exoplaneta - Exoplanet


z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Velikostně přehnané umělcova pojetí zobrazující poměr planet hvězd v Mléčné dráze
Umělcova dojem o tom, jak se běžně planety obíhají kolem hvězdy v naší Galaxii
Histogram nalezených exoplanet každý rok od 26. listopadu 2017
Objevené exoplanety každý rok ke dni 26. 11. 2017
Srovnání velikosti Jupitera a exoplanet TrES-3b
Srovnání velikosti Jupiteru a exoplanet TrES-3b . TrES-3b má oběžnou dobu pouhých 31 hodin a je klasifikován jako horký Jupiter za to, že velké a blízko své hvězdy, což je jedna z nejjednodušších planet pro detekci podle metody tranzitní .
Histogram Graf potvrzených exoplanet podle vzdálenosti
NASA histogramu potvrzených exoplanet podle vzdálenosti

Exoplaneta ( UK : / ɛ k . S ˌ p l æ n . t / , USA : / ˌ ɛ k . S p l æ n . t / ) nebo extrasolární planeta je planeta mimo sluneční solární systém . První doklady o exoplanety byla zaznamenána již v roce 1917, ale nebyl rozpoznán jako takový. Nicméně, první vědecký detekce z exoplanety byla v roce 1988, ačkoli to nebylo potvrzeno, že je exoplaneta až později v roce 2012. Došlo k první potvrzené detekci v roce 1992. Od 1. prosince 2018 jsou 3,903 potvrzených planet v 2,909 systémech , se 647 systémy , které mají více než jednu planetu .

Existuje mnoho metod pro detekci exoplanet . Vysoká přesnost Radial Velocity Planet Searcher (HARPS) byl objeven asi sto exoplanet od roku 2004, zatímco Kepler kosmický teleskop má od roku 2009 bylo zjištěno více než dva tisíce. Kepler také zjištěno několik tisíc kandidátní planet, z toho až 40% může být falešně pozitivní . V několika případech, více planet byly pozorovány kolem hvězdy. Asi 1 z 5 hvězd podobných Slunci mít „ Země -sized“ planeta v obyvatelné zóně . Za předpokladu, že jsou 200 miliard hvězd v Mléčné dráze, lze předpokládat, že existuje 11 miliard potenciálně obyvatelné planety velikosti Země v naší Galaxii, rostoucí až 40 miliard, pokud planety obíhající četné červených trpaslíků jsou zahrnuty.

Alespoň masivní planeta je znám draugr (také známý jako PSR B1257 + 12 A nebo PSR B1257 + 12 b), což je asi dvakrát hmotnost měsíce . Nejmohutnější planeta uvedena na NASA Exoplanet archivu je HR 2562 b , asi 30 krát hmotnost Jupiteru , ačkoli podle některých definic planety, to je příliš masivní, že je planeta může být hnědý trpaslík místo. Existují planety, které jsou tak blízko ke své hvězdě, že trvá jen několik hodin na oběžnou dráhu a tam jsou jiní, tak daleko, že oni berou tisíce let na oběžnou dráhu. Některé z nich jsou tak daleko, že je obtížné říci, zda jsou gravitačně vázány na hvězdy. Téměř všechny planety dosud zjištěných jsou v Mléčné dráze. Nicméně, důkazy naznačují, že extragalaktické planety , exoplanety dál v galaxiích jsou mimo místní Galaxie, mohou existovat. Nejbližší exoplaneta je Proxima Centauri b , který se nachází 4,2 světelných let (1,3 parsecs ) od Země a obíhá Proxima Centauri , nejbližší hvězda ke Slunci

Objev exoplanet sílí zájem o hledání mimozemského života . Tam je zvláštní zájem na planetách, které obíhají ve hvězdě v obyvatelné zóně , kde je možné kapalné vody, je předpokladem pro život na Zemi, existuje na povrchu. Studium planetární obyvatelnosti také bere v úvahu celou řadu dalších faktorů při rozhodování o vhodnosti planety pro hostování život.

Kromě exoplanet, existují i toulavá planeta , které nemají žádnou obíhají hvězdu. Ty mají tendenci být posuzovány odděleně, a to zejména v případě, že jsou plyn obři , přičemž v tomto případě jsou často počítány jako sub-hnědé převyšuje , jako WISE 0855-0714 . Rogue planet v Mléčné dráze případně číslo v miliardách (nebo více).

Nomenklatura

Exoplaneta HIP 65426b je poprvé objevena planeta kolem hvězdy HIP 65426 .

Konvence pro označení exoplanet je rozšíření systému používaného pro označování více hvězdné systémy as přijala Mezinárodní astronomické unie (IAU). Pro exoplanet obíhajících jedinou hvězdu, označení je obvykle tvořen tím, že jméno, nebo častěji, označení své mateřské hvězdy a přidáním malé písmeno. První planetou objevenou v systému je přiděleno označení „b“ (mateřská hvězda je považována za „a“) a později planety jsou uvedeny následné dopisy. Pokud několik planet ve stejném systému se objevují současně, ten nejbližší hvězdě dostane další písmeno, následovaný jinými planetami v pořadí orbitální velikosti. Provizorní IAU-schválil norma neexistuje, aby se přizpůsobila označení circumbinary planet . Omezený počet exoplanet již IAU-schválil vlastní jména. Existují i jiné pojmenování systémy.

Historie detekce

Po staletí vědci, filozofové a science fiction podezření, že extrasolární planety existovaly, ale tam byl žádný způsob, jak je detekce nebo s vědomím jejich četnost nebo jak podobné by mohly být na planetách sluneční soustavy . Různé nároky detekce provedené v devatenáctém století byly zamítnuty astronomy. První doklady o exoplanety byla zaznamenána již v roce 1917, ale nebyl rozpoznán jako takový. První podezření vědecká odhalení z exoplanety došlo v roce 1988. Krátce nato se první potvrzené detekci přišel v roce 1992, s objevem několika pozemních látková planet obíhajících pulsar PSR B1257 + 12 . První potvrzení exoplanety obíhající kolem hlavního sekvenční hvězda byla vyrobena v roce 1995, kdy se obří planeta nacházejí v čtyřdenním oběžné dráze kolem blízké hvězdy z 51 Pegasi . Některé exoplanety byly zobrazovány přímo dalekohledy, ale většina byla zjištěna pomocí nepřímé metody, jako je metoda tranzitní a způsobu radiální rychlosti . V únoru 2018, výzkumníci používají Chandra X-ray Observatory , v kombinaci s detekčním planeta techniku zvanou mikročočky , našel důkaz planet ve vzdálené galaxii, říkat „Některé z těchto exoplanet jsou (relativně) malý jako měsíc, zatímco jiní jsou hmotnější než Jupiter. na rozdíl od Země, většina exoplanet nejsou pevně vázány na hvězd, takže jsou vlastně putování prostorem nebo volně obíhající mezi hvězdami. Můžeme odhadovat, že počet planet v tomto [daleké] galaxie je více než bilion.

rané spekulace

V šestnáctém století italský filozof Giordano Bruno , časný zastánce Copernican teorii, že Země a ostatní planety obíhají kolem Slunce ( heliocentrism ), předložila názor, že pevné hvězdy jsou podobné Slunci a jsou rovněž doprovázen planetami.

V osmnáctém století byla stejná možnost zmínil Isaac Newton v „ General scholium “, který uzavírá jeho Principia . Která porovná pro planety slunečních, napsal: „A v případě, že pevné hvězdy jsou středy podobné systémy, budou všichni být konstruovány podle podobného designu a za nadvlády One .“

V roce 1952, více než 40 let před první horký Jupiter byl objeven, Otto Struve napsal, že neexistuje žádný přesvědčivý důvod, proč planety nemohly být mnohem blíže k jejich mateřské hvězdy, než je tomu ve sluneční soustavě, a navrhl, aby Doppler spektroskopie a metodou tranzitní mohl objevit výborný-Jupiterů v krátkých drahách.

zdiskreditované tvrzení

Tvrzení o exoplanet detekce byly provedeny od devatenáctého století. Některé z prvních zahrnovat dvojitou hvězdu 70 Ophiuchi . V roce 1855 William Stephen Jacob u Východoindické společnosti je Madras observatoře oznámil, že orbitální anomálie dělal to ‚velmi pravděpodobné‘, že došlo k ‚planetární těleso‘ v tomto systému. V roce 1890, Thomas JJ See z University of Chicago a Spojených států námořní observatoř uvedl, že orbitální anomálie prokázaly existenci temné těleso v systému 70 Ophiuchi s 36-leté období kolem jedné z hvězd. Nicméně, Lesní Ray Moulton vydala dokument prokazující, že tři body systém s těmito orbitálních parametrů by bylo velmi nestabilní. V letech 1950 až 1960, Peter van de Kamp z Swarthmore College udělal další významné sérii nároků detekčních, tentokrát na planetách obíhajících kolem Barnardova hvězda . Astronomové nyní obecně považují veškeré včasné hlášení o detekci jako chybný.

V roce 1991 Andrew Lyne , M. Bailes a SL Shemar tvrdil, že objevili pulsar planety na oběžné dráze kolem PSR 1829-10 , s použitím pulzar časové variace. Tvrzení stručně obdržel intenzivní pozornost, ale Lyne a jeho tým ji brzy zatažen.

potvrzené objevy

Falešných barvách, hvězda odečtení přímá obrazu pomocí vířivého koronograf ze 3 exoplanety okolo hvězdy HR8799
Tyto tři známé planety hvězdy HR8799 , jak potištěných podle Hale Telescope . Světlo z centrální hvězdy byly vymazány pomocí vektoru vířivým koronografu .
Hubble obrazu hnědé trpasličí 2MASS J044144 a její 5-10 Jupiter-masové společník, a to před a po hvězda-odečtení
2MASS J044144 je hnědý trpaslík s doprovodem asi 5-10 krát hmotnější než Jupiter. Není jasné, zda je tento objekt společník je sub-hnědý trpaslík či planeta.

Od 1. prosince 2018 celkem 3,903 potvrzených exoplanet jsou uvedeny v extrasolárních planet Encyclopaedia, včetně několika, které byly potvrzení o sporných pohledávek z pozdní 1980. První publikoval objev přijímat následné potvrzení byl vyroben v roce 1988 kanadskými astronomy Bruce Campbell, GAH Walker, a Stephenson Yang z University of Victoria a University of British Columbia . Přestože byli opatrní při nárokování planetární detekci, jejich radiální rychlost pozorování naznačují, že planeta obíhá hvězdu Gamma Cephei . Částečně proto, že pozorování byla u samých hranic instrumentálních schopností v té době, astronomové zůstal skeptický již několik let o tomto a jiných podobných pozorování. To bylo si myslel, některé zjevné planetách by mohly Namísto toho byly hnědé trpaslíky , předměty meziprodukt při hmotnosti mezi planetami a hvězdami. V roce 1990 byly publikovány další pozorování, která podporovala existenci planety obíhající Gamma Cephei, ale následná práce v roce 1992 opět vyvolává vážné pochybnosti. A konečně, v roce 2003, zlepšené techniky povolena existence planety, které mají být potvrzena.

Coronagraphic obraz AB Pictoris znázorňující druha (vlevo dole), který je buď hnědý trpaslík nebo masivní planety. Data byla získána dne 16. března 2003 NACO na dalekohledu VLT , s použitím 1,4 arcsec stmívání masku na horní části AB Pictoris.

Dne 9. ledna 1992, radioastronomové Aleksander Wolszczan a Dale Frail oznámil objev dvou planet obíhajících pulsar PSR 1257 + 12 . Tento objev byl potvrzen, a je obecně považován za první definitivní odhalení exoplanet. Následná pozorování zpevnil tyto výsledky, a potvrzení o třetí planetě v roce 1994 oživil téma v populárním tisku. Tyto pulsar planety jsou myšlenka, že vznikly z neobvyklých zbytků supernovy , který produkoval pulsar, ve druhém kole vznik planet, anebo že se zbývající skalní jádra z plynných obrů , které nějakým způsobem přežili supernovu a poté rozpadla na jejich proudu orbity.

Dne 6. října 1995, Michel Mayor a Didier Queloz na univerzitě v Ženevě oznámil první definitivní odhalení exoplanety obíhající s hlavním sekvenční hvězda, a to v blízkosti G-typ hvězdy 51 Pegasi . Tento objev, vyrobený na Observatoire de Haute-Provence , uvedl v moderní éře exoplanetary objevu. Technologický pokrok, zejména ve vysokém rozlišení spektroskopie , vedl k rychlému odhalení mnoha nových exoplanet: astronomové mohli odhalit exoplanety nepřímo měřením jejich gravitační vliv na pohyb svých hostitelských hvězd. Více extrasolárních planet byly později zjištěny pozorováním kolísání zdánlivé světelnosti hvězdou coby obíhající planety tranzitním před ním.

Zpočátku, většina známých exoplanet byly masivní planety, který obíhal velmi blízko svých mateřských hvězd. Astronomové byli překvapeni těchto „ horkých Jupiterů “, protože teorie formování planet uvedla, že obří planety by měly tvořit jen při velkých vzdálenostech od hvězd. Ale bylo zjištěno, nakonec více planet jiných druhů, a to je nyní jasné, že horcí Jupiteři tvoří menšinu exoplanet. V roce 1999 Ypsilon Andromedae se stal prvním hlavním sledu hvězdy známo, že mají více planet. Kepler-16 obsahuje první objevenou planetu, která obíhá kolem binárního systému hlavní posloupnosti hvězd.

Dne 26. února 2014, NASA oznámili objev 715 nově ověřených exoplanet kolem 305 hvězd ze strany Kepler kosmického dalekohledu . Tyto exoplanety byly kontrolovány pomocí statistického techniky zvané „ověření multiplicitou“. Před těchto výsledků, většina potvrzených planety byly obři plynu velikostí srovnatelné k Jupiteru nebo větší, protože jsou snadno detekovány, ale planety Kepler jsou většinou mezi velikostí Neptun a velikosti Země.

Dne 23. července 2015 NASA oznámila, Kepler-452B , blízko-Země-size planeta obíhající obyvatelné zóně o G2 typu hvězda.

Dne 6. září 2018, NASA objevili exoplanetu asi 145 světelných let od Země v souhvězdí Panny. Tato exoplaneta „Vlk 503b“ je dvakrát větší než Země a byla objevena obíhající typ hvězda známá jako „Orange trpaslík“. Vlk 503b dokončí jednu orbitu již za šest dní kvůli jeho těsné blízkosti hvězdy. To je také na oběžné dráze, zejména v blízkosti mateřské hvězdy, které gravitace způsobuje, že na dokončení orbitu tak rychle. Tato exoplaneta je relativně blízko k Zemi a její mateřské hvězdy svítí velmi jasně. Vlk 503b je jediným exoplanet, které lze nalézt v blízkosti tohoto Fulton Gap a že je to velký velikosti. Vědec si všimli velkou mezeru známý jako Fulton Gap, kdy jsou objeveny vzácné velké velikosti planet.

Astronomové, kteří studují exoplanet našli tisíce exoplanet v naší galaxii. Vlk 503b je tak důležité, protože, jak blízko je na zem, což je pohodlný přístup k rozšířené studium prostřednictvím vesmírného teleskopu Kepler. Hvězda „oranžový trpaslík“, který Vlk 503b obíhá je jasná hvězda. Scientist uvádí, že oranžové trpaslíci mají životnost třikrát delší než naše Slunce. Vlk 503b má silný vliv na jeho oranžovou trpasličí mateřské hvězdy. Díky Wolf 503B'S velké velikosti, má gravitační vliv na její mateřské hvězdy. Podle studií Fulton Gap, to otevírá nové pole pro astronomy, jimž jsou stále studuje, zda planety nacházejí v mezeře Fulton jsou plynné nebo skalnaté.

kandidátské objevy

Jak června 2017, NASA Kepler mise bylo identifikováno více než 5000 planetárních kandidátů , několik z nich jsou téměř velikosti Země a nachází se v obyvatelné zóně, asi kolem hvězd podobných Slunci.

Exoplaneta Populace - červen 2017
exoplaneta populace
Malé planety se dodávají ve dvou velikostech
Kepler obyvatelné zóně planety

Metodologie

Měření toku plynu uvnitř protoplanetary disku umožňuje detekci exoplanet.

Asi 97% všech potvrzených exoplanet byly objeveny nepřímých metod detekce, a to především měřením radiálních rychlostí a monitorovacích tranzitní techniky.


Vznik a vývoj

Planety tvořit během několika desítek milionů let jejich hvězdotvorná. Planetách Sluneční soustavy lze pozorovat pouze v jejich současném stavu, ale pozorování různých planetárních systémů různého věku nám umožňuje pozorovat planety v různých fázích vývoje. K dispozici pozorování v rozmezí od mladých protoplanetárnám disků, kde planety jsou stále tvořit na planetárních systémů více než 10 Gyr starý. Když tvoří terestrické planety v plynném protoplanetární disk , mají vodíkové obálky, které v pohodě a smlouvu v průběhu času a v závislosti na hmotnosti planety, některé nebo všechny z vodíku nakonec prohrál do vesmíru. To znamená, že i terestrické planety mohou začít s velkým poloměrem, pokud tvoří s dostatečným předstihem. Příkladem je Kepler-51b, která má jen asi dvakrát množství Zemi, ale je téměř velikost Saturn, který je stokrát hmotnost Země. Kepler-51b je poměrně mladý na několik set miliónů let stará.

Excentricita

Z mnoha exoplanet objevených, většina z nich má vyšší okružní výstřednosti než planet v naší sluneční soustavě. Exoplanety nalezeno s nízkou okružní výstřednosti, u kruhových drahách, jsou téměř všechny velmi blízko jejich hvězdy a tidally zamčené ke hvězdě. V kontrastu, sedm z osmi planet ve sluneční soustavě mají téměř kruhové oběžné dráhy. Tyto exoplanety objevené ukazují, že sluneční soustava se svým neobvykle nízkou výstřednosti, je vzácné a jedinečné. Atributy jedna teorie tuto nízkou excentricitu k vysokému počtu planet ve sluneční soustavě; další naznačuje, že vznikl z důvodu své jedinečné asteroidů pásy. Několik dalších multiplanetary systémy byly nalezeny, ale nikdo připomínat sluneční soustavy. Sluneční soustava má jedinečné planetesimála systémy, které vedly planety mít poblíž kruhové oběžné dráhy. Tyto systémy exoplaneta objevené mít buď žádné planetesimála systémy nebo jeden velmi velký. Nízká výstřednost je potřeba pro obyvatelnost, zejména pokročilým života. Vysoké Multiplicity planeta systémy jsou mnohem větší pravděpodobnost, že obyvatelných exoplanet.

Planet-hosting hvězdy

Spektrální klasifikační systém Morgan-Keenan, ukazuje velikosti a barevných srovnání M, K, G, F, A, B, a O hvězdy
Spektrální klasifikace Morgan-Keenan
Umělcova dojem z exoplanety obíhající kolem dvou hvězd.

Tam je přinejmenším jedna planeta v průměru za hvězdu. Asi 1 z 5 hvězd podobných Slunci mají „velikosti Země“ planeta v obyvatelné zóně .

Většina známých exoplanet orbitální hvězdy zhruba podobné na Slunce , tj hlavní-sekvenční hvězdy z spektrálních kategorií F, G, nebo K. nižší-hmotné hvězdy ( červené převyšuje , ze spektrální kategorie M), je méně pravděpodobné, že planety dostatečně masivní, aby detekovat podle způsobu radiální rychlosti . Přes toto, několik desítek planet kolem červených trpaslíků byly objeveny pomocí Kepler kosmické lodi , která používá metodu tranzitní detekovat menší planety.

S využitím dat z Keplera , korelace byla nalezena mezi metallicity hvězdy a pravděpodobnost, že hvězda hostitelské planety. Hvězdy s vyšším metallicity je větší pravděpodobnost, že planety, zejména obří planety, než hvězdy s nižším metallicity .

Některé planety obíhají jeden člen dvojité hvězdy systému, a několik circumbinary planet byly objeveny, které obíhají kolem obou členů dvojhvězdy. Několik planet v trojitých hvězdných systémů jsou známé a jeden z čtyřnásobný systému Kepler-64 .

Obecné rysy

Barva a jas

Barva-color diagram porovnávající barvy sluneční soustavy planet exoplaneta HD 189733b.  HD 189733b je odrazem tolik zeleně, Marsu a téměř stejně modré jako Země.
Tato barva-color diagram porovnává barvy planet ve sluneční soustavě se exoplaneta HD 189733b . Tmavě modré barvy exoplaneta je produkován silikátové kapičky, které rozptylují modré světlo v atmosféře.

V roce 2013 barva exoplanety byla určena poprvé. Best-fit albedo měření HD 189733b naznačují, že je hluboce tmavě modrá. Později téhož roku, barvy několika dalších exoplanet byly určeny, včetně GJ 504 b , která má vizuálně barvu magenta, a Kappa Andromedae b , která, pokud při pohledu zblízka se načervenalý v barvě.

Zdánlivý jas ( zdánlivá velikost ) planety závisí na tom, jak daleko je pozorovatel, jak reflexní planeta je ( albedo ), a kolik světla planeta dostane od své mateřské hvězdy, která závisí na tom, jak daleko je planeta od hvězdy a jak jasná hvězda je. Takže planeta s nízkou albeda který se nachází v blízkosti mateřské hvězdy se mohou objevit jasnější než planeta s vysokou albeda, který je daleko od hvězdy.

Nejtmavší známé planety, pokud jde o geometrické albedo je TrES-2b , je horký Jupiter , který odráží méně než 1% světla od hvězdy, což je méně než reflexní uhlí nebo černého akrylové barvy. Horké Jupiteru se očekává, že bude velmi tmavě na sodíku a draslíku v jejich prostředí, ale není známo, proč TrES-2b se tak tmavě by to mohlo být kvůli neznámé chemickou sloučeninu.

Pro obrů plynu , geometrické albedo obecně klesá se zvyšující se metallicity nebo atmosférickou teplotu, pokud nejsou mraky pro modifikaci tohoto efektu. Zvýšení hloubky cloud sloupec zvyšuje albedo na optických vlnových délek, ale snižuje to u některých infračervených vlnových délkách. Optický albedo se zvyšuje s věkem, protože starší planety mají větší hloubku cloud-sloupců. Optická albedo se snižuje se zvyšující se hmotností, protože vyšší hmotnosti velké planety mají vyšší povrchové hmotnostmi, což poskytuje nižší hloubky cloud-sloupců. Také, elipsovité orbity může způsobit významné kolísání složení atmosféry, což může mít významný vliv.

K dispozici je více než termoemise odraz na některé blízké infračervené vlnové délky pro masivní a / nebo mladých plynných obrů. A tak, i když optický jas je plně fáze dependentní, že to není vždy v blízké infračervené oblasti.

Teploty plynných obrů snížit v průběhu času a se vzdáleností od jejich hvězdy. Snížením teploty se zvyšuje optickou albedo i bez mraků. Při dostatečně nízké teplotě, vodní mraky tvoří, což dále zvyšuje optickou albedo. Při ještě nižších teplotách amoniak mraky formy, což má za následek nejvyšší albedos ve většině optické a blízké infračervené vlnové délky.

Magnetické pole

V roce 2014, je magnetické pole kolem HD 209458 b se odvodit od způsobu Vodík se odpařující se z planety. Jedná se o první (nepřímý) detekce magnetického pole na exoplanety. Magnetické pole se odhaduje na asi jednu desetinu tak silný jako Jupiter je.

Interakce mezi magnetickým polem blízký-in planety a hvězdy mohou produkovat skvrny na hvězdy ve podobným způsobem, jak Galilean měsíce produkují polární záře na Jupiteru. Auroral rádiové emise, která se projevila radioteleskopů, jako LOFAR . Rádiové emise by mohla umožnit stanovení rychlosti otáčení planety, které je obtížné odhalit jinak.

Zemské magnetické pole výsledky z jeho proudící kapaliny kovové jádro, ale v masivní superzemí s vysokým tlakem, různé sloučeniny mohou tvořit, které neodpovídají vytvořena v pozemních podmínkách. Sloučeniny mohou tvořit s větší viskozitou a vysokým bodem tání, která by mohla zabránit interiéry z oddělení do různých vrstev, a tak vedou k nediferencovaných zvonovým pláště. Formy oxidu hořečnatého, jako MgSi 3 O 12 může být tekutý kov na tlacích a teplotách nacházejí v superzemí a může generovat magnetické pole v plášťů superzemí.

Horkých Jupiterů bylo pozorováno, že mají větší poloměr než se očekávalo. To může být způsobeno interakcí mezi hvězdného větru a magnetosféry planety zakládající elektrický proud přes planetu, která ohřívá ho přimět to, aby expandovat. Čím více magneticky aktivní hvězda je větší hvězdný vítr a čím větší je elektrický proud vede k většímu zahřívání a rozšíření naší planety. Tato teorie odpovídá zjištění, že hvězdná aktivita koreluje s nahuštěné planetární poloměry.

V srpnu 2018, vědci oznámili přeměnu plynného deuteria na kovovou formu kapalné . To může pomoci vědci lépe porozumět obří plynné planety , jako je Jupiter , Saturn a souvisejících exoplanet, protože tyto planety Předpokládá se, že obsahují velké množství tekutého kovového vodíku, které mohou být zodpovědné za jejich pozorovaných silných magnetických polí .

Tektonika desek

V roce 2007, dva nezávislé týmy vědců přišel do nepřátelské závěry o pravděpodobnosti deskové tektoniky na větších superzemí se jeden tým říká, že desková tektonika by epizodický nebo stagnuje a druhý tým říká, že desková tektonika, je velmi pravděpodobné, že na superzemí iv případě, že planeta je suchý.

Pokud superzemí mít více než 80 krát tolik vody jako Země pak stanou oceánské planety s veškerou půdu zcela ponořené. Nicméně, v případě, že je méně vody než tento limit, pak je hluboká voda cyklus se bude pohybovat dostatečné množství vody mezi oceány a pláštěm, aby existovat kontinenty.

sopečná činnost

Velké rozdíly povrchové teploty na 55 Cancri e byly přiděleny možné sopečné činnosti uvolňuje velké mraky prachu, který deka planetu a blokují tepelné emise.

kroužky

Hvězda 1SWASP J140747.93-394542.6 obíhá objekt, který je kroužili pomocí kruhového systému, mnohem větší, než Saturnových prstenců . Nicméně, množství objektu není znám; by to mohlo být hnědý trpaslík nebo s nízkým obsahem hmota hvězda místo planety.

Jas optických snímků Fomalhaut b může být způsobeno hvězd odrážející se na circumplanetary kruhového systému s poloměrem mezi 20 a 40 krát větší než poloměr Jupiteru, o velikosti orbit Galilean měsíce .

Prstence plynných obrů ve sluneční soustavě jsou v souladu s jejich rovníku planety. Nicméně, pro exoplanet, které obíhají v blízkosti své hvězdy, slapové síly od hvězdy by vedlo k nejvzdálenějším prstence planety jsou zarovnány s oběžnou dráhu planety kolem hvězdy. Nejvnitřnější prstence planety by stále být v souladu s rovníkem planety tak, aby v případě, že planeta má nakloněnou osu otáčení , pak různé zarovnání mezi vnitřními a vnějšími kroužky by vytvořila pokřivený kruhový systém.

Moons

V prosinci 2013 kandidát exomoon z nepoctivých planety byl oznámen. Dne 3. října 2018, byl zaznamenán důkaz, což svědčí o velkém exomoon obíhající Kepler-1625b ..

ovzduší

Clear proti oblačné atmosféry na dvou exoplanet.

Atmosféry byly zjištěny kolem několika exoplanet. První třeba dbát byla HD 209458 b v roce 2001.

KIC 12557548 b je malý skalní planeta, v těsné blízkosti mateřské hvězdy, která se vypařuje a opouštějící odtokovou ocas oblaku prachu a jako komety . Prach může být popel erupce z sopek a úniku z důvodu malé planety s nízkou povrchovou gravitací, nebo to může být z kovu, které se odpařuje působením vysokých teplot je tak blízko k hvězdě se kov pára potom kondenzaci na prach.

Června 2015, vědci oznámili, že atmosféra GJ 436 B se odpaří, což má za následek obrovské oblaku kolem planety a, vzhledem k záření z mateřské hvězdy, dlouhé koncové ocas 14 x 10 6  km (9 x 10 6  mi) dlouho.^^

V květnu 2017, záblesky světla od Země , viděno jako blikající z družice milion mil daleko, bylo zjištěno, že světlo odražené od ledových krystalků v atmosféře . Tato technologie používá k určení by mohlo být užitečné při studiu atmosfér vzdálených světů, včetně těch exoplanet.

oslunění vzor

Tidally uzamčené planet v poměru 1: 1 spin-orbitální rezonance by se jejich hvězda vždy svítí přímo nad hlavou na jednom místě, které by za tepla s polokoule, který je příjemcem žádné světlo a jsou mrazu. Takový planeta připomínají oční bulvy s hotspot je žák. Planety s excentrickým oběžné dráze by mohl být uzamčen v jiných rezonancí. 3: 2 a 5: 2 rezonance by vedlo k double-oční bulvy vzor s hotspoty v obou východní a západní polokoulí. Planety s oběma excentrickým oběžné dráze a nakloněnou osou rotace by mít více komplikované oslunění vzory.

Jako další planety jsou objeveny, pole exoplanetology roste do hlubšího studia extrasolárních světů, a bude nakonec řešit perspektivu života na planetách mimo sluneční soustavu . V kosmických vzdáleností, život lze zjistit pouze v případě, že je vyvinut v planetárním měřítku a pevně upravený planetární prostředí, a to takovým způsobem, že modifikace nelze vysvětlit klasickými fyzikálně-chemických procesů (z rovnovážné procesy). Například, molekulární kyslík ( O
2
) vatmosféře Zeměje výsledkemfotosyntézypomocí živých rostlin a mnoho druhů mikroorganismů, takže může být použit jakoindikace životana exoplanet, i když malá množství kyslíku může být také produkován non-biologickými prostředky. Kromě toho, potenciálně obyvatelné planety musí obíhat stabilníhvězduna vzdálenost, ve kteréplanetární-hmotnostní objektys dostatečnýmatmosférickým tlakemmůže podporovatkapalné vodyna jejich povrchu.

viz též

Poznámky

Reference

Další čtení

externí odkazy