Μετάβαση στο περιεχόμενο

Υπεργαία

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Εικονογράφηση στην οποία φαίνεται το μέγεθος μιας υπεργαίας (COROT-7b στο κέντρο) σε σύγκριση με τη Γη (αριστερά) και τον Ποσειδώνα (δεξιά).

Ο όρος υπεργαία αναφέρεται σε εξωηλιακούς πλανήτες με μάζα μεγαλύτερη από τη Γη, αλλά σημαντικά κάτω από τις μάζες των γιγάντων πάγου του Ηλιακού Συστήματος όπως ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας, οι οποίοι έχουν 15 και 17 γήινες μάζες αντίστοιχα.[1] Ο όρος υπεργαία , αναφέρεται μόνο στη μάζα του πλανήτη, και έτσι δεν σημαίνει τίποτα για τις συνθήκες στην επιφάνεια ή την κατοικησιμότητα του. Ο εναλλακτικός όρος «νάνοι αερίου» μπορεί να είναι πιο ακριβής για τις υπεργαίες, αλλά στην υψηλότερη κλίμακα όσον αφορά στη μάζα, όπως προτείνεται από την καθηγήτρια  του MIT Σάρα Σίγκερ (Sara Seager) αν και μίνι-Ποσειδώνες είναι ένας πιο κοινός όρος.

Ορισμός

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Καλλιτεχνική απεικόνιση του εξωπλανήτη υπεργαίας LHS 1140b.[2]

Σε γενικές γραμμές ο όρος υπεργαία καθορίζεται από τις μάζες, και δεν σημαίνει θερμοκρασίες, συνθέσεις, τροχιακές ιδιότητες, κατοικησιμότητα ή περιβάλλοντα. Ενώ πηγές γενικά συμφωνούν σε ένα άνω φράγμα των 10 γήινων μαζών[3][4] (~69% της μάζας του Ουρανού, που στο Ηλιακό Σύστημα είναι ο γίγαντας αερίων με τη μικρότερη μάζα), το κατώτερο όριο κυμαίνεται από 1 ή 1,9 έως 5, με διάφορους άλλους ορισμούς που εμφανίζονται στα μέσα μαζικής ενημέρωσης.[5][6][7] Ο όρος υπεργαία χρησιμοποιείται, επίσης, από τους αστρονόμους για να αναφερθούν σε πλανήτες μεγαλύτερους από τη Γη (από 0,8 έως 1,25 γήινες ακτίνες), αλλά μικρότερους από μίνι-Ποσειδώνες (από 2 έως 4 ακτίνες Γης).[8][9] Ο ορισμός αυτός έγινε από την αποστολή Kepler.[10] Μερικοί συγγραφείς προτείνουν ότι ο όρος υπεργαία μπορεί να περιορίζεται σε βραχώδεις πλανήτες χωρίς σημαντική ατμόσφαιρα, ή πλανήτες που δεν έχουν μόνο ατμόσφαιρες, αλλά και στερεές επιφάνειες ή ωκεανούς, με ένα κοφτερό όριο μεταξύ του υγρού στοιχείου και της ατμόσφαιρας, τα οποία οι τέσσερις γιγάντιοι πλανήτες του Ηλιακού μας Συστήματος δεν διαθέτουν.[11] Πλανήτες με μάζα πάνω από 10 μάζες Γης ονομάζονται ογκώδεις συμπαγείς πλανήτες[12]/μεγα-Γαίες[13][14] ή αέριοι γίγαντες πλανήτες[15] , ανάλογα με το αν η σύνθεση τους είναι επί το πλείστον βραχώδης και παγωμένη ή αέρια.

Ιστορικό ανακαλύψεων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Καλλιτεχνική απεικόνιση με υπεργαία (Κέπλερ-10b δεξιά) σε σύγκριση μεγέθους με τη Γη.
Μεγέθη υποψήφιων πλανητών με βάση 2.740 πλανήτες σε τροχιά γύρω από 2.036 αστέρια στις 4 Νοεμβρίου 2013 (NASA).

Η πρώτη υπεργαία ανακαλύφθηκε το 1992 από τους Αλεξάντερ Βόλσταν και Ντέιλ Φρέιλ (Dale Frail) γύρω από το πάλσαρ PSR B1257+12 . Οι δύο εξωτερικοί πλανήτες του συστήματος έχουν μάζα περίπου τέσσερις φορές της Γης, πολύ μικρή για να είναι γίγαντες αερίου.

Η πρώτη υπεργαία που βρέθηκε

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η πρώτη υπεργαία, γύρω από έναν κύριας ακολουθίας αστέρα, ανακαλύφθηκε από μια ομάδα με επικεφαλής τον Eugenio Rivera το 2005. Είναι σε τροχιά γύρω από τον Gliese 876 και έλαβε την ονομασία Gliese 876 d (δύο γίγαντες αερίου με μάζα ίση με του Δία είχαν ανακαλυφθεί ήδη στο σύστημα αυτό). Ο πλανήτης εκτιμάται ότι έχει 7,5 γήινες μάζες και μια πολύ σύντομη τροχιακή περίοδο δύο ημερών. Λόγω της εγγύτητας του στο μητρικό του άστρο (έναν ερυθρό νάνο), ο Gliese 876 d μπορεί να έχει θερμοκρασία επιφάνειας 430-650 K[16] πολλή ζεστή για να διατηρήσει υγρό νερό.[17]

Η πρώτη υπεργαία στην κατοικήσιμη ζώνη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τον Απρίλιο του 2007, μια ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής τον Stéphane Udry με έδρα στην Ελβετία, ανακοίνωσε ότι ανακάλυψε δύο νέες υπεργαίες στο πλανητικό σύστημα του Γκλίζε 581, (Gliese 581)[18] και οι δύο στο όριο της κατοικήσιμης ζώνης γύρω από το άστρο, όπου υγρό νερό μπορεί να υπάρχει στην επιφάνεια. O Γκλίζε 581 c (Gliese 581 c) έχοντας πέντε γήινες μάζες και απόσταση 0,073 AU από τον Γκλίζε 581, είναι στη θερμή άκρη της κατοικήσιμης ζώνης γύρω από τον Γκλίζε 581, με εκτιμώμενη μέση θερμοκρασία (χωρίς να ληφθούν υπόψη οι επιπτώσεις από ύπαρξη ατμόσφαιρας) στους -3 βαθμούς Κελσίου, με λευκαύγεια συγκρίσιμη με αυτή της Αφροδίτης και 40 βαθμούς Κελσίου, με λευκαύγεια συγκρίσιμη με της Γης. Μεταγενέστερη έρευνα πρότεινε ότι ο Γκλίζε 581c είχε πιθανότατα υποστεί φαινόμενο του θερμοκηπίου , όπως η Αφροδίτη.

Τιμές μάζας και ακτίνας για διελεύσεις από υπεργαίες σε συνάρτηση με άλλους εντοπισμένους εξωπλανήτες και επιλεγμένα μοντέλα σύνθεσης. Η μπλε γραμμή (Fe) καθορίζει πλανήτες, φτιαγμένους αποκλειστικά από σίδηρο, και η κόκκινη (H2O) κυρίως από νερό. Μεταξύ των δύο γραμμών, και πιο κοντά στη γραμμή σιδήρου, είναι πιθανά στέρεοι βραχώδεις πλανήτες, ενώ εκείνοι που είναι κοντά ή πάνω στη γραμμή νερού είναι πιο πιθανό αερίου και/ή υγροί. Οι πλανήτες του Ηλιακού μας Συστήματος είναι πάνω στο διάγραμμα, χαρακτηρισμένοι με τα αστρονομικά σύμβολα.

Οι υπεργαίες που ανακαλύφθηκαν ανά χρονιά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

2006

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δύο ακόμα υπεργαίες ανακαλύφθηκαν το 2006: ο OGLE-2005-BLG-390Lb , με μάζα 5,5 γήινες μάζες, με τη μέθοδο του βαρυτικού μικροεστιασμού, και ο HD 69830 b με 10 γήινες μάζες.[1]

2008

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η μικρότερη υπεργαία που βρέθηκε το 2008 ήταν ο ΜΟΑ-2007-BLG-192Lb. Ο πλανήτης ανακοινώθηκε από τον αστροφυσικό Ντέιβιντ Ρ. Μπένετ με τη συνεργασία της ΜΟΑ στις 2 Ιουνίου  2008.[19][20] Αυτός ο πλανήτης έχει περίπου 3,3 μάζες Γης και περιστρέφεται γύρω από ένα καφέ νάνο. Εντοπίστηκε με τη μέθοδο του βαρυτικού μικροεστιασμού.

Τον Ιούνιο του 2008, οι Ευρωπαίοι ερευνητές ανακοίνωσαν ότι ανακάλυψαν τρεις υπεργαίες γύρω από το άστρο HD 40307, ένα άστρο που έχει ελαφρώς λιγότερη μάζα από τον Ήλιο. Οι πλανήτες έχουν τουλάχιστον τις ακόλουθες ελάχιστες μάζες: 4,2, 6,7, και 9,4 φορές τη μάζα τη Γης. Οι πλανήτες εντοπίστηκαν με τη μέθοδο ακτινικής ταχύτητας  από το HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) στη Χιλή.

Επιπλέον, η ίδια η Ευρωπαϊκή ερευνητική ομάδα ανακοίνωσε έναν εξωπλανήτη με 7,5 γήινες μάζες σε τροχιά γύρω από το άστρο HD 181433. Αυτό το άστρο έχει επίσης έναν πλανήτη σαν τον Δία σε τροχιά με περίοδο τρία χρόνια.[21]

2009

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο πλανήτης COROT-7b, με μάζα που υπολογίζεται σε 4,8 γήινες μάζες και τροχιακή περίοδο μόνο 0,853 ημέρες, ανακοινώθηκε στις 3 Φεβρουαρίου του 2009. Η εκτίμηση της πυκνότητας που προκύπτει για τον COROT-7b υποδεικνύει σύνθεση, που περιλαμβάνει βραχώδη πυριτικά ορυκτά, παρόμοια με τους τέσσερις εσωτερικούς πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος, μια νέα και σημαντική ανακάλυψη.[22] Ο COROT-7b που ανακαλύφθηκε αμέσως μετά τον HD 7924 b, είναι η πρώτη υπεργαία που ανακαλύφθηκε σε τροχιά γύρω από ένα άστρο τύπου G κύριας ακολουθίας ή μεγαλύτερο.[23]

Η ανακάλυψη του Gliese 581e με ελάχιστη μάζα 1,9 γήινες μάζες ανακοινώθηκε στις 21 Απριλίου 2009. Τότε ήταν ο μικρότερος εξωηλιακός πλανήτης που ανακαλύφθηκε γύρω από ένα κανονικό άστρο και το πιο κοντινό σε μάζα με τη Γη. Ωστόσο η τροχιακή απόσταση του, μόλις 0,03 AU και η τροχιά γύρω από το άστρο του σε 3,15 μέρες, κατέταξε τον πλανήτη εκτός κατοικήσιμης ζώνης,[24][25] καθώς μπορεί να έχει 100 φορές περισσότερη παλιρροϊκή θέρμανση από τον δορυφόρο του Δία  Iώ.

Ένας πλανήτης που βρέθηκε τον Δεκέμβριο του 2009, ο GJ 1214 b, είναι 2,7 φορές μεγαλύτερος από τη Γη και περιστρέφεται γύρω από ένα άστρο πολύ μικρότερο και λιγότερο φωτεινό από τον Ήλιο. «Αυτός ο πλανήτης, μάλλον έχει υγρό νερό», είπε ο Charbonneau, καθηγητής Αστρονομίας του Χάρβαρντ και επικεφαλής συγγραφέας ενός άρθρου σχετικά με την ανακάλυψη.[26][27]

Από τον Νοέμβριο του 2009 είχαν ανακαλυφθεί 30 υπεργαίες, 24 από τις οποίες παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά από το HARPS.[28]

2010

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις 5 Ιανουαρίου του 2010, ο πλανήτης HD 156668 b με ελάχιστη μάζα 4,15 γήινες μάζες, είναι ο δεύτερoς λιγότερο μαζικός πλανήτης που εντοπίστηκε με την μέθοδο ακτινικής ταχύτητας.[29] Ο μόνος επιβεβαιωμένα μικρότερος πλανήτης με αυτή τη μέθοδο είναι ο Gliese 581e με 1,9 γήινες μάζες (βλ. παραπάνω). Στις 24 Αυγούστου, οι αστρονόμοι που χρησιμοποιούσαν το HARPS  ανακοίνωσαν την ανακάλυψη ενός πλανητικού συστήματος με επτά πλανήτες σε τροχιά γύρω από ένα άστρο σαν τον Ήλιο, το HD 10180. Ένας από τους πλανήτες, αν και δεν έχει ακόμα επιβεβαιωθεί, εκτιμάται ότι έχει ελάχιστη μάζα 1,35 ± 0,23 φορές αυτή της Γης, η οποία θα είναι η μικρότερη μάζα εξωπλανήτη που βρέθηκε μέχρι σήμερα σε τροχιά γύρω από ένα άστρο κύριας ακολουθίας.[30] Αν και μη επιβεβαιωμένη ανακάλυψη, η πιθανότητα ότι ισχύει ανέρχεται σε 98,6%.[31]

Το Εθνικό Ίδρυμα Επιστημών ανακοίνωσε στις 29 Σεπτεμβρίου, την ανακάλυψη της τέταρτης υπεργαίας (Gliese 581g) σε τροχιά εντός του Gliese 581. Ο πλανήτης ανακοινώθηκε με ελάχιστη μάζα 3,1 γήινες μάζες και σχεδόν κυκλική τροχιά σε 0,146 AU, με χρονική περίοδο 36,6 ημέρες. Έτσι τοποθετήθηκε στη μέση της κατοικήσιμης ζώνης όπου το υγρό νερό θα μπορούσε να υπάρχει και στο μέσο της απόστασης μεταξύ των πλανητών c και d. Ανακαλύφθηκε χρησιμοποιώντας τη μέθοδο ακτινικής ταχύτητας  από επιστήμονες του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνια στη Σάντα Κρουζ και το Ίδρυμα Carnegie της Ουάσιγκτον.[32][33][34] Ωστόσο, η ύπαρξη του Gliese 581g έχει αμφισβητηθεί από άλλη ομάδα αστρονόμων, και  επί του παρόντος αναφέρεται ως ανεπιβεβαίωτος σύμφωνα με το The Extrasolar Planets Encyclopaedia.[35]

2011

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις 2 Φεβρουαρίου, η ομάδα του Διαστημικού Παρατηρητηρίου Kepler κυκλοφόρησε μια λίστα 1.235 υποψήφιων εξωηλιακών πλανητών, συμπεριλαμβανομένων 68 οι οποίοι είχαν περίπου το μέγεθος της Γης (Rp < 1,25 Re) και 288 υποψηφίων με μέγεθος υπεργαίας (1,25 Re < Rp < 2 Re).[36][37] Επιπλέον, 54 υποψήφιοι πλανήτες εντοπίστηκαν στην κατοικήσιμη ζώνη. Έξι υποψήφιοι σε αυτή τη ζώνη ήταν λιγότερο από δύο φορές το μέγεθος της Γης [δηλαδή: KOI 326.01 (Rp=0,85), KOI 701,03 (Rp=1,73), KOI 268,01 (Rp=1,75), KOI 1026,01 (Rp=1,77), KOI 854,01 (Rp=1,91), KOI 70,03 (Rp=1,96) – Πίνακας 6].[36] Με μία πιο πρόσφατη μελέτη εξακριβώθηκε ότι ένας από τους υποψηφίους (KOI 326.01) είναι στην πραγματικότητα πολύ μεγαλύτερος και θερμότερος από ό, τι αναφέρθηκε για πρώτη φορά.[38] Με βάση τα τελευταία ευρήματα του Κέπλερ, ο αστρονόμος Σεθ Σόστακ (Seth Shostak) εκτίμησε ότι σε εμβέλεια χιλιάδων ετών φωτός από τη Γη, υπάρχουν «τουλάχιστον 30.000 από αυτούς τους κατοικήσιμους κόσμους.»[39] Επίσης, με βάση τα ευρήματα, η ομάδα του Κέπλερ υπολόγισε ότι υπάρχουν τουλάχιστον 50 δισεκατομμύρια πλανήτες στον Γαλαξία μας εκ των οποίων τουλάχιστον 500 εκατομμύρια είναι στην κατοικήσιμη ζώνη.[40]

Στις 17 Αυγούστου, βρέθηκε μια δυνητικά κατοικήσιμη υπεργαία με το όνομα HD 85512 b, με τη χρήση του HARPS, καθώς και τρεις υπεργαίες του συστήματος 82 G.Eridani.[41] Ο HD 85512 b, μπορεί να είναι κατοικήσιμος, αν εμφανίζει περισσότερο από 50% κάλυψη νεφών.[42][43] Ένα μήνα μετά, ανακοινώθηκε πληθώρα νέων εξωπλανητών (41), μεταξύ αυτών και  10 υπεργαίες.[44]

Στις 5 Δεκεμβρίου 2011, το διαστημικό τηλεσκόπιο Kepler ανακάλυψε τον πρώτο πλανήτη μέσα σε κατοικήσιμη ζώνη ή «ζώνη της χρυσομαλλούσας», ενός άστρου σαν τον Ήλιο. Ο Kepler-22b έχει 2,4 φορές την ακτίνα της γης και καταλαμβάνει μια τροχιά 15% πιο κοντά στο άστρο του από ότι η Γη στον Ήλιο. Ωστόσο αυτό αντισταθμίζεται από το γεγονός ότι λόγω του φασματικού του τύπου  (G5V) είναι ελαφρώς πιο αχνός από τον Ήλιο (G2V), και έτσι η θερμοκρασία της επιφάνειας θα εξακολουθεί να επιτρέπει το υγρό νερό στην επιφάνειά του.

Στις 5 Δεκεμβρίου 2011, η ομάδα του Κέπλερ ανακοίνωσε ότι είχε ανακαλύψει 2.326 υποψήφιους εξωπλανήτες, εκ των οποίων 207 παρόμοιοι σε μέγεθος με τη Γη, 680 σε μέγεθος Γης, 1.181 σε μέγεθος Πωσειδώνα, 203 σε μέγεθος Δία και  55 μεγαλύτερους από τον Δία. Σε σύγκριση με τα στοιχεία του Φεβρουαρίου 2011, ο αριθμός των πλανητών με γήινο μέγεθος και οι υπεργαίες αυξήθηκαν κατά 200% και 140% αντίστοιχα. Επιπλέον, 48 υποψήφιοι πλανήτες  βρέθηκαν στις κατοικήσιμες ζώνες των ελεγμένων άστρων, σημειώνοντας μείωση από το Φεβρουάριο, λόγω των αυστηρότερων κριτηρίων που ίσχυαν τον Δεκέμβριο.

Καλλιτεχνική απεικόνιση του 55 Cancri e μπροστά από το μητρικό του άστρο.[45]

Το 2011, υπολογίστηκε η πυκνότητα του 55 Cancri e, παρόμοια με της Γης. Στο μέγεθος περίπου δύο γήινων ακτίνων, ήταν ο μεγαλύτερος πλανήτης μέχρι το 2014, ο οποίος αποδείχτηκε ότι στερείται σημαντικής ατμόσφαιρας υδρογόνου.[46][47]

Στις 20 Δεκεμβρίου 2011, η ομάδα Κέπλερ ανακοίνωσε την ανακάλυψη των δύο πρώτων εξωπλανητών στο μέγεθος της Γης, του Κέπλερ-20e και Κέπλερ-20f, σε τροχιά γύρω από ένα άστρο σαν τον Ήλιο με το όνομα Κέπλερ-20.

2012

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο πλανήτης Gliese 667 Cb (GJ 667 Cb) ανακοινώθηκε από το HARPS, στις 19 Oκτωβρίου 2009, μαζί με άλλoυς 29 πλανήτες, ενώ ο Gliese 667 Cc (GJ 667 Cc) περιλαμβανόταν σε ένα έγγραφο που δημοσιεύτηκε στις 21 Νοεμβρίου 2011. Πιο λεπτομερή στοιχεία για τον Gliese 667 Cc δημοσιεύθηκαν στις αρχές Φεβρουαρίου του 2012.

Τον Σεπτέμβριο του 2012, ανακοινώθηκε η ανακάλυψη δύο πλανητών σε τροχιά γύρω από το Gliese 163[48] Ένας από τους πλανήτες, ο Gliese 163 c, έχει 6,9 φορές τη μάζα της Γης, είναι λίγο πιο ζεστός και θεωρήθηκε ότι είναι στην κατοικήσιμη ζώνη. [49][50]

2013

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις 7 Iανουαρίου 2013, αστρονόμοι της Αποστολής Kepler ανακοίνωσαν την ανακάλυψη του Kepler-69c (πρώην KOI-172.02), ένας εξωπλανήτης παρόμοιος με τη Γη (1,5 φορές την ακτίνα της Γης) σε τροχιά γύρω από ένα αστέρι παρόμοιο με τον Ήλιο, στην κατοικήσιμη ζώνη και, ενδεχομένως βασικός υποψήφιος να φιλοξενεί εξωγήινη ζωή".[51]

Τον Απρίλιο του 2013, χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις από την Αποστολή Kepler της NASA, μια ομάδα υπό την ηγεσία του William Borucki, του οργανισμού «Ερευνητικό Κέντρο Ames», βρήκε πέντε πλανήτες σε τροχιά γύρω από την κατοικήσιμη ζώνη ενός άστρου σαν τον Ήλιο, του  Κέπλερ-62, σε απόσταση 1.200 έτη φωτός. Αυτές οι νέες υπεργαίες έχουν ακτίνες 1,3, 1,4, 1,6 και 1,9 φορές αυτή της Γης. Θεωρητική μοντελοποίηση σε δύο από αυτές τις υπεργαίες, (Kepler-62e και ο Κέπλερ-62f), προτείνει ότι και οι δύο θα μπορούσαν να είναι στερεοί, είτε βραχώδεις και πετρώδεις με παγωμένο νερό.[52]

Στις 25 Ιουνίου 2013 ανακοινώθηκε από το Ευρωπαϊκό Νότιο Παρατηρητήριο πως βρέθηκαν τρεις υπεργαίες σε τροχιά γύρω από ένα κοντινό άστρο, σε απόσταση όπου θεωρητικά η ζωή θα μπορούσε να υπάρξει. Το άστρο αυτό ( Gliese 667C) είναι μέλος ενός τριπλού αστρικού συστήματος και οι εξωπλανήτες μέρος ενός συμπλέγματος από επτά πλανήτες που τον περιβάλλουν. Το πλανητικό σύστημα βρίσκεται σχετικά κοντά, 22 έτη φωτός από τη Γη στον αστερισμό του Σκορπιού. Οι τροχιές των πλανητών του Gliese 667C είναι στη λεγόμενη «ζώνη της χρυσομαλλούσας» δηλαδή απόσταση από το αστέρι στην οποία η θερμοκρασία είναι σωστή για υπάρχει νερό σε υγρή μορφή, χωρίς να απογυμνωθεί μακριά από την αστρική ακτινοβολία ή να κλειδωθεί μόνιμα σε πάγο.[53]

2014

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τον Μάιο του 2014, ο ήδη ανακαλυφθείς Κέπλερ-10c ήταν δεδομένο ότι είχε μάζα συγκρίσιμη με του Ποσειδώνα (17 γήινες μάζες). Με ακτίνα 2,35, είναι σήμερα ο μεγαλύτερος γνωστός πλανήτης που πιθανά έχει κατά κύριο λόγο βραχώδη σύνθεση.[54] Οι 17 γήινες μάζες είναι πολύ πάνω από τις 10, άνω όριο που χρησιμοποιείται συνήθως για τον όρο υπεργαία, ώστε έχει προταθεί ο όρος μέγα-Γαία.[55]

2015

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις 6 Ιανουαρίου 2015, η NASA ανακοίνωσε τον 1000ο επιβεβαιωμένο εξωπλανήτη ο οποίος ανακαλύφθηκε από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Kepler. Τρεις από τούς πρόσφατα επιβεβαιωμένους εξωπλανήτες βρέθηκαν σε τροχιά μέσα σε κατοικήσιμες ζώνες των σχετικών αστέρων: δύο από τους τρεις, ο Κέπλερ-438b και ο Κέπλερ-442b, είναι κοντά στο μέγεθος της Γης και πιθανότατα και βραχώδεις, ενώ ο τρίτος, ο Κέπλερ-440b, είναι μια υπεργαία.[56]

Στις 30 Ιουλίου 2015, το επιστημονικό περιοδικό «Αστρονομία & Αστροφυσική» δημοσίευσε ότι βρέθηκε ένα πλανητικό σύστημα με τρεις υπεργαίες σε τροχιά γύρω από ένα φωτεινό νάνο αστέρα. Το τετραπλό πλανητικό σύστημα, που ονομάστηκε HD 219134, είχε βρεθεί 21 έτη φωτός από τη Γη στο βόρειο ημισφαίριο στον αστερισμό της Κασσιόπης, αλλά δεν ήταν στην κατοικήσιμη ζώνη του άστρου του. Ο πλανήτης με τη μικρότερη τροχιά είναι ο HD 219134 b, και είναι ο πιο κοντινός γνωστός βραχώδης, και διερχόμενος, εξωπλανήτης μέχρι στιγμής στη Γη.[57][58][59]

2016

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τον Φεβρουάριο του 2016, ανακοινώθηκε ότι  διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble εντόπισε υδρογόνο και ήλιο (και ίχνη υδροκυανίου), αλλά όχι υδρατμούς στην ατμόσφαιρα του 55 Cancri e, αναλύοντας με επιτυχία για πρώτη φορά την ατμόσφαιρα μιας υπεργαίας.[60]

Τον Αύγουστο του 2016, οι αστρονόμοι ανακοίνωσαν την ανίχνευση του πλανήτη Εγγύτατος Κενταύρου b, ενός εξωπλανήτη  στην κατοικήσιμη ζώνη του ερυθρού νάνου Εγγύτατος του Κενταύρου, το κοντινότερο αστέρι στον Ήλιο.[61] Λόγω της εγγύτητας με τη Γη, ο Εγγύτατος Κενταύρου b μπορεί να είναι ένας προορισμός προσέγγισης για ένα στόλο από διαστρικά διαστημόπλοια StarChip όπως περιγράφονται από το σχέδιο Breakthrough Starshot.[61]

Ένατος πλανήτης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Ηλιακό μας Σύστημα δεν περιέχει καμία γνωστή υπεργαία, επειδή η Γη είναι ο μεγαλύτερος βραχώδης πλανήτης στο Ηλιακό Σύστημα, και όλοι οι μεγαλύτεροι πλανήτες έχουν τουλάχιστον 14 φορές τη μάζα της Γης και ατμόσφαιρες με πυκνά αέρια, χωρίς καλά καθορισμένες βραχώδεις ή υγρές επιφάνειες, είτε γίγαντες αερίου είτε γίγαντες πάγου, και όχι επίγειοι πλανήτες. Τον Ιανουάριο του 2016, η ύπαρξη μιας υποθετικής υπεργαίας ως ένατος πλανήτης του Ηλιακού μας Συστήματος, που αναφέρεται ως Planet Nine, προτάθηκε ως εξήγηση για την τροχιακή συμπεριφορά των έξι μεταπωσειδώνιων αντικειμένων, αλλά πιθανολογείται ότι πρόκειται για ένα παγωμένο γίγαντα σαν τον Ουρανό ή τον Ποσειδώνα.[62][63]

Σύγκριση των μεγεθών των πλανητών, με διαφορετικές συνθέσεις[64]

Χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πυκνότητα και σύνθεση μάζας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξαιτίας της μεγαλύτερης μάζας που έχουν οι υπεργαίες, τα φυσικά χαρακτηριστικά τους μπορεί να διαφέρουν από τη Γη. Τα θεωρητικά μοντέλα για τις υπεργαίες παρέχουν τέσσερις κύριες συνθέσεις ανάλογα με την πυκνότητα τους: χαμηλής πυκνότητας υπεργαίες  υποδηλώνουν συνθέσεις κυρίως από υδρογόνο και ήλιο (μίνι Πωσειδώνες), υπεργαίες ενδιάμεσης πυκνότητας υποδηλώνουν  νερό ως σημαντικό συστατικό (ωκεάνιοι πλανήτες), ή την ύπαρξη ενός πυκνότερου πυρήνα περιβεβλημένου με ένα εκτεταμένο στρώμα αερίων (νάνος αερίων ή υπο-Ποσειδώνας). Μια υπεργαία υψηλής πυκνότητας πιστεύεται ότι είναι βραχώδης ή/και μεταλλική, όπως η Γη και οι άλλοι επίγειοι πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Το εσωτερικό μιας υπεργαίας, θα μπορούσε να είναι αδιαφοροποίητο, εν μέρει διαφοροποιημένο, ή τελείως διαφοροποιημένο σε στρώματα διαφορετικής σύστασης. Ερευνητές του τμήματος αστρονομίας στο Χάρβαρντ  έχουν αναπτύξει φιλικά προς τους χρήστες online εργαλεία για να χαρακτηρίσουν τη σύνθεση μάζας στις υπεργαίες.[65][66] Μια μελέτη σχετικά με τον Gliese 876 d από μια ομάδα με επικεφαλής την Ντιάνα Βαλένθια [1] αποκάλυψε ότι θα ήταν δυνατόν να συναχθεί από μια ακτίνα που μετράται με τη μέθοδο διέλευσης για την ανίχνευση πλανητών και η μάζα των σχετικών πλανητών και η δομική τους σύνθεση. Για τον Gliese 876 d, οι υπολογισμοί κυμαίνονται από 9.200 χλμ. (1,4 γήινες ακτίνες) για έναν βραχώδη πλανήτη και έναν μεγάλο πυρήνα σιδήρου μέχρι 12.500 χλμ. (2,0 γήινες ακτίνες) για έναν υγρό και παγωμένο πλανήτη. Μέσα σε αυτό το φάσμα των ακτίνων της υπεργαίας ο Gliese 876 d θα έχει επιφάνεια βαρύτητας μεταξύ 1,9g και 3,3 g (19 και 32 m/s2). Ωστόσο, η διέλευση αυτού του πλανήτη γύρω από το μητρικό του άστρο δεν είναι γνωστή.

Το όριο μεταξύ βραχωδών πλανητών και πλανητών με ένα παχύ περίβλημα αερίων, υπολογίζεται με θεωρητικά μοντέλα. Υπολογίζοντας την επίδραση του κορεσμού της υπεριώδους XUV ακτινοβολίας, ως στάδιο των άστρων τύπου G,  που αφορά στην απώλεια του αρχέγονου περιβλήματος υδρογόνου  σε εξωπλανήτες, με μάζα πυρήνα πάνω από 1,5 γήινες μάζες (1,15 γήινες ακτίνες το πολύ), πιθανότατα δεν μπορoύν να απαλλαγούν από το δεσμευμένο νεφέλωμα  υδρογόνου που τους περιβάλλει κατά τη διάρκεια της ζωής τους.[67] Άλλοι υπολογισμοί, επισημαίνουν ότι τα όρια ανάμεσα στις χωρίς περίβλημα  βραχώδεις υπεργαίες και τους υπο-Ποσειδώνες είναι γύρω στις 1,75 ακτίνες Γης μέχρι 2 ακτίνες Γης  θα είναι το ανώτατο όριο για να είναι βραχώδεις (ένας πλανήτης με 2 γήινες ακτίνες και 5 γήινες μάζες και μία σύνθεση πυρήνα όπως η Γη θα σήμαινε ότι το 1/200 της μάζας τους θα είναι σε περίβλημα υδρογόνου, με μια ατμοσφαιρική πίεση κοντά στα 20.000 bar [68] Κατά πόσον ή όχι το αρχικό περίβλημα υπό μορφή νεφελώματος Υδρογόνου-Ηλίου χάνεται σε μία υπεργαία μετά το σχηματισμό, εξαρτάται από την τροχιακή απόσταση. Για παράδειγμα, οι υπολογισμοί σχηματισμού και  εξέλιξης του  πλανητικού συστήματος του Κέπλερ-11 δείχνουν ότι οι δύο εσώτατοι πλανήτες Kepler-11b και c, των οποίων η μάζα είναι ≈2 M⊕ και μεταξύ ≈5 και 6 M⊕ αντίστοιχα, είναι εξαιρετικά ευάλωτοι στην απώλεια του περιβλήματός τους.[69] Ειδικότερα, η πλήρης αφαίρεση του αρχέγονου  H/He περιβλήματος από ενεργά αστρικά φωτόνια φαίνεται σχεδόν αναπόφευκτη στην περίπτωση του Kepler-11b, ανεξάρτητα από την υπόθεση σχηματισμού που επιλέγεται.

Αν μια υπεργαία είναι ανιχνεύσιμη και από την ακτινική ταχύτητα και από τη μέθοδο διέλευσης, τότε η μάζα και η ακτίνα μπορούν να προσδιοριστούν, συνεπώς η μέση φαινόμενη πυκνότητα μπορεί να υπολογιστεί. Οι πραγματικές εμπειρικές παρατηρήσεις δίνουν παρόμοια αποτελέσματα με τα θεωρητικά μοντέλα, καθώς έχει βρεθεί ότι οι πλανήτες με ακτίνα μεγαλύτερη από 1,6  γήινες ακτίνες (δηλαδή μάζα μεγαλύτερη από περίπου 6 γήινες μάζες) περιέχουν σημαντικά κλάσματα πτητικών ουσιών ή H/αερίου (οι πλανήτες φαίνεται να έχουν μια ποικιλία από συνθέσεις που δεν εξηγούνται από μια ενιαία σχέση μάζα-ακτίνα, όπως αυτή που βρέθηκε σε βραχώδεις πλανήτες).[70][71] Μετά τις μετρήσεις σε 65 υπεργαίες μικρότερες από 4 γήινες ακτίνες, τα εμπειρικά δεδομένα δείχνουν ότι οι Νάνοι αερίου θα είναι η πιο συνηθισμένη σύνθεση: υπάρχει μια τάση όπου οι πλανήτες μέχρι 1,5 γήινες ακτίνες αυξάνουν την πυκνότητα ανάλογα με την ακτίνα, αλλά πάνω από 1,5 γήινες ακτίνες, η μέση πλανητική πυκνότητα μειώνεται γρήγορα αντιστρόφως ανάλογα με την ακτίνα, υποδεικνύοντας ότι αυτοί οι πλανήτες έχουν ένα μεγάλο μέρος πτητικών ουσιών τους πάνω από ένα βραχώδη πυρήνα.[72] Παρόμοια αποτελέσματα έχουν επιβεβαιωθεί από άλλες μελέτες.[73][74] Μία άλλη ανακάλυψη σε σχέση με τη σύνθεση εξωπλανητών αφορά τη σπανιότητα που παρατηρείται για πλανήτες μεταξύ 1,5 και 2,0 γήινων ακτίνων, η οποία εξηγείται από τον δισδιάστατο σχηματισμό των πλανητών (βραχώδεις υπεργαίες κάτω από 1,75 και υπο-Ποσειδώνες με το παχύ περίβλημα αερίων πάνω από 1,75 ακτίνες).[9]

Πρόσθετες μελέτες, που διεξάγονται με λέιζερ (laser) στο Lawrence Livermore National Laboratory και το εργαστήριο OMEGA στο Πανεπιστήμιο του Ρότσεστερ δείχνουν ότι οι εσωτερικές περιοχές μαγνησίου- πυριτίου του πλανήτη θα υποβάλλονται σε φάση αλλαγών κάτω από τις τεράστιες πιέσεις και θερμοκρασίες στις υπεργαίες, και ότι τα διάφορα στάδια θα διαχωρίζουν το υγρό πυριτικό μαγνήσιο σε στρώματα.

Γεωλογική δραστηριότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Περαιτέρω θεωρητική εργασία από τη Βαλένθια και άλλους επιστήμονες δείχνει ότι οι υπεργαίες θα είναι περισσότερο γεωλογικά ενεργές από τη Γη, με πιο έντονη τεκτονική των πλακών λόγω λεπτότερων πλακών που δέχονται μεγαλύτερη πίεση. Στην πραγματικότητα, τα μοντέλα τους, πρότειναν ότι η Γη ήταν η ίδια μια οριακή περίπτωση, ελάχιστα μεγαλύτερη από το κάτω όριο για να στηρίξει την τεκτονική των πλακών.[75] Ωστόσο, άλλες μελέτες καθορίζουν ότι ισχυρά ρεύματα μεταφοράς στο μανδύα που δρουν με ισχυρή βαρύτητα θα καθιστούσαν την κρούστα ισχυρότερη και έτσι θα ανέστειλαν την τεκτονική των πλακών. Η επιφάνεια του πλανήτη θα ήταν πάρα πολύ ισχυρή για τις δυνάμεις του μάγματος ώστε να σπάσει η κρούστα σε πλάκες.[76]

Εξέλιξη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η νέα έρευνα δείχνει ότι τα βραχώδη κέντρα στις υπεργαίες είναι απίθανο να εξελιχθούν σε επίγειους βραχώδεις πλανήτες όπως οι εσωτερικοί πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος, επειδή φαίνεται να διατηρούν τις μεγάλες τους ατμόσφαιρες. Αντί να εξελιχθούν σε έναν πλανήτη που αποτελείται κυρίως από πέτρα με μια λεπτή ατμόσφαιρα, ο μικρός βραχώδης πυρήνας παραμένει βυθισμένος σε ένα μεγάλο, πλούσιο σε υδρογόνο, περίβλημα.[77][78]

Θεωρητικά μοντέλα δείχνουν ότι οι Καυτοί Δίες και οι Καυτοί Ποσειδώνες μπορεί να εξελιχθούν με την υδροδυναμική απώλεια της ατμόσφαιρας τους σε μίνι-Ποσειδώνες (όπως θα μπορούσε να είναι η υπεργαία GJ 1214 b),[79] ή ακόμη και σε βραχώδεις πλανήτες που είναι γνωστοί ως chthonian πλανήτες (μετά μεταναστεύουν σε κοντινότερη απόσταση προς το γονικό τους άστρο). Η ποσότητα των εξώτατων  στρωμάτων που χάνεται εξαρτάται από το μέγεθος και το υλικό του πλανήτη και την απόσταση από το άστρο. Σε ένα τυπικό σύστημα ένας γίγαντας αερίων σε τροχιά 0,02 AU γύρω από το μητρικό άστρο, χάνει το 5-7% της μάζας κατά τη διάρκεια της ζωής του, αλλά σε τροχιά πιο κοντά από 0,015 AU μπορεί να εξατμιστεί ολόκληρος, εκτός από τον πυρήνα του.[80][81]

Οι χαμηλές πυκνότητες που προκύπτουν από παρατηρήσεις υποδηλώνουν ότι ορισμένες υπεργαίες έχουν σημαντικά περιβλήματα από H/He τα οποία μπορεί να έγιναν πιο μαζικά αμέσως μετά το σχηματισμό τους. Ως εκ τούτου, σε αντίθεση με τους επίγειους πλανήτες του ηλιακού συστήματος, αυτές οι υπεργαίες πρέπει να έχουν σχηματιστεί κατά τη διάρκεια της αέριας φάσης των προγονικών πρωτοπλανητικών δίσκων.[82]

Θερμοκρασίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εφόσον στις υπεργαίες οι ατμόσφαιρες, η λευκαύγεια και το φαινόμενο του θερμοκηπίου είναι άγνωστα, οι επιφανειακές θερμοκρασίες είναι άγνωστες και γενικά μόνο η θερμοκρασία ισορροπίας είναι γνωστή. Για παράδειγμα, η θερμοκρασία μέλανος σώματος της Γης είναι 254,3 K (-19 °C -2 °F ).[83] Συνεπώς είναι τα αέρια θερμοκηπίου που κρατούν τη Γη θερμότερη. Η Αφροδίτη έχει θερμοκρασία μέλανος σώματος μόνο 184,2 K (-89 °C ή -128 °F ), ωστόσο η πραγματική της θερμοκρασία είναι 737 K (464 °C ή 867 °F ).[84] Αν και η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης παγιδεύει περισσότερη θερμότητα από τη Γη, η NASA παραθέτει  τη θερμοκρασία μέλανος σώματος της Αφροδίτης με βάση το γεγονός ότι έχει μια εξαιρετικά υψηλή λευκαύγεια (Bond albedo 0,90, Οπτική γεωμετρική albedo 0,67),[84] δίνοντας ένα χαμηλότερο μαύρο θερμοκρασίας του σώματος από το πιο απορροφητικό (κάτω όριο Λευκαύγειας) της Γης.

Μαγνητικό πεδίο

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το μαγνητικό πεδίο της γης είναι αποτέλεσμα της ροής του υγρού μεταλλικού πυρήνα, αλλά στις υπεργαίες, η μάζα μπορεί να παράγει υψηλές πιέσεις με μεγάλο ιξώδες και υψηλές θερμοκρασίες τήξης, που θα μπορούσαν να αποτρέψουν το εσωτερικό από το χωρισμό σε διαφορετικά στρώματα και έτσι να οδηγήσει σε αδιαφοροποίητους απύρηνους μανδύες. Το οξείδιο του μαγνησίου, το οποίο είναι βραχώδες στη Γη, μπορεί να είναι υγρό μέταλλο στις πιέσεις και θερμοκρασίες που βρέθηκαν σε υπεργαίες και θα μπορούσε να δημιουργήσει μαγνητικό πεδίο στους μανδύες τους.[85] Ωστόσο, δεν έχουν ακόμη εντοπιστεί μαγνητικά πεδία σε υπεργαίες.

Κατοικησιμότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Πλανητική κατοικησιμότητα

Σύμφωνα με μία υπόθεση,[86] οι υπεργαίες με περίπου δύο γήινες μάζες μπορεί να είναι ευνοϊκές για τη ζωή. Η υψηλότερη επιφάνεια της βαρύτητας θα οδηγούσε σε μια πιο παχιά ατμόσφαιρα, σε αυξημένη διάβρωση της επιφάνειας και ως εκ τούτου σε μια επίπεδη τοπογραφία. Το τελικό αποτέλεσμα θα μπορούσε να είναι ένας πλανήτης αρχιπέλαγος με ρηχούς ωκεανούς, διάστικτος με αλυσίδες από νησιά, ιδανικός για τη βιοποικιλότητα. Ένας  πιο μαζικός πλανήτης με δύο γήινες μάζες θα διατηρούσε επίσης την περισσότερη θερμότητα στο εσωτερικό, από τον αρχικό σχηματισμό του, πολύ περισσότερο, συντηρώντας την τεκτονική των πλακών (η οποία είναι ζωτικής σημασίας για τη ρύθμιση του κύκλου του άνθρακα και ως εκ τούτου, για το κλίμα) για μεγαλύτερο χρονικό διάστημα. Η παχύτερη ατμόσφαιρα και το ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο θα προστάτευαν επίσης τη ζωή στην επιφάνεια ενάντια σε επιβλαβείς κοσμικές ακτίνες.[87]

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Valencia, V.; Sasselov, D. D.; O'Connell, R. J. (2007). «Radius and structure models of the first super-earth planet». The Astrophysical Journal 656 (1): 545–551. doi:10.1086/509800. Bibcode: 2007ApJ...656..545V. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/656/1/545/65923.html. 
  2. ↑ «Newly Discovered Exoplanet May be Best Candidate in Search for Signs of Life - Transiting rocky super-Earth found in habitable zone of quiet red dwarf star». www.eso.org. Ανακτήθηκε στις 19 Απριλίου 2017. 
  3. ↑ Fortney, J. J.; Marley, M. S.; Barnes, J. W. (2007). «Planetary Radii across Five Orders of Magnitude in Mass and Stellar Insolation: Application to Transits». The Astrophysical Journal 659 (2): 1661–1672. doi:10.1086/512120. Bibcode: 2007ApJ...659.1661F. http://iopscience.iop.org/0004-637X/659/2/1661/fulltext/. 
  4. ↑ Charbonneau, D. (2009). «A super-Earth transiting a nearby low-mass star». Nature 462 (7275): 891–894. doi:10.1038/nature08679. PMID 20016595. Bibcode: 2009Natur.462..891C. 
  5. ↑ Spotts, P. N. (28 Απριλίου 2007). «Canada's orbiting telescope tracks mystery 'super Earth'». The Hamilton Spectator. Ανακτήθηκε στις 28 Απριλίου 2012. [νεκρός σύνδεσμος]
  6. ↑ Life could survive longer on a super-Earth. 11 November 2007. https://www.newscientist.com/article/mg19626295.300-life-could-survive-longer-on-a-superearth.html. 
  7. ↑ {{cite web |date=10 April 2008 |title=A team of ICE/IEEC astronomers announces the discovery of a possible terrestrial-type exoplanet orbiting a star in the constellation of Leo |url=http://www.ice.csic.es/en/view_new.php?NID=18 Αρχειοθετήθηκε 2012-03-01 στο Wayback Machine. |publisher=Institut de Ciències de l'Espai |accessdate=2012-04-28 }}
  8. ↑ Fressin, François (2013). «The false positive rate of Kepler and the occurrence of planets». Astrophysical Journal 766: 81. doi:10.1088/0004-637X/766/2/81. Bibcode: 2013ApJ...766...81F. 
  9. ↑ 9,0 9,1 Benjamin J. Fulton et al. "The California-Kepler Survey. III. A Gap in the Radius Distribution of Small Planets
  10. ↑ Borucki, William J. (2011). «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data». The Astrophysical Journal 736: 19. doi:10.1088/0004-637X/736/1/19. Bibcode: 2011ApJ...736...19B. 
  11. ↑ Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Mass–radius relationships for solid exoplanets». The Astrophysical Journal 669 (2): 1279–1297. doi:10.1086/521346. Bibcode: 2007ApJ...669.1279S. http://iopscience.iop.org/0004-637X/669/2/1279/fulltext/. 
  12. ↑ MASS-RADIUS RELATIONSHIPS FOR SOLID EXOPLANETS, S. Seager, M. Kuchner, C. A. Hier-Majumder, B. Militzer, February 1, 2008
  13. ↑ Astronomers find a new type of planet: The 'mega-Earth'
  14. ↑ EXOPLANETS: FROM EXHILARATING TO EXASPERATING Αρχειοθετήθηκε 2015-11-06 στο Wayback Machine., 22:59, Kepler-10c: The "Mega-Earth", Dimitar Sasselov, June 2, 2014
  15. ↑ Mayor, M.· Pepe, F. (2008). «The quest for very low-mass planets». Στο: Livio, M. A Decade of Extrasolar Planets around Normal Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0521897846. 
  16. ↑ Rivera, E. (2005). «A ~7.5 Πρότυπο:Earth mass Planet Orbiting the Nearby Star, GJ 876». The Astrophysical Journal 634 (1): 625–640. doi:10.1086/491669. Bibcode: 2005ApJ...634..625R. http://iopscience.iop.org/0004-637X/634/1/625/fulltext/. 
  17. ↑ Zhou, J.-L. (2005). «Origin and Ubiquity of Short-Period Earth-like Planets: Evidence for the Sequential Accretion Theory of Planet Formation». The Astrophysical Journal 631 (1): L85–L88. doi:10.1086/497094. Bibcode: 2005ApJ...631L..85Z. 
  18. ↑ Udry, S. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets XI. Super-Earths (5 and 8 Πρότυπο:Earth mass) in a 3-planet system». Astronomy and Astrophysics 469 (3): L43–L47. doi:10.1051/0004-6361:20077612. Bibcode: 2007A&A...469L..43U. http://www.aanda.org/articles/aa/full/2007/27/aa7612-07/aa7612-07.html. 
  19. ↑ Bennett, D. P. (2008). «Discovery of a Low-mass Planet Orbiting a Low-mass Star in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192». Bulletin of the American Astronomical Society 40: 529. Bibcode: 2008AAS...212.1012B. 
  20. ↑ Bennett, D. P. (2008). «A Low‐Mass Planet with a Possible Sub‐Stellar‐Mass Host in Microlensing Event MOA‐2007‐BLG‐192». The Astrophysical Journal 684: 663–683. doi:10.1086/589940. Bibcode: 2008ApJ...684..663B. 
  21. ↑ «AFP: Astronomers discover clutch of 'super-Earths'». Agence France-Presse. 16 Ιουνίου 2008. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 19 Ιουνίου 2008. Ανακτήθηκε στις 28 Απριλίου 2012. 
  22. ↑ Queloz, D. (2009). «The CoRoT-7 planetary system: two orbiting Super-Earths». Astronomy and Astrophysics 506 (1): 303–319. doi:10.1051/0004-6361/200913096. Bibcode: 2009A&A...506..303Q. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2012-01-11. https://web.archive.org/web/20120111055444/http://exoplanet.eu/papers/corot7-RV.pdf. Ανακτήθηκε στις 2017-12-14. 
  23. ↑ Howard, A. W. (2009). «The NASA-UC Eta-Earth Program: I. A Super-Earth Orbiting HD 7924». The Astrophysical Journal 696: 75–83. doi:10.1088/0004-637X/696/1/75. Bibcode: 2009ApJ...696...75H. 
  24. ↑ «Lightest exoplanet yet discovered». European Southern Observatory. 21 Απριλίου 2009. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Ιουλίου 2009. Ανακτήθηκε στις 15 Ιουλίου 2009. 
  25. ↑ Barnes, R.; Jackson, B.; Greenberg, R.; Raymond, S. N. (2009). «Tidal Limits to Planetary Habitability». The Astrophysical Journal Letters 700: L30. doi:10.1088/0004-637X/700/1/L30. Bibcode: 2009ApJ...700L..30B. 
  26. ↑ Sutter, J. D. (16 Δεκεμβρίου 2009). «Scientists spot nearby 'super-Earth'». CNN. Ανακτήθηκε στις 24 Μαΐου 2010. 
  27. ↑ Rogers, L.; Seager, S. (2010). «Three Possible Origins for the Gas Layer on GJ 1214b». The Astrophysical Journal 716 (2): 1208–1216. doi:10.1088/0004-637X/716/2/1208. Bibcode: 2010ApJ...716.1208R. 
  28. ↑ «32 planets discovered outside solar system». CNN. 19 October 2009. http://www.cnn.com/2009/TECH/science/10/19/space.new.planets/index.html. Ανακτήθηκε στις 24 May 2010. 
  29. ↑ «Second Smallest Exoplanet Found To Date At Keck». W. M. Keck Observatory. 7 Ιανουαρίου 2010. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Μαρτίου 2016. Ανακτήθηκε στις 7 Ιανουαρίου 2010. 
  30. ↑ «Richest Planetary System Discovered». European Southern Observatory. 24 Αυγούστου 2010. Ανακτήθηκε στις 24 Αυγούστου 2010. 
  31. ↑ Lovis, C. (2010). «The HARPS search for southern extra-solar planets XXVII. Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems». Astronomy & Astrophysics. http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1035/eso1035.pdf. 
  32. ↑ Overbye, D. (29 September 2010). «New Planet May Be Able to Nurture Organisms». The New York Times. https://www.nytimes.com/2010/09/30/science/space/30planet.html?hpw. Ανακτήθηκε στις 2 October 2010. 
  33. ↑ Πρότυπο:Cite press
  34. ↑ Vogt, S. S. (2010). «The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 Πρότυπο:Earth mass Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581». Astrophysical Journal 723: 954–965. doi:10.1088/0004-637X/723/1/954. Bibcode: 2010ApJ...723..954V. http://www.nsf.gov/news/newsmedia/goldilocks_planet/goldilocks_paper_gliese581.pdf. 
  35. ↑ «Star: Gl 581». Extrasolar Planets Encyclopaedia. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Μαΐου 2012. Ανακτήθηκε στις 28 Απριλίου 2012. 
  36. ↑ 36,0 36,1 Borucki, W. J.; Koch, David G.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; Bryson, Stephen T.; Caldwell, Douglas; Christensen-Dalsgaard, Jørgen και άλλοι. (2011). «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data». The Astrophysical Journal 736: 19. doi:10.1088/0004-637X/736/1/19. Bibcode: 2011ApJ...736...19B. 
  37. ↑ Borucki, W. J.; for the Kepler Team (2010). «Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the First Data Set: The Majority are Found to be Neptune-Size and Smaller».
    arXiv:1006.2799
     [astro-ph.EP]
    .     

  38. ↑ Grant, A. (8 Μαρτίου 2011). «Exclusive: "Most Earth-Like" Exoplanet Gets Major Demotion—It Isn't Habitable». 80beats. Discover Magazine. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 19 Οκτωβρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 9 Μαρτίου 2011.  Εξωτερικός σύνδεσμος στο |work= (βοήθεια)
  39. ↑ Shostak, S. (3 February 2011). «A Bucketful of Worlds». Huffington Post. http://www.huffingtonpost.com/seth-shostak/a-bucketful-of-worlds_b_817921.html. Ανακτήθηκε στις 3 February 2011. 
  40. ↑ Borenstein, S. (19 February 2011). «Cosmic census finds crowd of planets in our galaxy». Associated Press. http://apnews.excite.com/article/20110219/D9LG45NO0.html. Ανακτήθηκε στις 2011-02-19. 
  41. ↑ Pepe, F. (2011). «The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone: I – Very low-mass planets around HD20794, HD85512 and HD192310». Astronomy & Astrophysics 534: A58. doi:10.1051/0004-6361/201117055. Bibcode: 2011A&A...534A..58P. 
  42. ↑ Kaltenegger, L.; Udry, S.; Pepe, F. (2011). «A Habitable Planet around HD 85512?».
    arXiv:1108.3561
     [astro-ph.EP]
    .     

  43. ↑ «Star: HD 20781». Extrasolar Planets Encyclopaedia. http://exoplanet.eu/star.php?st=HD+20781. Ανακτήθηκε στις 12 September 2011. 
  44. ↑ Mayor, M. (2011). «The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets».
    arXiv:1109.2497
     [astro-ph]
    .     

  45. ↑ «First Detection of Super-Earth Atmosphere». Ανακτήθηκε στις 18 Φεβρουαρίου 2016. 
  46. ↑ Winn, J.N. (2008). «A Super Earth Transiting a Naked-Eye Star». The Astrophysical Journal 737: L18. doi:10.1088/2041-8205/737/1/L18. Bibcode: 2011ApJ...737L..18W. 
  47. ↑ Staff (20 Ιανουαρίου 2012). «Oozing Super-Earth: Images of Alien Planet 55 Cancri e». Space.com. Ανακτήθηκε στις 21 Ιανουαρίου 2012. 
  48. ↑ Staff (20 Σεπτεμβρίου 2012). «LHS 188 – High proper-motion Star». Centre de données astronomiques de Strasbourg(Strasbourg astronomical Data Center). Ανακτήθηκε στις 20 Σεπτεμβρίου 2012. 
  49. ↑ Méndez, Abel (29 Αυγούστου 2012). «A Hot Potential Habitable Exoplanet around Gliese 163». University of Puerto Rico at Arecibo (Planetary Habitability Laboratory). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Οκτωβρίου 2019. Ανακτήθηκε στις 20 Σεπτεμβρίου 2012. 
  50. ↑ Redd, Nola (20 Σεπτεμβρίου 2012). «Newfound Alien Planet a Top Contender to Host Life». Space.com. Ανακτήθηκε στις 20 Σεπτεμβρίου 2012. 
  51. ↑ Moskowitz, Clara (9 Ιανουαρίου 2013). «Most Earth-Like Alien Planet Possibly Found». Space.com. Ανακτήθηκε στις 9 Ιανουαρίου 2013. 
  52. ↑ Indian Express
  53. ↑ «Three super-Earths discovered in habitable zone of same star ‘for the first time’». RT News. 2013-06-26. http://rt.com/news/super-earths-habitable-zone-228/. Ανακτήθηκε στις 19 September 2013. 
  54. ↑ The Kepler-10 planetary system revisited by HARPS-N: A hot rocky world and a solid Neptune-mass planet: Xavier Dumusque, Aldo S. Bonomo, Raphaelle D. Haywood, Luca Malavolta, Damien Segransan, Lars A. Buchhave, Andrew Collier Cameron, David W. Latham, Emilio Molinari, Francesco Pepe, Stephane Udry, David Charbonneau, Rosario Cosentino, Courtney D. Dressing, Pedro Figueira, Aldo F. M. Fiorenzano, Sara Gettel, Avet Harutyunyan, Keith Horne, Mercedes Lopez-Morales, Christophe Lovis, Michel Mayor, Giusi Micela, Fatemeh Motalebi, Valerio Nascimbeni, David F. Phillips, Giampaolo Piotto, Don Pollacco, Didier Queloz, Ken Rice, Dimitar Sasselov, Alessandro Sozzetti, Andrew Szentgyorgyi, Chris Watson
  55. ↑ EXOPLANETS: FROM EXHILARATING TO EXASPERATING Αρχειοθετήθηκε 2015-09-20 στο Wayback Machine., 22:59, Kepler-10c: The "Mega-Earth", Dimitar Sasselov, 2 June 2014, YouTube
  56. ↑ Clavin, Whitney· Chou, Felicia· Johnson, Michele (6 Ιανουαρίου 2015). «NASA's Kepler Marks 1,000th Exoplanet Discovery, Uncovers More Small Worlds in Habitable Zones». NASA. Ανακτήθηκε στις 6 Ιανουαρίου 2015. 
  57. ↑ «Astronomers find star with three super-Earths». 30 Ιουλίου 2015. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 1 Ιουλίου 2017. Ανακτήθηκε στις 30 Ιουλίου 2015. 
  58. ↑ «PIA19832: Location of Nearest Rocky Exoplanet Known». NASA. 30 Ιουλίου 2015. Ανακτήθηκε στις 30 Ιουλίου 2015. 
  59. ↑ Chou, Felicia· Clavin, Whitney (30 Ιουλίου 2015). «NASA's Spitzer Confirms Closest Rocky Exoplanet». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 17 Μαΐου 2017. Ανακτήθηκε στις 31 Ιουλίου 2015. 
  60. ↑ Staff (16 Φεβρουαρίου 2016). «First detection of super-earth atmosphere». Phys.org. Ανακτήθηκε στις 17 Φεβρουαρίου 2016. 
  61. ↑ 61,0 61,1 Chang, Kenneth (24 August 2016). «One Star Over, a Planet That Might Be Another Earth». New York Times. https://www.nytimes.com/2016/08/25/science/earth-planet-proxima-centauri.html. Ανακτήθηκε στις 24 August 2016. 
  62. ↑ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E. (20 January 2016). «Evidence for a distant giant planet in the Solar System». The Astronomical Journal 151 (2): 22. doi:10.3847/0004-6256/151/2/22. Bibcode: 2016AJ....151...22B. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/2/22. 
  63. ↑ «New planet lurks in Solar System». The Straits Times. The Straits Times. 22 Ιανουαρίου 2016. Ανακτήθηκε στις 8 Φεβρουαρίου 2016. 
  64. ↑ «Scientists Model a Cornucopia of Earth-sized Planets». Goddard Space Flight Center. 24 Σεπτεμβρίου 2007. Ανακτήθηκε στις 28 Απριλίου 2012. 
  65. ↑ www.astrozeng.com
  66. ↑ Li Zeng and Dimitar Sasselov. "A Detailed Model Grid for Solid Planets from 0.1 through 100 Earth Masses". In the Publications of the Astronomical Society of the Pacific (PASP), Chicago Journals, Volume 125, No. 925, pp. 227–239, March 2013.
  67. ↑ H. Lammer et al. "Origin and loss of nebula-captured hydrogen envelopes from `sub´- to `super-Earths´in the habitable zone of Sun-like stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Oxford University Press.
  68. ↑ Eric D. Lopez, Jonathan J. Fortney "Understanding the Mass-Radius Relation for Sub-Neptunes: Radius as a Proxy for Composition"
  69. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). «In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets». The Astrophysical Journal 828: in press. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. Bibcode: 2016ApJ...828...33D. 
  70. ↑ Courtney D. Dressing et al. "The Mass of Kepler-93b and The Composition of Terrestrial Planets"
  71. ↑ Leslie A. Rogers "Most 1.6 Earth-Radius Planets are not Rocky"
  72. ↑ Lauren M. Weiss, and Geoffrey W. Marcy. "The mass-radius relation for 65 exoplanets smaller than 4 Earth radii"
  73. ↑ Geoffrey W. Marcy, Lauren M. Weiss, Erik A. Petigura, Howard Isaacson, Andrew W. Howard and Lars A. Buchhave. "Occurrence and core-envelope structure of 1-4x Earth-size planets around Sun-like stars"
  74. ↑ Geoffrey W. Marcy et al. "Masses, Radii, and Orbits of Small Kepler Planets: The Transition from Gaseous to Rocky Planets"
  75. ↑ Πρότυπο:Cite press
  76. ↑ Barry, C. (17 October 2007). «The plate tectonics of alien worlds». Cosmos. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2012-05-04. https://web.archive.org/web/20120504184330/http://www.cosmosmagazine.com/node/1658. Ανακτήθηκε στις 2017-12-14. 
  77. ↑ Black, Charles. «Super-Earths are more like mini-Neptunes». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 14 Μαρτίου 2013. Ανακτήθηκε στις 14 Δεκεμβρίου 2017. 
  78. ↑ Lammer, Helmut; Erkaev, N. V.; Odert, P.; Kislyakova, K. G.; Leitzinger, M.; Khodachenko, M. L. (2013). «Probing the blow-off criteria of hydrogen-rich 'super-Earths'». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Royal Astronomical Society) 430 (2): 1247–1256. doi:10.1093/mnras/sts705. Bibcode: 2013MNRAS.430.1247L. 
  79. ↑ Charbonneau, David et al. (2009), A super-Earth transiting a nearby low-mass star, Nature 462, p.891–894
  80. ↑ «Exoplanets Exposed to the Core». 25 Απριλίου 2009. Ανακτήθηκε στις 25 Απριλίου 2009. 
  81. ↑ Sotin, Christophe; Grasset, O.; Mocquet, A. (2013), Are terrestrial exoplanets Earth-like, Venus-like, or the remnants of gas- or ice-giants?, American Astronomical Society.
  82. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). «Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks». The Astrophysical Journal 778 (1): 77. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. Bibcode: 2013ApJ...778...77D. 
  83. ↑ Grayzeck, E. (17 Νοεμβρίου 2010). «Earth Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 28 Απριλίου 2012. 
  84. ↑ 84,0 84,1 Grayzeck, E. (17 Νοεμβρίου 2010). «Venus Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 23 Δεκεμβρίου 2009. 
  85. ↑ Super-Earths Get Magnetic 'Shield' from Liquid Metal, Charles Q. Choi, SPACE.com, November 22, 2012 02:01pm ET,
  86. ↑ Better Than Earth, René Heller, Scientific American 312, January, 2015
  87. ↑ Box 1 Super-Earths' Big Benefits for Life, René Heller, Scientific American 312, January, 2015

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Υπεργαία&oldid=10669195"