Мир океана - Википедия - Ocean world

Для использования в других целях см. Мир океана.
Схема интерьера Европа
Художественная иллюстрация гипотетической океанской планеты с двумя естественными спутниками

An мир океана, планета океана, водный мир, аквапланета или панталассическая планета это тип планета земного типа который содержит значительное количество воды либо на его поверхности, либо внутри подземный океан.[1][2][3][4] Период, термин мир океана также иногда используется для астрономических тел с океаном, состоящим из другой жидкости или талассоген,[5] такие как лава (случай Ио ), аммиак (в эвтектика смесь с водой, как, вероятно, в случае Титан внутренний океан) или углеводороды, как на Титан поверхность (которая может быть самым распространенным видом экзозы).[6]

Земля это единственный известный астрономический объект, на поверхности которого есть водоемы с жидкой водой, хотя несколько экзопланеты были найдены подходящие условия для поддержания жидкой воды.[7] Что касается экзопланет, современные технологии не могут напрямую наблюдать за жидкой поверхностной водой, поэтому пары атмосферной воды можно использовать в качестве альтернативы.[8] Характеристики океанических миров - или океанических планет - дают ключ к разгадке их истории и формирование и эволюция Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал возникать и жизнь хозяина.

В июне 2020 г. Ученые НАСА сообщил, что вполне вероятно, что экзопланеты с океанами распространены в Млечный путь, на основе исследования математического моделирования.[9][10]

Обзор

Планетарные тела Солнечной системы

Смотрите также: Программа исследования миров океана

Океанические миры представляют особый интерес для астробиологи за их потенциал развивать жизнь и поддерживать биологическую активность в геологических временных масштабах.[4][3] Основные луны и карликовые планеты в Солнечная система думал, что укрывать подземные океаны представляют значительный интерес, потому что они могут быть достигнуты и изучены космические зонды, в отличие от экзопланеты. Лучшие водные миры Солнечной системы - это Каллисто, Энцелад, Европа, Ганимед, и Титан.[3][11] Европа и Энцелад считаются одними из самых привлекательных объектов для исследования из-за их сравнительно тонкой внешней корки и наблюдений за криовулканизм.

Множество других тел в Солнечной системе считаются кандидатами на размещение подземных океанов на основе одного типа наблюдений или теоретического моделирования, включая Ариэль,[11] Церера,[3][12][13][14][15][16] Диона,[3][12][13][14][15][16] Эрис,[4][17] Мимас,[18][19] Миранда,[11] Оберон,[4][17] Плутон,[3][12][13][14][15][16][11] и Тритон.[3][12][13][14][15][16][11]

Экзопланеты

Дальнейшая информация: Список внесолнечных кандидатов на жидкую воду
Экзопланеты, содержащие воду (концепция художника; 17 августа 2018 г.)[20]
Художественная иллюстрация гипотетической океанской планеты с двумя естественными спутниками

За пределами Солнечной системы, Кеплер-11,[21] GJ 1214 b, Кеплер-22б, Кеплер-62Ф, Кеплер-62э[22][23][24][25] и планеты TRAPPIST-1[26][27] являются одними из наиболее вероятных известных кандидатов на внесолнечный планета океана.

Хотя 70,8% всех Земля поверхность покрыта водой,[28] вода составляет всего 0,05% массы Земли. Глубина внеземного океана будет настолько глубокой и плотной, что даже при высоких температурах давление превратит воду в лед. Огромное давление в нижних частях этих океанов может привести к образованию мантии из экзотических форм льда, таких как лед V.[21] Этот лед не обязательно будет таким же холодным, как обычный лед. Если планета находится достаточно близко к своей звезде, чтобы вода достигла точки кипения, вода станет сверхкритический и не хватает четко определенной поверхности.[29] Даже на более прохладных планетах с преобладанием воды атмосфера может быть намного толще, чем у Земли, и состоять в основном из водяного пара, производящего очень сильную парниковый эффект. Такие планеты должны быть достаточно маленькими, чтобы не удерживать толстую оболочку из водорода и гелия, или быть достаточно близкими к своей первичной звезде, чтобы лишиться этих легких элементов.[21] В противном случае они образовали бы более теплая версия из ледяной гигант вместо этого как Уран и Нептун.

История

Важная предварительная теоретическая работа была проведена перед запуском планетарных миссий, начавшимся в 1970-х годах. В частности, в 1971 году Льюис показал, что радиоактивный распад одного, вероятно, было достаточно для образования подземных океанов в больших лунах, особенно если аммиак (NH
3 ) присутствовал. Пил и Кассен выяснили в 1979 году важную роль приливное отопление (иначе: приливное изгибание) об эволюции и структуре спутников.[3] Первое подтвержденное обнаружение экзопланеты произошло в 1992 году. Ален Леже и другие в 2004 году выяснилось, что небольшое количество ледяных планет, образующихся за пределами снежная линия мочь мигрировать внутрь до ∼1 Австралия, где впоследствии плавятся внешние слои.[30][31]

Совокупные доказательства, собранные Космический телескоп Хаббла, а также Пионер, Галилео, Вояджер, Кассини – Гюйгенс, и Новые горизонты миссии, убедительно указывают на то, что несколько внешних тел Солнечной системы имеют внутренние океаны с жидкой водой под изолирующей ледяной оболочкой.[3][32] Между тем Кеплер космическая обсерватория, запущенный 7 марта 2009 года, обнаружил тысячи экзопланет, около 50 из них Размером с Землю в или рядом жилые зоны.[33][34]

Были обнаружены планеты почти всех масс, размеров и орбит, что свидетельствует не только о переменном характере формирования планет, но и о последующей миграции через околозвездный диск от места происхождения планеты.[8] По состоянию на 1 декабря 2020 года подтверждено 4379 экзопланеты в 3 237 системы, с 717 системами иметь более одной планеты.[35]

В июне 2020 г. Ученые НАСА сообщил, что вполне вероятно, что экзопланеты с океанами может быть обычным явлением в Млечный путь, на основе исследования математического моделирования.[9][10]

Формирование

Большая миллиметровая матрица Atacama изображение HL Tauri, а протопланетный диск

Планетарные объекты, образующиеся во внешнем Солнечная система начать как комета -подобная смесь примерно наполовину воды и наполовину скальной породы по массе, имеющая более низкую плотность, чем у каменистых планет.[31] Ледяные планеты и луны, образующиеся около линия мороза должен содержать в основном ЧАС
2О и силикаты. Те, что образуются дальше, могут усваивать аммиак (NH
3) и метан (CH
4) в виде гидратов вместе с CO, N
2, и CO
2.[36]

Планеты, которые формируются до рассеяния газообразного околозвездный диск испытывают сильные вращающие моменты, которые могут вызвать быструю внутреннюю миграцию в обитаемую зону, особенно для планет с массой земного диапазона.[37][36] Поскольку вода хорошо растворяется в магма, большая часть воды на планете изначально будет захвачена в мантия. Когда планета остывает и мантия начинает затвердевать снизу вверх, большое количество воды (от 60% до 99% от общего количества в мантии) становится распущенный чтобы сформировать паровую атмосферу, которая в конечном итоге может конденсироваться с образованием океана.[37] Формирование океана требует дифференциация, и источник тепла, либо радиоактивный распад, приливное отопление, или ранняя светимость родительского тела.[3] К сожалению, начальные условия, следующие за нарастание теоретически неполны.

Планеты, сформировавшиеся во внешних, богатых водой регионах диск и мигрировавшие внутрь, скорее всего, будут иметь обильную воду.[38] И наоборот, планеты, которые сформировались рядом с родительскими звездами, с меньшей вероятностью будут иметь воду, поскольку считается, что первичные диски из газа и пыли имеют горячие и сухие внутренние области. Итак, если водный мир находится рядом с звезда, это было бы убедительным доказательством миграция и ex situ формирование[21] потому что у звезды недостаточно летучих веществ для на месте формирование.[2] Моделирование Формирование Солнечной системы и из образование вне солнечной системы показали, что планеты могут мигрировать внутрь (т. е. к звезде) по мере их образования.[39][40][41] Внешняя миграция также может происходить при определенных условиях.[41] Внутренняя миграция представляет собой возможность того, что ледяные планеты могут перемещаться на орбиты, где их лед тает в жидкую форму, превращая их в океанические планеты. Впервые эта возможность была обсуждена в астрономической литературе Марк Кучнер[36] и Ален Леже в 2004 г.[29]

Структура

Внутренняя структура ледяного астрономического тела обычно определяется из измерений его объемной плотности, моментов силы тяжести и формы. Определение момента инерции тела может помочь оценить, подверглось ли оно дифференциация (разделение на ледяные пласты) или нет. Форма или измерения силы тяжести в некоторых случаях может использоваться для определения момента инерции - если тело находится в гидростатическое равновесие (то есть вести себя как жидкость в течение длительного времени). Однако доказать, что тело находится в гидростатическом равновесии, чрезвычайно сложно, но, используя комбинацию данных о форме и гравитации, можно вывести гидростатический вклад.[3] Конкретные методы обнаружения внутренних океанов включают: магнитная индукция, геодезия, либрации, осевой наклон, приливная реакция, радиолокационное зондирование, композиционные доказательства и особенности поверхности.[3]

Визуализация художником внутренней структуры Ганимед, с жидким водным океаном, «зажатым» между двумя слоями льда. Слои нарисованы в масштабе.

Общий ледяная луна будет состоять из слоя воды, расположенного на силикатное ядро. Для небольшого спутника вроде Энцелад, океан будет располагаться прямо над силикатами и под твердой ледяной оболочкой, но для более крупного, богатого льдом тела, такого как Ганимед, давления достаточно высоки, чтобы лед на глубине трансформировался в фазы с более высоким давлением, эффективно формируя «водный бутерброд» с океаном, расположенным между ледяными панцирями.[3] Важное различие между этими двумя случаями заключается в том, что для небольшого спутника океан находится в прямом контакте с силикатами, которые могут обеспечивать гидротермальный химическая энергия и питательные вещества для простых форм жизни.[3] Из-за различного давление на глубине модели водного мира могут включать в себя «пар, жидкость, сверхтекучий лед, лед под высоким давлением и плазменные фазы» воды.[42] Некоторая часть твердофазной воды может быть в виде лед VII.[43]

Поддержание подповерхностного океана зависит от скорости внутреннего нагрева по сравнению со скоростью, с которой тепло удаляется, и Точка замерзания жидкости.[3] Таким образом, выживание океана и приливное нагревание тесно связаны.

Меньшие океанические планеты будут иметь менее плотную атмосферу и меньшую гравитацию; таким образом, жидкость могла испаряться намного легче, чем на более массивных океанских планетах. Моделирование предполагает, что планеты и спутники массой меньше одной Земли могут иметь жидкие океаны, управляемые гидротермальная деятельность, радиогенное отопление, или приливное изгибание.[4] Там, где взаимодействия текучей среды с горными породами медленно переходят в глубокий хрупкий слой, тепловая энергия от серпентинизация может быть основной причиной гидротермальной активности на малых океанских планетах.[4] Динамика мирового океана под приливно-изгибающимися ледяными панцирями представляет собой значительный набор проблем, которые еще только начали изучаться. Степень, в которой криовулканизм Это является предметом некоторых споров, поскольку вода, будучи плотнее льда примерно на 8%, при нормальных обстоятельствах испытывает трудности извержения.[3]. Тем не менее, недавние исследования показывают, что криовулканизм может произойти на океанских планетах, которые скрывают внутренние океаны под слоями поверхностного льда.[9][10][44].

Атмосферные модели

Дальнейшая информация: Внеземная атмосфера

Чтобы вода оставалась жидкой в ​​течение длительных периодов времени, планета - или луна - должна вращаться внутри жилая зона (HZ), обладают защитным магнитное поле,[45][46][8] и иметь гравитационное притяжение, необходимое для удержания достаточного количества атмосферное давление.[7] Если гравитация планеты не выдержит этого, тогда вся вода в конечном итоге испарится в космическое пространство. Сильная планетарная магнитосфера, поддерживается внутренними динамо-действие в электропроводящем слое жидкости, помогает защитить верхнюю атмосферу от звездный ветер потеря массы и удержание воды в длительных геологических масштабах времени.[45]

Атмосфера планеты формируется в результате выделения газов во время формирования планеты или захватывается гравитацией из окружающей среды. протопланетная туманность. Температура поверхности экзопланеты определяется температурой атмосферы. парниковые газы (или его отсутствие), поэтому атмосферу можно обнаружить в виде апвеллинга. инфракрасное излучение потому что парниковые газы поглощают и повторно излучают энергию звезды-хозяина.[8] Богатые льдом планеты, которые мигрировали внутрь на орбиту слишком близко к своим звездам, могут образовывать плотную парную атмосферу, но все еще сохраняют свои летучие вещества в течение миллиардов лет, даже если их атмосферы медленно гидродинамический выход.[30][47][36] Ультрафиолетовый фотоны не только биологически вредны, но и могут способствовать быстрому улету из атмосферы, что приводит к эрозии планетарных атмосфер;[37][36] фотолиз водяного пара и утечки водорода / кислорода в космос может привести к потере нескольких земных океанов воды с планет по всей обитаемой зоне, независимо от того, является ли утечка ограниченной энергией или ограниченной диффузией.[37] Количество потерянной воды кажется пропорциональным массе планеты, поскольку ограниченный диффузией поток убегающего водорода пропорционален силе тяжести на поверхности планеты.

Во время убегающий парниковый эффект, водяной пар достигает стратосферы, где легко распадается (фотолизированный ) ультрафиолетовым излучением (УФ). Нагрев верхних слоев атмосферы ультрафиолетовым излучением может затем вызвать гидродинамический ветер, который разносит водород (и, возможно, часть кислорода) в космос, что приводит к необратимой потере воды на поверхности планеты, окислению поверхности и возможному накоплению кислорода. в атмосфере.[37] Судьба атмосферы данной планеты сильно зависит от экстремального потока ультрафиолета, продолжительности режима убегания, начального содержания воды и скорости поглощения кислорода поверхностью.[37] Планеты, богатые летучими веществами, должны чаще встречаться в обитаемых зонах молодых звезд и Звезды М-типа.[36]

Композиционные модели

При изучении поверхности экзопланет и ее атмосферы возникают проблемы, поскольку облачность влияет на температуру, структуру атмосферы, а также на наблюдаемость спектральные особенности.[48] Однако ожидается, что планеты, состоящие из большого количества воды, которые находятся в обитаемой зоне (HZ), будут иметь отличные геофизические и геохимические характеристики своей поверхности и атмосферы.[48] Например, в случае экзопланет Kepler-62e и -62f они могут иметь жидкую внешнюю поверхность океана, паровую атмосферу или полное покрытие поверхности. Лед I, в зависимости от их орбиты в пределах ГЦ и величины их парниковый эффект. Некоторые другие поверхностные и внутренние процессы влияют на состав атмосферы, включая, но не ограничиваясь, фракцию океана для растворения CO
2 а для относительной влажности воздуха редокс состояние поверхности и недр планет, уровни кислотности океанов, планетарные альбедо, и поверхностная сила тяжести.[8][49]

Структура атмосферы, а также результирующие пределы HZ зависят от плотности атмосферы планеты, смещая HZ наружу для более низкой массы и внутрь для планет с большей массой.[48] Теория, а также компьютерные модели предполагают, что состав атмосферы водных планет в обитаемой зоне (HZ) не должен существенно отличаться от состава атмосферы планет суша-океан.[48] Для моделирования предполагается, что исходный состав ледяной планетезимали которые собираются в водные планеты, похожи на кометы: в основном вода (ЧАС
2О) и немного аммиака (NH
3 ) и диоксид углерода (CO
2 ).[48] Исходный состав льда, подобный составу комет, приводит к составу модели атмосферы 90%. ЧАС
2О, 5% NH
3, и 5% CO
2.[48][50]

Атмосферные модели для Kepler-62f показывают, что атмосферное давление составляет 1,6 бар и 5 бар CO
2 необходимы для повышения температуры поверхности выше точки замерзания, что приводит к масштабному давлению на поверхности в 0,56–1,32 раза выше земного.[48]

Астробиология

Дальнейшая информация: Астробиология, Планетарная обитаемость, и Жилая зона

Характеристики океанических миров или океанических планет дают ключ к разгадке их истории, а формирование и эволюция Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал форма и жизнь хозяина. Жизнь, как мы ее знаем, требует жидкой воды, источника энергии и питательных веществ, и все три ключевых требования потенциально могут быть удовлетворены в некоторых из этих тел.[3] это может дать возможность для поддержания простой биологической активности в геологических временных масштабах.[3][4] В августе 2018 года исследователи сообщили, что водные миры могут поддерживать жизнь.[51][52]

Океанский мир жилье Земная жизнь ограничена, если планета полностью покрыта жидкой водой на поверхности, даже более ограничена, если твердый слой льда под давлением расположен между глобальным океаном и нижними каменистыми слоями. мантия.[53][54] Моделирование гипотетического океанического мира, покрытого водой из пяти океанов Земли, показывает, что в воде недостаточно фосфор и другие питательные вещества для Земли, такие как океанские организмы, производящие кислород, такие как планктон улучшаться. На Земле фосфор смывается в океаны дождевой водой, ударяющейся о камни на открытой суше, поэтому этот механизм не будет работать в океаническом мире. Моделирование планет-океанов с 50 земными океанами воды показывает, что давление на морское дно будет настолько огромным, что внутренняя часть планеты не сможет выдержать тектонику плит, чтобы вулканизм обеспечил правильную химическую среду для земной жизни.[55]

С другой стороны, маленькие тела, такие как Европа и Энцелад считаются особенно обитаемыми средами, потому что их океаны находятся в прямом контакте с нижележащими силикатами. ядро, потенциальный источник тепла и биологически важных химических элементов.[3] Геологическая активность этих тел на поверхности может также привести к переносу в океаны биологически важных строительных блоков, имплантированных на поверхность, таких как Органические молекулы от комет или толины - образуется солнечной ультрафиолетовый облучение простых органические соединения такие как метан или этан, часто в сочетании с азотом.[56]

Кислород

Молекулярный кислород (О
2) могут образовываться в результате геофизических процессов, а также как побочный продукт фотосинтез формами жизни, поэтому, хотя и обнадеживает, О
2 не надежный биоподпись.[29][37][57][8] Фактически, планеты с высокой концентрацией О
2 в их атмосфере может быть непригодно для жизни.[37] Абиогенез в присутствии огромного количества атмосферного кислорода может быть затруднительно, поскольку ранние организмы полагались на свободную энергию, доступную в окислительно-восстановительные реакции с участием множества соединений водорода; на О
2На богатой планете организмам придется конкурировать с кислородом за эту бесплатную энергию.[37]

Смотрите также

Астробиология концепции миссий в водные миры во внешней Солнечной системе:

использованная литература

  1. ^ Определение планеты Ocean. Проверено 1 октября 2017 года.
  2. ^ а б Adams, E. R .; Сигер, S .; Элкинс-Тантон, Л. (1 февраля 2008 г.). "Планета океана или толстая атмосфера: о соотношении массы и радиуса твердых экзопланет с массивной атмосферой". Астрофизический журнал. 673 (2): 1160–1164. arXiv:0710.4941. Bibcode:2008ApJ ... 673.1160A. Дои:10.1086/524925. Планета с заданной массой и радиусом может иметь значительное количество водяного льда (так называемая океаническая планета) или, альтернативно, большое твердое железное ядро ​​и некоторое количество H и / или He.
  3. ^ а б c d е ж г час я j k л м п о п q р s Nimmo, F .; Паппалардо Р. Т. (8 августа 2016 г.). «Океанские миры во внешней солнечной системе» (PDF). Журнал геофизических исследований. 121 (8): 1378. Bibcode:2016JGRE..121.1378N. Дои:10.1002 / 2016JE005081. Получено 2017-10-01.
  4. ^ а б c d е ж г Вэнс, Стив; Harnmeijer, Jelte; Кимура, Джун; Хусманн, Хауке; Браун, Дж. Майкл (2007). «Гидротермальные системы малых океанических планет». Астробиология. 7: 987–1005. Дои:10.1089 / аст.2007.0075.
  5. ^ [Океанские миры: История морей на Земле и других планетах]. Авторы Ян Заласевич и Марк Уильямс. ОУП Оксфорд, 23 октября 2014 г. ISBN  019165356X, 9780191653568.
  6. ^ Ф. Дж. Баллестерос; А. Фернандес-Сото; В. Дж. Мартинес (2019). «Название: Погружение в экзопланеты: наиболее распространены ли водные моря?». Астробиология. 19 (5): 642–654. Дои:10.1089 / аст.2017.1720. PMID  30789285.
  7. ^ а б "Есть ли на других планетах океаны?". Национальное управление океанических и атмосферных исследований. 6 июля 2017 г.. Получено 2017-10-03.
  8. ^ а б c d е ж Сигер, Сара (2013). «Обитаемость экзопланеты». Наука. 340 (577): 577–581. Bibcode:2013Sci ... 340..577S. Дои:10.1126 / наука.1232226. PMID  23641111.
  9. ^ а б c НАСА (18 июня 2020 г.). «Распространены ли в галактике планеты с океанами? Вполне вероятно, как выяснили ученые НАСА». EurekAlert!. Получено 20 июн 2020.
  10. ^ а б c Шехтман, Лонни; и другие. (18 июня 2020 г.). «Распространены ли в Галактике планеты с океанами? Вероятно, выяснили ученые НАСА». НАСА. Получено 20 июн 2020.
  11. ^ а б c d е Хендрикс, Аманда Р .; Hurford, Terry A .; Баржа, Лаура М .; Блэнд, Майкл Т .; Боуман, Джефф С .; Бринкерхоф, Уильям; Буратти, Бонни Дж .; Cable, Morgan L .; Кастильо-Роже, Джули; Коллинз, Джеффри Ч .; и другие. (2019). «Дорожная карта НАСА к океанским мирам». Астробиология. 19: 1–27. Дои:10.1089 / аст.2018.1955.
  12. ^ а б c d МакИвен, Альфред (1 февраля 2016 г.). "Дорожные карты Мирового океана (ROW)" (PDF). Лунно-планетарный институт. Получено 2017-09-30.
  13. ^ а б c d Крич, Стивен Д.; Вейн, Грег. «Исследование мира океана и SLS: возможность поиска жизни». Сервер технических отчетов НАСА. НАСА. Получено 2017-09-30.
  14. ^ а б c d Андерсон, Пол Скотт (15 мая 2015 г.). "'Программа исследования океанических миров »: новое бюджетное предложение требует миссий на Европу, Энцелад и Титан». AmericaSpace. Получено 2017-09-30.
  15. ^ а б c d Венц, Джон (19 мая 2015 г.). «НАСА хочет заняться подводным исследованием спутников в океане». Популярная механика. Получено 2017-09-30.
  16. ^ а б c d Бергер, Эрик (19 мая 2015 г.). «Бюджет Дома для НАСА закладывает семена программы по поиску жизни во внешней Солнечной системе». Хрон. Получено 2017-09-30.
  17. ^ а б Хусманн, Хауке; Золь, Франк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних размеров спутников внешних планет и крупных транснептуновых объектов». Икар. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.06.005.
  18. ^ Океанские миры. Лаборатория реактивного движения, НАСА.
  19. ^ Программа исследования миров океана. НАСА
  20. ^ «Водные миры обычны: экзопланеты могут содержать огромное количество воды». Phys.org. 17 августа 2018 г.. Получено 17 августа 2018.
  21. ^ а б c d D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2016). "Модели формирования планет Кеплер 11 in situ и ex situ". Астрофизический журнал. 828 (1): в печати. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ ... 828 ... 33D. Дои:10.3847 / 0004-637X / 828/1/33.
  22. ^ Водные миры и океанические планеты. 2012. Компания Sol
  23. ^ Дэвид Шарбонно; Закори К. Берта; Джонатан Ирвин; Кристофер Дж. Берк; и другие. (2009). «Супер-Земля, проходящая мимо ближайшей маломассивной звезды». Природа. 462 (17 декабря 2009 г.): 891–894. arXiv:0912.3229. Bibcode:2009Натура.462..891C. Дои:10.1038 / природа08679. PMID  20016595.
  24. ^ Кучнер, Сигер; Hier-Majumder, M .; Милитцер, К. А. (2007). «Соотношение масса – радиус твердых экзопланет». Астрофизический журнал. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ ... 669.1279S. Дои:10.1086/521346.
  25. ^ Ринкон, Пол (5 декабря 2011 г.). «Дом вдали: пять планет, на которых могла быть жизнь». Новости BBC. Получено 26 ноября 2016.
  26. ^ Бурье, Винсент; де Вит, Жюльен; Егер, Матиас (31 августа 2017 г.). «Хаббл дает первые намеки на возможное содержание воды на планетах TRAPPIST-1». www.SpaceTelescope.org. Получено 4 сентября 2017.
  27. ^ PTI (4 сентября 2017 г.). "Первое свидетельство наличия воды, обнаруженное на планетах TRAPPIST-1. Результаты показывают, что внешние планеты системы все еще могут содержать значительное количество воды. Это включает три планеты в обитаемой зоне звезды, что придает дополнительный вес вероятности того, что они действительно могут быть обитаемыми ". Индийский экспресс. Получено 4 сентября 2017.
  28. ^ Пидвирный, М. «Площадь нашей планеты, покрытая океанами и континентами. (Таблица 8o-1)». Университет Британской Колумбии, Оканаган. 2006. Проверено 13 мая, 2016.
  29. ^ а б c Леже, Ален (2004). «Новое семейство планет?» Ocean Planets"". Икар. 169 (2): 499–504. arXiv:Astro-ph / 0308324. Bibcode:2004Icar..169..499L. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.01.001.
  30. ^ а б Кеннеди, Грант М .; Кеньон, Скотт Дж. (20 января 2008 г.). «Формирование планет вокруг звезд разной массы: линия снега и частота появления планет-гигантов». Астрофизический журнал. 673 (1): 502–512. arXiv:0710.1065. Bibcode:2008ApJ ... 673..502K. Дои:10.1086/524130.
  31. ^ а б Léger, A .; Selsis, F .; Сотин, Ц .; Гийо, Т .; Despois, D .; Mawet, D .; Ollivier, M .; Labèque, A .; Valette, C .; Brachet, F .; Chazelas, B .; Ламмер, Х. (2004). «Новое семейство планет?» Ocean-Planets"". Икар. 169 (2): 499–504. arXiv:Astro-ph / 0308324. Bibcode:2004Icar..169..499L. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.01.001.
  32. ^ Гринберг, Ричард (2005) Европа: Океан Луна: поиск чужой биосферы, Springer + Praxis Books, ISBN  978-3-540-27053-9.
  33. ^ Прощай, Деннис (12 мая 2013 г.). «Искатель новых миров». Нью-Йорк Таймс. Получено 13 мая, 2014.
  34. ^ Прощай, Деннис (6 января 2015 г.). «Поскольку ряды планет Златовласки растут, астрономы думают, что делать дальше». Нью-Йорк Таймс. Получено 6 января, 2015.
  35. ^ Шнайдер, Дж. «Интерактивный каталог внесолнечных планет». Энциклопедия внесолнечных планет. Получено 1 декабря 2020.
  36. ^ а б c d е ж Кучнер, Марк (2003). «Летучие богатые планетами с массой Земли в обитаемой зоне». Астрофизический журнал. 596 (1): L105 – L108. arXiv:Astro-ph / 0303186. Bibcode:2003ApJ ... 596L.105K. Дои:10.1086/378397.
  37. ^ а б c d е ж г час я Люгер, Р. (2015). «Экстремальная потеря воды и абиотическое накопление O 2 на планетах в обитаемых зонах M карликов». Астробиология. 15: 119–143. Bibcode:2015AsBio..15..119L. Дои:10.1089 / ast.2014.1231. ЧВК  4323125. PMID  25629240.
  38. ^ Гайдос, Э .; Haghighipour, N .; Agol, E .; Latham, D .; Raymond, S .; Райнер, Дж. (2007). «Новые миры на горизонте: планеты размером с Землю, близкие к другим звездам». Наука. 318: 210–213. arXiv:0710.2366. Дои:10.1126 / science.1144358.
  39. ^ Tanaka, H .; Takeuchi, T .; Уорд, У. Р. (2002). "Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском. I. Коротация и крутящие моменты Линдблада и миграция планеты". Астрофизический журнал. 565 (2): 1257–1274. Bibcode:2002ApJ ... 565.1257T. Дои:10.1086/324713.
  40. ^ D'Angelo, G .; Любов, С. Х. (2010). «Трехмерные вращающие моменты диск-планета в локально изотермическом диске». Астрофизический журнал. 724 (1): 730–747. arXiv:1009.4148. Bibcode:2010ApJ ... 724..730D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 724/1/730.
  41. ^ а б Lubow, S.H .; Ида, С. (2011). «Миграция планеты». В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты. Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L.
  42. ^ Rogers, L.A .; Сигер, С. (2010). «Три возможных источника газового слоя на GJ 1214b». Астрофизический журнал (Абстрактные). 716 (2): 1208–1216. arXiv:0912.3243. Bibcode:2010ApJ ... 716.1208R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 716/2/1208.
  43. ^ Дэвид А. Агилар (16 декабря 2009 г.). «Астрономы находят Суперземлю с помощью любительских готовых технологий». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Получено 16 декабря, 2009.
  44. ^ Быстро, Линн К .; Роберж, Аки; Барр Млинар, Эми; Хедман, Мэтью М. (18.06.2020). "Прогнозирование темпов вулканической активности на экзопланетах суши и их влияние на криовулканическую активность на внесолнечных океанских мирах". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 132 (1014). Дои:10.1088 / 1538-3873 / ab9504.
  45. ^ а б Дрисколл, Питер (май 2011 г.). «Оптимальные динамо в ядрах экзопланет земного типа: генерация магнитного поля и обнаруживаемость». Икар. 213 (1): 12–23. Bibcode:2011Icar..213 ... 12D. Дои:10.1016 / j.icarus.2011.02.010.
  46. ^ Пьерумберт, Раймонд; Гайдос, Эрик (2011). «ВОДОРОДНЫЕ ПАРНИКОВЫЕ ПЛАНЕТЫ ЗА ПРЕДЕЛАМИ ЖИВОЙ ЗОНЫ». Астрофизический журнал. 734 (1): L13. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 734/1 / L13. ISSN  2041-8205.
  47. ^ Кучнер, Марк Дж. (10 октября 2003 г.). "Летучие богатые планетами с массой Земли в обитаемой зоне". Письма в астрофизический журнал. 506: L105 – L108. arXiv:Astro-ph / 0303186. Bibcode:2003ApJ ... 596L.105K. Дои:10.1086/378397.
  48. ^ а б c d е ж г Водные планеты в обитаемой зоне: наблюдаемые особенности химического состава атмосферы и случай Kepler-62e и -62f
  49. ^ Кастинг, Ф .; Кэтлинг, Д. (2003). «Эволюция обитаемой планеты». Анну. Rev. Astron. Астрофизики. 41: 429. Bibcode:2003ARA & A..41..429K. Дои:10.1146 / annurev.astro.41.071601.170049.
  50. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2005). «Происхождение воды на планетах земной группы». Метеоритика и планетология. 40 (4): 519–527. Bibcode:2005M&P ... 40..519D. Дои:10.1111 / j.1945-5100.2005.tb00960.x.
  51. ^ Персонал (1 сентября 2018 г.). «Водные миры могут поддерживать жизнь, - говорится в исследовании. - Анализ, проведенный учеными Калифорнийского университета в Чикаго, оспаривает идею о том, что для жизни нужен« клон Земли ».'". EurekAlert. Получено 1 сентября 2018.
  52. ^ Кайт, Эдвин С .; Форд, Эрик Б. (31 августа 2018 г.). «Обитаемость водных миров экзопланеты». Астрофизический журнал. 864: 75. arXiv:1801.00748. Bibcode:2018ApJ ... 864 ... 75K. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad6e0.
  53. ^ Franck, S .; Cuntz, M .; фон Бло, В .; Боунама, К. (январь 2003 г.). «Обитаемая зона планет с массой Земли около 47 UMa: результаты для наземных и водных миров». Международный журнал астробиологии. 2 (1): 35–39. Bibcode:2003IJAsB ... 2 ... 35F. Дои:10.1017 / S1473550403001368. Получено 2017-10-01.
  54. ^ «Водные миры и океанические планеты». Solsation.com. 2013. Проверено 7 января, 2016.
  55. ^ Витце, Александра (23 ноября 2017 г.). «Охотники за экзопланетами переосмысливают поиск инопланетной жизни». Природа. 551 (23 ноября 2017 г.): 421–422. Bibcode:2017Натура.551..421Вт. Дои:10.1038 / природа.2017.23023. PMID  29168837.
  56. ^ Сара Хёрст, «Что такое толины?», Planetary Society, 23 июля 2015 г. Дата обращения 30 ноября 2016 г.
  57. ^ Нарита, Норио (2015). «Титания может производить абиотическую кислородную атмосферу на обитаемых экзопланетах». Научные отчеты. 5: 13977. Bibcode:2015НатСР ... 513977Н. Дои:10.1038 / srep13977. ЧВК  4564821. PMID  26354078.

внешние ссылки