Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Super Pământ

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Imagine artistică reprezentând Gliese 876 d , primul super-Pământ descoperit în jurul unei stele de secvență principală

În astronomie, un super-Pământ este definit ca o exoplanetă de tip stâncos care are o masă cuprinsă între 1,9 [1] [2] - 5 [3] și 10 mase de pământ (M ⊕ ) ; [1] [3] această clasă de planete este, prin urmare, o încrucișare între giganții de masă gazoși similari cu Uranus și Neptun și planetele stâncoase de dimensiuni similare Pământului . [3] Sistemul nostru solar nu conține planete care pot fi clasificate în această categorie, deoarece cea mai mare planetă stâncoasă este Pământul și cea mai mare planetă imediată, Uranus, este un gigant gazos cu o masă egală cu aproximativ 14 ori mai mare decât cea a pământului ..

Termenul „super Pământ” se referă exclusiv la masa planetei și nu ia în considerare alte proprietăți, cum ar fi condițiile de suprafață sau posibila habitabilitate . Pentru a evita ambiguitatea potențială, s-au inventat și alți termeni, de utilizare mai puțin răspândită, pentru a sublinia unele caracteristici probabile ale anumitor super-Pământuri identificate: nano de gaz , pentru cele mai masive planete din această categorie și probabil alcătuite din cantități mari de gaz; super Venus sau super Pluto , pentru a sublinia temperaturile de suprafață foarte ridicate sau invers foarte scăzute care ar caracteriza planeta în cauză.

Primele planete aparținând acestei categorii au fost descoperite în 1992 în jurul unui pulsar ; cu toate acestea, din 2005 a început să se identifice super-Pământurile în jurul stelelor secvenței principale , odată cu descoperirea lui Gliese 876 d . [4]

Definiție

În general, definiția super Pământului se bazează exclusiv pe masă și nu include alte caracteristici, cum ar fi temperatura , compoziția, parametrii orbitali sau de mediu, similari cu cei ai Pământului. În timp ce sursele sunt în general de acord în indicarea a 10 mase ale Pământului (~ 69% din masa lui Uranus ) ca limită superioară pentru ca un super Pământ să fie considerat ca atare, [1] [2] [3] limita inferioară variază între 1 [1] -1,9 [2] e 5 M ⊕ . [3] Potrivit altor autori, termenul ar trebui limitat la planete fără un anvelopă atmosferică semnificativă. [5] Planete care depășesc 10 M ⊕ intră în grupul giganților gazoși . [6] Începând din 2019, se explică, în plus, lipsa așa-numitelor planete intermediare ( decalajul Fulton , de la numele astronomului care a detectat fenomenul), adică având o rază cuprinsă între 1,5 și de două ori cea terestră. la o bază statistică insuficientă, la posibilitatea unor scenarii suplimentare în evoluția formării exoplanetare. [7]

Istorie

Primele descoperiri (1992-2005)

Valorile de masă și rază ale super-Pământurilor în tranzit comparativ cu parametrii analogi ai altor exoplanete identificate.

Descoperirea primelor super-Pământuri coincide cu descoperirea primelor exoplanete : în 1992 Aleksander Wolszczan și Dale Frail au descoperit trei planete în jurul pulsarului milisecund PSR B1257 + 12 [8] a căror masă era cuprinsă între 0,025 și 4,3 ori masa terestră: valori prea mici pentru a le considera giganți gazoși. [9] Întrucât până atunci existența exoplanetelor a fost doar subiectul discuțiilor și speculațiilor, descoperirea a stârnit un mare interes în comunitatea științifică , deoarece acestea au fost primele exoplanete confirmate și, de altfel, au orbitat în jurul unui pulsar , surprinzător pentru momentul în care a fost s-a presupus că numai stelele secvenței principale ar putea avea planete. [10]

Cu toate acestea, va fi necesar să așteptați până în 2005 înainte ca primul super Pământ din jurul unei stele de secvență principală să fie identificat: a fost Gliese 876 d , descoperit de un grup condus de cercetătorul Eugenio Rivera [4] pe orbita în jurul piticii roșii Gliese 876 ( anterior doi giganți gazoși asemănători ca dimensiune cu Jupiter fuseseră descoperiți în sistem). Are o masă estimată între 5,8 și 7,5 mase terestre [4] și o perioadă orbitală de doar două zile; apropierea planetei de steaua sa mamă înseamnă că temperatura suprafeței sale este destul de ridicată, între 430 și 650 K. [11]

A doua jumătate a anilor 2000 (2006-2010)

În 2006 au fost descoperite alte două super-Pământuri: OGLE-2005-BLG-390L b , cu o masă de 5,5 ori mai mare decât Pământul, descoperită datorită efectului de lentilă gravitațională și HD 69830 b , cu o masă egală cu 10 ori mai mare decât a Pământului.terestru.

Super Earth Gliese 581 c așa cum este reprezentat în programul Celestia .

În aprilie 2007, un grup elvețian , condus de Stéphane Udry , a anunțat descoperirea a două super-Pământuri în jurul piticului roșu Gliese 581 , [12] numit Gliese 581 c și d și se crede că ambele se află la marginea zonei locuibile a sistemului . La momentul descoperirii, se credea că Gliese 581 c, care are o masă egală cu 5 ori cea a Pământului și este în medie distanță de steaua mamă 0,073 au ( 11 milioane km ), a fost situat în marginea cea mai interioară și cea mai caldă a zonei locuibile. Prin urmare, inițial s-a crezut că temperatura planetei variază între minimum −3 ° C ( 270 K ), cu un albedo comparabil cu Venus și un maxim de 40 ° C ( 313 K ), cu un albedo comparabil cu cel terestru. Cu toate acestea, cercetările ulterioare au arătat că Gliese 581 c ar fi situat mult mai intern decât zona locuibilă a sistemului și ar suferi, de asemenea, de un efect de seră important, similar cu cel care afectează Venus. [13] Gliese 581 d, cu o masă de 7,7 ori mai mare decât a pământului, orbitează în interiorul zonei locuibile, la limita sa exterioară. [14]

În iunie 2008, a fost descoperită una dintre cele mai mici super-Pământuri de masă, MOA-2007-BLG-192Lb ; identificată grație efectului lentilei gravitaționale , planeta are o masă de aproximativ 3,3 M ⊕ și orbitează o pitică maro . [15]

În aceeași lună, a fost anunțată descoperirea a trei super-Pământuri care orbitează în jurul unei stele puțin mai mici decât Soarele , HD 40307 . Prima planetă are o masă egală cu 4,2 mase de pământ, a doua 6,7 ​​și a treia 9,4. Cele trei planete au fost identificate datorită metodei vitezei radiale calculate utilizând spectrograful HARPS situat în Chile , la observatorul La Silla . [16] Aceeași echipă a anunțat descoperirea unei alte planete cu 7,5 ori masa Pământului în jurul stelei HD 181433 , în jurul căreia un Jupiter-ca planeta deja cunoscut , cu o perioadă de trei ani perioada de orbite. [17]

Impresia artistului asupra super-Pământului CoRoT-7 b .

În februarie 2009 a fost anunțată descoperirea CoRoT-7 b , cu o masă estimată de 4,8 M ⊕ și o perioadă orbitală de doar 0,853 zile; densitatea estimată pare să indice o compoziție foarte asemănătoare cu cea a planetelor sistemului solar interior , deci cu o prevalență a silicaților . [18] CoRoT-7 b, descoperit imediat după HD 7924 b , este primul super-Pământ identificat în jurul unei stele de secvență principală, alta decât o pitică roșie. [19]

La 21 aprilie 2009 a fost anunțată descoperirea unui alt super Pământ în jurul Gliese 581: Gliese 581 e . Cu o masă de aprox 1,9 M ⊕ , este cea mai mică exoplanetă identificată până acum în jurul unei stele de secvență principală; își orbitează steaua în 3,15 zile la o distanță medie de 0,03 au . [14] Se crede că planeta experimentează încălzirea mareelor ​​de cel puțin 100 de ori mai mare decât ceea ce experimentează satelitul Io de la Jupiter. [20]

În decembrie 2009 a fost anunțată descoperirea Gliese 1214 b , de 2,7 ori mai masivă decât Pământul, [21] a cărui densitate este compatibilă cu cea ipotezată pentru o planetă oceanică . [5]

Din cele 32 de super-Pământuri descoperite în 2009, 24 au fost descoperite folosind instrumentul HARPS montat pe telescoapele Keck . [22]

În ianuarie 2010 a fost identificată planeta HD 156668 b ; masa sa minimă de 4,15 mase de pământ o face a doua planetă cel mai puțin masivă descoperită prin metoda vitezei radiale , [23] după Gliese 581 e.

La 24 august a fost anunțată descoperirea unui sistem planetar format din cel puțin șapte planete, nu toate confirmate, pe orbită în jurul piticului galben HD 10180 ; una dintre planetele neconfirmate, HD 10180 b, ar avea o masă de 1,35 ± 0,23 M ⊕ , ceea ce l-ar face, dacă ar fi confirmat, cea mai puțin exoplanetă masivă descoperită în jurul unei stele secvențiale principale; [24] cu toate acestea, există o probabilitate de 98,6% ca planeta să existe de fapt. [25]

Comparație între orbitele sistemului Kepler-11 și cele ale lui Mercur și Venus din sistemul solar.

La 29 septembrie, a fost anunțată descoperirea, prin măsurarea vitezei radiale, a unui al patrulea super-Pământ în jurul Gliese 581; numit Gliese 581 g sau, pe cale amiabilă, Zarmina , [26] [27] planeta are o masă de 3,1 ori mai mare decât Pământul și orbitează conform unei traiectorii aproape circulare la o distanță medie de steaua 0.146 au , care îl plasează în zona locuibilă. [28] [29] Descoperirea planetei, împreună cu cea contemporană a lui Gliese 581 f , a fost pusă sub semnul întrebării printr-o analiză ulterioară a datelor, din care nu s-a obținut nici o confirmare precisă a prezenței efective a acestor ultime două planete; [30] Extrasolar Planet Encyclopedia le clasifică, din decembrie 2011, ca neconfirmate . [31]

Două mii și zece ani (2011-2020)

La 2 februarie 2011, Telescopul Spațial Kepler a transmis o listă de 1235 de exoplanete probabile, care include 68 de planete posibile de dimensiuni similare Pământului (R <1,25 R ⊕ ) și alte 288 posibile super-Pământuri (1,25 R ⊕ <R <2 R ⊕ ). [32] [33] În plus, 54 de planete probabile au fost identificate în zona locuibilă a sistemului lor; șase dintre acestea au dimensiuni mai mici decât dublu față de cele terestre: KOI 326.01 (R = 0.85 R ⊕ ), KOI 701.03 (R = 1.73 R ⊕ ), KOI 268.01 (R = 1.75 R ⊕ ), KOI 1026.01 (R = 1.77 R ⊕ ), KOI 854.01 (R = 1.91 R ⊕ ), KOI 70.03 (R = 1.96 R ⊕ ). [32] De asemenea, este de remarcat un sistem format din șase planete, numite "b" până la "g", care orbitează Kepler-11 , o pitică galbenă foarte asemănătoare cu Soarele. [34] Toate cele șase planete, ale căror mase sunt cuprinse între 2,3 și 13,5 M ⊕ , tranzitează pe suprafața stelei, în virtutea înclinației lor față de linia noastră de vedere mai mică de un grad . [35] Această proprietate a făcut posibilă măsurarea directă a diametrelor și perioadelor orbitale pur și simplu prin monitorizarea eclipselor stelei de către planete. Sistemul este cel mai compact cunoscut: orbitele planetelor de la „b” la „f” se află de fapt toate la o distanță mai mică decât cea care separă Mercur de Soare, în timp ce orbita lui „g” este cu 20% mai lată decât la orbita lui Mercur.

Pe baza acestor ultime descoperiri, astronomii speculează că ar putea fi cel puțin 30.000 de planete locuibile probabil la o mie de ani de lumină de Pământ, [36] cel puțin 50 de miliarde de planete stâncoase doar pe Calea Lactee , dintre care 500 de milioane orbitează probabil în zona locuibilă a sistemului lor. [37]

Comparație între o reconstrucție artistică a KOI-172.02 și Pământ.

Descoperirea altor patru super-Pământuri ( Gliese 370 b și cele trei care orbitează sistemul HD 20794 ) prin spectrograful HARPS al ESO a fost anunțată la 17 august 2011; [38] dintre acestea, Gliese 370 b ar sta la limita internă a zonei locuibile a sistemului și ar fi potențial locuibilă dacă ar avea un strat de nori capabil să acopere mai mult de 50% din suprafața planetară. [39] [40] Alte 12 super-Pământuri, din 41 de exoplanete nou descoperite, au fost confirmate pe 12 septembrie. [41]

La 5 decembrie 2011, a fost anunțată și confirmată descoperirea, prin telescopul Kepler, a primului super Pământ care orbitează fără echivoc în zona locuibilă a sistemului său planetar: este Kepler-22 b , [42] o planetă cu o rază de De 2,4 ori cea terestră , care orbitează la o distanță de steaua sa (o pitică galbenă puțin mai mică decât Soarele) de aproximativ 0,89 au . [43]

În septembrie 2012 a fost anunțată descoperirea a două planete pe orbită în jurul Gliese 163 , [44] [45] [46] dintre care una, Gliese 163 c , cu o masă egală cu 6,9 ori masa Pământului și probabil orbitând în zona locuibilă a sistemului. [45] [46] În luna octombrie a aceluiași an s-a făcut anunțul despre descoperirea probabilă a unui super pământ și în jurul α Centauri B , [47] care face parte din sistemul stelar cel mai apropiat de Soare , în timp ce în decembrie erau cinci super-Pământuri anunțate pe orbită în jurul τ Ceti din apropiere, [48] dintre care unul, e , ar fi în zona locuibilă. [49]

În ianuarie 2013 s-a anunțat apoi descoperirea, în urma analizei datelor furnizate de telescopul spațial Kepler, a unei posibile planete, numită KOI-172.02 , foarte asemănătoare cu Pământul ( R = 1,5 r ⊕ ) care orbitează în zona locuibilă a sistemului unei pitici galbene asemănătoare Soarelui; această planetă este considerată un posibil candidat pentru a găzdui forme de viață extraterestre. [50] În aprilie a aceluiași an, a fost anunțată descoperirea a cinci planete care orbitează în zona locuibilă a stelei Kepler-62 , la 1.200 de ani lumină distanță de sistemul solar. [51] Alte trei super-Pământuri au fost identificate în jurul piticului roșu Gliese 667 C și fac parte dintr-un sistem mai mare care include alte patru planete. [52]

Caracteristici

Raza, compoziția și gravitația

Comparație între diferitele dimensiuni pe care le-ar asuma super-pământurile în funcție de masa și compoziția lor.
Legendă: Fe - planetă feroasă; SiO 2 - planeta silicat; C - planeta carbonului; H 2 O - planeta oceanului; CO - planeta monoxidului de carbon; H - planeta hidrogenului (nano gaz).

Datorită masei lor mai mari decât cea a Pământului, caracteristicile fizice ale super-Pământurilor diferă substanțial de cele ale planetei noastre.

Principala caracteristică a super-Pământurilor este valoarea ridicată a gravitației de suprafață, în general mai mare decât cea a lui Neptun și Saturn (și, în unele cazuri, chiar și a lui Jupiter), care depinde strict de valoarea masei și de mărimea acestora planete. Un grup de astronomi a dezvoltat modele fizico-matematice pentru a deduce dimensiunile a paisprezece tipuri diferite de planete despre care se crede că există în galaxia noastră; printre acestea, planete compuse din substanțe pure, cum ar fi apă și / sau gheață ( planete oceanice ), carbon , fier , silicați , monoxid de carbon , carbură de siliciu și amestecuri ale acestor substanțe. [53] Echipa a calculat modul în care gravitația comprimă aceste planete, permițându-le să prezică o valoare precisă a diametrului în funcție de compoziția și masa luată în considerare. De exemplu, o planetă cu masă terestră compusă din apă și / sau gheață ar avea un diametru de aproximativ 15 700 km , în timp ce o planetă feroasă cu masă egală ar avea un diametru de doar 4 800 km ; [53] pentru comparație, Pământul, format în principal din silicați cu miez feros, are un diametru ecuatorial de 12 756 km . Prin urmare, se poate deduce că planetele cu prevalență de apă și gheață sunt cele mai puțin dense, în timp ce planetele feroase sunt cele cu cea mai mare densitate; cu toate acestea, trebuie avut în vedere faptul că, cu aceeași compoziție, o planetă masivă este mai densă decât o planetă mai puțin masivă. [54]

Un studiu efectuat pe planeta Gliese 876 d [1] a făcut cunoscut faptul că ar fi teoretic posibil să se deducă compoziția unui super Pământ prin calcularea densității pornind de la rază , măsurabilă în timpul tranzitului pe suprafața stelei și din masa planetei, deductibilă prin măsurători astrometrice . [1] În cazul specific, deoarece Gliese 876 d nu este o planetă tranzitorie și întrucât singura valoare cunoscută este masa sa ( 5,88 ± 0,99 M ⊕ [4] ), raza sa teoretică calculată este între 9 200 km ( 1,4 r ⊕ ), presupunând că este o planetă silicată cu un miez feros mare, e 12 500 km ( 2,0 r ⊕ ), presupunând o planetă oceanică. [4] Gravitația de suprafață estimată pentru o planetă a cărei rază se încadrează în acest interval ar fi cuprinsă între 1,9 și 3,3 g (19 și 32 m / s² ). [1]

Formare și structură

Structura unui super-Pământ reflectă căile care au condus la formarea sa. [55] În funcție de regiunea sistemului planetar în care s-a format planeta, este posibil să se recunoască două tipuri principale de super-Pământ: super-Pământuri bogate în apă și gheață, care s-au format dincolo de linia de îngheț a sistemului și care va da naștere planetelor oceanului și super-Pământurilor sărace în apă, aproximativ asemănătoare cu planetele sistemului solar interior și formate în interiorul liniei de îngheț . [54]

Structura internă a Pământului în comparație cu cea a unui super-Pământ de silicat (stânga) și a unei planete oceanice (dreapta).

Formarea unui super-Pământ sărac în apă urmărește practic formarea planetelor stâncoase ale sistemului solar. Coliziunea și agregarea planetesimalelor , fragmente de rocă bogate în fier și silicați prezenți în discul circumstelar rămas de la nașterea stelei părinte , [56] determină formarea unui anumit număr de protoplanete , [57] care, prin în virtutea fricțiunii enorme cauzate de coliziuni multiple, apar ca sfere foarte fierbinți de rocă topită care radiază căldură în spațiul înconjurător. Răcirea celei mai superficiale părți a magmei determină formarea structurilor cristaline ale silicaților de fier, din care vor proveni mineralele . În funcție de cantitatea de oxigen din silicați, este posibil ca o parte din fier să nu fie încorporată în mineralele născute; această fracție liberă de fier, datorită densității mai mari decât restul magmei silicat, chiuvete spre centrul planetei în curs de formare, formând un miez înconjurat de un silicat în principal magmă manta ; interiorul planetei care se formează capătă astfel un aspect multistrat , similar cu cel al Pământului. [54] Ceea ce diferențiază nucleul unui super Pământ de cel terestru este faptul că primul, în ciuda temperaturilor foarte ridicate ( ~ 10 000 K ), ar părea complet solid datorită presiunilor ridicate care îl cântăresc; [55] miezul pământului este în schimb compus dintr-o fracție solidă, numită miezul interior , înconjurată de un înveliș fluid, miezul exterior , traversat de curenți convectivi care ar fi responsabili pentru câmpul geomagnetic .

Printre super-Pământurile sărace în apă se află planetele ipotetice de carbon , care ar orbita în jurul stelelor provenite din nebuloase deosebit de bogate în acest element și sărace în oxigen. [58] Structura lor internă include un miez feros, înconjurat de o manta interioară de carburi și o manta exterioară de grafit , acoperită la rândul ei de o crustă subțire [59] și, în unele cazuri, de o atmosferă secundară, bogată în compuși de carbon . [60] Se crede că dacă s-ar atinge condiții de presiune adecvate în mantaua exterioară, unele straturi de grafit, chiar și cu câțiva kilometri grosime, ar putea cristaliza în diamant . [54] [59] [61]

Formarea planetelor bogate în apă, reprezentate de planetele oceanului, este remarcabil de diferită: așa cum am menționat deja, aceste planete se formează dincolo de linia de îngheț , ceea ce corespunde unei distanțe față de stea astfel încât temperatura să fie suficient de scăzută pentru a permite compușilor volatilele care conțin hidrogen , cum ar fi apa , amoniacul și metanul , ajung la starea de gheață. [57] Structura lor este foarte particulară: aceste planete sunt de fapt caracterizate de cantități foarte mari de apă, care dau naștere unui ocean superficial de câteva sute de kilometri adâncime. [54] În straturile inferioare ale acestui ocean imens apa, datorită presiunii mari, ajunge la starea solidă: în acest fel se creează o a doua mantie, mai superficială decât cea stâncoasă, formată din gheață. Cu toate acestea, nu este gheața obișnuită vizibilă în regiunile reci ale planetei noastre, gheața I h , ci formele cristaline calde cunoscute sub numele de gheață VII , X și XI , care se formează ca urmare a presiunilor foarte mari. [54]

Activitatea geologică

Potrivit unor planetologi, activitatea tectonică ar fi o caracteristică tipică a multor super-Pământuri și ar fi una dintre condițiile favorabile locuinței sale. În imagine, defectul San Andreas , una dintre cele mai faimoase defecte de pe planeta noastră.

Unele modele teoretice indică faptul că unele super-Pământuri pot prezenta o activitate geologică similară cu cea a planetei noastre, caracterizată probabil de tectonica plăcilor . [62]

Activitatea geologică a Pământului este alimentată de mișcările convective pe care magma mantei le efectuează în virtutea căldurii endogene, care este parțial un reziduu al procesului de formare planetară și parțial datorită decăderii elementelor radioactive prezente în manta. . Presupunând că are o concentrație a acestor elemente similară cu cea a planetei noastre, deoarece acestea au o difuzie uniformă în galaxie, este rezonabil să ne gândim că un super Pământ, în virtutea masei sale mari, are o cantitate mai mare de elemente radioactive. și, prin urmare, dezvoltă o căldură endogenă mai mare, care, prin urmare, ar alimenta în manta mișcări convective mai energice. [54] Consecința ar fi o placi tectonice mai violente decât cea terestră, caracterizată prin prezența mai subțire plăci decât cele terestre din cauza unui turn-over mai rapidă a planetelor crusta , care se reflectă într - un timp mai scurt disponibil să se răcească și să se îngroașe. [54] În ciuda grosimii reduse a crustei, greșelile sunt de așteptat să aibă o rezistență similară cu cea a Pământului datorită forței de greutate mai mari care exercită o presiune mai mare asupra lor. [54]

Modelele sugerează surprinzător că masa Pământului este chiar peste limita necesară pentru a avea o tectonică activă; [63] Acest lucru explică de ce Venus, care este abia mai puțin masivă decât Pământul, abia a făcut aluzie la tectonică, în timp ce Marte , cu o masă de aproximativ o zecime din cea a Pământului, este inactiv din punct de vedere geologic. [54]

Clima și habitabilitatea

Activitatea geologică și, în special, vulcanismul , emit cantități mari de gaze în atmosfera planetei noastre, cum ar fi dioxidul de carbon , care reacționează cu silicatul de calciu al rocilor pentru a produce carbonat de calciu și silice , solide insolubile care se așează în fundul oceanului. [54] Procesul de subducție a crustei oceanice subțiri transportă aceste sedimente în manta; subducția furnizează astfel mantia de carbon, care, transformat în dioxid de carbon, revine în atmosferă permițând reluarea acestui ciclu de reacții. Importanța acestui ciclu carbon-siliciu constă în faptul că întregul acționează ca un termostat care menține temperatura pământului stabilă, [54] ajutând la menținerea apei în stare lichidă și, prin urmare, făcând planeta potrivită pentru dezvoltarea vieții așa cum știm . Eficiența ipotetică mai mare a tectonicii unui super Pământ ar accelera timpii acestui ciclu, făcând aceste planete în unele moduri mai potrivite pentru dezvoltarea formelor de viață. [54] [64]

Masa mare permite, de asemenea, super-Pământului să dețină o atmosferă suficient de groasă mai eficient și împiedică evacuarea moleculelor de apă în spațiu. Cu toate acestea, nu avem informații precise despre atmosferele super-Pământului și nu se cunosc exact temperaturile de suprafață ale acestor planete, nici prezența unui efect de seră , chiar dacă este posibil să se estimeze o temperatură de echilibru în raport cu gradul de insolație primită de planetă.și din albedoul planetei. De exemplu, pentru Pământ această temperatură este 254,3 K ( −19 ° C ),[65] mult sub temperatura medie a planetei; prezența unor cantități importante de gaze cu efect de seră și ciclul carbon-siliciu menționat mai sus asigură faptul că Pământul menține o temperatură medie care menține apa în stare lichidă. În mod similar, Venus are o temperatură de echilibru de 231,7 K ( −41 ° C ), în ciuda efectului seros masiv care afectează atmosfera venusiană, planeta are o temperatură reală de 737 K (464 ° C).[66]

Notă

  1. ^ a b c d e f g D. Valencia și colab. , Modele de raze și structuri ale primei planete superpământene , în Astrophysical Journal , vol. 656, n. 1, septembrie 2006, pp. 545-551. Adus pe 4 martie 2021 .
  2. ^ a b c D. Charbonneau și colab. , Un super-Pământ care tranzitează o stea din apropiere cu masă mică , în Nature , vol. 462, 17 decembrie 2009, pp. 891-894, DOI : 10.1038 / nature08679 , PMID 20016595 . Adus 15.12.2009 .
  3. ^ a b c d e JJ Fortney, MS Marley și JW Barnes, Planetary Radii across Five Orders of Magnitude in Mass and Stellar Insolation: Application to Transits , în Astrophysical Journal , vol. 659, nr. 2, 2007, pp. 1661-1672, DOI : 10.1086 / 512120 . Adus pe 4 martie 2021 .
  4. ^ a b c d e E. Rivera și colab., A ~ 7,5 M ⊕ Planet Orbiting the Near Star, GJ 876 ( PDF ), în Astrophysical Journal , vol. 634, nr. 1, 2005, pp. 625-640.
  5. ^ a b S. Seage, M. Kuchner, CA Hier-Majumder și B. Militzer, Relații masă - rază pentru exoplanete solide , în Astrophysical Journal , vol. 669, 2007, pp. 1279-1297, DOI : 10.1086 / 521346 . Adus la 15 octombrie 2010 .
  6. ^ M. Mayor, S. Udry, Căutarea planetelor cu masă foarte mică , în Physica Scripta , vol. 2008, T130, p. 20, DOI : 10.1088 / 0031-8949 / 2008 / T130 / 014010 . Adus la 15 octombrie 2010 .
  7. ^ Misterul planetelor intermediare , pe lescienze.it , 22 mai 2019.
  8. ^ A. Wolszczan, D. Frail, Un sistem planetar în jurul pulsarului milisecund PSR1257 + 12 , în Nature , vol. 355, 1992, pp. 145-147.
  9. ^ A. Wolszczan, Confirmarea planetei de masă a Pământului care orbitează pulsul de milisecundă PSR B1257 + 12 , în Știință , vol. 264, nr. 5158, 1994, pp. 538-542.
  10. ^ Planete pulsare , pe astro.psu.edu . Adus la 4 decembrie 2008 (arhivat din original la 30 decembrie 2005) .
  11. ^ E. Rivera și colab. , A ~ 7,5 M ⊕ Planeta care orbitează steaua din apropiere, GJ 876 , în Astrophysical Journal , vol. 634, nr. 1, 2005, pp. 625-640, DOI : 10.1086 / 491669 .
  12. ^ Udry și colab., HARPS caută planete extrasolare sudice XI. Super-Pământuri (5 și 8 M ⊕ ) într-un sistem cu 3 planete , în Astronomie și Astrofizică , vol. 469, nr. 3, 2007, pp. L43 - L47, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077612 .
  13. ^ von Bloh și colab., Habitabilitatea super-pământurilor în Gliese 581 , vol. 476, Astronomy & Astrophysics, 2007, pp. 1365-1371. Adus la 20 iulie 2008 .
  14. ^ a b Cea mai ușoară exoplanetă descoperită încă , pe eso.org , ESO (ESO 09/15 - Science Release), 21 aprilie 2009. Accesat la 17 iulie 2009 .
  15. ^ DP Bennett, IA Bond, A. Udalski, Discovery of a Low-mass Planet Orbiting a Low-mass Star in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192 , în Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 40, septembrie 2008, p. 529. Accesat la 17 octombrie 2010 .
  16. ^ Trio de „super-Pământuri” descoperit , BBC News, 16 iunie 2008. Accesat la 25 mai 2010 .
  17. ^ Astronomii descoperă ambreiajul „super-Pământurilor” , la afp.google.com . URL consultato il 24 giugno 2008 (archiviato dall' url originale il 19 giugno 2008) .
  18. ^ D. Queloz et al. , The CoRoT-7 planetary system: two orbiting super-Earths ( PDF ), in Astronomy and Astrophysics , vol. 506, 2009, p. 303, DOI : 10.1051/0004-6361/200913096 .
  19. ^ AW Howard, JA Johnson e GW Marcy, The NASA-UC Eta-Earth Program: I. A Super-Earth Orbiting HD 7924 , in The Astrophysical Journal , vol. 696, n. 1, maggio 2009, pp. 75-83. URL consultato il 17 ottobre 2010 .
  20. ^ R. Barnes, B. Jackson, R. Greenberg e SN Richard, Tidal Limits to Planetary Habitability , su arxiv.org , 9 giugno 2009. URL consultato il 17 giugno 2009 .
  21. ^ Scientists spot nearby 'super-Earth' - CNN.com , in CNN . URL consultato il 24 maggio 2010 .
  22. ^ 32 planets discovered outside solar system - CNN.com , CNN. URL consultato il 24 maggio 2010 .
  23. ^ Second Smallest Exoplanet Found To Date At Keck , su keckobservatory.org , WM Keck Observatory, 7 gennaio 2010. URL consultato il 7 gennaio 2010 (archiviato dall' url originale il 25 gennaio 2016) .
  24. ^ Richest Planetary System Discovered , su eso.org , 24 agosto 2010. URL consultato il 24 agosto 2010 .
  25. ^ C. Lovis et al. , The HARPS search for southern extra-solar planets XXVII. Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems ( PDF ), in Astronomy & Astrophysics , 12 agosto 2010. URL consultato il 26 agosto 2010 .
  26. ^ ( EN ) Zarmina's World , su Astronomy Picture of the Day , NASA, 1º ottobre 2010. URL consultato il 24 ottobre 2010 .
  27. ^ Astronomers have discovered a habitable planet 20 light years away , 1º ottobre 2010. URL consultato il 24 ottobre 2010 .
  28. ^ SS Vogt et al. , The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M Earth Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581 ( PDF ), in Astrophysical Journal , 2010. URL consultato il 1º ottobre 2010 .
  29. ^ D. Overbye, New Planet May Be Able to Nurture Organisms , The New York Times , 29 settembre 2010. URL consultato il 2 ottobre 2010 .
  30. ^ R. Cowen, Existence of habitable exoplanet questioned , Science News, 13 ottobre 2010. URL consultato il 14 ottobre 2010 (archiviato dall' url originale il 16 ottobre 2010) .
  31. ^ Notes for star Gl 581 , su exoplanet.eu , The Extrasolar Planets Encyclopaedia. URL consultato l'11 ottobre 2010 (archiviato dall' url originale il 4 luglio 2012) .
  32. ^ a b WJ Borucki et al. , Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data ( PDF ), su arxiv.org , arXiv , 2 febbraio 2011. URL consultato il 16 febbraio 2011 .
  33. ^ WJ Borucki et al. , Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the First Data Set: The Majority are Found to be Neptune-Size and Smaller , su arxiv.org , arXiv , 2 febbraio 2011. URL consultato il 16 febbraio 2011 .
  34. ^ Kepler Discoveries , su kepler.nasa.gov , NASA Ames Research Center. URL consultato il 4 febbraio 2011 .
  35. ^ ( EN ) www.NASA.gov ;NASA's Kepler Spacecraft Discovers Extraordinary New Planetary System; 2 febbraio 2011
  36. ^ Seth Shostak, A Bucketful of Worlds , Huffington Post , 3 febbraio 2011. URL consultato il 3 febbraio 2011 .
  37. ^ Seth Borenstein, Cosmic census finds crowd of planets in our galaxy , AP News , 19 febbraio 2011. URL consultato il 19 febbraio 2011 (archiviato dall' url originale il 27 settembre 2011) .
  38. ^ F. Pepe et al. , The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone: I -- Very low-mass planets around HD20794, HD85512 and HD192310 , su arxiv.org , 2011. URL consultato il 28 settembre 2011 .
  39. ^ L. Kaltenegger, S. Udry e F. Pepe, A Habitable Planet around HD 85512? , su arxiv.org , 2011. URL consultato il 28 settembre 2011 .
  40. ^ J. Schneider, Notes for star HD 20781 , su exoplanet.eu , The Extrasolar Planets Encyclopaedia. URL consultato il 28 settembre 2011 .
  41. ^ M. Mayor et al. , The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets , su arxiv.org , 12 settembre 2011. URL consultato il 28 settembre 2011 .
  42. ^ NASA Telescope Confirms Alien Planet in Habitable Zone , su Space.com , 5 febbraio 2011.
  43. ^ Notes for Planet Kepler-22 b , su exoplanet.eu , Extrasolar Planet Database. URL consultato il 6 dicembre 2011 .
  44. ^ LHS 188 -- High proper-motion Star , su simbad.u-strasbg.fr , Centre de données astronomiques de Strasbourg (Strasbourg astronomical Data Center), 20 settembre 2012. URL consultato il 20 settembre 2012 .
  45. ^ a b A. Méndez, A Hot Potential Habitable Exoplanet around Gliese 163 , su phl.upr.edu , University of Puerto Rico at Arecibo (Planetary Habitability Laboratory), 29 agosto 2012. URL consultato il 20 settembre 2012 .
  46. ^ a b T. Redd, Newfound Alien Planet a Top Contender to Host Life , su space.com . URL consultato il 20 settembre 2012 .
  47. ^ ( EN ) Borenstein, Seth, Alpha Centauri, Nearest Star, Has Earth-Sized Planet , su abcnews.go.com , ABC News, 17 ottobre 2012. URL consultato il 17 ottobre 2012 (archiviato dall' url originale il 17 ottobre 2012) .
  48. ^ M. Tuomi et al. , Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the τ Ceti velocities ( PDF ), in Astronomy and Astrophysics , 18 dicembre 2012. URL consultato il 18 luglio 2013 . arΧiv : 1212.4277
  49. ^ J. Palmer, Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star , su bbc.co.uk , BBC News , 19 dicembre 2012. URL consultato il 20 dicembre 2012 .
  50. ^ C. Moskowitz, Most Earth-Like Alien Planet Possibly Found , su space.com . URL consultato il 9 gennaio 2013 .
  51. ^ Super-Earths: Two Earth-like planets that could host life discovered , su indianexpress.com , Indian Express, 20 aprile 2013. URL consultato il 25 luglio 2013 .
  52. ^ Three super-Earths discovered in habitable zone of same star 'for the first time' , su rt.com , 26 giugno 2013. URL consultato il 25 luglio 2013 .
  53. ^ a b B. Naeye, Scientists Model a Cornucopia of Earth-sized Planets , su nasa.gov , NASA . URL consultato il 18 ottobre 2010 .
  54. ^ a b c d e f g h i j k l m DD Sasselov, D. Valencia, Nuove Terre al di là del Sole , in Le Scienze , vol. 506, ottobre 2006.
  55. ^ a b D. Valencia, RJ O'Connell, DD Sasselov, Internal structure of massive terrestrial planets ( PDF ), in Icarus , vol. 181, n. 2, aprile 2006, pp. 545-554. URL consultato il 18 ottobre 2010 .
  56. ^ P. Goldreich, WR Ward, The Formation of Planetesimals , in Astrophysical Journal , vol. 183, 1973, p. 1051, DOI : 10.1086/152291 . URL consultato il 16 novembre 2006 .
  57. ^ a b ( EN ) Douglas NC Lin, The Genesis of Planets , in Scientific American , maggio 2008, pp. 18-27.
  58. ^ ( EN ) R. Villard, S. Maran, MJ Kuchner, S. Seager, Extrasolar Planets may have Diamond Layers , su ciera.northwestern.edu , Aspen Center for Physics, Northwestern University, 2005. URL consultato il 1º ottobre 2009 (archiviato dall' url originale il 15 luglio 2011) .
  59. ^ a b MJ Kuchner, Immagine della ipotetica struttura interna di un pianeta di carbonio , su ciera.northwestern.edu , Aspen Center for Physics, Northwestern University. URL consultato il 1º ottobre 2009 (archiviato dall' url originale il 7 agosto 2011) .
  60. ^ ( EN ) MJ Kuchner, S. Seager, Extrasolar Carbon Planets ( PDF ), su arxiv.org , arXiv . URL consultato il 1º ottobre 2009 .
  61. ^ ( EN ) Ker Than, Star's Planets Might Have Mountains of Diamonds , su space.com . URL consultato il 2 ottobre 2009 .
  62. ^ D. Valencia, RJ O'Connell e DD Sasselov, Inevitability of Plate Tectonics on Super-Earths , in Astrophysical Journal Letters , vol. 670, n. 1, 20 novembre 2007, pp. L45-L48. URL consultato il 19 ottobre 2010 .
  63. ^ Earth: A Borderline Planet for Life? , su cfa.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Press Release Release No.: 2008-02, 9 gennaio 2008. URL consultato il 19 ottobre 2010 .
  64. ^ C. Barry, The plate tectonics of alien worlds , Cosmos Online, 2007 (archiviato dall' url originale il 4 maggio 2012) .
  65. ^ DR Williams, Earth Fact Sheet , su nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA, 20 maggio 2009. URL consultato il 23 dicembre 2009 .
  66. ^ DR Williams, Venus Fact Sheet , su nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA, 14 aprile 2005. URL consultato il 23 dicembre 2009 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
Classificazione dei pianeti extrasolari
 Hypothetical exoplanet.jpg
Pianeti terrestri : Analogo terrestre • Pianeta di carbonio • Pianeta ghiacciato • Pianeta di ferro • Pianeta deserto • Pianeta di lava • Pianeta senza nucleo • Pianeta oceano • Pianeta di silicio • Sub Terra • Super Terra • Mega Terra • Earth Similarity Index
Giganti gassosi : Gioviano caldo • Nettuniano caldo • Super Giove • Mininettuno • Pianeta ctonio • Gigante ghiacciato • Pianeta di elio • Giove eccentrico • Classificazione di Sudarsky
Altri tipi : Protopianeta • Pianeta nano • Pianeta circumbinario • Pianeta doppio • Pianeti delle pulsar • Pianeta interstellare • Pianeta extragalattico • Sub-nana bruna • Nana bruna • Pianeta Goldilocks • Satellite extrasolare
Astronomia Portale Astronomia : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 9 maggio 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Super_Terra&oldid=122139153 "