტენდენციაა და არ მოქმედებს სპეციფიკურ პლანეტებზე, რადგან მეტალურობის გარდა არსებობს სხვა ფაქტორებიც, რომლებიც პლანეტის წარმოქმნაზე მოქმედებს, ვარსკვლავიდან დაშორების მანძილის ჩათვლით — შესაძლოა უფრო დიდი კლდოვანი პლანეტები უფრო დიდ მანძილებზე წარმოიქმნა.[137]

დაბალი სიმკვრივის მქონე დედამიწის მასის პლანეტის, კეპლერ-138d-ს, აღმოჩენამ აჩვენა, რომ არსებობს მასების ნაწილობრივ დამთხვევადი დიაპაზონები, რომლებშიც კლდოვანიც და დაბალი სიმკვრივის მქონე პლანეტებიც არსებობს.[138] დაბალი სიმკვრივისა და დაბალი მასის მქონე პლანეტები შესაძლოა ოკეანური პლანეტები ან სუპერ-დედამიწები იყოს ნარჩენი წყალბადის ატმოსფეროთი, ან ცხელი პლანეტები ორთქლის ატმოსფეროთი, ან მინი-ნეპტუნები წყალბადი-ჰელიუმის ატმოსფეროთი.[139] დაბალი მასისა და დაბალი სიმკვრივის პლანეტების სხვა შესაძლებლობა არის ნახშირჟანგის, ნახშირორჟანგის, მეთანის ან აზოტის ატმოსფეროები.[140]

მასიური მყარი პლანეტები

კეპლერ-10c-ს, დედამიწისა და ნეპტუნის ზომების შედარება.

2014 წელს ჩატარებულმა ახალმა კვლევებმა აჩვენა, რომ კეპლერ-10c არის ნეპტუნის მასის პლანეტა (17 დედამიწის მასა) და დედამიწაზე მაღალი სიმკვრივე აქვს, რაც იმას მიუთითებს, რომ ეს პლანეტა ძირითადად ქვისაგან შედგება, რომლის 20 %-მდე შესაძლოა მაღალი წნევის წყლის ყინულია წყალბადით დომინირებული გარსის გარეშე. რადგანაც ეს საკმაოდ მაღლაა 10 დედამიწის მასის ზედა ზღვარზე, რომელზეც ჩვეულებრივ გამოიყენება ტერმინი „სუპერ-დედამიწა“, ტერმინი „მეგა-დედამიწა“ დაფუძნდა.[141] ამის მსგავსად მასიური და მკვრივი პლანეტა შეიძლება იყოს კეპლერ-131b, თუმცა, მისი სიმკვრვივე ისე კარგად არ არის დადგენილი, როგორც კეპლერ-10c-სი. მომდევნო ყველაზე მასიური მყარი პლანეტები ამ მასის ნახევარია: 55 Cancri e და კეპლერ-20b.[142]

გაზის პლანეტებს ასევე შესაძლოა ჰქონდეს დიდი მყარი ბირთვი: სატურნის მასის პლანეტა HD 149026 b-ს სატურნის რადიუსის მხოლოდ 2/3 აქვს, ამიტომ შესაძლებელია, რომ მას 60 დედამიწის მასის ან უფრო მძიმე ბირთვი ჰქონდეს.[129]

ტრანზიტის სინქრონული ცვალებადობით ჩატარებული გაზომვები მიუთითებს იმაზე, რომ კეპლერ-52b-ს, კეპლერ-52c-სა და კეპლერ-57b-ს მაქსიმალური მასა 30-100 დედამიწის მასაა, თუმცა, შესაძლოა, რომ მათი ნამდვილი მასები ბევრად მცირე იყოს. 2 დედამიწის რადიუსის გამო მათ შესაძლოა მათი ზომისავე რკინის პლანეტაზე მაღალი სიმკვრივე ჰქონდეს. ისინი ძალიან ახლოს მოძრაობს დედავარსკვლავებთან, ამიტომ შესაძლოა აორთქლებული გაზური გიგანტების ან ყავისფერი ჯუჯების ნარჩენი ბირთვები (ქტონისეული პლანეტები) იყოს. თუ ბირთვი საკმარისად მასიურია, მას შეუძლია შეკუმშული დარჩეს მილიარდობით წლები, მიუხედავად ატმოსფერული მასის დაკარგვისა.[143][144]

ათასობით დედამიწის მასის მქონე მყარი პლანეტები შესაძლოა მასიური ვარსკვლავების (B და O ტიპის ვარსკვლავები, 5-120 მზის მასა) გარშემო წარმოიქმნას, სადაც პროტოპლანეტური დისკო საკმარის მძიმე ელემენტებს შეიცავს. აგრეთვე ამ ვარსკვლავებს აქვს მაღალი ულტრაიისფერი გამოსხივება და ქარები, რომელთაც შეუძლია ფოტოაორთქლება გაუკეთოს დისკოში არსებულ გაზს და დატოვოს მხოლოდ მძიმე ელემენტები.[145] შედარებისათვის, ნეპტუნის მასა 17 დედამიწის მასას უდრის, იუპიტერისა — 318 დედამიწის მასას და საკ-ის ეგზოპლანეტის განმარტებაში გამოყენებული 13 იუპიტერის მასის ზღვარი თითქმის 4000 დედამიწის მასას უდრის.[145]

მასიური მყარი პლანეტების წარმოქმნის სხვა გზა არის, როდესაც ახლო ორმაგ სისტემაში თეთრ ჯუჯას მატერიას ართმევს კომპანიონი ნეიტრონული ვარსკვლავი. თეთრი ჯუჯა პლანეტურ მასამდე შეიძლება შემცირდეს და დარჩეს მისი კრისტალიზირებული ნახშირბადი-ჟანგბადის ბირთვი. ამის შესაძლო მაგალითი არის PSR J1719-1438 b.

ცივ პლანეტებს მაქსიმალური რადიუსი აქვს, რადგან ამ წერტილზე მასის დამატება იწვევს პლანეტის შეკუმშვას მისივე წონის ქვეშ რადიუსის გაზრდის მაგივრად. მყარი პლანეტების მაქსიმალური რადიუსი მცირეა გაზის პლანეტების მაქსიმალურ რადიუსზე.[145]

ფორმა

როდესაც პლანეტის ზომა მისი რადიუსის გამოყენებით აღიწერება, ეს უახლოვდება ფორმას სფეროთი. თუმცა, პლანეტის ბრუნვა იწვევს მისი ფორმის შებრტყელებას პოლუსებზე, ამიტომ ეკვატორული რადიუსი პოლარულ რადიუსზე მეტია, რის გამო ის შეკუმშული სფეროიდია. ტრანზიტული ეგზოპლანეტების შეკუმშულობა ტრანზიტული სინათლის მრუდებზე მოქმედებს. თანამედროვე ტექნოლოგიის საზღვრებში შესაძლებელია იმის ჩვენება, რომ HD 189733b ნაკლებად შეკუმშულია, ვიდრე სატურნი.[146] თუ პლანეტა დედავარსკვლავთან ახლოსაა, მაშინ გრავიტაციული მიქცევა-მოქცევები წააგრძელებს პლანეტას ვარსკვლავის მიმართულებით, ამიტომ პლანეტა უფრო დაემსგავსება სამღერძიან ელიფსოიდს.[147] რადგანაც მიქცევა-მოქცევის დეფორმაცია პლანეტასა და ვარსკვლავს შორის არსებული ხაზის გასწვრივაა, მისი დაფიქსირება ტრანზიტული ფოტომეტრიით რთულია — მას ექნება რამდენიმეჯერ ნაკლები ეფექტი ტრანზიტული სინათლის მრუდებზე, ვიდრე ბრუნვითი დეფორმაციის შედეგად გამოწვეულს, იმ შემთხვევებშიც კი, როდესაც მიქცევა-მოქცევური დეფორმაცია ბრუნვით დეფორმაციაზე დიდია (როგორც გრავიტაციულად ჩაჭერილი ცხელი იუპიტერების შემთხვევაშია).[146] კლდოვანი პლანეტებისა და გაზური გიგანტების კლდოვანი ბირთვების მატერიის სიმყარე გამოიწვევს უფრო დიდ გადახრებს ზემოთხსენებული ფორმებიდან.[146] არათანაბრად განათებული ზედაპირის გამო გამოწვეული თერმული მიქცევა-მოქცევები კიდევ სხვა ფაქტორია.[148]

ატმოსფერო

კასინის კოსმოსური ზონდის მიერ ტიტანზე მზის ჩასვლის შესწავლა ეგზოპლანეტების ატმოსფეროს გარკვევაში გვეხმარება (მხატვრის წარმოსახვა).

2014 წლის თებერვლის მონაცემებით, 50-ზე მეტი ტრანზიტული და 5 პირდაპირ გადაღებული ეგზოპლანეტის ატმოსფეროები იქნა შესწავლილი,[149] რამაც გამოავლინა მოლეკულური სპექტრული მახასიათებლები, დღე-ღამის ტემპერატურული გრადიენტები და ატმოსფერული სტრუქტურის ვერტიკალური შევიწროება.[150] აგრეთვე ატმოსფერო არატრანზიტული ცხელ იუპიტერ Tau Boötis b-ზეც აღმოაჩინეს.[151][152]

სპექტროსკოპული გამოზმვებით შესაძლებელია ტრანზიტული პლანეტის ატმოსფეროს შედგენილობის,[153] ტემპერატურის, წნევისა და მასშტაბური სიმაღლის შესწავლა და, აქედან გამომდინარე, შესაძლებელია მისი მასის განსაზღვრა.[125]

ვარსკვლავის სინათლეს ატმოსფეროს მოლეკულები პოლარიზაციას უკეთებს. ამის დაფიქსირება პოლარომეტრითაა შესაძლებელი. HD 189733 b პოლარომეტრიის საშუალებით შეისწავლება.

ეგზოპლანეტებს მთვარის მსგავსი ფაზები აქვს. სიკაშკაშის ზუსტი ცვალებადობის დაკვირვებით ასტრონომებს შეუძლიათ გამოთვალონ ატმოსფეროს ნაწილაკების ზომა.

ატმოსფეროს შედგენილობა

2001 წელს HD 209458 b-ს ატმოსფეროში ნატრიუმი აღმოაჩინეს.[154]

2008 წელს HD 189733 b-ს ატმოსფეროში წყალი, ნახშირჟანგი, ნახშირორჟანგი[155] და მეთანი[156] აღმოაჩინეს.

2013 წელს HD 209458 b-ს, XO-1b-ს, WASP-12b-ს, WASP-17b-სა და WASP-19b-ს ატმოსფეროებში წყალი აღმოაჩინეს.[157][158][159]

2014 წლის ივლისში ნასამ განაცხადა ძალიან მშრალი ატმოსფეროების აღმოჩენა სამ ეგზოპლანეტაზე (HD 189733b, HD 209458b, WASP-12b), რომლებიც მზის მსგავსი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს.[160]

2014 წლის სექტემბერში ნასამ განაცხადა, რომ HAT-P-11b პირველი ნეპტუნის ზომის ეგზოპლანეტაა, რომელსაც შედარებით ურღუბლო ატმოსფერო აქვს. ასევე ის პირველი ასეთი პატარა ეგზოპლანეტაა, სადაც ნებისმიერი სახის მოლეკულა იქნა ნაპოვნი, განსაკუთრებით წყლის ორთქლისა.[161]

ჟანგბადის არსებობა შესაძლოა მიწაზე არსებული ტელესკოპებით დამტკიცდეს,[162] რომელიც, თუ დამტკიცდა, სიცოცხლის არსებობის ნიშანი იქნება ეგზოპლანეტაზე.

ატმოსფეროს ცირკულაცია

იმ პლანეტის ატმოსფეროს ცირკულაცია, რომელიც ბევრად ნელა მოძრაობს ან სქელი ატმოსფერო აქვს, სითბოს პოლუსებზე სვლის საშუალებას აძლევს, რომელიც ამცირებს ტემპერატურულ სხვაობას პოლუსებსა და ეკვატორს შორის.[163]

ღრუბლები

2013 წლის ოქტომბერში კეპლერ-7b-ს ატმოსფეროში ღრუბლების არსებობაზე გაკეთდა განცხადება,[164][165] ამავე წლის დეკემბერში კი GJ 436 b-სა და GJ 1214 b-ს ატმოსფეროებში.[166][167][168][169]

ატმოსფერული ნალექები

ატმოსფერული ნალექები თხევად (წვიმა) ან მყარ (თოვლი) მდგომარეობაში იცვლება შედგენილობით, რომელიც დამოკიდებულია ატმოსფეროს ტემპერატურაზე, წნევაზე, შედგენილობასა და სიმაღლეზე. ცხელ ატმოსფეროში შესაძლოა რკინის,[170] თხევადი შუშისა[171] და კლდოვანი მინერალების წვიმა მოდიოდეს.[172] გაზური გიგანტების ატმოსფეროს სიღრმეებში შესაძლოა ალმასი[173] და ჰელიუმის შემცველი დაშლილი ნეონი წვიმდეს.[174]

აბიოტური ჟანგბადი

სიცოცხლის პროცესები წარმოიქმნება ქიმიური ნივთიერებების ნარევით, რომელიც არ არის ქიმიურ წონასწორობაში, მაგრამ არსებობს ასევე აბიოტური უწონასწორობის პროცესები, რომელთა გათვალისწინება საჭიროა. ყველაზე ძლიერ ატმოსფერულ ბიოხელმოწერად ხშირად მოლეკულურ ჟანგბად O2-სა და მის ფოტოქიმიურ შუალედურ პროდუქტ ოზონ O3-ს მიიჩნევენ. ულტრაიისფერი გამოსხივებით წყლის (H2O) ფოტოლიზის შედეგად, რომელსაც წყალბადის ჰიდროდინამიკური გაქცევა მოსდევს, შესაძლოა ჟანგბადი წარმოქმნას დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე პლანეტებთან, რომლებიც სათბურის ეფექტს განიცდის. მიჩნეული იყო, რომ სასიცოცხლო ზონაში მყოფი პლანეტებისთვის წყლის ფოტოლიზი ძალიან შეზღუდული იქნებოდა ქვედა ატმოსფეროში მდებარე წყლის ორთქლის მიერ ყინვის ჩაჭერით. თუმცა, H2O-ს განფენილობის ყინვის ჩამჭერუნარიანობა ძლიერადაა დამოკიდებული ატმოსფეროში არსებულ არაკონდენსირებად აირებზე, როგორებიცაა N2 და არგონი. ასეთი აირების არარსებობოს შემთხვევაში ჟანგბადის არსებობის შესაძლებლობა რთულადაა დაკავშირებული პლანეტის აკრეციულ ისტორიაზე, შინაგან ქიმიურ შედგენილობაზე, ატმოსფერულ დინამიკასა და ორბიტალურ მდგომარეობაზე. აქედან გამომდინარე, შეუძლებელია იმის მიჩნევა, რომ ჟანგბადი თავის მხრივ ძლიერი ბიოხელმოწრაა.[175] აზოტისა და არგონის ჟანგბადთან ფარდობის დადგენა ხდება თერმული ფაზების მრუდების შესწავლით,[176] ან რეილეის გაბნევის დიაგრამის ტრანზიტული გადაცემის სპექტროსკოპული გაზომვებით სუფთა (ე.ი. უაეროზოლო) ატმოსფეროში.[177]

ზედაპირი

ზედაპირის შედგენილობა

ზედაპირის მახასიათებლების გარჩევა ატმოსფეროს მახასიათებლებისაგან შესაძლებელია გამოსხივებისა და არეკვლის სპექტროსკოპიის შედარებით გადაცემის სპექტროსკოპიასთან. ეგზოპლანეტების შუა ინფრაწითელი სპექტროსკოპიით შესაძლოა კლდოვანი ზედაპირების აღმოჩენა, ხოლო ახლო ინფრაწითელ დიაპაზონში მაგმის ოკეანეების ან მაღალი ტემპერატურის ლავების, ჰიდრატირებული სილიკატის ზედაპირებისა და წყლის ყინულის დაფიქსირებაა შესაძლებელი, ეს კი ცალსახა მეთოდია კლდოვანი პლანეტების გაზური გიგანტებისაგან გასარჩევად.[178]

ზედაპირის ტემპერატურა

ეგზოპლანეტის ზედაპირის ტემპერატურის დადგენა შესაძლებელია იმ სინათლის ინტენსივობით, რომელსაც იგი იღებს დედავარსკვლავიდან. მაგალითად, შეფასებულია, რომ პლანეტა OGLE-2005-BLG-390Lb-ს ზედაპირის ტემპერატურა −220 °C-ია. თუმცა, ასეთი შეფასებები შესაძლოა არსებითად მცდარი იყოს, რადგან ის დამოკიდებულია პლანეტის უცნობ ალბედოზე და, ასევე, ისეთი ფაქტორების გამო, სათბურის ეფექტი, შესაძლოა უცნობი სირთულეები წარმოიქმნას. რამდენიმე პლანეტის ტემპერატურა გაიზომა ინფრაწითელი გამოსხივების ცვალებადობის დაკვირვებით, როდესაც პლანეტა მოძრაობდა საკუთარი ორბიტის გარშემო და დედავარსკვლავმა დააბნელა. მაგალითად, პლანეტა HD 189733b-ს საშუალო ტემპერატურა დღე 932 ± 9 °C აღმოჩნდა, ხოლო ღამე — 700 ± 33 °C.[179]

მთავარი მახასიათებლები

ფერი და სიკაშკაშე

ამ ფერად დიაგრამაზე ნაჩვენებია მზის სისტემაში არსებული პლანეტების ფერების შედარება ეგზოპლანეტა HD 189733b-სთან. ეგზოპლანეტის მუქი ლურჯი ფერი გამოწვეულია სილიკატების წვეთებისგან, რომელიც ატმოსფეროში ლურჯ სინათლეს ფანტავს.

ეგზოპლანეტის ფერი პირველად 2013 წელს აღმოაჩინეს. HD 189733b-ს საუკეთესოდ მორგებული ალბედოს გაზომვების თანახმად, ის მუქი ლურჯია.[180][181]

პლანეტის ხილული სიკაშკაშე (ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე) დამოკოდებულია იმაზე, თუ რა მანძილია დამკვირვებლამდე, როგორია პლანეტის ამრეკლუნარიანობა (ალბედო) და რამდენ სინათლეს იღებს პლანეტა დედავარსკვლავისგან, რომელიც, თავის მხრივ, დამოკიდებულია პლანეტის დაშორებასა და დედავარსკვლავის სიკაშკაშეზე. აქედან გამომდინარე, დაბალი ალბედოს მქონე პლანეტა, რომელიც ახლოსაა დედავარსკვლავთან, უფრო კაშკაშა გამოჩნდება, ვიდრე მაღალი ალბედოს მქონე პლანეტა, რომელიც დედავარსკვლავისგან ბევრად შორსაა.[182]

გეომეტრიული ალბედოს მიხედვით, აღმოჩენილთა შორის ყველაზე მუქი პლანეტაა TrES-2b. ის ცხელი იუპიტერია, რომელიც დედავარსკვლავიდან წამოსული სინათლის 1 %-ზე ნაკლებს ირეკლავს, რის გამოც ის ნახშირზე ან აკრილის საღებავზე ნაკლებად ამრეკლია. მეცნიერთა ვარაუდით, ცხელი იუპიტერები საკმაოდ მუქი უნდა იყოს მათ ატმოსფეროში არსებული ნატრიუმისა და კალიუმის გამო, მაგრამ უცნობია, თუ რატომაა TrES-2b ასეთი მუქი — შესაძლოა ამის მიზეზი უცნობი ქიმიური ნივთიერება იყოს.[183][184][185]

გაზური გიგანტების გეომეტრიული ალბედო კლებულობს ზრდად მეტალურობასთან ან ატმოსფერულ ტემპერატურასთან ერთად, თუ არ არსებობს ღრუბლები ამ ეფექტის შესასუსტებლად. გაზრდილი ღრუბლის სვეტის სიღრმე ზრდის ალბედოს ოპტიკურ დიაპაზონში, მაგრამ ამცირებს ინფრაწითელი დიაპაზონის გარკვეულ რეგიონში. ოპტიკური ალბედო ასაკთან ერთად იზრდება, რადგან ხნიერ პლანეტებს მაღალი ღრუბლის სვეტის სიღრმეები აქვს. ოპტიკური ალბედო კლებულობს მასის ზრდასთან ერთად, რადგან დიდი მასის გიგანტ პლანეტებს ბევრად მაღალი ზედაპირის გრავიტაცია აქვს, რომელიც წარმოქმნის დაბალ ღრუბლის სვეტის სიღრმეებს. აგრეთვე ელიფსურ ორბიტას შეუძლია ატმოსფეროს შედგენილობაში გამოიწვიოს ძლიერი ფლუქტუაციები, რასაც შესამჩნევი ეფექტი აქვს.[186]

მასიურ და/ან ახალგაზრდა გაზურ გიგანტებში უფრო მეტი თერმული გამოსხივებაა, ვიდრე არეკლილი ახლო ინფრაწითელი დიაპაზონის გარკვეულ რეგიონში. ამიტომ, მიუხედავად იმისა, რომ ოპტიკური სიკაშკაშე მთლიანად ფაზურად დამოკიდებულია, ეს ყოველთვის ასე არ არის ახლო ინფრაწითელში.[186]

გაზური გიგანტების ტემპერატურა დროთა განმავლობაში მცირდება ვარსკვლავთან დაშორების გამო. ტემპერატურის კლება ზრდის ოპტიკურ ალბედოს ღრუბლების გარეშეც კი. საკმარისად დაბალ ტემპერატურაზე წყლის ღრუბლები წარმოიქმნება, რომელიც გარკვეული დროის შემდეგ ზრდის ოპტიკურ ალბედოს. უფრო დაბალ ტემპერატურაზე ამიაკის ღრუბლები წარმოიქმნება, რის შედეგადაც ოპტიკურ და ახლო ინფრაწითელ დიაპაზონში ყველაზე მაღალი ალბედო მიიღება.[186]

მაგნიტური ველი

დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე პლანეტის მაგნიტური ველისა და ამ ვარსკვლავის ურთიერთქმედება იწვევს ლაქებს ვარსკვლავზე. ამავე გზით გალილეისეული მთვარეები წარმოქმნის ციალს იუპიტერზე.[187] ციალური რადიოგამოსხივებების დაფიქსირება რადიოტელესკოპებითაა შესაძლებელი, როგორიცაა LOFAR.[188][189] რადიოგამოსხივებების დახმარებით შესაძლებელია პლანეტის ბრუნვის ტემპის დადგენა, რომლის სხვაგვარად დაფიქსირება მეტად რთულია.[190]

დედამიწის მაგნიტური ველი წარმოიქმნება თხევადი მეტალის ბირთვის მოძრაობით, მაგრამ სუპერ-დედამიწებში მასას შეუძლია წარმოქმნას მაღალი წნევა დიდ სიბლანტესთან ერთად და მაღალი ტემპერატურა, რომელიც შინაგან ნაწილებს სხვადასხვა ფენებად დაყოფას უშლის და შედეგად მიიღება არასხვადასხვა უბირთვო მანტიები. მაგნიუმის ოქსიდი, რომელიც დედამიწაზე კლდოვანია, ისეთ ტემპერატურებსა და წნევებზე, რომლებიც სუპერ-დედამიწებშია, შესაძლოა თხევადი იყოს და წარმოქმნას მათ მანტიებში მაგნიტური ველი.[191]

ცხელი იუპიტერების რადიუსი იმაზე დიდი იყო, ვიდრე მოსალოდნელი იყო. ეს შეიძლება გამოწვეული იყოს ვარსკვლავურ ქარსა და პლანეტის მაგნეტოსფეროს შორის ურთიერთქმედებით, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ელექტრული დენი პლანეტაში, რომელიც ათბობს მას, ეს კი გაფართოებას იწვევს. რაც უფრო მაგნიტურად აქტიურია ვარსკვლავი, მით უფრო ძლიერია ვარსკვლავური ქარი და ელექტრული დენი, რაც პლანეტის უფრო გათბობასა და გაფართოებას იწვევს. ეს თეორია ემთხვევა დაკვირვებებს, რომლის თანახმადაც ვარსკვლავური აქტიურობა დაკავშირებულია პლანეტის გაზრდილ რადიუსთან.[192]

ფილების ტექტონიკა

დედამიწის ზომის პლანეტებზე ფილების ტექტონიკა მაშინაა უფრო შესაძლებელი, თუ წყლის ოკეანეები არსებობს. თუმცა, 2007 წელს ორი დამოუკიდებელი გუნდი გამოვიდა საწინააღმდეგო დასკვნებით ფილების ტექტონიკის არსებობის შესაძლებლობაზე სუპერ-დედამიწაზე.[193][194] ერთ-ერთი გუნდი ამბობდა, რომ ფილების ტექტონიკა შემთხვევითი ან უძრავი იქნებოდა,[195] ხოლო მეორე გუნდის თქმით, ფილების ტექტონიკის არსებობის ალბათობა სუპერ-დედამიწებზე ძალიან მაღალია მაშინაც კი, თუ პლანეტა მშრალია.[196]

თუ სუპერ-დედამიწაზე 80-ჯერ მეტი წყალი აქვს, ვიდრე დედამიწას, მაშინ ის ოკეანის პლანეტად ითვლება. თუმცა, თუ ამ ზღვარზე ნაკლები წყალია, მაშინ ღრმა წყლის ციკლი წყალს ოკეანესა და მანტიას შორის საკმარისად აამოძრავებს, რომ კონტინენტების არსებობა იყოს შესაძლებელი.[197][198]

რგოლები

მთავარი სტატია: პლანეტური რგოლი.

ვარსკვლავ 1SWASP J140747.93-394542.6-ის გარშემო ობიექტი ბრუნავს, რომელსაც გარს აკრავს სატურნზე დიდი რგოლური სისტემა. თუმცა, ამ ობიექტის მასა უცნობია. ის შეიძლება ყავისფერი ჯუჯა იყოს ან დაბალი მასის ვარსკვლავი და არა პლანეტა.[199][200]

ფომალჰოტ b-ს ოპტიკური სურათების სიკაშკაშე შესაძლოა გამოწვეული იყოს პლანეტური რგოლების სისტემის მიერ ვარსკვლავის სინათლის არეკვლის გამო. ამ რგოლების რადიუსი იუპიტერის რგოლების რადიუსს 20-40-ჯერ აღემატება, ან, სხვანაირად რომ ვთქვათ, გალილეისეული მთვარეების ორბიტების ზომა.[201]

მზის სისტემის გაზური გიგანტების რგოლური სისტემები პლანეტების ეკვატორთანაა ჩამწკრივებული. თუმცა, ვარსკვლავთან ახლოს მყოფი ეგზოპლანეტების შემთხვევაში ვარსკვლავთან გრავიტაციული ურთიერთქმედების გამო პლანეტის კიდურა რგოლები ჩამწკრივებული იქნება ვარსკვლავის გარშემო პლანეტის ორბიტალურ სიბრტყესთან. პლანეტის შიდა რგოლი მაინც ჩამწკრივებული იქნება პლანეტის ეკვატორთან, ამიტომ თუ პლანეტას დახრილი ბრუნვის ღერძი აქვს, მაშინ გარე და შიდა რგოლებს შორის განსხვავებული წყობა წარმოქმნის დამახინჯებულ რგოლურ სისტემას.[202]

თანამგზავრები

2013 წლის დეკემბერში თაღლითი პლანეტის ეგზომთვარის კანდიდატის შესახებ გაკეთდა განცხადება. არც ერთი ეგზომთვარის არსებობა არ დადასტურებულა ჯერჯერობით.[203]

კომეტის მსგავსი კუდები

KIC 12557548 b დედავარსკვლავთან ძალიან ახლოს მყოფი პატარა კლდოვანი პლანეტაა, რომელიც ორთქლდება და კომეტის მსგავსად ტოვებს ღრუბლისა და მტვრის კუდს.[204] მტვერი შესაძლოა ვულკანებიდან ამოფრქვეული ფერფლი იყოს და იმის გამო „გაექცეს“ პლანეტას, რომ მას მცირე ზედაპირის გრავიტაცია] აქვს. სხვა შემთხვევაში ის შეიძლება გამოწვეული იყოს მეტალებისგან, რომლებიც ორთქლდება ვარსკვლავთან ახლოს ყოფნისგან გამოწვეული უკიდურესად მაღალი ტემპერატურის გამო, და შემდეგ მეტალის ორთქლი კონდენსირდება მტვრად.[205]

სიცოცხლისუნარიანობა

სასიცოცხლო ზონა

მთავარი სტატია: სასიცოცხლო ზონა.

ვარსკვლავის გარშემო სასიცოცხლო ზონა რეგიონია, სადაც ტემპერატურა ხელსაყრელია პლანეტაზე თხევადი წყლის არსებობისთვის: არც ძალიან ახლოს, რომ აორთქლდეს და არც ძალიან შორს, რომ გაიყინოს. ვარსკვლავის მიერ წარმოქმნილი სითბო სხვადასხვაგვარია, რომელიც დამოკიდებულია ვარსკვლავის ზომასა და ასაკზე, ამიტომ სასიცოცხლო ზონა შესაძლოა განსხვავებულ მანძილებზე იყოს. აგრეთვე პლანეტაზე არსებული ატმოსფერული მდგომარეობები გავლენას ახდენს პლანეტის სითბოს შენახვის უნარზე, ამიტომ სასიცოცხლო ზონის მდებარეობა ასევე სპეციფიკურია თითოეული პლანეტისათვის: უდაბნოს პლანეტებისათვის (სხვანაირად მშრალ პლანეტებად მოიხსენიებენ), რომელთაც ძალიან მცირე რაოდენობის წყალი აქვს, დედამიწაზე ნაკლები წყლის ორთქლი ექნება ატმოსფეროში და ამიტომ ექნება შემცირებული სათბურის ეფექტი, რაც იმას ნიშნავს, რომ უდაბნოს პლანეტას შეუძლია შეინარჩუნოს წყლის ოაზისები ვარსკვლავთან უფრო ახლოს ყოფნისას, ვიდრე დედამიწაა მზესთან. წყლის ნაკლებობა ნიშნავს, რომ მცირე რაოდენობის ყინულია, რომ სითბო კოსმოსში აირეკლოს, ამიტომ უდაბნოს პლანეტის სასიცოცხლო ზონის კიდე ბევრად შორსაა.[206][207] წყალბადის სქელი ატმოსფეროს მქონე კლდოვან პლანეტებს შეუძლია შეინარჩუნოს ზედაპირზე წყალი ბევრად დიდი მანძილიდან, ვიდრე დედამიწა-მზის მანძილია.[208]

პლანეტის ბრუნვის ტემპი ერთ-ერთი მთავარი ფაქტორია, რომელიც განსაზღვრავს ატმოსფეროს ცირკულაციას და, აქედან გამომდინარე, ღრუბლების ფორმას: ნელა მოძრავი პლანეტები ქმნის სქელ ღრუბლებს, რომლებიც უფრო მეტს ირეკლავს და ამიტომ შესაძლებელია სასიცოცხლო იყოს ვარსკვლავთან უფრო ახლოს ყოფნისას. დედამიწა თავის ამჟამინდელი ატმოსფეროთი სასიცოცხლო იქნებოდა ვენერას ორბიტაზეც, თუ მას ვენერას მსგავსი ნელი ბრუნვა ექნებოდა, ამიტომ ვენერას წარსულში უნდა ჰქონოდა ბევრად მაღალი ბრუნვის ტემპი, თუ მან დაკარგა წყლის ოკეანე სათბურის ეფექტის გამო, მაგრამ თუ ვენერას არასოდეს ჰქონია ოკეანე, რადგან წყლის ორთქლი კოსმოსში დაიკარგა მისი ფორმირებისას, სანამ ის ოკეანის წარმოქმნისთვის საკმარისად გაგრილდებოდა,[209] მაშინ მას უნდა ჰქონოდა ასეთი ნელი მოძრაობა მთელი თავისი არსებობის მანძილზე.[210]

სასიცოცხლო ზონა ჩვეულებრივ განიმარტება ზედაპირის ტემპერატურით, თუმცა, დედამიწის ბიომასის ნახევარზე მეტი ზედაპირქვეშა მიკრობებიდან მოდის[211] და მიწის სიღრმესთან ერთად ტემპერატურაც იზრდება, ამიტომ ზედაპირქვეშეთი შესაძლოა ხელშემწყობი ფაქტორი იყოს სიცოცხლისათვის, როდესაც ზედაპირი გაყინულია, და თუ ამას გავითვალისწინებთ, სასიცოცხლო ზონა ვარსკვლავიდან ბევრად უფრო შორს ვრცელდება.[212] თაღლით პლანეტებსაც კი შეიძლება ჰქონდეს თხევადი წყალი საკმაოდ ღრმად ზედაპირის ქვეშ.[213] სამყაროს ადრეულ ხანაში კოსმოსური მიკროტალღური ფონის ტემპერატურა ნებისმიერ იმ დროს არსებულ კლდოვან პლანეტას თხევადი წყლის არსებობის საშუალებას მისცემდა, მიუხედავად დედავარსკვლავიდან მანძილისა.[214] იუპიტერის მსგავსი პლანეტები შესაძლოა არ იყოს სასიცოცხლო, მაგრამ მათ შესაძლოა ჰყავდეს სასიცოცხლო მთვარეები.[215][216]

დიდი გამყინვარებები და თოვლის გუნდის მდგომარეობა

სასიცოცხლო ზონის კიდე ის ადგილია, სადაც პლანეტები მთლიანად იყინება, მაგრამ სასიცოცხლო ზონაში საკმაოდ შიგნით მყოფი პლანეტებიც პერიოდულად იყინება. თუ ორბიტალური ფლუქტუაციები ან სხვა მიზეზები იწვევს გაგრილებას, მაშინ ეს ქმნის მეტ ყინულს, მაგრამ ყინული ირეკლავს ვარსკვლავის სინათლეს, რაც იწვევს უფრო გაგრილებას, სანამ პლანეტა მთლიანად ან თითქმის მთლიანად არ გაიყინება. როდესაც ზედაპირი გაყინულია, ეს აჩერებს ნახშირორჟანგის განიავებას, რის შედეგადაც ატმოსფეროში ნახშირორჟანგი წარმოიქმნება ვულკანური გამონაყოფებით. ეს ქმნის სათბურის ეფექტს, რომელიც პლანეტას ხელახლა ალღობს. დიდი ღერძული დახრილობის მქონე პლანეტები[217] ნაკლებად სავარაუდოა, რომ თოვლის გუნდის მდგომარეობა განიცადოს. მათ შეუძლია თხევადი წყალი ვარსკვლავიდან შორს მანძილზე ყოფნის დროსაც შეინარჩუნოს. ღერძული დახრის დიდ ფლუქტუაციებს შესაძლოა სითბოს უფრო მეტი ეფექტი ჰქონდეს, ვიდრე უძრავ დიდ დახრილობას.[218][219] პარადოქსულად, გრილი ვარსკვლავების (როგორიცაა წითელი ჯუჯა) გარშემო მბრუნავი პლანეტები ნაკლებად სავარაუდოა, რომ თოვლის გუნდის მდგომარეობაში შევიდეს, რადგან გრილი ვარსკვლავებიდან გამოსხივებული ინფრაწითელი რადიაცია უმეტესად იმ ტალღის სიგრძეებშია, რომლებიც მის მიერ გამთბარი ყინულის მიერ შთაინთქმება.[220][221]

გათბობა მიქცევა-მოქცევის შედეგად

თუ პლანეტას ექსცენტრიული ორბიტა აქვს, მაშინ მიქცევა-მოქცევის შედეგად გათბობას შეუძლია ენერგიის ახალი წყარო წარმოქმნას. ეს ნიშნავს, რომ ექსცენტრიული პლანეტები რადიაციულ სასიცოცხლო ზონაში შეიძლება თხევადი წყლისთვის ზედმეტად ცხელი იყოს. მიქცევა-მოქცევები ასევე ორბიტების ცირკულარიზაციას ახდენს დროთა განმავლობაში, ამიტომ შესაძლოა სასიცოცხლო ზონაში არსებობდეს პლანეტები წრიულ ორბიტებზე, რომელთაც არ აქვს თხევადი წყალი, რადგან მათ წარსულში ჰქონდათ ექსცენტრიული ორბიტები.[222] რადიაციულ სასიცოცხლო ზონაში მდებარე ექსცენტრიულ პლანეტებს მაინც ექნებათ გაყინული ზედაპირი, მაგრამ მიქცევა-მოქცევის შედეგად გათბობას შუძლია წარმოქმნას ზედაპირქვეშა ოკეანე, როგორც ევროპას აქვს.[223] ზოგიერთ პლანეტურ სისტემაში, როგორიცაა, იფსილონ ანდრომედას სისტემა, ორბიტების ექსცენტრისიტეტი შენარჩუნებულია ან პერიოდულად იცვლება სისტემაში მდებარე სხვა პლანეტების მიერ გამოწვეული შეშფოთებებით. მიქცევა-მოქცევების შედეგად გათბობას შეუძლია გამოიწვიოს მანტიიდან დეგაზაცია, ამას კი წვლილი შეაქვს ატმოსფეროს წარმოქმნასა და შევსებაში.[224]

პოტენციურად სასიცოცხლო პლანეტები

სასიცოცხლო ზონაში დადასტურებული პლანეტების აღმოჩენა მოიცავს კეპლერ-22b-ს — პირველი სუპერ-დედამიწა, რომელიც მზის მსგავსი ვარსკვლავის სასიცოცხლო ზონაში იმყოფება.[225] 2012 წლის სექტემბერში გამოაცხადეს ორი პლანეტის აღმოჩენა, რომლებიც წითელი ჯუჯა გლიზე 163-ის გარშემო ბრუნავს.[226][227][228] ერთ-ერთი პლანეტა გლიზე 163 c, რომელიც დაახლოებით 6,9 დედამიწის მასისაა და როგორღაც უფრო ცხელი, მიჩნეული იყო, რომ სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობდა.[227][228] 2013 წელს კიდევ სამი პოტენციურად სიცოცხლისუნარიანი პლანეტა: კეპლერ-62 e, კეპლერ-62 f და კეპლერ-69 c აღმოაჩინეს, რომლებიც კეპლერ-62-ისა და კეპლერ-69-ის გარშემო ბრუნავს, შესაბამისად.[229][230] სამივე პლანეტა სუპერ-დედამიწაა[229] და შესაძლოა ათასობით კილომეტრი სიღრმის ოკეანეებით იყოს დაფარული.[231]

დედამიწის ზომის პლანეტები

კეპლერ-186f პირველად აღმოჩენილი დედამიწის ზომის პლანეტაა სასიცოცხლო ზონაში, რომელსაც 1,1 დედამიწის რადიუსი აქვს და წითელი ჯუჯის გარშემო ბრუნავს. მისი აღმოჩენა 2014 წლის აპრილში გამოაცხადეს.

2013 წლის თებერვალში მეცნიერებმა გამოთვალეს, რომ პატარა წითელი ჯუჯების 6 %-ს შესაძლოა დედამიწის მსგავსი თვისებების პლანეტები ჰყავდეს. ეს ნიშნავს, რომ შესაძლოა მზის სისტემასთან უახლოესი „უცხო დედამიწა“ 13 სინათლის წლის მოშორებით იყოს. შეფასებული მანძილი 21 სინათლის წლამდე იზრდება, როდესაც ნდობის ინტერვალის 95 %-ია გამოყენებული.[232] 2013 წლის მარტში წითელი ჯუჯის გარშემო სასიცოცხლო ზონის ზომის უფრო ზუსტი გათვალისწინებით შესწორებული შეფასებით, ასეთი ტიპის ვარსკვლავების გარშემო დედამიწის ზომის პლანეტების არსებობა 50 %-მდე გაიზარდა.[233]

სიები

უახლოესი ეგზოპლანეტების სია

ფერების მნიშვნელობა
° მერკური, დედამიწა და იუპიტერი (შედარებისათვის)
† დაუდასტურებელი ეგზოპლანეტები
# დადასტურებული მრავალპლანეტური სისტემები
დედავარსკვლავი კომპანიონი ეგზოპლანეტა (ვარსკვლავის დაშორების მიხედვით) სქოლიოები
სახელი მანძილი
(სწ)
ხილული
 მაგნიტუდა
 		მასა
(M☉)
ტემპერატურა
(K)
ასაკი
(გწ)
იარლიყი მასა
(MJ)
დიდი ნახევარღერძი
(აე)
ორბიტალური პერიოდი
(დღეები)
ექსცენტ.
დახრილობა
(°)
აღმოჩენის წელი
მზე° 0 −26.74 1.000 5,780 4.57 მერკური 0.00017 0.387 87.97 0.205 — — —
დედამიწა 0.00314 1.0 365.26 0.0167 — — —
იუპიტერი 1 5.204 4,332.6 0.0488 — — —
ალფა კენტავრი 4.36 1.33 0.934 5,210 5.0 Bb† >0.00355 0.04185 3.24 ~0 — 2012 [234][235]
[236][237]
ლუჰმან 16 6.59 23.0 ~0.04 ~1,300 <4.5 –† ~10 — — — — 2013 [238][239]
ეფსილონ ერიდანი 10.49 3.73 0.820 5,120 0.66 b† 1.55 3.38 2,500 0.25 30.1 2000 [240][241]
[242][243]
[244]
d† — ~20 — — — 2008 [245]
c† ~0.1 ~40 ~100,000 ~0.3 — 2002 [246]
გრუმბრიჯ 34 11.70 0.404 3,730 b† ≥ 0.0168 0.0717 11.4433 - — 2014 [247]
ეფსილონ ინდი 11.81 4.83 0.762 4,630 1.3 –† >0.97 8.57 >10,000 — — 2002 [244]
ვეშაპის ტაუ 11.90 3.50 0.783 5,340 5.8 b† >0.0063 0.105 <12.7 0.16 — 2012 [248][249]
c† >0.0098 0.195 35.4 0.03 — 2012 [249][250]
d† >0.0113 0.374 94.1 0.08 — 2012 [249][251]
e† >0.0135 0.552 168 0.05 — 2012 [249][252]
[253]
f† >0.0208 1.35 642 0.03 — 2012 [249][253]
[254]
კაპტეინის ვარსკვლავი 12.76 8.85 0.281 3,550 8.0 b†[d] >0.015 0.168 48.6 0.21 – 2014 [255]
c†[d] >0.022 0.311 122 0.23 – 2014 [256]
გლიზე 687 14.77 9.15 0.431 3,400 — b†[d] >0.058 0.1635 38.1 0.04 — 2014 [257]
გლიზე 674 14.81 9.36 0.354 3,610 0.55 b >0.0349 0.0387 4.69 0.20 — 2007 [258][259]
გლიზე 876# 15.29 10.2 0.334 3,350 2.5 d 0.0215 0.0208 1.938 0.21 50 2005 [260][261]
c 0.714 0.130 30.1 0.26 48.1 2000 [261][262]
b 2.276 0.208 61.1 0.032 48.9 2000 [261][263]
e 0.046 0.334 124 0.055 59.5 2010 [261][264]
გლიზე 832 16.16 8.67 0.450 3,620 — c†[d] >0.157 0.162 35.7 0.03 — 2014 [265]
b >0.689 3.6 3,420 0.08 — 2008 [266][267]
[268]
82 G. ერიდანი# 19.71 4.26 0.701 5,490 6.1–12.7[269][270] b >0.0085 0.1207 18.3 — — 2011 [271][272]
c >0.0076 0.2036 40.1 — — 2011 [271][273]
d >0.015 0.3499 90.3 — — 2011 [271][274]
გლიზე 581# 20.37 10.55 0.31 3,500 8.0 e >0.028 0.028 3.15 0.32 — 2009 [275][276]
b >0.05 0.041 5.37 0.031 — 2005 [275][277]
c >0.017 0.073 12.9 0.07 — 2007 [275][278]
გლიზე 667# 23.60 10.22 0.33 3,600 >2.0 Cb >0.0178 0.050 7.20 0.122 — 2009 [279][280]
[281]
Ch† >0.0035 0.0893 17.0 0.06 — 2013 [279][280]
[282]
Cc >0.0117 0.125 28.1 0.133 — 2011 [279][280]
[283]
Cf† >0.0085 0.156 39.0 0.03 — 2013 [279][280]
[284]
Ce† >0.0085 0.213 62.2 0.02 — 2013 [279][280]
[285]
Cd† >0.0218 0.304 106 0.68 — 2012 [279][280]
[286]
Cg† >0.0145 0.549 256 0.08 — 2013 [279][280]
[287]
ფომალჰოტი 25.13 1.16 1.920 8,590 0.55 b >3.0 115 ~620,000 0.11 — 2008 [288][289]
61 Virginis# 27.90 4.74 0.942 5,530 8.96 b >0.016 0.0502 4.22 0.12 — 2009 [290][291]
c >0.0573 0.2175 38.0 0.14 — 2009 [290][292]
d >0.072 0.476 123 0.35 — 2009 [290][293]
HD 192310# 28.78 6.13 0.778 5,140 7.8 b >0.053 0.32 74.7 0.13 — 2010 [294][295]
c >0.075 1.18 526 0.32 — 2011 [296]
Gliese 433# 28.97 9.79 0.48 3,550 — b >0.0182 0.058 7.37 0.08 — 2009 [297][298]
c >0.14 3.6 3,700 0.17 — 2012 [299]
გლიზე 849 29.67 10.42 0.490 3,600 — b >0.9 2.35 1,910 0.012 — 2006 [300][301]
c†[d] >0.77 ~5 7,050 0.218 — 2013 [302]
HD 102365 30.08 4.89 0.890 5,650 9.0 b >0.05 0.46 122 0.34 — 2011 [303][304]
გლიზე 176 30.25 9.96 0.490 3,350 — b >0.0265 0.066 8.78 — — 2007 [305][306]
c† >0.044 0.18 40 — — 2009 [307]
გლიზე 436 33.08 10.68 0.452 3,350 6.0 UCF-1.01† 0.0009 0.0185 1.37 — 86.7 2012 [308][309]
b 0.0724 0.0288 2.64 0.15 85.8 2004 [310][308]
UCF-1.02† >0.00085 — — — — 2012 [308][311]
გლიზე 649# 33.74 9.62 0.542 3,700 — c >0.03 0.043 4.48 0.2 — 2013 [312][313]
b >0.328 1.135 598 0.3 — 2009 [312][314]
პოლუქსი 33.79 1.15 2.080 4,670 0.72 b >2.9 1.69 589 0.02 — 2006 [315][316]
გლიზე 86 35.17 6.17 0.796 5,350 2.03 b >4.0 0.11 15.8 0.046 — 2000 [317][318]
HIP 57050 35.88 11.9 0.340 3,190 — b >0.298 0.1635 41.4 0.31 — 2010 [319][320]
54 Piscium 36.07 5.8 0.882 5,220 5.1 Ac†[d] >0.09 0.186 31.0 0.04 — 2013 [321][322]
Ab 0.23 0.284 62.2 0.63 83 2003 [321][323]
HD 85512 36.37 7.67 0.687 4,720 5.6 b >0.011 0.26 58.4 0.11 — 2011 [324][325]
გლიზე 179 40.1 11.96 0.357 3,370 — b >0.82 2.41 2,290 0.21 — 2010 [326][327]
55 Cancri# 40.25 5.95 0.905 5,200 10.2 e 0.0262 0.0156 0.737 <0.06 81 2004 [328]
b >0.8 0.1134 14.7 0.016 — 1996 [329][330]
c >0.169 0.240 44.3 0.053 — 2002 [331]
f >0.144 0.781 261 0.0002 — 2007 [332]
d 4.80 5.76 5,200 0.03 53 2002 [333]
HD 69830# 40.75 5.95 0.849 5,360 7.0 b 0.13 0.0785 8.67 0.1 13 2006 [334][335]
c 0.17 0.186 31.6 0.13 13 2006 [334][336]
d 0.26 0.63 197 0.07 13 2006 [334][337]
HD 147513 41.68 5.38 1.072 5,930 0.65 b >1.21 1.32 528 0.26 — 2003 [338][339]
GJ 1214 42.25 14.71 0.157 3,030 6.0 b 0.0203 0.0143 1.580 0.27 88.67 2009 [340][341]
HD 40307# 42.39 7.2 0.740 4,980 1.2 b >0.0126 0.0468 4.31 0.2 — 2008 [342][343]
c >0.0208 0.0799 9.62 0.06 — 2008 [342][344]
d >0.0299 0.1321 20.4 0.07 — 2008 [342][345]
e† >0.011 0.1886 34.6 0.15 — 2012 [342][346]
f† >0.0164 0.247 51.8 0.02 — 2012 [342][347]
g† >0.0223 0.6 198 0.29 — 2012 [342][348]
იფსილონ ანდრომედა# 44.00 4.09 1.310 6,210 3.8 b 0.62–1.24 0.059 4.62 0.013 >30 1996 [349][350]
c ~14 0.861 238 0.24 8 1999 [242][349]
[351]
d 10.19 2.55 1,300 0.27 24 1999 [242][349]
[352]
e >1.059 5.25 3,850 0.0054 — 2010 [349]
[353]
47 Ursae Majoris# 45.87 5.10 1.063 5,880 7.4 b 2.53–7 2.1 1,078 0.032 — 1996 [354][355]
c >0.54 3.6 2,390 0.098 — 2001 [354][356]
d >1.64 11.6 14,000 0.16 — 2010 [354][357]
გამა ცეფეი 46.00 3.23 1.26 4,760 6.6 Ab 1.85–19 2.05 903 0.049 5.7 2003 [358][359]
HIP 79431 46.96 11.34 0.491 3,190 — b >2.1 0.36 112 0.29 — 2010 [360][361]
Nu2 Lupi# 48.27 5.65 0.91 5,660 10.4 b >0.0166 0.0933 11.6 0.18 — 2011 [362]
c >0.0358 0.1665 27.6 0.16 — 2011 [363]
d >0.03 0.411 107 0.43 — 2011 [364]
Gliese 163# 48.92 11.3 0.40 3,500 3.0 b >0.0334 0.0607 8.63 0.0106 — 2012 [365][366]
e† >0.012 0.10 19.5 0.32 — 2013 [367]
c >0.0228 0.1254 25.6 0.094 — 2013 [365][368]
f† >0.023 0.33 108 0.41 — 2013 [367]
d >0.0695 1.027 601 0.40 — 2012 [365][369]
HD 176051 48.89 5.22 0.71 6,000 8.1 Bb >1.5 1.76 1,020 — — 2010 [370]
გლიზე 317 49.2 12.0 0.42 3,510 — b 1.8–3.6 1.15 692 0.11 >25 2007 [371][372]
[373]
c† >2.0 ~30 >10,000 0.81 — 2007 [374]
HD 38858 49.6 5.97 0.886 5,660 6.2 b >0.0961 1.038 407 0.27 — 2011 [375]

უახლოესი კლდოვანი ეგზოპლანეტობის კანდიდატების სია

სახელი სურათი
(მხატ. წარმოს.) 		M⊕ R⊕ g Ts a e დმი სიცოცხლისუნარიანობა [s] D
ალფა კენტავრი Bb
≥1.1 1200 K 0.04 დედავარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს, მისი არსებობა კვლავ დაუდასტურებელია მეცნიერულად 4.23
ვეშაპის ტაუ e ≥4.3 ≥1.6 343 K 0.552 ± 0.02 0.05 ± 0.02 0.77 თერმოპლანეტა ბრუნავს სასიცოცხლო ზონის შიდა კიდეზე 11.90
ვეშაპის ტაუ f ≥6.6 289–323 K 1.35 ± 0.1 0.03 ± 0.3 0.71 მეზოპლანეტა ბრუნავს სასიცოცხლო ზონის გარე კიდეზე 11.90
GJ 180 b ≥2.3 312 K 0.75 მეზოპლანეტა. მდებარეობს სასიცოცხლო ზონაში [376][377] 12.12
კაპტეინ b ≥5 248 K 0.68 სიქროპლანეტა. მდებარეობს სასიცოცხლო ზონაში [377][378] 13
კაპტეინ c ≥7 თხევადი წყლის არსებობისთვის ზედმეტად ცივია [378] 13
გლიზე 876 d[379]
6.8 157
–
377 °C[380]		 0.021 0.21 ძალიან ცხელია. [381] 15
გლიზე 682 b ≥2 თერმოპლანეტა(?).[382] მდებარეობს სასიცოცხლო ზონაში [376]
[383]		 16
გლიზე c ≥5.4 295 0.162 0.03 0.81 მეზოპლანეტა. მდებარეობს სასიცოცხლო ზონის შიდა კიდეში [377][384] 16.16
82 G. ერიდანი b ≥2.7 0.1207 0 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს [385] 19.71
82 G. ერიდანი c ≥2.4 0.2036 0 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს [385] 19.71
82 G. ერიდანი d ≥4.8 388 K[386] 0.3499 0 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს [385] 19.71
გლიზე 581 e
≥1.7 0.029 0 დიდი ალბათობით, მას არ აქვს ატმოსფერო ძალიან მაღალი ტემპერატურის გამო [387] 20
გლიზე 581 c [388]
≥5.6 0.072 0 საეჭვოა. სავარაუდოდ, სასიცოცხლო ზონის გარეთ მდებარეობს.[389] [390] 20
გლიზე 581 d [391]
≥5.6 2.34[392] 1.27[392] 233 K[392] 0.218 0 0.69[392] სიქროპლანეტა.[392] მდებარეობს სასიცოცხლო ზონაში[393] [394] 20
გლიზე 667C b
6.30 1.44 445 K 0.05 0.09 ძალიან ცხელია [392] 22
გლიზე 667C c[395][396]
3.8 1.32 302 K 0.13 0.34 0.82 მეზოპლანეტა [392] 22
61 Virginis b[397]
≥5.1 0.050 0.12 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს [398] 28
HD 85512 b[399]
≥3.6 1.74[392] 1.33[392] 351 K[392] 0.26 0.11 0.76[392] თერმოპლანეტა.[392] საუკეთესო სასიცოცხლო პლანეტად იყო მიჩნეული[400] გლიზე 667C c-ს აღმოჩენამდე. [400] 36
55 Cancri e
8.6 0.016 0.17 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს. [401] 40
HD 40307 b[402] ≥4.2 0.047 0.2 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს. [403] 42
HD 40307 c[402] ≥6.8 0.081 0.06 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს. [52] 42
HD 40307 d[404]
≥9.2 0.134 0.07 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს. [405] 42
HD 40307 e ≥3.5 0.1886 0.15 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს. [406] 42
HD 40307 f ≥5.2 385°K 0.247 0.02 ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მდებარეობს. [406] 42
HD 40307 g ≥7.1 284 K[407] 0.600 0.29 0.79[408] მეზოპლანეტა [406] 42

იხილეთ აგრეთვე

გამოყენებული ლიტერატურა

ვულკანიზმი

შინაგანი სტრუქტურა

ზედაპირის რუკის შედგენა

კლიმატი და ამინდი

წყალი

ექსცენტრიულობის დინამიკა

რესურსები ინტერნეტში

სიახლეები

სქოლიო

  1. ↑ „Planet Population is Plentiful“. ESO. 11 January 2012. ციტირების თარიღი: 13 January 2012.
  2. ↑ Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets. www.jpl.nasa.gov (21 მარტი 2022).
  3. ↑ Beichman, C.; Gelino, Christopher R.; Kirkpatrick, J. Davy; Cushing, Michael C.; Dodson-Robinson, Sally; et al. (2014). „WISE Y Dwarfs As Probes of the Brown Dwarf-Exoplanet Connection“. The Astrophysical Journal. 783 (2): 68. arXiv:1401.1194v2. Bibcode:2014ApJ...783...68B. doi:10.1088/0004-637X/783/2/68. ISSN 0004-637X.
  4. ↑ 4.0 4.1 NASA – Kepler. ციტირების თარიღი: 4 November 2013.
  5. ↑ 5.0 5.1 Harrington, J. D.; Johnson, M.. NASA Kepler Results Usher in a New Era of Astronomy (4 November 2013).
  6. ↑ Tenenbaum, Peter; Jenkins, Jon M.; Seader, Shawn; Burke, Christopher J.; Christiansen, Jessie L.; Rowe, Jason F.; Caldwell, Douglas A.; Clarke, Bruce D. და სხვები. (2012). "Detection of Potential Transit Signals in the First Twelve Quarters of Kepler Mission Data". arXiv:1212.2915 [astro-ph.EP].
  7. ↑ „My God, it's full of planets! They should have sent a poet“ (პრეს-რელიზი). Planetary Habitability Laboratory, University of Puerto Rico at Arecibo. 3 January 2012. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 25 ივლისი 2015. ციტირების თარიღი: 4 January 2013.
  8. ↑ Santerne, A.; Díaz, R. F.; Almenara, J.-M.; Lethuillier, A.; Deleuil, M.; Moutou, C. (2013). "Astrophysical false positives in exoplanet transit surveys: Why do we need bright stars?". arXiv:1310.2133 [astro-ph.EP].
  9. ↑ 9.0 9.1 Cassan, A.; Beaulieu, J. P.; Dominik, M; Horne, K; Greenhill, J; Wambsganss, J; Menzies, J; Williams, A; Jørgensen, U. G.; Udalski, A; Bennett, D. P.; Albrow, M. D.; Batista, V; Brillant, S; Caldwell, J. A.; Cole, A; Coutures, Ch; Cook, K. H.; Dieters, S; Prester, D. D.; Donatowicz, J; Fouqué, P; Hill, K; Kains, N; Kane, S; Marquette, J. B.; Martin, R; Pollard, K. R.; Sahu, K. C.; et al. (2012). „One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations“. Nature. 481 (7380): 167–169. arXiv:1202.0903. Bibcode:2012Natur.481..167C. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  10. ↑ 10.0 10.1 5-დან 1-ში „მზის მსგავსი“ ნიშნავს G ტიპის ვარსკვლავს. მზის მსგავს ვარსკვლავებზე მონაცემები არ იყო ხელმისაწვდომი, ამიტომ ეს სტატისტიკა არის K ტიპის ვარსკვლავების კვლევების მონაცემებიდან.
  11. ↑ 11.0 11.1 „დედამიწის ზომის“ პლანეტა არის 1-2 დედამიწის რადიუსის პლანეტა
  12. ↑ Sanders, R.. (4 November 2013) Astronomers answer key question: How common are habitable planets?. newscenter.berkeley.edu.
  13. ↑ Petigura, E. A.; Howard, A. W.; Marcy, G. W. (2013). „Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 110 (48): 19273. arXiv:1311.6806. Bibcode:2013PNAS..11019273P. doi:10.1073/pnas.1319909110.
  14. ↑ ვარსკვლავების დაახლოებით 1/4 GK მზის მსგავსია. ჩვენს გალაქტიკაში არსებული ვარსკვლავების რიცხვი არ არის ზუსტად ცნობილი, მაგრამ თუ ჩავთვლით, რომ 200 მილიარდია მთლიანობაში, ირმის ნახტომში დაახლოებით 50 მილიარდი მზის მსგავსი (GK) ვარსკვლავი იქნება, რომელშიც 11 მილიარდი დედამიწის ზომის პლანეტაა სასიცოცხლო ზონაში. წითელი ჯუჯების ჩათვლით, ეს რიცხვი 40 მილიარდამდე იზრდება.
  15. ↑ Khan, Amina (4 November 2013). „Milky Way may host billions of Earth-size planets“. Los Angeles Times. ციტირების თარიღი: 5 November 2013.
  16. ↑ Strigari, L. E.; Barnabè, M.; Marshall, P. J.; Blandford, R. D. (2012). „Nomads of the Galaxy“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (2): 1856–1865. arXiv:1201.2687. Bibcode:2012MNRAS.423.1856S. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21009.x. estimates 700 objects >10−6 solar masses (roughly the mass of Mars) per main-sequence star between 0.08 and 1 Solar mass, of which there are billions in the Milky Way.
  17. ↑ DENIS-P J082303.1-491201 b. Caltech. ციტირების თარიღი: 8 March 2014.
  18. ↑ Sahlmann, J.; Lazorenko, P. F.; Ségransan, D.; Martín, E. L.; Queloz, D.; Mayor, M.; Udry, S. (August 2013). „Astrometric orbit of a low-mass companion to an ultracool dwarf“. Harvard University. 556: 133. arXiv:1306.3225. Bibcode:2013A&A...556A.133S. doi:10.1051/0004-6361/201321871.
  19. ↑ Overbye, Dennis (6 January 2015). „As Ranks of Goldilocks Planets Grow, Astronomers Consider What’s Next“. New York Times. ციტირების თარიღი: 6 January 2015.
  20. ↑ IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes (2006). ციტირების თარიღი: 2010-04-25.
  21. ↑ R. R. Brit. (2006) Why Planets Will Never Be Defined. Space.com. ციტირების თარიღი: 2008-02-13.
  22. ↑ Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet". IAU position statement (28 February 2003). ციტირების თარიღი: 2014-11-23.
  23. ↑ Saumon, D.; Hubbard, W. B.; Burrows, A.; Guillot, T.; Lunine, J. I.; Chabrier, G. (1996). „A Theory of Extrasolar Giant Planets“. Astrophysical Journal. 460: 993–1018. arXiv:astro-ph/9510046. Bibcode:1996ApJ...460..993S. doi:10.1086/177027.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  24. ↑ Mordasini, C. et al.; Alibert; Benz; Naef (2007). "Giant Planet Formation by Core Accretion". arXiv:0710.5667v1 [astro-ph].
  25. ↑ Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. (2008). „Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior“. Astronomy and Astrophysics. 482 (1): 315–332. arXiv:0802.1810. Bibcode:2008A&A...482..315B. doi:10.1051/0004-6361:20079321.
  26. ↑ 26.0 26.1 Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. (2013). „Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion“ (PDF). The Astrophysical Journal. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120.
  27. ↑ Bouchy, F.; Udry, S.; Delfosse, X.; Boisse, I.; Desort, M.; Bonfils, X.; Eggenberger, A.; Ehrenreich, D.; Forveille, T.; Lagrange, A. M.; Le Coroller, H.; Lovis, C.; Moutou, C.; Pepe, F.; Perrier, C.; Pont, F.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Ségransan, D.; Vidal-Madjar, A.; et al. (2009). „The SOPHIE search for northern extrasolar planets. I. A companion around HD 16760 with mass close to the planet–brown-dwarf transition“. Astronomy and Astrophysics. 505 (2): 853–858. arXiv:0907.3559. Bibcode:2009A&A...505..853B. doi:10.1051/0004-6361/200912427. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  28. ↑ Boss, Alan P.; Basri, Gibor; Kumar, Shiv S.; Liebert, James (2003), "Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?", Brown Dwarfs 211: 529
  29. ↑ An Analysis of the SEEDS High-Contrast Exoplanet Survey: Massive Planets or Low-Mass Brown Dwarfs?, Timothy D. Brandt, Michael W. McElwain, Edwin L. Turner, Kyle Mede, David S. Spiegel, Masayuki Kuzuhara, Joshua E. Schlieder, John P. Wisniewski, L. Abe, W. Brandner, J. Carson, T. Currie, S. Egner, M. Feldt, T. Golota, M. Goto, C. A. Grady, O. Guyon, J. Hashimoto, Y. Hayano, M. Hayashi, S. Hayashi, T. Henning, K. W. Hodapp, S. Inutsuka, M. Ishii, M. Iye, M. Janson, R. Kandori, G. R. Knapp, T. Kudo, N. Kusakabe, J. Kwon, T. Matsuo, S. Miyama, J.-I. Morino, A. Moro-Martín, T. Nishimura, T.-S. Pyo, E. Serabyn, H. Suto, R. Suzuki, M. Takami, N. Takato, H. Terada, C. Thalmann, D. Tomono, M. Watanabe, T. Yamada, H. Takami, T. Usuda, M. Tamura, (Submitted on 21 Apr 2014)
  30. ↑ Spiegel; Adam Burrows; Milsom (2010). "The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets". arXiv:1008.5150 [astro-ph.EP].
  31. ↑ Schneider, J.; Dedieu, C.; Le Sidaner, P.; Savalle, R.; Zolotukhin, I. (2011). „Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database“. Astronomy & Astrophysics. 532 (79): A79. arXiv:1106.0586. Bibcode:2011A&A...532A..79S. doi:10.1051/0004-6361/201116713.
  32. ↑ Jason T Wright; Fakhouri, Onsi; Marcy, Geoffrey W.; Han, Eunkyu; Feng, Ying; John Asher Johnson; Howard, Andrew W.; Fischer, Debra A. და სხვები. (2010). "The Exoplanet Orbit Database". arXiv:1012.5676v1 [astro-ph.SR].
  33. ↑ Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive, NASA Exoplanet Archive
  34. ↑ Basri, Gibor; Brown, Michael E. (2006). „Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?“. Ann. Rev. Earth Planet. Sci. 34: 193–216. arXiv:astro-ph/0608417. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058.
  35. ↑ Boss, Alan P.; Basri, Gibor; Kumar, Shiv S.; Liebert, James; Martín, Eduardo L.; Reipurth, Bo; Zinnecker, Hans (2003). „Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?“. Brown Dwarfs. 211: 529. Bibcode:2003IAUS..211..529B.
  36. ↑ 36.0 36.1 doi:10.1038/355145a0
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  37. ↑ Giordano Bruno. On the Infinite Universe and Worlds (1584).
  38. ↑ Newton, Isaac [1713] (1999). The Principia: A New Translation and Guide. University of California Press, გვ. 940. ISBN 0-520-20217-1. 
  39. ↑ Prognostications on Extrasolar Planets made in 1952, Title: Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work, Author: Otto Struve, Journal: The Observatory, Vol. 72, p. 199–200 (1952), Submission Date: 24 July 1952, Publication Date: October 1952
  40. ↑ W. S. Jacob (1855). „On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15: 228. Bibcode:1855MNRAS..15..228J.
  41. ↑ T. J. J. See (1896). „Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body“. Astronomical Journal. 16: 17. Bibcode:1896AJ.....16...17S. doi:10.1086/102368.
  42. ↑ T. J. Sherrill (1999). „A Career of Controversy: The Anomaly of T. J. J. See“ (PDF). Journal for the History of Astronomy. 30 (98): 25–50. Bibcode:1999JHA....30...25S.
  43. ↑ P. van de Kamp (1969). „Alternate dynamical analysis of Barnard's star“. Astronomical Journal. 74: 757–759. Bibcode:1969AJ.....74..757V. doi:10.1086/110852.
  44. ↑ Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Search for Living Planets. Basic Books, გვ. 31–32. ISBN 978-0-465-00936-7. 
  45. ↑ M. Bailes, A. G. Lyne, S. L. Shemar; Lyne; Shemar (1991). „A planet orbiting the neutron star PSR1829-10“. Nature. 352 (6333): 311–313. Bibcode:1991Natur.352..311B. doi:10.1038/352311a0.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  46. ↑ A. G. Lyne, M. Bailes; Bailes (1992). „No planet orbiting PS R1829-10“. Nature. 355 (6357): 213. Bibcode:1992Natur.355..213L. doi:10.1038/355213b0.
  47. ↑ doi:10.1086/166608
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  48. ↑ Lawton, A. T.; Wright, P. (1989). „A planetary system for Gamma Cephei?“. Journal of the British Interplanetary Society. 42: 335–336. Bibcode:1989JBIS...42..335L.
  49. ↑ Walker, G. A. H; Bohlender, D. A.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Yang, S. L. S.; Larson, A. (1992). „Gamma Cephei – Rotation or planetary companion?“. Astrophysical Journal Letters. 396 (2): L91–L94. Bibcode:1992ApJ...396L..91W. doi:10.1086/186524.
  50. ↑ Hatzes, A. P.; Endl, Michael; McArthur, Barbara; Paulson, Diane B.; Walker, Gordon A. H.; Campbell, Bruce; Yang, Stephenson; et al. (2003). „A Planetary Companion to Gamma Cephei A“. Astrophysical Journal. 599 (2): 1383–1394. arXiv:astro-ph/0305110. Bibcode:2003ApJ...599.1383H. doi:10.1086/379281. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  51. ↑ Holtz, Robert (22 April 1994). „Scientists Uncover Evidence of New Planets Orbiting Star“. Los Angeles Times via The Tech Online. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 17 მაისი 2013. ციტირების თარიღი: 10 მარტი 2015.
  52. ↑ 52.0 52.1 M. Mayor, D. Queloz; Queloz (1995). „A Jupiter-mass companion to a solar-type star“. Nature. 378 (6555): 355–359. Bibcode:1995Natur.378..355M. doi:10.1038/378355a0.
  53. ↑ Jack J. Lissauer (1999). „Three Planets for Upsilon Andromedae“. Nature. 398 (659): 659. Bibcode:1999Natur.398..659L. doi:10.1038/19409.
  54. ↑ 54.0 54.1 54.2 Schneider, J.. Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia.
  55. ↑ Doyle, L. R.; Fabrycky, D. C.; Slawson, R. W.; Howell, S. B.; Winn, J. N.; Orosz, J. A.; Prša, A; Welsh, W. F.; Quinn, S. N.; Latham, D; Torres, G; Buchhave, L. A.; Marcy, G. W.; Fortney, J. J.; Shporer, A; Ford, E. B.; Lissauer, J. J.; Ragozzine, D; Rucker, M; Batalha, N; Jenkins, J. M.; Borucki, W. J.; Koch, D; Middour, C. K.; Hall, J. R.; McCauliff, S; Fanelli, M. N.; Quintana, E. V.; Holman, M. J.; et al. (16 September 2011). „Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet“. Science. 333 (6049): 1602–6. arXiv:1109.3432. Bibcode:2011Sci...333.1602D. doi:10.1126/science.1210923. PMID 21921192. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  56. ↑ 56.0 56.1 56.2 56.3 56.4 Johnson, Michele; Harrington, J.D.. NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds. NASA (26 February 2014). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 26 თებერვალი 2014. ციტირების თარიღი: 26 February 2014.
  57. ↑ Wall, Mike. Population of Known Alien Planets Nearly Doubles as NASA Discovers 715 New Worlds. ციტირების თარიღი: 26 February 2014.
  58. ↑ „Kepler telescope bags huge haul of planets“. ციტირების თარიღი: 27 February 2014.
  59. ↑ Clavin, Whitney; Chou, Felicia; Johnson, Michele. NASA's Kepler Marks 1,000th Exoplanet Discovery, Uncovers More Small Worlds in Habitable Zones. NASA (6 January 2015). ციტირების თარიღი: 6 January 2015.
  60. ↑ NASA's Exoplanet Archive KOI table. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 26 თებერვალი 2014. ციტირების თარიღი: 28 February 2014.
  61. ↑ Perryman, Michael (2011). The Exoplanet Handbook. Cambridge University Press, გვ. 149. ISBN 978-0-521-76559-6. 
  62. ↑ Discovery of H-alpha Emission from the Close Companion Inside the Gap of Transitional Disk HD142527, L.M. Close, K.B. Follette, J.R. Males, A. Puglisi, M. Xompero, D. Apai, J. Najita, A.J. Weinberger, K. Morzinski, T.J. Rodigas, P. Hinz, V. Bailey, R. Briguglio, (Submitted on 7 Jan 2014)
  63. ↑ F. Pepe, C. Lovis, D. Segransan; et al. (2011). „The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone“. Astronomy & Astrophysics. 534: A58. arXiv:1108.3447. Bibcode:2011A&A...534A..58P. doi:10.1051/0004-6361/201117055. დამოწმება იყენებს მოძველებულ პარამეტრს |displayauthors= (დახმარება); et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  64. ↑ Rodler, F.; Lopez-Morales, M.; Ribas, I. (2012). „Weighing the Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b“. The Astrophysical Journal Letters. 753 (25): L25. arXiv:1206.6197. Bibcode:2012ApJ...753L..25R. doi:10.1088/2041-8205/753/1/L25.
  65. ↑ Planet Hunting: Finding Earth-like Planets დაარქივებული 2010-07-28 საიტზე Wayback Machine. , www.scientificcomputing.com, Mon, 07/19/2010 – 11:58am
  66. ↑ Ballard, Sarah; Fabrycky, Daniel; Fressin, Francois; Charbonneau, David; Desert, Jean-Michel; Torres, Guillermo; Marcy, Geoffrey; Burke, Christopher J. და სხვები. (2011). "The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R_Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations". arXiv:1109.1561 [astro-ph.EP].
  67. ↑ Jack J. Lissauer, Daniel C. Fabrycky, Eric B. Ford; Ford; Borucki; Fressin; Marcy; Orosz; Rowe; Torres; Welsh; Batalha; Bryson; Buchhave; Caldwell; Carter; Charbonneau; Christiansen; Cochran; Desert; Dunham; Fanelli; Fortney; Gautier Iii; Geary; Gilliland; Haas; Hall; Holman; Koch; Latham; et al. (2011). „A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11“. Nature. 470 (7332): 53. arXiv:1102.0291. Bibcode:2011Natur.470...53L. doi:10.1038/nature09760. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  68. ↑ Pál, A.; Kocsis, B. (2008). „Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389: 191–198. arXiv:0806.0629. Bibcode:2008MNRAS.389..191P. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x.
  69. ↑ Silvotti, R.; Janulis, R.; Solheim, J.-E.; Bernabei, S.; Østensen, R.; Oswalt, T. D.; Bruni, I.; Gualandi, R.; Bonanno, A.; Vauclair, G.; Reed, M.; Chen, C.-W.; Leibowitz, E.; Paparo, M.; Baran, A.; Charpinet, S.; Dolez, N.; Kawaler, S.; Kurtz, D.; Moskalik, P.; Riddle, R.; Zola, S.; et al. (2007). „A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V391 Pegasi“. Nature. 449 (7159): 189–91. Bibcode:2007Natur.449..189S. doi:10.1038/nature06143. PMID 17851517. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  70. ↑ Jenkins, J.M.; Laurance R. Doyle (2003-09-20). „Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers“ (PDF). Astrophysical Journal. 1 (595): 429–445. arXiv:astro-ph/0305473. Bibcode:2003ApJ...595..429J. doi:10.1086/377165.
  71. ↑ Loeb, A.; Gaudi, B. S. (2003). „Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions“ (PDF). The Astrophysical Journal Letters. 588 (2): L117. arXiv:astro-ph/0303212. Bibcode:2003ApJ...588L.117L. doi:10.1086/375551.
  72. ↑ Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets, www.universetoday.com, by Nancy Atkinson on 13 May 2013
  73. ↑ Schmid, H. M.; Beuzit, J.-L.; Feldt, M. (2006). „Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry“. Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200. 1 (C200): 165–170. Bibcode:2006dies.conf..165S. doi:10.1017/S1743921306009252.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  74. ↑ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (20 January 2008). „First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere“. The Astrophysical Journal. 673: L83. arXiv:0712.0193. Bibcode:2008ApJ...673L..83B. doi:10.1086/527320.
  75. ↑ http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau1404/
  76. ↑ დაარქივებული ასლი. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2020-03-30. ციტირების თარიღი: 2015-03-10.
  77. ↑ 77.0 77.1 Stromberg, Joseph (10 July 2014). „We've found hundreds of new planets. And now they're going to get cool names“. Vox. ციტირების თარიღი: 10 July 2014.
  78. ↑ 78.0 78.1 Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A. და სხვები. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
  79. ↑ William I. Hartkopf & Brian D. Mason. Addressing confusion in double star nomenclature: The Washington Multiplicity Catalog. United States Naval Observatory. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-05-17. ციტირების თარიღი: 2008-09-12.
  80. ↑ Jean Schneider. (2011) Notes for star 55 Cnc. Extrasolar Planets Encyclopaedia. ციტირების თარიღი: 26 September 2011.
  81. ↑ Jean Schneider. (2011) Notes for Planet 16 Cyg B b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. ციტირების თარიღი: 26 September 2011.
  82. ↑ Jean Schneider. (2011) Notes for Planet HD 178911 B b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. ციტირების თარიღი: 26 September 2011.
  83. ↑ Jean Schneider. (2011) Notes for Planet HD 41004 A b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. ციტირების თარიღი: 26 September 2011.
  84. ↑ Jean Schneider. (2011) Notes for Planet Tau Boo b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 9 ნოემბერი 2011. ციტირების თარიღი: 26 September 2011.
  85. ↑ WASP-94 A and B planets: hot-Jupiter cousins in a twin-star system M. Neveu-VanMalle, D. Queloz, D. R. Anderson, C. Charbonnel, A. Collier Cameron, L. Delrez, M. Gillon, C. Hellier, E. Jehin, M. Lendl, P. F. L. Maxted, F. Pepe, D. Pollacco, D. Segransan, B. Smalley, A. M. S. Smith, J. Southworth, A. H. M. J. Triaud, S. Udry, R. G. West
  86. ↑ Doyle, L. R.; Fabrycky, D. C.; Slawson, R. W.; Howell, S. B.; Winn, J. N.; Orosz, J. A.; Prša, A; Welsh, W. F.; Quinn, S. N.; Latham, D; Torres, G; Buchhave, L. A.; Marcy, G. W.; Fortney, J. J.; Shporer, A; Ford, E. B.; Lissauer, J. J.; Ragozzine, D; Rucker, M; Batalha, N; Jenkins, J. M.; Borucki, W. J.; Koch, D; Middour, C. K.; Hall, J. R.; McCauliff, S; Fanelli, M. N.; Quintana, E. V.; Holman, M. J.; et al. (2011). „Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet“. Science. 333 (6049): 1602–6. arXiv:1109.3432. Bibcode:2011Sci...333.1602D. doi:10.1126/science.1210923. PMID 21921192. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  87. ↑ Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks, Eric E. Mamajek, 26 Jun 2009
  88. ↑ On the formation time scale and core masses of gas giant planets, W.K.M. Rice, Philip J. Armitage, 7 Oct 2003
  89. ↑ A short timescale for terrestrial planet formation from Hf-W chronometry of meteorites, Yin, Qingzhu; Jacobsen, S. B.; Yamashita, K.; Blichert-Toft, J.; Télouk, P.; Albarède, F. Nature, Volume 418, Issue 6901, pp. 949–952 (2002)
  90. ↑ Origin and Loss of nebula-captured hydrogen envelopes from "sub"- to "super-Earths" in the habitable zone of Sun-like stars, H. Lammer, A. Stökl, N.V. Erkaev, E.A. Dorfi, P. Odert, M. Güdel, Yu.N. Kulikov, K.G. Kislyakova, M. Leitzinger, 13 Jan 2014
  91. ↑ Thermally-Driven Atmospheric Escape, R.E. Johnson, 7 Feb 2010
  92. ↑ Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars, Jesus Zendejas, Antigona Segura, Alejandro Raga, 31 May 2010
  93. ↑ Very Low-Density Planets around Kepler-51 Revealed with Transit Timing Variations and an Anomaly Similar to a Planet-Planet Eclipse Event, Kento Masuda, (Submitted on 13 Jan 2014 (v1), last revised 14 Feb 2014 (this version, v2))
  94. ↑ 94.0 94.1 94.2 Andrew Cumming; R. Paul Butler; Geoffrey W. Marcy; et al. (2008). „The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 120 (867): 531–554. arXiv:0803.3357. Bibcode:2008PASP..120..531C. doi:10.1086/588487. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author3=-ში (დახმარება)
  95. ↑ Bonfils, X.; et al. (2005). „The HARPS search for southern extra-solar planets: VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581“. Astronomy & Astrophysics. 443 (3): L15–L18. arXiv:astro-ph/0509211. Bibcode:2005A&A...443L..15B. doi:10.1051/0004-6361:200500193. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  96. ↑ Revealing A Universal Planet-Metallicity Correlation For Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars, Ji Wang, Debra A. Fischer, (Submitted on 29 Oct 2013 (v1), last revised 16 Oct 2014 (this version, v3))
  97. ↑ BINARY CATALOGUE OF EXOPLANETS, Maintained by Richard Schwarz], retrieved 28 Sept 2013
  98. ↑ http://www.univie.ac.at/adg/schwarz/multi.html
  99. ↑ Odd planet, so far from its star.... დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-05-21. ციტირების თარიღი: 2015-03-10.
  100. ↑ Time Really Flies on These Kepler Planets. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-05-07. ციტირების თარიღი: 2015-03-10.
  101. ↑ 101.0 101.1 Saul Rappaport; Roberto Sanchis-Ojeda; Rogers, Leslie A.; Alan Levine; Winn, Joshua N. (2013). "The Roche limit for close-orbiting planets: Minimum density, composition constraints, and application to the 4.2-hour planet KOI 1843.03". arXiv:1307.4080 [astro-ph.EP].
  102. ↑ On the origin of planets at very wide orbits from the recapture of free-floating planets, Hagai B. Perets, M. B. N. Kouwenhoven, 2012
  103. ↑ Scharf, Caleb; Menou, Kristen (2009). „Long-Period Exoplanets from Dynamical Relaxation“. The Astrophysical Journal. 693 (2): L113. arXiv:0811.1981. Bibcode:2009ApJ...693L.113S. doi:10.1088/0004-637X/693/2/L113.
  104. ↑ D'Angelo, G. (2011). „Giant Planet Formation“, რედ. S. Seager.: Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ, გვ. 319–346. 
  105. ↑ The Extrasolar Planet Encyclopaedia — Catalog Listing
  106. ↑ Eric L. Nielsen and Laird M. Close (2010). „A Uniform Analysis of 118 Stars with High-Contrast Imaging: Long-Period Extrasolar Giant Planets are Rare around Sun-like Stars“. Astrophysical Journal. 717 (2): 878. arXiv:0909.4531. Bibcode:2010ApJ...717..878N. doi:10.1088/0004-637X/717/2/878.
  107. ↑ Marcy, G.; et al. (2005). „Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities“. Progress of Theoretical Physics Supplement. 158: 24–42. arXiv:astro-ph/0505003. Bibcode:2005PThPS.158...24M. doi:10.1143/PTPS.158.24. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  108. ↑ Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Search for Living Planets. Basic Books, გვ. 26. ISBN 978-0-465-00936-7. 
  109. ↑ T. Rodigas; Hinz (2009). „Which Radial Velocity Exoplanets Have Undetected Outer Companions?“. Astrophys.J. 702: 716–723. arXiv:0907.0020. Bibcode:2009ApJ...702..716R. doi:10.1088/0004-637X/702/1/716.
  110. ↑ Guillem Anglada-Escudé, Mercedes López-Morales and John E. Chambers (2010). „How Eccentric Orbital Solutions Can Hide Planetary Systems in 2:1 Resonant Orbits“. Astrophysical Journal. 709 (1): 168. arXiv:0809.1275. Bibcode:2010ApJ...709..168A. doi:10.1088/0004-637X/709/1/168.
  111. ↑ The Exoplanet Eccentricity Distribution from Kepler Planet Candidates, Stephen R. Kane, David R. Ciardi, Dawn M. Gelino, Kaspar von Braun (Submitted on 7 Mar 2012 (v1), last revised 2 Jul 2012 (this version, v2))
  112. ↑ Page 2, Exoplanets: Detection, Formation, Properties, Habitability, John Mason, Springer, 2008
  113. ↑ Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary System, www.scientificamerican.com, 24 May 2010.
  114. ↑ Turning planetary theory upside down. Astro.gla.ac.uk. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-07-16. ციტირების თარიღი: 2012-02-28.
  115. ↑ Tilting stars may explain backwards planets, New Scientist, 1 September 2010, Magazine issue 2776.
  116. ↑ Observability of the General Relativistic Precession of Periastra in Exoplanets, Andres Jordan, Gaspar A. Bakos, 3 Jun 2008
  117. ↑ Classical and relativistic node precessional effects in WASP-33b and perspectives for detecting them, Lorenzo Iorio, 25 Aug 2010
  118. ↑ 118.0 118.1 Length of Exoplanet Day Measured for First Time, eso.org press release, 30 April 2014
  119. ↑ 119.0 119.1 The fast spin-rotation of a young extra-solar planet, Ignas A. G. Snellen, Bernhard R. Brandl, Remco J. de Kok, Matteo Brogi, Jayne Birkby, and Henriette Schwarz, April 2014, http://arxiv.org/abs/1404.7506
  120. ↑ Newly Clocked Exoplanet Spins a Whole Day in 8 Hours დაარქივებული 2015-02-06 საიტზე Wayback Machine. , discovery.com 30 Apr 2014 01:00 PM ET // by Irene Klotz
  121. ↑ 121.0 121.1 Tidal Evolution of Exoplanets, Alexandre C. M. Correia, Jacques Laskar, Chapter in Exoplanets, ed. S. Seager, published by University of Arizona Press, 2010
  122. ↑ Exoplanet Rotation Detected for the First Time, www.scientificamerican.com, 30 Apr 2014 |By Ron Cowen and Nature magazine
  123. ↑ Doppler Imaging of Exoplanets and Brown Dwarfs, Ian J. M. Crossfield, (Submitted on 30 Apr 2014)
  124. ↑ Terrestrial Planet Formation at Home and Abroad, Sean N. Raymond, Eiichiro Kokubo, Alessandro Morbidelli, Ryuji Morishima, Kevin J. Walsh, (Submitted on 5 Dec 2013 (v1), last revised 28 Jan 2014 (this version, v3))
  125. ↑ 125.0 125.1 de Wit, Julien; Seager, S. (19 December 2013). „Constraining Exoplanet Mass from Transmission Spectroscopy“. Science. 342 (6165): 1473–1477. arXiv:1401.6181. Bibcode:2013Sci...342.1473D. doi:10.1126/science.1245450. PMID 24357312.
  126. ↑ doi:10.1086/592230
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  127. ↑ Seager, S. and Lissauer, J. J. (2010) "Introduction to Exoplanets", pp. 3–13 in Exoplanets, Sara Seager (ed.), University of Arizona Press. ISBN 0816529450
  128. ↑ Lissauer, J. J. and de Pater, I. (2013) Fundamental Planetary Science: Physics, Chemistry and Habitability. Cambridge University Press. ISBN 052161855X. p. 74
  129. ↑ 129.0 129.1 Basri, Gibor; Brown, Michael E. (2006). „Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?“. Ann. Rev. Earth Planet. Sci. 34: 193–216. arXiv:astro-ph/0608417. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058.
  130. ↑ doi:10.1088/0034-4885/73/1/016901
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  131. ↑ ნასას 2014 წლის ივლისის კატალოგის დაარქივებული 2012-12-12 საიტზე Archive.isCategory:Webarchive template archiveis links მონაცემებიდან, გამორიცხულია ის ობიექტები, რომელთაც არაფიზიკურად მაღალი სიმკვრივე აქვს.
  132. ↑ 132.0 132.1 doi:10.1088/0004-637X/783/1/53
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  133. ↑ doi:10.1051/0004-6361/201424617
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  134. ↑ doi:10.1088/2041-8205/783/1/L6
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  135. ↑ doi:10.1073/pnas.1304197111
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  136. ↑ doi:10.1088/0004-637X/792/1/1
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  137. ↑ doi:10.1038/nature13254
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  138. ↑ Cowen, Ron (6 January 2014) "Earth-mass exoplanet is no Earth twin", Nature News, doi:10.1038/nature.2014.14477
  139. ↑ Cabrera, Juan; Grenfell, John Lee and Nettelmann, Nadine (2014) PS6.3. Observations and Modeling of Low Mass Low Density (LMLD) Exoplanets. European Geosciences Union General Assembly 2014
  140. ↑ Benneke, Björn and Seager, Sara (26 June 2013) How to Distinguish between Cloudy Mini-Neptunes and Water/Volatile-Dominated Super-Earths,
  141. ↑ Sasselov, Dimitar (2 June 2014) Exoplanets: From Exhilarating to Exasperating, 22:59, Kepler-10c: The "Mega-Earth", YouTube
  142. ↑ doi:10.1088/0004-637X/789/2/154
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  143. ↑ Mocquet, A.; Grasset, O. and Sotin, C. (2013) Super-dense remnants of gas giant exoplanets, EPSC Abstracts, Vol. 8, EPSC2013-986-1, European Planetary Science Congress 2013
  144. ↑ Mocquet, A.; Grasset, O.; Sotin, C. (2014). „Very high-density planets: a possible remnant of gas giants“. Phil. Trans. R. Soc. A. 372 (2014). doi:10.1098/rsta.2013.0164.
  145. ↑ 145.0 145.1 145.2 doi:10.1086/521346
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  146. ↑ 146.0 146.1 146.2 doi:10.1088/0004-637X/709/2/1219
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  147. ↑ doi:10.1051/0004-6361/201015811
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  148. ↑ Arras, Phil (7 January 2009) Thermal Tides in Short Period Exoplanets. arxiv.org
  149. ↑ Madhusudhan, Nikku (5 February 2014) Exoplanetary Atmospheres. arxiv.org
  150. ↑ Seager, S.; Deming, D. (2010). "Exoplanet Atmospheres". arXiv:1005.4037 [astro-ph.EP].
  151. ↑ doi:10.1038/nature11161
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  152. ↑ Rodler, F.; Lopez-Morales, M.; Riba, I. (2012). „Weighing the Non-transiting Hot Jupiter τ Boo b“. The Astrophysical Journal Letters. 753 (1). L25. arXiv:1206.6197. Bibcode:2012ApJ...753L..25R. doi:10.1088/2041-8205/753/1/L25.
  153. ↑ Charbonneau, D.; Brown, T.; Burrows, A.: Laughlin, G. (2006). „When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars“, Protostars and Planets V. University of Arizona Press. 
  154. ↑ doi:10.1086/338770
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  155. ↑ doi:10.1088/0004-637X/690/2/L114
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  156. ↑ NASA – Hubble Finds First Organic Molecule on an Exoplanet. NASA. 19 March 2008
  157. ↑ Hubble Traces Subtle Signals of Water on Hazy Worlds. NASA (3 December 2013). ციტირების თარიღი: 4 December 2013.
  158. ↑ doi:10.1088/0004-637X/774/2/95
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  159. ↑ doi:10.1088/0004-637X/779/2/128
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  160. ↑ Harrington, J.D.; Villard, Ray. (24 July 2014) RELEASE 14–197 – Hubble Finds Three Surprisingly Dry Exoplanets. NASA. ციტირების თარიღი: 25 July 2014.
  161. ↑ Clavin, Whitney; Chou, Felicia; Weaver, Donna; Villard; Johnson, Michele. (24 September 2014) NASA Telescopes Find Clear Skies and Water Vapor on Exoplanet. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 14 იანვარი 2017. ციტირების თარიღი: 24 September 2014.
  162. ↑ doi:10.1088/0004-637X/758/1/13
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  163. ↑ Showman, Adam P.; Wordsworth, Robin D.; Merlis, Timothy M. and Kaspi, Yohai (11 June 2013) Atmospheric Circulation of Terrestrial Exoplanets, arxiv.org
  164. ↑ Chu, Jennifer. (2 October 2013) Scientists generate first map of clouds on an exoplanet. MIT. ციტირების თარიღი: 2 January 2014.
  165. ↑ doi: 10.1088/2041-8205/776/2/L25
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  166. ↑ Harrington, J.D.; Weaver, Donna; Villard, Ray. Release 13–383 – NASA's Hubble Sees Cloudy Super-Worlds With Chance for More Clouds. NASA (31 December 2013).
  167. ↑ Moses, Julianne (2014). „Extrasolar planets: Cloudy with a chance of dustballs“. Nature. 505 (7481): 31–32. Bibcode:2014Natur.505...31M. doi:10.1038/505031a.
  168. ↑ Knutson, Heather; Benecke, Björn; Deming, Drake; Homeier, Derek (2014). „A featureless transmission spectrum for the Neptune-mass exoplanet GJ 436b“. Nature. 505 (7481): 66–68. arXiv:1401.3350. Bibcode:2014Natur.505...66K. doi:10.1038/nature12887.
  169. ↑ Kreidberg, Laura; Bean, Jacob L.; Desert, Jean-Michel; Benecke, Björn; Deming, Drake; Stevenson, Kevin B.; Seager, Sara; Berta-Thompson, Zachory; Seifahrt, Andreas; Homeier, Derek (2014). „Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b“. Nature. 505 (7481): 69–72. arXiv:1401.0022. Bibcode:2014Natur.505...69K. doi:10.1038/nature12888.
  170. ↑ New World of Iron Rain დაარქივებული 2010-01-10 საიტზე Wayback Machine. . Astrobiology Magazine. 8 January 2003
  171. ↑ Howell, Elizabeth (30 August 2013) On Giant Blue Alien Planet, It Rains Molten Glass. SPACE.com
  172. ↑ Raining Pebbles: Rocky Exoplanet Has Bizarre Atmosphere, Simulation Suggests. Science Daily. 1 October 2009
  173. ↑ Morgan, James (14 October 2013) 'Diamond rain' falls on Saturn and Jupiter. BBC.
  174. ↑ Sanders, Robert (22 March 2010) Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere. newscenter.berkeley.edu
  175. ↑ doi:10.1088/2041-8205/785/2/L20
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  176. ↑ doi:10.1051/0004-6361/201116654
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  177. ↑ doi:10.1088/0004-637X/753/2/100
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  178. ↑ Hu, Renyu (6 April 2012) Theoretical Spectra of Terrestrial Exoplanet Surfaces. arxiv.org
  179. ↑ doi:10.1038/nature05782
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  180. ↑ NASA Hubble Finds a True Blue Planet. NASA. 11 July 2013
  181. ↑ doi:10.1088/2041-8205/772/2/L16
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  182. ↑ The Apparent Brightness and Size of Exoplanets and their Stars [https://web.archive.org/web/20140812200814/http://phl.upr.edu/library/notes/theapparentbrightnessandsizeofexoplanetsandtheirstars დაარქივებული 2014-08-12 საიტზე Wayback Machine. , Abel Mendez, updated 30 June 2012, 12:10 PM
  183. ↑ Coal-Black Alien Planet Is Darkest Ever Seen. Space.com. ციტირების თარიღი: 12 August 2011.
  184. ↑ Kipping, David M. and Spiegel, David S. (10 August 2011) Detection of visible light from the darkest world. arxiv.org
  185. ↑ doi:10.1088/0004-637X/761/1/53
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  186. ↑ 186.0 186.1 186.2 Burrows, Adam (18 December 2014) Scientific Return of Coronagraphic Exoplanet Imaging and Spectroscopy Using WFIRST. arxiv.org
  187. ↑ Footprint of a Magnetic Exoplanet დაარქივებული 2014-02-03 საიტზე Wayback Machine. , www.skyandtelescope.com, 9 January 2004, Robert Naeye
  188. ↑ doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  189. ↑ Radio Telescopes Could Help Find Exoplanets. RedOrbit. 18 April 2011
  190. ↑ Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects (PDF). NRL, NASA/GSFC, NRAO, Observatoìre de Paris. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 30 ოქტომბერი 2008. ციტირების თარიღი: 15 October 2008.
  191. ↑ Super-Earths Get Magnetic 'Shield' from Liquid Metal, Charles Q. Choi, SPACE.com, 22 November 2012 02:01pm ET,
  192. ↑ doi:10.1088/2041-8205/765/2/L25
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  193. ↑ Valencia, Diana; O'Connell, Richard J. (2009). „Convection scaling and subduction on Earth and super-Earths“. Earth and Planetary Science Letters. 286 (3–4): 492. Bibcode:2009E&PSL.286..492V. doi:10.1016/j.epsl.2009.07.015.
  194. ↑ Van Heck, H.J.; Tackley, P.J. (2011). „Plate tectonics on super-Earths: Equally or more likely than on Earth“. Earth and Planetary Science Letters. 310 (3–4): 252. Bibcode:2011E&PSL.310..252V. doi:10.1016/j.epsl.2011.07.029.
  195. ↑ O'Neill, C.; Lenardic, A. (2007). „Geological consequences of super-sized Earths“. Geophysical Research Letters. 34 (19). Bibcode:2007GeoRL..3419204O. doi:10.1029/2007GL030598.
  196. ↑ Valencia, Diana; O'Connell, Richard J.; Sasselov, Dimitar D (November 2007). „Inevitability of Plate Tectonics on Super-Earths“. Astrophysical Journal Letters. 670 (1): L45–L48. arXiv:0710.0699. Bibcode:2007ApJ...670L..45V. doi:10.1086/524012.
  197. ↑ Super Earths Likely To Have Both Oceans and Continents, astrobiology.com. 7 January 2014
  198. ↑ doi:10.1088/0004-637X/781/1/27
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  199. ↑ Scientists Discover a Saturn-like Ring System Eclipsing a Sun-like Star, Space Daily, 13 January 2012
  200. ↑ doi:10.1088/0004-6256/143/3/72
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  201. ↑ doi:10.1126/science.1166609
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  202. ↑ Schlichting, Hilke E. and Chang, Philip (19 Apr 2011) Warm Saturns: On the Nature of Rings around Extrasolar Planets that Reside Inside the Ice Line. arxiv.org
  203. ↑ doi:10.1088/0004-637X/785/2/155
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  204. ↑ Evaporating exoplanet stirs up dust. Phys.org. 28 August 2012
  205. ↑ Woollacott, Emma (18 May 2012) New-found exoplanet is evaporating away. TG Daily
  206. ↑ Choi, Charles Q. (1 September 2011) Alien Life More Likely on 'Dune' Planets დაარქივებული 2013-12-02 საიტზე Wayback Machine. . Astrobiology Magazine
  207. ↑ doi:10.1089/ast.2010.0545
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  208. ↑ doi:10.1126/science.1232226
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  209. ↑ doi:10.1038/nature12163
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  210. ↑ doi:10.1088/2041-8205/787/1/L2
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  211. ↑ doi:10.1016/j.palaeo.2004.10.018
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  212. ↑ Further away planets 'can support life' say researchers, BBC, 7 January 2014
  213. ↑ doi:10.1088/2041-8205/735/2/L27
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  214. ↑ doi:10.1017/S1473550414000196
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  215. ↑ doi:10.1088/2041-8205/787/2/L29
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  216. ↑ doi:10.1088/2041-8205/771/2/L45
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  217. ↑ Linsenmeier, Manuel et al. (21 January 2014) Habitability of Earth-like planets with high obliquity and eccentric orbits: results from a general circulation model. arxiv.org
  218. ↑ Kelley, Peter (15 April 2014) Astronomers: ‘Tilt-a-worlds’ could harbor life. www.washington.edu
  219. ↑ doi:10.1089/ast.2013.1129
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  220. ↑ Kelley, Peter (18 July 2013) A warmer planetary haven around cool stars, as ice warms rather than cools. www.washington.edu
  221. ↑ doi:10.1088/2041-8205/785/1/L9
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  222. ↑ doi:10.1089/ast.2012.0851
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  223. ↑ doi:10.1089/ast.2013.1088
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  224. ↑ doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13868.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  225. ↑ Kepler-22b, our first planet in the habitable zone of a Sun-like Star. Kepler.nasa.gov (5 December 2011). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 17 მარტი 2012. ციტირების თარიღი: 28 February 2012.
  226. ↑ LHS 188 – High proper-motion Star. Centre de données astronomiques de Strasbourg (Strasbourg astronomical Data Center) (20 September 2012). ციტირების თარიღი: 20 September 2012.
  227. ↑ 227.0 227.1 Méndez, Abel. (29 August 2012) A Hot Potential Habitable Exoplanet around Gliese 163. University of Puerto Rico at Arecibo (Planetary Habitability Laboratory). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 21 ოქტომბერი 2019. ციტირების თარიღი: 20 September 2012.
  228. ↑ 228.0 228.1 Redd, Nola Taylor. (20 September 2012) Newfound Alien Planet a Top Contender to Host Life. Space.com. ციტირების თარიღი: 20 September 2012.
  229. ↑ 229.0 229.1 doi:10.1126/science.1234702
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  230. ↑ Johnson, Michele; Harrington, J.D.. NASA's Kepler Discovers Its Smallest 'Habitable Zone' Planets to Date. NASA (18 April 2013). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 8 მაისი 2020. ციტირების თარიღი: 18 April 2013.
  231. ↑ doi:10.1088/2041-8205/775/2/L47
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  232. ↑ Howell, Elizabeth (6 February 2013). „Closest 'Alien Earth' May Be 13 Light-Years Away“. Space.com. TechMediaNetwork. ციტირების თარიღი: 7 February 2013.
  233. ↑ Kopparapu, Ravi Kumar (March 2013). „A revised estimate of the occurrence rate of terrestrial planets in the habitable zones around kepler m-dwarfs“. The Astrophysical Journal Letters. 767: L8. arXiv:1303.2649. Bibcode:2013ApJ...767L...8K. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L8.
  234. ↑ alpha Cen B b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  235. ↑ alf Cen B b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-05-27). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  236. ↑ Star's age taken from: doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21818.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  237. ↑ doi:10.1088/0004-637X/770/2/133
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  238. ↑ Luhman, K. L. (2013). "Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 Parsecs from the Sun". arXiv:1303.2401 [astro-ph.GA].
  239. ↑ LUH (AB) b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2013-12-05). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  240. ↑ epsilon Eri b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  241. ↑ eps Eridani b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  242. ↑ 242.0 242.1 242.2 doi:10.1051/0004-6361/201015861
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  243. ↑ doi:10.1088/0067-0049/200/2/15
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  244. ↑ 244.0 244.1 doi:10.1051/0004-6361/201116551
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  245. ↑ doi:10.1088/0004-637X/690/2/1522
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  246. ↑ doi:10.1086/344708
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  247. ↑ Gl 15 A b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2015-01-17.[მკვდარი ბმული]
  248. ↑ tau Cet b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-12-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  249. ↑ 249.0 249.1 249.2 249.3 249.4 Open Exoplanet Catalogue. tau Ceti. Open Exoplanet Catalogue. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  250. ↑ tau Cet c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-12-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  251. ↑ tau Cet d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-12-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  252. ↑ tau Cet e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-12-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  253. ↑ 253.0 253.1 doi:10.1073/pnas.1309107110
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  254. ↑ tau Cet f. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-12-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  255. ↑ Kapteyn's b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-06-30.
  256. ↑ Kapteyn's c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-06-30.
  257. ↑ Gl 687 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-08-24. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  258. ↑ GJ 674 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  259. ↑ GJ 674 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2007-04-25). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  260. ↑ Gliese 876 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-12-14). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  261. ↑ 261.0 261.1 261.2 261.3 doi:10.1088/0004-637X/719/1/890
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  262. ↑ Gliese 876 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-12-14). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  263. ↑ Gliese 876 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-05-11). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-05-16. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  264. ↑ Gliese 876 e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-12-22. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  265. ↑ GJ 832 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-06-30.
  266. ↑ GJ 832 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  267. ↑ GJ 832 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-11-13). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  268. ↑ Interpolated temperature value from NASA Exoplanet Archive, per: Bessell, M. S. (1995). Tinney, C. G.. რედ. The Bottom of the Main Sequence - and Beyond, Proceedings of the ESO Workshop. Springer-Verlag. p. 123.
  269. ↑ Hillenbrand, Lynne A. (November 2008), "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics", The Astrophysical Journal 687 (2): 1264–1293,
  270. ↑ Holmberg, J.; Nordstrom, B.; Andersen, J. (July 2009), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics 501 (3): 941–947,
  271. ↑ 271.0 271.1 271.2 HD 20794 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  272. ↑ HD 20794 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-02). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  273. ↑ HD 20794 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-02). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  274. ↑ HD 20794 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-02). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  275. ↑ 275.0 275.1 275.2 GJ 581 e. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  276. ↑ Gl 581 e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-13). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-05-15. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  277. ↑ Gl 581 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-13). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2016-01-17. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  278. ↑ Gl 581 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-13). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-05-16. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  279. ↑ 279.0 279.1 279.2 279.3 279.4 279.5 279.6 doi:10.1093/mnras/stt2148
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  280. ↑ 280.0 280.1 280.2 280.3 280.4 280.5 280.6 GJ 667 C b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  281. ↑ GJ 667C b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-02-14). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-10-19. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  282. ↑ GJ 667C h. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2013-11-28). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-22. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  283. ↑ GJ 667C c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-02-14). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-11-15. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  284. ↑ GJ 667C f. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2013-11-28). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-09-28. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  285. ↑ GJ 667C e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2013-06-26). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  286. ↑ GJ 667C d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  287. ↑ GJ 667C g. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2013-11-28). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-08-23. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  288. ↑ Fomalhaut b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  289. ↑ Fomalhaut b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  290. ↑ 290.0 290.1 290.2 61 Vir b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  291. ↑ 61 Vir b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2009-12-15). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  292. ↑ 61 Vir c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2009-12-15). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  293. ↑ 61 Vir d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2009-12-15). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  294. ↑ HD 192310 c. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  295. ↑ Gl 785 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-10-19. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  296. ↑ HD 192310 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-03). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-10-19. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  297. ↑ GJ 433 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  298. ↑ GJ 433 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-02-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  299. ↑ GJ 433 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-02-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  300. ↑ GJ 433 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  301. ↑ GJ 849 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  302. ↑ GJ 849 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  303. ↑ HD 102365 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  304. ↑ HD 102365 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-01-11). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  305. ↑ GJ 176 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  306. ↑ GJ 176 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  307. ↑ GJ 176 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-12-17). ციტირების თარიღი: 2014-05-20.
  308. ↑ 308.0 308.1 308.2 GJ 436 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  309. ↑ GJ 436 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  310. ↑ GJ 436 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  311. ↑ GJ 436 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  312. ↑ 312.0 312.1 GJ 649 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  313. ↑ Gl 649 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  314. ↑ Gl 649 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2009-12-17). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-02-10. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  315. ↑ beta Gem b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  316. ↑ HD 62509 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  317. ↑ GJ 86 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  318. ↑ Gl 86 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2009-10-07). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-01-20. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  319. ↑ HIP 57050 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  320. ↑ HIP 57050 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-04-27). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  321. ↑ 321.0 321.1 HD 3651 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  322. ↑ HD 3651 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  323. ↑ HD 3651 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  324. ↑ HD 85512 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  325. ↑ HD 85512 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-02). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  326. ↑ GJ 179 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  327. ↑ Gl 179 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2016-01-11. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  328. ↑ 55 Cnc e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  329. ↑ 55 Cnc e. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  330. ↑ 55 Cnc b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-06-07). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  331. ↑ 55 Cnc c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-06-07). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  332. ↑ 55 Cnc f. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-06-07). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  333. ↑ 55 Cnc d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-06-07). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  334. ↑ 334.0 334.1 334.2 HD 69830 c. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  335. ↑ HD 69830 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  336. ↑ HD 69830 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-10-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  337. ↑ HD 69830 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-10-19). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  338. ↑ HD 147513 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  339. ↑ HD 147513 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-12-29). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  340. ↑ GJ 1214 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  341. ↑ GJ 1214 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  342. ↑ 342.0 342.1 342.2 342.3 342.4 342.5 HD 40307 c. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  343. ↑ HD 40307 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2008-10-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  344. ↑ HD 40307 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2008-10-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  345. ↑ HD 40307 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2008-10-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  346. ↑ HD 40307 e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-11-08). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  347. ↑ HD 40307 f. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-11-08). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  348. ↑ HD 40307 g. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2012-11-08). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  349. ↑ 349.0 349.1 349.2 349.3 upsilon And b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  350. ↑ ups And b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  351. ↑ ups And c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  352. ↑ ups And d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  353. ↑ ups And e. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  354. ↑ 354.0 354.1 354.2 47 UMa c. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  355. ↑ 47 Uma b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-03-10). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  356. ↑ 47 Uma c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  357. ↑ 47 Uma d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  358. ↑ gamma Cep b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  359. ↑ gamma Cephei b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  360. ↑ HIP 79431 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  361. ↑ HIP 79431 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-01-11). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  362. ↑ HD 136352 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-12). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  363. ↑ HD 136352 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-12). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  364. ↑ HD 136352 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-12). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  365. ↑ 365.0 365.1 365.2 GJ 163 c. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  366. ↑ Gj 163 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  367. ↑ 367.0 367.1 Bonfils, X. (2013). "The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXIV. A planetary system around the nearby M dwarf GJ163, with a super-Earth possibly in the habitable zone". arXiv:1306.0904v1 [astro-ph.EP].
  368. ↑ Gj 163 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  369. ↑ Gj 163 d. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  370. ↑ HD 176051 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2010-10-22). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  371. ↑ GJ 317 b. Exoplanets Data Explorer. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  372. ↑ GJ 317 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-11-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  373. ↑ Gliese 317. Open Exoplanet Catalogue. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-12-11. ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  374. ↑ GJ 317 c. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-11-14). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  375. ↑ HD 38858 b. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. Exoplanet.eu (2011-09-12). ციტირების თარიღი: 2014-05-17.
  376. ↑ 376.0 376.1 http://arxiv.org/abs/1403.0430
  377. ↑ 377.0 377.1 377.2 დაარქივებული ასლი. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2017-12-01. ციტირების თარიღი: 2015-03-17.
  378. ↑ 378.0 378.1 http://phys.org/news/2014-06-astronomers-ancient-worlds-galaxy-door.html
  379. ↑ Fogg, M. J.; Nelson, R. P. (2005). „Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration“. Astronomy and Astrophysics. 441 (2): 791–806. arXiv:astro-ph/0507180. Bibcode:2005A&A...441..791F. doi:10.1051/0004-6361:20053453.
  380. ↑ Rivera, E. et al. (2005). "A ~7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star, GJ 876". The Astrophysical Journal 634 (1): 625–640
  381. ↑ Eugenio J. Rivera, Gregory Laughlin, R. Paul Butler, Steven S. Vogt, Nader Haghighipour, Stefano Meschiari (2010). \"The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A Uranus-mass Fourth Planet for GJ 876 in an Extrasolar Laplace Configuration\".
  382. ↑ http://www.solstation.com/planets/super-earths.htm
  383. ↑ http://www.hpcf.upr.edu/~abel/phl/tuomi/hec_orbit_GJ_682_b.png
  384. ↑ დაარქივებული ასლი. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2019-05-13. ციტირების თარიღი: 2015-03-17.
  385. ↑ 385.0 385.1 385.2 Schneider, Jean, "Star: HD 20794", Extrasolar Planets Encyclopaedia (Paris Observatory), http://exoplanet.eu/star.php?st=HD+20794. წაკითხვის თარიღი: 2011-12-05
  386. ↑ Pepe, F.; Lovis, C.; Ségransan, D.; Benz, W. (2011), "The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone: I – Very low-mass planets around HD20794, HD85512 and HD192310", Astronomy & Astrophysics 534: A58,
  387. ↑ Vogt, S. S.; et al. (2010). \"The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M_Earth Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581
  388. ↑ Valencia; Sasselov, Dimitar D.; O'Connell, Richard J.; et al. (2006). „Radius and Structure Models of the First Super-Earth Planet“. The Astrophysical Journal. 656 (1): 545–551. arXiv:astro-ph/0610122. Bibcode:2007ApJ...656..545V. doi:10.1086/509800. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author=-ში (დახმარება)
  389. ↑ von Bloh et al. (2007). "The Habitability of Super-Earths in Gliese 581". Astronomy and Astrophysics 476 (3): 1365–1371.
  390. ↑ Vogt, S. S.; et al. (2010). \"The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M_Earth Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581\".
  391. ↑ von Bloh, W.; Bounama, C.; Cuntz, M.; Franck, S. (2007). „The Habitability of Super-Earths in Gliese 581“. Astronomy & Astrophysics. 476 (3): 1365–1371. arXiv:0705.3758. Bibcode:2007A&A...476.1365V. doi:10.1051/0004-6361:20077939.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  392. ↑ 392.00 392.01 392.02 392.03 392.04 392.05 392.06 392.07 392.08 392.09 392.10 392.11 The Habitable Exoplanets Catalog. The values are just the best estimates and are subject to change.
  393. ↑ M. Mayor, X. Bonfils, T. Forveille, X. Delfosse, S. Udry, J.-L. Bertaux, H. Beust, F. Bouchy, C. Lovis, F. Pepe, C. Perrier, D. Queloz, N. C. Santos (2009). "The HARPS search for southern extra-solar planets,XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system".
  394. ↑ Vogt, S. S.; et al. (2010). \"The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M⊕ Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581
  395. ↑ Bonfils; Delfosse; Udry; Forveille; Mayor; Perrier; Bouchy; Gillon და სხვები. (2011). "The HARPS search for southern extra-solar planets XXXI. The M-dwarf sample". arXiv:1111.5019 [astro-ph.EP].
  396. ↑ A Potential Habitable Exoplanet in a Nearby Triple Star System. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2021-02-25. ციტირების თარიღი: 2015-03-17.
  397. ↑ Vogt, Steven; Wittenmyer; Paul Butler; Simon O'Toole; Henry; Rivera; Stefano Meschiari; Gregory Laughlin და სხვები. (2009). "A Super-Earth and two Neptunes Orbiting the Nearby Sun-like star 61 Virginis". arXiv:0912.2599v1 [astro-ph.EP].
  398. ↑ Vogt, Steven (2009). \"A Super-Earth and two Neptunes Orbiting the Nearby Sun-like star 61 Virginis
  399. ↑ Kaltenegger, L; Udry, S; Pepe, F (2011). „A Habitable Planet around HD 85512?“. 1108: 3561. arXiv:1108.3561. Bibcode:2011arXiv1108.3561K. დამოწმება journal საჭიროებს |journal=-ს (დახმარება)
  400. ↑ 400.0 400.1 Kaltenegger, L.; Udry, S.; Pepe, F. (2011). A Habitable Planet around HD 85512?
  401. ↑ Rebekah et al.; Fabrycky (2010-05-21). \"Radial velocity planets de-aliased. A new, short period for Super-Earth 55 Cnc e\". The Astrophysical Journal 722: 937–953
  402. ↑ 402.0 402.1 M. Mayor, S. Udry, C. Lovis, F. Pepe, D. Queloz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, C. Mordasini, D. Segransan (2009). „The HARPS search for southern extra-solar planets. XIII. A planetary system with 3 Super-Earths (4.2, 6.9, & 9.2 Earth masses)“. Astronomy and Astrophysics. 493 (2): 639–644. arXiv:0806.4587. Bibcode:2009A&A...493..639M. doi:10.1051/0004-6361:200810451.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  403. ↑ M. Mayor, S. Udry, C. Lovis, F. Pepe, D. Queloz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, C. Mordasini, D. Segransan (2009). \"The HARPS search for southern extra-solar planets. XIII. A planetary system with 3 Super-Earths (4.2, 6.9, & 9.2 Earth masses)\". Astronomy and Astrophysics 493 (2): 639–644
  404. ↑ Barnes, R., Jackson, B., Raymond, S., West, A., Greenberg, R. (2009). „The HD 40307 Planetary System: Super-Earths or Mini-Neptunes?“. The Astrophysical Journal. 695 (2): 1006. arXiv:0901.1698. Bibcode:2009ApJ...695.1006B. doi:10.1088/0004-637X/695/2/1006.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  405. ↑ M. Mayor, S. Udry, C. Lovis, F. Pepe, D. Queloz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, C. Mordasini, D. Segransan (2009). \"The HARPS search for southern extra-solar planets. XIII. A planetary system with 3 Super-Earths (4.2, 6.9, & 9.2 Earth masses)\". Astronomy and Astrophysics 493 (2): 639–644.
  406. ↑ 406.0 406.1 406.2 Tuomi, Anglada-Escude, Gerlach, Jones, Reiners, Rivera, Vogt, Butler, Mikko, Guillem, Enrico, Hugh R. R., Ansgar, Eugenio J., Steven S., R. Paul; Anglada-Escude, Guillem; Gerlach, Enrico; Jones, Hugh R. R.; Reiners, Ansgar; Rivera, Eugenio J.; Vogt, Steven S.; Paul Butler, R. (2012). "Habitable-zone super-Earth candidate in a six-planet system around the K2.5V star HD 40307". arXiv:1211.1617v1 [astro-ph].
  407. ↑ HEC: Data of Potential Habitable Worlds. University of Puerto Rico at Arecibo (Planetary Habitability Laboratory) (November 12, 2012). დაარქივებულია ორიგინალიდან — დეკემბერი 1, 2017. ციტირების თარიღი: მარტი 17, 2015.
  408. ↑ დაარქივებული ასლი. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-04-26. ციტირების თარიღი: 2015-03-17.
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=ეგზოპლანეტა&oldid=4687769“-დან