✖


Jump to content

Океанский мир

(Перенаправлено с планеты Океан )
Чтобы узнать о других значениях, см. Ocean World (значения) . Не путать с Мировым океаном . Не путать с Водным миром .
На поверхности Земли преобладает океан , который составляет 75% поверхности Земли.

, Мир океана планета -океан или водный мир — это тип планеты , которая содержит значительное количество воды в виде океанов , как часть ее гидросферы , либо под поверхностью , как подповерхностные океаны , либо на поверхности, потенциально погружая все сухая земля . [1] [2] [3] [4] Термин «океанический мир» также иногда используется для обозначения астрономических тел, океан которых состоит из другой жидкости или таласгена . [5] такие как лава (в случае Ио ), аммиак (в эвтектической смеси с водой, как это вероятно в случае внутреннего океана Титана ) или углеводороды (как на поверхности Титана, которые могут быть наиболее распространенным видом экзоморя). [6] Изучение внеземных океанов называется планетарной океанографией .

Земля — единственный известный в настоящее время астрономический объект, на поверхности которого имеются массы жидкой воды, хотя несколько экзопланет с подходящими условиями для поддержания жидкой воды. было обнаружено [7] На Земле также имеются значительные количества подземных вод, в основном в виде водоносных горизонтов . [8] Что касается экзопланет, современные технологии не могут напрямую наблюдать жидкую поверхностную воду, поэтому в качестве заместителя можно использовать атмосферный водяной пар. [9] Характеристики океанских миров дают ключ к разгадке их истории, а также формирования и эволюции Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал возникновения и размещения жизни .

В июне 2020 года ученые НАСА сообщили, что вполне вероятно, что экзопланеты распространены в галактике Млечный Путь с океанами , основываясь на исследованиях математического моделирования . [10] [11]

Обзор

[ редактировать ]

Планетарные тела Солнечной системы

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Программа исследования океанских миров.
Схема внутренней части Энцелада

Океанские миры представляют огромный интерес для астробиологов из-за их потенциала для развития жизни и поддержания биологической активности в геологических временных масштабах. [4] [3] Большие спутники и карликовые планеты Солнечной системы , которые, как считается, содержат подземные океаны, представляют значительный интерес, поскольку их реально можно достичь и изучить с помощью космических зондов , в отличие от экзопланет , которые находятся на расстоянии десятков, если не сотен или тысяч световых лет, далеко от Земли. за пределами досягаемости современных человеческих технологий. Наиболее развитыми водными мирами Солнечной системы, помимо Земли , являются Каллисто , Энцелад , Европа , Ганимед и Титан . [3] [12] Европа и Энцелад считаются одними из наиболее привлекательных объектов для исследования из-за их сравнительно тонкой внешней коры и наблюдений криовулканических особенностей.

Множество других тел Солнечной системы считаются кандидатами на место подземных океанов на основе одного типа наблюдений или теоретического моделирования, включая Ариэль , [12] Титания , [13] [14] Умбриэль , [15] Церера , [3] Дион , [16] мим , [17] [18] Миранда , [12] Оберон , [4] [19] Плутон , [20] Тритон , [21] Эрис , [4] [22] и Макемаке . [22]

Экзопланеты

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Список внесолнечных кандидатов на роль жидкой воды.
Набор экзопланет разного размера, содержащих воду, по сравнению с Землей (концепция художника; 17 августа 2018 г.) [23]
Население экзопланет с чисто океаническими мирами как переходная группа с ледяными гигантами между газовыми гигантами и лавовыми или скалистыми планетами.

За пределами Солнечной системы экзопланеты , которые были описаны как кандидаты в миры-океаны, включают GJ 1214 b , [24] [25] Кеплер-22б , Кеплер-62е , Кеплер-62ф , [26] [27] [28] [29] и планеты Кеплер-11 [30] и ТРАППИСТ-1 . [31] [32]

, что плотность экзопланет TOI-1452 b , Kepler-138c и Kepler-138d соответствует тому, что большая часть их массы состоит из воды. Совсем недавно было обнаружено [33] [34] Кроме того, модели массивной каменистой планеты LHS 1140 b предполагают, что ее поверхность может быть покрыта глубоким океаном. [35]

Хотя 70,8% всей поверхности Земли покрыто водой, [36] вода составляет всего 0,05% массы Земли. Внеземной океан может быть настолько глубоким и плотным, что даже при высоких температурах давление превратит воду в лед. Огромное давление в несколько тысяч бар в нижних частях таких океанов может привести к образованию мантии из экзотических форм льда, таких как лед V. [30] Этот лед не обязательно будет таким же холодным, как обычный лед. Если планета окажется достаточно близко к своей звезде, и вода достигнет точки кипения, вода станет сверхкритической и будет лишена четко выраженной поверхности. [37] Даже на более холодных планетах, где преобладает вода, атмосфера может быть намного толще, чем у Земли, и состоять в основном из водяного пара, создавая очень сильный парниковый эффект . Такие планеты должны быть достаточно маленькими, чтобы не иметь толстой оболочки из водорода и гелия. [38] или быть достаточно близко к своей главной звезде, чтобы быть лишенной этих легких элементов. [30] В противном случае они образовали бы более теплую версию ледяного гиганта , такого как Уран и Нептун . [ нужна ссылка ]

История

[ редактировать ]

Важная предварительная теоретическая работа была проведена перед планетарными миссиями, начавшимися в 1970-х годах. В частности, в 1971 году Льюис показал, что одного радиоактивного распада , вероятно, достаточно для образования подповерхностных океанов на больших лунах, особенно если аммиак ( NH
3 ) присутствовали. Пил и Кассен выяснили в 1979 году важную роль приливного нагрева (также известного как приливное изгибание) в эволюции и структуре спутников. [3] Первое подтвержденное обнаружение экзопланеты произошло в 1992 году. Марк Кюхнер в 2003 году и Ален Леже и др. в 2004 году рассчитали, что небольшое количество ледяных планет, которые образуются в регионе за линией снега, могут мигрировать внутрь на расстояние ~ 1 а.е. , где внешняя слои впоследствии расплавляются. [39] [40]

Совокупные данные, собранные космическим телескопом «Хаббл» , а также миссиями «Пионер » , «Галилео» , «Вояджер» , «Кассини-Гюйгенс» и «Новые горизонты» , убедительно указывают на то, что несколько внешних тел Солнечной системы содержат внутренние океаны с жидкой водой под изолирующей ледяной оболочкой. [3] [41] Тем временем «Кеплер» космическая обсерватория , запущенная 7 марта 2009 года, обнаружила тысячи экзопланет, около 50 из них размером с Землю, или вблизи них в обитаемых зонах . [42] [43]

Были обнаружены планеты почти всех масс, размеров и орбит, что иллюстрирует не только изменчивый характер формирования планет, но и последующую миграцию через околозвездный диск из места происхождения планеты. [9] имеется 7026 подтвержденных экзопланет По состоянию на 24 июля 2024 года в 4949 планетных системах , при этом в 1007 системах имеется более одной планеты . [44]

В июне 2020 года ученые НАСА сообщили, что вполне вероятно, что могут быть распространены экзопланеты с океанами в галактике Млечный Путь , основываясь на исследованиях математического моделирования . [10]

В августе 2022 года была обнаружена TOI-1452 b , близлежащая суперземля-экзопланета с потенциальными глубокими океанами с помощью спутника Transiting Exoplanet Survey Satellite . [33]

Формирование

[ редактировать ]
полученное с помощью большой миллиметровой решетки Атакамы. Изображение HL Tauri , протопланетного диска,

Планетарные объекты, которые формируются во внешней части Солнечной системы, изначально представляют собой кометную смесь, состоящую примерно наполовину из воды и наполовину из камня по массе, имеющую плотность ниже, чем у каменистых планет. [40] Ледяные планеты и спутники, образующиеся вблизи линии замерзания, должны содержать в основном H.
2 O и силикаты . Те, что образуются дальше, могут усваивать аммиак ( NH
3 ) и метан ( CH
4 ) в виде гидратов вместе с CO , N
2 и СО
2 . [45]

Планеты, которые формируются до распада газообразного околозвездного диска, испытывают сильные крутящие моменты, которые могут вызвать быструю миграцию внутрь в обитаемую зону, особенно для планет земного диапазона масс. [46] [45] Поскольку вода хорошо растворяется в магме , большая часть воды, содержащейся на планете, изначально будет задерживаться в мантии . Когда планета остывает и мантия начинает затвердевать снизу вверх, большое количество воды (от 60% до 99% от общего количества в мантии) растворяется с образованием паровой атмосферы, которая может в конечном итоге конденсироваться с образованием океана. . [46] Формирование океана требует дифференциации и источника тепла: радиоактивного распада , приливного нагрева или ранней светимости родительского тела. [3] К сожалению, начальные условия после аккреции теоретически неполны.

Планеты, которые сформировались во внешних, богатых водой областях диска и мигрировали внутрь, с большей вероятностью будут иметь обильное количество воды. [47] И наоборот, планеты, сформировавшиеся вблизи звезд-хозяев, с меньшей вероятностью содержат воду, поскольку считается, что первичные диски газа и пыли имеют горячие и сухие внутренние области. будет обнаружен водный мир Поэтому, если рядом со звездой , это будет убедительным доказательством миграции и ex situ . формирования [30] потому что рядом со звездой недостаточно летучих веществ для образования in situ . [2] Моделирование формирования Солнечной системы и формирования внесолнечной системы показало, что планеты, вероятно, будут мигрировать внутрь (т. е. к звезде) по мере своего формирования. [48] [49] [50] Внешняя миграция также может происходить при определенных условиях. [50] Внутренняя миграция представляет собой возможность того, что ледяные планеты могут переместиться на орбиты, где их лед тает в жидкую форму, превращая их в планеты-океаны. Эту возможность впервые обсудил в астрономической литературе Марк Кушнер. [45] в 2003 году.

Структура

[ редактировать ]

Внутреннюю структуру ледяного астрономического тела обычно определяют на основе измерений его объемной плотности, гравитационных моментов,и форма. Определение момента инерции тела может помочь оценить, подверглось ли оно дифференциации (разделению на каменно-ледовые слои) или нет. формы или Измерения силы тяжести в некоторых случаях могут использоваться для определения момента инерции – если тело находится в гидростатическом равновесии (т. е. ведет себя как жидкость в длительных временных масштабах). Доказать, что тело находится в гидростатическом равновесии, чрезвычайно сложно, но, используя комбинацию данных о форме и гравитации, можно вывести гидростатический вклад. [3] Конкретные методы обнаружения внутренних океанов включают магнитную индукцию , геодезию , либрацию , осевой наклон , приливную реакцию , радиолокационное зондирование , композиционные данные и особенности поверхности. [3]

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

Обычная ледяная луна будет состоять из слоя воды, находящегося поверх силикатного ядра . Для небольшого спутника, такого как Энцелад , океан будет находиться прямо над силикатами и под твердой ледяной оболочкой, но для более крупного, богатого льдом тела, такого как Ганимед , давление достаточно велико, чтобы лед на глубине эффективно трансформировался в фазы более высокого давления. образуя «водный сэндвич» с океаном, расположенным между ледяными панцирями. [3] Важная разница между этими двумя случаями заключается в том, что для небольшого спутника океан находится в непосредственном контакте с силикатами, которые могут обеспечивать гидротермальную и химическую энергию и питательные вещества для простых форм жизни. [3] Из-за переменного давления на глубине модели водного мира могут включать «пар, жидкость, сверхтекучий лед, лед высокого давления и плазменные фазы» воды. [51] Некоторая часть воды в твердой фазе может находиться в форме льда VII . [52]

Поддержание подземного океана зависит от скорости внутреннего нагрева по сравнению со скоростью отвода тепла и температуры замерзания жидкости. [3] Таким образом, выживание океана и приливное нагревание тесно связаны.

Меньшие океанские планеты будут иметь менее плотную атмосферу и меньшую гравитацию; таким образом, жидкость может испаряться гораздо легче, чем на более массивных океанских планетах. Моделирование показывает, что планеты и спутники с массой менее одной Земли могут иметь жидкие океаны, вызванные гидротермальной активностью , радиогенным нагревом или приливными изгибами . [4] Там, где взаимодействие флюид-порода медленно распространяется в глубокий хрупкий слой, тепловая энергия серпентинизации может быть основной причиной гидротермальной активности на небольших океанских планетах. [4] Динамика мировых океанов под приливно-изгибающимися ледяными панцирями представляет собой значительный комплекс проблем, которые едва начали исследовать. Степень возникновения криовулканизма является предметом некоторых споров, поскольку вода, будучи плотнее льда примерно на 8%, с трудом извергается при нормальных обстоятельствах. [3] Тем не менее, недавние исследования показывают, что криовулканизм может возникать на планетах-океанах, внутренние океаны которых находятся под слоями поверхностного льда, как это происходит на ледяных лунах Энцелада и Европы в нашей Солнечной системе. [10] [11]

Океаны жидкой воды на внесолнечных планетах могут быть значительно глубже, чем океан Земли, средняя глубина которого составляет 3,7 км. [53] В зависимости от гравитации планеты и состояния поверхности океаны экзопланеты могут быть в сотни раз глубже. Например, планета с поверхностью 300 К может иметь океаны с жидкой водой глубиной от 30 до 500 км в зависимости от ее массы и состава. [54]

Дополнительная информация: Сверхплотная вода.

Атмосферные модели

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Внеземная атмосфера.
Изображение художника гицевой планеты , большого океанского мира с водородной атмосферой.

Чтобы поверхностные воды могли оставаться жидкими в течение длительного периода времени, планета или луна должны вращаться в пределах обитаемой зоны (HZ), обладать защитным магнитным полем , [55] [56] [9] и иметь гравитационное притяжение, необходимое для сохранения достаточного количества атмосферного давления . [7] Если гравитация планеты не сможет этого выдержать, то вся вода в конечном итоге испарится в космическое пространство. Сильная планетарная магнитосфера , поддерживаемая внутренним действием динамо в слое электропроводящей жидкости, полезна для защиты верхних слоев атмосферы от потери массы звездным ветром и удержания воды в течение длительных геологических временных масштабов. [55]

Атмосфера планеты формируется в результате выделения газа во время формирования планеты или гравитационно захватывается из окружающей протопланетной туманности . Температура поверхности экзопланеты определяется парниковыми газами в атмосфере (или их отсутствием), поэтому атмосферу можно обнаружить в форме восходящего инфракрасного излучения , поскольку парниковые газы поглощают и переизлучают энергию родительской звезды. [9] Планеты, богатые льдом, которые мигрировали внутрь на орбиту слишком близко к своим звездам, могут иметь плотную паровую атмосферу, но при этом сохранять свои летучие вещества в течение миллиардов лет, даже если их атмосфера подвергается медленному гидродинамическому освобождению . [39] [45] Ультрафиолетовые фотоны не только биологически вредны, но и могут вызывать быстрый выброс атмосферы, что приводит к эрозии планетарных атмосфер; [46] [45] Фотолиз водяного пара и выход водорода/кислорода в космос могут привести к потере нескольких земных океанов воды с планет по всей обитаемой зоне, независимо от того, ограничен ли этот выброс энергией или диффузией. [46] Количество потерянной воды кажется пропорциональным массе планеты, поскольку поток выходящего водорода, ограниченный диффузией, пропорционален гравитации на поверхности планеты.

Во время безудержного парникового эффекта водяной пар достигает стратосферы, где он легко расщепляется ( фотолизируется ) под действием ультрафиолетового излучения (УФ). Нагрев верхних слоев атмосферы УФ-излучением может затем вызвать гидродинамический ветер, который унесет водород (и, возможно, часть кислорода) в космос, что приведет к необратимой потере поверхностной воды планеты, окислению поверхности и возможному накоплению кислорода. в атмосфере. [46] Судьба атмосферы той или иной планеты сильно зависит от потока экстремального ультрафиолета, продолжительности режима убегания, начального содержания воды и скорости поглощения кислорода поверхностью. [46] Планеты, богатые летучими веществами, должны чаще встречаться в обитаемых зонах молодых звезд и звезд М-типа . [45]

Ученые предложили хайсейские планеты , планеты-океаны с плотной атмосферой, состоящей в основном из водорода. Эти планеты будут иметь широкую область вокруг своей звезды, на которой они смогут вращаться, и иметь жидкую воду. Однако эти модели основывались на довольно упрощенном подходе к планетарной атмосфере. Более сложные исследования показали, что водород по-другому реагирует на длины волн звездного света, чем более тяжелые элементы, такие как азот и кислород. Если бы такая планета с атмосферным давлением в 10–20 раз тяжелее земного и находилась на расстоянии 1 астрономической единицы (а.е.) от своей звезды, ее водоемы закипели бы. Эти исследования теперь определяют обитаемую зону таких миров на расстоянии 3,85 а.е. и 1,6 а.е., если бы атмосферное давление было аналогично земному. [57]

Композиционные модели

[ редактировать ]

Существуют проблемы с изучением экзопланетной поверхности и ее атмосферы, поскольку облачный покров влияет на температуру, структуру атмосферы, а также на наблюдаемость спектральных особенностей . [58] Однако ожидается, что планеты, состоящие из большого количества воды и находящиеся в обитаемой зоне (HZ), будут иметь отчетливую геофизику и геохимию своей поверхности и атмосферы. [58] Например, в случае экзопланет Кеплер-62e и -62f они могут иметь внешнюю поверхность жидкого океана, паровую атмосферу или полное покрытие поверхности льдом I , в зависимости от их орбиты внутри ГЦ и величины их парникового эффекта. эффект . Несколько других поверхностных и внутренних процессов влияют на состав атмосферы, включая, помимо прочего, долю океана, способствующую растворению CO.
2 , а также относительной влажности атмосферы, окислительно-восстановительного состояния поверхности и недр планеты, уровней кислотности океанов, планетарного альбедо и поверхностной гравитации. [9] [59]

Структура атмосферы, а также конечные пределы ГП зависят от плотности атмосферы планеты, смещая ГП наружу для планет с меньшей массой и внутрь для планет с большей массой. [58] Теория, а также компьютерные модели предполагают, что состав атмосферы водных планет в обитаемой зоне (ЗЗ) не должен существенно отличаться от состава атмосферы планет суша-океан. [58] Для целей моделирования предполагается, что первоначальный состав ледяных планетезималей , образующих водные планеты, аналогичен составу комет: в основном вода ( H
2 O ) и немного аммиака ( NH
3 ) и углекислый газ ( CO
2 ). [58] Первоначальный состав льда, аналогичный составу комет, приводит к составу атмосферной модели 90% H.
2 О , 5% NH
3 и 5% CO
2 . [58] [60]

Атмосферные модели Kepler-62f показывают, что атмосферное давление . составляет от 1,6 до 5 бар CO
2 необходимы для повышения температуры поверхности выше точки замерзания, что приведет к увеличению приземного давления в 0,56–1,32 раза по сравнению с земным. [58]

Астробиология

[ редактировать ]
Дополнительная информация: астробиология , обитаемость планет и околозвездная обитаемая зона.

Характеристики океанских миров или океанских планет дают ключ к разгадке их истории, а также формирования и эволюции Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал формирования и размещения жизни . Жизнь, какой 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 поддерживать простую биологическую активность в геологических временных масштабах. [3] [4] В августе 2018 года исследователи сообщили, что водные миры могут поддерживать жизнь. [61] [62]

океанского мира Население земной жизнью ограничено, если планета полностью покрыта жидкой водой на поверхности, и еще более ограничено, если между глобальным океаном и нижней каменистой мантией расположен находящийся под давлением твердый слой льда . [63] [64] Моделирование гипотетического океанского мира, покрытого водой пяти океанов Земли, показывает, что вода не будет содержать достаточно фосфора земных океанских организмов, производящих кислород, таких как планктон и других питательных веществ для развития . На Земле фосфор вымывается в океаны дождевой водой, ударяющейся о камни на обнаженной суше, поэтому этот механизм не будет работать в океаническом мире. Моделирование планет-океанов с объемом воды в 50 океанов Земли показывает, что давление на морское дно будет настолько огромным, что внутренняя часть планеты не сможет выдержать тектонику плит, что приведет к вулканизму, создающему подходящую химическую среду для земной жизни. [65]

С другой стороны, небольшие тела, такие как Европа и Энцелад, считаются особенно пригодной для жизни средой, поскольку теоретическое расположение их океанов почти наверняка оставляет их в прямом контакте с нижележащим силикатным ядром , потенциальным источником как тепла, так и биологически важных химических элементов. . [3] Поверхностная геологическая активность этих тел может также привести к переносу в океаны биологически важных строительных блоков, имплантированных на поверхность, таких как органические молекулы комет или толинов , образованные солнечным ультрафиолетовым облучением простых органических соединений , таких как метан или этан. , часто в сочетании с азотом. [66]

Кислород

[ редактировать ]

Молекулярный кислород ( O
2 ) может производиться геофизическими процессами, а также являться побочным продуктом фотосинтеза форм жизни, поэтому, хотя и обнадеживает, O
2 не является надежной биосигнатурой . [37] [46] [67] [9] Фактически, планеты с высокой концентрацией O
2 в их атмосфере могут оказаться непригодными для жизни. [46] Абиогенез в присутствии огромного количества атмосферного кислорода мог быть затруднен, поскольку ранние организмы полагались на свободную энергию, доступную в окислительно-восстановительных реакциях с участием различных соединений водорода; на О
2 -богатая планета, организмам придется конкурировать с кислородом за эту бесплатную энергию. [46]

См. также

[ редактировать ]

Концепции астробиологических миссий на водные миры за пределами Солнечной системы:

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «Определение / значение планеты-океана» . Омнилексика . 1 октября 2017 года. Архивировано из оригинала 2 октября 2017 года . Проверено 1 октября 2017 г. Планета-океан — это гипотетический тип планеты, значительная часть массы которой состоит из воды. Поверхность таких планет была бы полностью покрыта океаном воды глубиной в сотни километров, что намного глубже, чем океаны Земли.
  2. ^ Jump up to: а б Адамс, скорая помощь; Сигер, С.; Элкинс-Тантон, Л. (1 февраля 2008 г.). «Планета-океан или плотная атмосфера: о соотношении массы и радиуса твердых экзопланет с массивной атмосферой». Астрофизический журнал . 673 (2): 1160–1164. arXiv : 0710.4941 . Бибкод : 2008ApJ...673.1160A . дои : 10.1086/524925 . S2CID   6676647 . Планета с заданной массой и радиусом может иметь значительное содержание водяного льда (так называемая планета-океан) или, альтернативно, большое каменное железное ядро ​​и некоторое количество H и/или He.
  3. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п Ниммо, Ф.; Паппалардо, RT (8 августа 2016 г.). «Океанские миры во внешней солнечной системе» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 121 (8): 1378. Бибкод : 2016JGRE..121.1378N . дои : 10.1002/2016JE005081 . Проверено 1 октября 2017 г.
  4. ^ Jump up to: а б с д и ж г Вэнс, Стив; Харнмейер, Йелте; Кимура, Джун; Хуссманн, Хауке; Браун, Дж. Майкл (2007). «Гидротермальные системы на малых океанских планетах». Астробиология . 7 (6): 987–1005. Бибкод : 2007AsBio...7..987V . дои : 10.1089/ast.2007.0075 . ПМИД   18163874 .
  5. ^ [Океанские миры: История морей на Земле и других планетах]. 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: являются ли водные моря наиболее распространенными?». Астробиология . 19 (5): 642–654. дои : 10.1089/ast.2017.1720 . hdl : 10261/213115 . ПМИД   30789285 . S2CID   73498809 .
  7. ^ Jump up to: а б «Есть ли океаны на других планетах?» . Национальное управление океанических и атмосферных исследований . 6 июля 2017 года . Проверено 3 октября 2017 г.
  8. ^ «Водоносные горизонты и подземные воды | Геологическая служба США» . www.usgs.gov . Проверено 2 мая 2023 г.
  9. ^ Jump up to: а б с д и ж Сигер, Сара (2013). «Обитаемость экзопланет». Наука . 340 (577): 577–581. Бибкод : 2013Sci...340..577S . дои : 10.1126/science.1232226 . ПМИД   23641111 . S2CID   206546351 .
  10. ^ Jump up to: а б с Шехтман, Лонни; и др. (18 июня 2020 г.). «Обычны ли в Галактике планеты с океанами? Вполне вероятно, считают ученые НАСА» . НАСА . Проверено 20 июня 2020 г.
  11. ^ Jump up to: а б Быстрый, Линнэ С .; Роберж, Аки; Барр Млинар, Эми; Хедман, Мэтью М. (18 июня 2020 г.). «Прогнозирование темпов вулканической активности на земных экзопланетах и ​​последствия для криовулканической активности на внесолнечных океанических мирах» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 132 (1014): 084402. Бибкод : 2020PASP..132h4402Q . дои : 10.1088/1538-3873/ab9504 . S2CID   219964895 .
  12. ^ Jump up to: а б с Хендрикс, Аманда Р.; Херфорд, Терри А.; Бардж, Лаура М.; Бланд, Майкл Т.; Боуман, Джефф С.; Бринкерхофф, Уильям; Буратти, Бонни Дж.; Кейбл, Морган Л.; Кастильо-Рогез, Джули; Коллинз, Джеффри К.; и др. (2019). «Дорожная карта НАСА к океанским мирам» . Астробиология . 19 (1): 1–27. Бибкод : 2019AsBio..19....1H . doi : 10.1089/ast.2018.1955 . ПМК   6338575 . ПМИД   30346215 .
  13. ^ https://weather.com/en-IN/india/space/news/2023-05-10-four-of-uranus-large-moons-may-be-hosting-oceans-nasa-study
  14. ^ «Новое исследование больших спутников Урана показывает, что 4 из них могут содержать воду — НАСА» . 4 мая 2023 г.
  15. ^ «Четыре крупнейших спутника Урана, возможно, похоронили океаны соленой воды» . Space.com . 5 мая 2023 г.
  16. ^ Марко, Заннони; Хемингуэй, Дуглас; Гомес Касахус, Луис; Тортора, Паоло (июль 2020 г.). «Гравитационное поле и внутренняя структура Дионы». Икар . 345 . arXiv : 1908.07284 . Бибкод : 2020Icar..34513713Z . дои : 10.1016/j.icarus.2020.113713 .
  17. ^ Океанские миры . Лаборатория реактивного движения, НАСА.
  18. ^ Программа исследования океанских миров . НАСА
  19. ^ Хуссманн, Хауке; Сол, Фрэнк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних спутников внешних планет и крупных транснептуновых объектов» . Икар . 185 (1): 258–273. Бибкод : 2006Icar..185..258H . дои : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 .
  20. ^ Джонсон, Брэндон С.; Боулинг, Тимоти Дж.; Троубридж, Александр Дж.; Фрид, Эндрю М. (октябрь 2016 г.). «Формирование бассейна Sputnik Planum и толщина подземного океана Плутона». Письма о геофизических исследованиях . 43 (19): 10, 068–10, 077. Бибкод : 2016GeoRL..4310068J . дои : 10.1002/2016GL070694 .
  21. ^ Шенк, Пол; Беддингфилд, Хлоя; Бертран, Танги; и др. (сентябрь 2021 г.). «Тритон: топография и геология вероятного океанического мира в сравнении с Плутоном и Хароном» . Дистанционное зондирование . 13 (17): 3476. Бибкод : 2021RemS...13.3476S . дои : 10.3390/rs13173476 .
  22. ^ Jump up to: а б Гляйн, Кристофер Р.; Гранди, Уильям М.; Лунин, Джонатан И.; и др. (апрель 2024 г.). «Умеренное соотношение D/H в метановом льду на Эриде и Макемаке как свидетельство гидротермальных или метаморфических процессов в их недрах: геохимический анализ» . Икар . 412 . arXiv : 2309.05549 . Бибкод : 2024Icar..41215999G . дои : 10.1016/j.icarus.2024.115999 . S2CID   261696907 . Проверено 12 марта 2024 г.
  23. ^ «Водные миры распространены: экзопланеты могут содержать огромное количество воды» . Физика.орг . 17 августа 2018 г. Проверено 17 августа 2018 г.
  24. ^ Дэвид Шарбонно; Закори К. Берта; Джонатан Ирвин; Кристофер Дж. Берк; и др. (2009). «СуперЗемля, проходящая транзитом мимо ближайшей звезды малой массы». Природа . 462 (17 декабря 2009 г.): 891–894. arXiv : 0912.3229 . Бибкод : 2009Natur.462..891C . дои : 10.1038/nature08679 . ПМИД   20016595 . S2CID   4360404 .
  25. ^ Кучнер, Сигер; Иер-Маджумдер, М.; Милитцер, Калифорния (2007). «Отношения массы и радиуса твердых экзопланет» . Астрофизический журнал . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Бибкод : 2007ApJ...669.1279S . дои : 10.1086/521346 . S2CID   8369390 . Архивировано из оригинала 13 декабря 2019 г. Проверено 1 октября 2017 г.
  26. ^ Водные миры и океанские планеты . 2012. Компания Сол
  27. ^ Дэвид Шарбонно; Закори К. Берта; Джонатан Ирвин; Кристофер Дж. Берк; и др. (2009). «СуперЗемля, проходящая транзитом мимо ближайшей звезды малой массы». Природа . 462 (17 декабря 2009 г.): 891–894. arXiv : 0912.3229 . Бибкод : 2009Natur.462..891C . дои : 10.1038/nature08679 . ПМИД   20016595 . S2CID   4360404 .
  28. ^ Кучнер, Сигер; Иер-Маджумдер, М.; Милитцер, Калифорния (2007). «Отношения массы и радиуса твердых экзопланет». Астрофизический журнал . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Бибкод : 2007ApJ...669.1279S . дои : 10.1086/521346 . S2CID   8369390 .
  29. ^ Ринкон, Пол (5 декабря 2011 г.). «Дом вдали от дома: пять планет, на которых может быть жизнь» . Новости Би-би-си . Проверено 26 ноября 2016 г.
  30. ^ Jump up to: а б с д Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2016). «Модели формирования in situ и ex situ планет Кеплера 11» . Астрофизический журнал . 828 (1): в печати. arXiv : 1606.08088 . Бибкод : 2016ApJ...828...33D . дои : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID   119203398 .
  31. ^ Бурье, Винсент; де Вит, Жюльен; Йегер, Матиас (31 августа 2017 г.). «Хаббл дал первые намеки на возможное содержание воды на планетах TRAPPIST-1» . www.SpaceTelescope.org . Проверено 4 сентября 2017 г.
  32. ^ ПТИ (4 сентября 2017 г.). «Первое свидетельство наличия воды, обнаруженное на планетах TRAPPIST-1. Результаты показывают, что внешние планеты системы все еще могут содержать значительные количества воды. Сюда входят три планеты в обитаемой зоне звезды, что придает дополнительный вес возможности того, что они действительно могут быть обитаемы» . Индийский экспресс . Проверено 4 сентября 2017 г.
  33. ^ Jump up to: а б Кадье, Шарль; Дойон, Рене; и др. (сентябрь 2022 г.). «TOI-1452 b: SPIRou и TESS обнаруживают суперземлю на умеренной орбите, проходящей через карлика M4» . Астрономический журнал . 164 (3): 96. arXiv : 2208.06333 . Бибкод : 2022AJ....164...96C . дои : 10.3847/1538-3881/ac7cea . S2CID   251538939 .
  34. ^ Пиоле, Кэролайн; Беннеке, Бьёрн; и др. (15 декабря 2022 г.). «Доказательства богатого летучими веществами состава планеты с радиусом 1,5 Земли». Природная астрономия . 7 : 206–222. arXiv : 2212.08477 . Бибкод : 2023НатАс...7..206П . дои : 10.1038/s41550-022-01835-4 . S2CID   254764810 .
  35. ^ Лилло-Бокс, Дж.; Фигейра, П.; и др. (октябрь 2020 г.). «Планетарная система LHS 1140 вновь посещена с ESPRESSO и TESS». Астрономия и астрофизика . 642 : А121. arXiv : 2010.06928 . Бибкод : 2020A&A...642A.121L . дои : 10.1051/0004-6361/202038922 . S2CID   222341356 .
  36. ^ Пидвирный, М. «Площадь поверхности нашей планеты, покрытая океанами и континентами. (Таблица 8o-1)» . Университет Британской Колумбии, Оканаган. 2006. Проверено 13 мая 2016.
  37. ^ Jump up to: а б Леже, Ален (2004). «Новое семейство планет? «Планеты-океаны» ». Икар . 169 (2): 499–504. arXiv : astro-ph/0308324 . Бибкод : 2004Icar..169..499L . дои : 10.1016/j.icarus.2004.01.001 . S2CID   119101078 .
  38. ^ Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2013). «Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, встроенных в протопланетные диски». Астрофизический журнал . 778 (1): 77 (29 стр.). arXiv : 1310.2211 . Бибкод : 2013ApJ...778...77D . дои : 10.1088/0004-637X/778/1/77 . S2CID   118522228 .
  39. ^ Jump up to: а б Кеннеди, Грант М.; Кеньон, Скотт Дж. (20 января 2008 г.). «Формирование планет вокруг звезд различной массы: снежная линия и частота появления планет-гигантов». Астрофизический журнал . 673 (1): 502–512. arXiv : 0710.1065 . Бибкод : 2008ApJ...673..502K . дои : 10.1086/524130 . S2CID   2910737 .
  40. ^ Jump up to: а б Леже, А.; Селсис, Ф.; Сотин, К.; Гийо, Т.; Деспуа, Д.; Мавет, Д.; Оливье, М.; Лабек, А.; Валетт, К.; Браше, Ф.; Шазелас, Б.; Ламмер, Х. (2004). «Новое семейство планет? «Планеты-океаны» ». Икар . 169 (2): 499–504. arXiv : astro-ph/0308324 . Бибкод : 2004Icar..169..499L . дои : 10.1016/j.icarus.2004.01.001 . S2CID   119101078 .
  41. ^ Гринберг, Ричард (2005) Европа: Океан-Луна: поиск инопланетной биосферы , Springer + Praxis Books, ISBN   978-3-540-27053-9 .
  42. ^ До свидания, Деннис (12 мая 2013 г.). «Искатель новых миров» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 13 мая 2014 г.
  43. ^ Прощай, Деннис (6 января 2015 г.). «По мере того как ряды планет Златовласки растут, астрономы думают, что делать дальше» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 6 января 2015 г.
  44. ^ Шнайдер, Дж. «Интерактивный каталог внесолнечных планет» . Энциклопедия внесолнечных планет . Проверено 24 июля 2024 г.
  45. ^ Jump up to: а б с д и ж Кучнер, Марк Дж. (октябрь 2003 г.). «Богатые летучими веществами планеты земной массы в обитаемой зоне». Астрофизический журнал . 596 (1): Л105–Л108. arXiv : astro-ph/0303186 . Бибкод : 2003ApJ...596L.105K . дои : 10.1086/378397 . S2CID   15999168 .
  46. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я Люгер, Р. (2015). «Чрезвычайная потеря воды и накопление абиотического O 2 на планетах во всех обитаемых зонах М-карликов» . Астробиология . 15 (2): 119–143. arXiv : 1411.7412 . Бибкод : 2015AsBio..15..119L . дои : 10.1089/ast.2014.1231 . ПМЦ   4323125 . ПМИД   25629240 .
  47. ^ Гайдос, Э.; Хагигипур, Н.; Агол, Э.; Лэтэм, Д.; Раймонд, С.; Рейнер, Дж. (2007). «Новые миры на горизонте: планеты размером с Землю, близкие к другим звездам». Наука . 318 (5848): 210–213. arXiv : 0710.2366 . Бибкод : 2007Sci...318..210G . дои : 10.1126/science.1144358 . ПМИД   17932279 . S2CID   25402486 .
  48. ^ Танака, Х.; Такеучи, Т.; Уорд, WR (2002). «Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском. I. Коротация, крутящие моменты Линдблада и миграция планет» . Астрофизический журнал . 565 (2): 1257–1274. Бибкод : 2002ApJ...565.1257T . дои : 10.1086/324713 .
  49. ^ Д'Анджело, Дж.; Любовь, С.Х. (2010). «Трехмерные крутящие моменты диск-планета в локально изотермическом диске». Астрофизический журнал . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . Бибкод : 2010ApJ...724..730D . дои : 10.1088/0004-637X/724/1/730 . S2CID   119204765 .
  50. ^ Jump up to: а б Любовь, С.Х.; Ида, С. (2011). «Миграция планеты» . В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Пресс, Тусон, Аризона. стр. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Бибкод : 2010exop.book..347L .
  51. ^ Роджерс, Луизиана; Сигер, С. (2010). «Три возможных происхождения слоя газа на GJ 1214b». Астрофизический журнал (аннотация). 716 (2): 1208–1216. arXiv : 0912.3243 . Бибкод : 2010ApJ...716.1208R . дои : 10.1088/0004-637X/716/2/1208 . S2CID   15288792 .
  52. ^ Дэвид А. Агилар (16 декабря 2009 г.). «Астрономы нашли суперземлю, используя любительские готовые технологии» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Проверено 16 декабря 2009 г.
  53. ^ Шаретт, Массачусетс; Смит, WF (2 октября 2010 г.). «Объем земного океана» . Океанография . 23 (2): 112–114. дои : 10.5670/oceanog.2010.51 . hdl : 1912/3862 .
  54. ^ Никсон, Мэтью С.; Мадхусудхан, Никку (15 мая 2021 г.). «Насколько глубок океан? Исследование фазовой структуры богатых водой субнептунов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 505 (3): 3414–3432. arXiv : 2106.02061 . дои : 10.1093/mnras/stab1500 .
  55. ^ Jump up to: а б Дрисколл, Питер (май 2011 г.). «Оптимальные динамо-машины в ядрах экзопланет земной группы: генерация и обнаружение магнитного поля». Икар . 213 (1): 12–23. Бибкод : 2011Icar..213...12D . дои : 10.1016/j.icarus.2011.02.010 .
  56. ^ Пьерумбер, Раймонд; Гайдос, Эрик (2011). «Водородные парниковые планеты за пределами обитаемой зоны» . Астрофизический журнал . 734 (1): Л13. arXiv : 1105.0021 . Бибкод : 2011ApJ...734L..13P . дои : 10.1088/2041-8205/734/1/L13 . ISSN   2041-8205 .
  57. ^ Пол Саттер (2 мая 2023 г.). «Гайсийские экзопланеты, возможно, в конце концов не смогут поддерживать жизнь» . Space.com . Проверено 5 мая 2023 г.
  58. ^ Jump up to: а б с д и ж г Водные планеты в обитаемой зоне: наблюдаемые особенности химии атмосферы и случай Kepler-62e и -62f
  59. ^ Кастинг, Ф.; Кэтлинг, Д. (2003). «Эволюция обитаемой планеты». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 41 : 429. Бибкод : 2003ARA&A..41..429K . дои : 10.1146/annurev.astro.41.071601.170049 .
  60. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2005). «Происхождение воды на планетах земной группы» . Метеоритика и планетология . 40 (4): 519–527. Бибкод : 2005M&PS...40..519D . дои : 10.1111/j.1945-5100.2005.tb00960.x .
  61. ^ Персонал (1 сентября 2018 г.). «Водные миры могут поддерживать жизнь, говорится в исследовании. Анализ, проведенный учеными из Университета Чикаго и Пенсильванского университета, бросает вызов идее о том, что жизнь требует «клона Земли» » . ЭврекАлерт . Проверено 1 сентября 2018 г.
  62. ^ Кайт, Эдвин С.; Форд, Эрик Б. (31 августа 2018 г.). «Обитаемость водных миров экзопланет» . Астрофизический журнал . 864 (1): 75. arXiv : 1801.00748 . Бибкод : 2018ApJ...864...75K . дои : 10.3847/1538-4357/aad6e0 . S2CID   46991835 .
  63. ^ Франк, С.; Кунц, М.; фон Бло, В.; Бунама, К. (январь 2003 г.). «Обитаемая зона планет земной массы около 47 UMa: результаты для наземного и водного миров» . Международный журнал астробиологии . 2 (1): 35–39. Бибкод : 2003IJAsB...2...35F . дои : 10.1017/S1473550403001368 . S2CID   19212987 . Проверено 1 октября 2017 г.
  64. ^ «Водные миры и океанские планеты» . Solsation.com . 2013. Проверено 7 января 2016.
  65. ^ Витце, Александра (23 ноября 2017 г.). «Охотники за экзопланетами переосмысливают поиск инопланетной жизни» . Природа . 551 (23 ноября 2017 г.): 421–422. Бибкод : 2017Natur.551..421W . дои : 10.1038/nature.2017.23023 . ПМИД   29168837 .
  66. ^ Сара Хёрст, «Что такое толины?» , Планетарное общество, 23 июля 2015 г. Дата обращения 30 ноября 2016 г.
  67. ^ Нарита, Норио (2015). «Титания может создавать абиотическую кислородную атмосферу на обитаемых экзопланетах» . Научные отчеты . 5 : 13977. arXiv : 1509.03123 . Бибкод : 2015НатСР...513977Н . дои : 10.1038/srep13977 . ПМК   4564821 . ПМИД   26354078 .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Ocean_world&oldid=1237125104"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 379930e168e69ac18ad54e21e0586a22__1722139860
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/37/22/379930e168e69ac18ad54e21e0586a22.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Ocean world - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)