Planetă

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită pe 16 mai 2022; verificările necesită 16 modificări .
Opt planete [a] ale sistemului solar: Mercur , Venus , Pământ , Marte Jupiter și Saturn ( giganți gazosi ) Uranus și Neptun ( giganți de gheață )

Planetele sunt afișate în ordinea distanței lor de la Soare. Dimensiunile nu sunt la scară.
Toate fotografiile sunt realizate în culori naturale.

Planetă ( greaca veche πλανήτης , o formă alternativă a greacii antice πλάνης  - „rătăcitor”) - un corp ceresc care orbitează în jurul unei stele sau a rămășițelor acesteia , suficient de masiv pentru a deveni rotunjit sub influența propriei gravitații , dar nu suficient de masiv pentru începutul unei reacții termonucleare și a reușit să curețe vecinătatea orbitei sale de planetezimale [a] [1] [2] .

Grecii au numit planetele ( greaca veche πλανήτης , din altă greacă πλάνης  - „rătăcitor”) așa-numitele. „stele rătăcitoare” [3] . În multe culturi timpurii, planetele erau privite ca purtătoare a principiului divin, sau cel puțin a statutului de emisari divini . Pe măsură ce știința s-a dezvoltat, ideile despre planete s-au schimbat în mare măsură datorită descoperirii de noi obiecte și descoperirii diferențelor dintre ele.

În înțelegerea oamenilor de știință din epoca ptolemaică , planetele se învârteau în jurul Pământului pe orbite perfect circulare . Ideea contrariului - că de fapt Pământul, ca și alte planete, se învârte în jurul Soarelui - a fost prezentată de mai multe ori, dar abia în secolul al XVII-lea a fost susținută de rezultatele observațiilor lui Tycho Brahe , obținute. chiar înainte de apariţia primelor telescoape realizate de Galileo Galilei . Printr-o analiză atentă a datelor, Johannes Kepler a descoperit că orbitele planetelor nu sunt circulare, ci eliptice . Pe măsură ce instrumentele de observație s-au îmbunătățit, astronomii au descoperit că, la fel ca Pământul, planetele se rotesc în jurul unei axe înclinate față de planul orbitei lor și au caracteristici inerente Pământului precum schimbarea anotimpurilor. Odată cu începutul erei spațiale, observațiile apropiate au făcut posibilă detectarea activității vulcanice, proceselor tectonice, uraganelor și chiar prezenței apei pe alte planete ale sistemului solar.

Planetele pot fi împărțite în două clase principale: planete gigantice mari, cu densitate scăzută și planete mai mici asemănătoare pământului , având o suprafață solidă. După cum este definit de Uniunea Astronomică Internațională , există 8 planete în sistemul solar . În ordinea distanței de la Soare  - patru asemănătoare pământului: Mercur , Venus , Pământ , Marte , apoi patru planete gigantice: Jupiter , Saturn , Uranus și Neptun . Există, de asemenea, cel puțin 5 planete pitice în Sistemul Solar : Pluto ( considerată a noua planetă până în 2006 ), Makemake , Haumea , Eris și Ceres . Cu excepția lui Mercur și Venus, fiecare dintre planete are cel puțin o lună.

Din 1992 , odată cu descoperirea a sute de planete în jurul altor stele, numite exoplanete , a devenit clar că planetele pot fi găsite peste tot în Galaxie și au multe în comun cu planetele sistemului solar. În 2006, Uniunea Astronomică Internațională a dat o nouă definiție a planetei , care a provocat atât aprobarea, cât și criticile comunității științifice, pe care unii oameni de știință le continuă până în prezent.

Începând cu 16 iunie 2022, existența a 5098 exoplanete în 3770 de sisteme planetare a fost confirmată în mod fiabil , dintre care 825 au mai mult de o planetă [4] . Exoplanetele cunoscute variază în mărime de la planete terestre la planete mai mari decât cele gigantice [5] .

Sisteme planetare

Compoziția sistemelor planetare

Prima descoperire confirmată a unei exoplanete pe orbită în jurul unei stele din secvența principală a avut loc pe 6 octombrie 1995 , când Michel Mayor și Didier Queloz de la Universitatea din Geneva au anunțat descoperirea unei planete în jurul lui 51 Pegasi . Masa celor mai cunoscute exoplanete este comparabilă cu masa lui Jupiter sau chiar mai mult (uneori de multe ori), dar sunt cunoscute și altele mai mici [5] . Cele mai mici exoplanete descoperite până acum au fost găsite în jurul unui pulsar (rămășița unei stele) sub denumirea PSR 1257+12 [6] . Există cel puțin o duzină de exoplanete cunoscute între 10 și 20 de mase Pământului [5] , precum cele care orbitează Mu Altar , 55 Cancer și GJ 436 [7] . Aceste planete sunt uneori numite „Neptuni” deoarece sunt apropiate ca masă de Neptun (17 Pământuri) [8] . O altă categorie de exoplanete este numită „ super- Pământuri ” – posibil lumi asemănătoare Pământului, mai mari decât Pământul, dar mai mici decât Uranus sau Neptun. În prezent, sunt cunoscute aproximativ 20 de super-Pământuri posibile, inclusiv: Gliese 876 d (aproximativ 6 mase Pământului) [9] , OGLE-2005-BLG-390L b și MOA-2007-BLG-192L b , lumi reci și înghețate descoperite folosind microlensing gravitațional [10] [11] , COROT-7b , cu un diametru de aproximativ 1,7 Pământuri (făcându-l cel mai mic super-Pământ cunoscut), dar cu o rază orbitală de 0,02 UA, ceea ce este probabil, înseamnă prezența unei suprafață topită cu o temperatură de aproximativ 1000-1500 °C [12] , și cinci dintre cele șase planete aflate pe orbită în jurul piticii roșii vecine Gliese 581 . Exoplaneta Gliese 581 d este de aproximativ 7,7 ori mai masivă decât Pământul [13] , iar Gliese 581 c  este de 5 ori mai masivă și inițial se credea că este prima exoplanetă asemănătoare Pământului situată în zona locuibilă [14] . Cu toate acestea, observații mai detaliate au făcut posibilă stabilirea faptului că planeta este prea aproape de stea pentru a fi locuibilă. Cea mai îndepărtată planetă din sistem, Gliese 581 d, ar putea fi viabilă, dar acest lucru este posibil doar dacă există suficiente gaze cu efect de seră în atmosfera sa care pot ridica temperatura la valori adecvate [15] .

Nu este încă pe deplin clar dacă exoplanetele descoperite seamănă cu giganții gazoase și planetele terestre ale sistemului solar sau dacă nu sunt destul de asemănătoare, iar unele dintre ele aparțin unor tipuri teoretice până acum, cum ar fi giganții de amoniac sau planetele de carbon . În special, multe exoplanete descoperite recent, cunoscute sub numele de Jupiteri fierbinți , orbitează extrem de aproape de stelele lor părinte, pe orbite aproape circulare. Prin urmare, ei primesc mult mai multă radiație stelară decât giganții gazoși din sistemul solar, ceea ce pune sub semnul întrebării apartenența lor la același tip. Există, de asemenea, o subclasă de Jupiteri fierbinți numite planete htonice , care au orbit stelele lor părinte atât de aproape încât radiațiile stelare le-au aruncat atmosfera. În ciuda faptului că mulți Jupiteri fierbinți sunt în curs de a-și pierde atmosfera, până acum nu au fost găsite planete htonice confirmate [16] .

Date de observație mai detaliate despre exoplanete necesită o nouă generație de instrumente, inclusiv telescoape spațiale . COROT caută în prezent exoplanete pe baza observațiilor privind modificările luminozității stelare cauzate de tranzitele exoplanetelor . Multe proiecte recente implică crearea de telescoape spațiale pentru a căuta exoplanete comparabile ca dimensiune și masă cu Pământul. Primul dintre acestea a fost deja implementat de NASA : Kepler  este primul telescop conceput special pentru acest scop. Proiectele Terrestrial Planet Finder , Space Interferometry Mission și PEGASE nu au încă o dată exactă de implementare . New Worlds Mission poate funcționa împreună cu „ James Webb ”. Cu toate acestea, programul de finanțare pentru multe dintre aceste proiecte nu a fost încă aprobat. În 2007, a fost obținută prima analiză spectrală a exoplanetelor ( HD 209458 b și HD 189733 b ) [17] [18] . Prezența unui număr suficient de planete asemănătoare Pământului, conform ecuației Drake , crește probabilitatea existenței unor civilizații comunicative inteligente [19] .

Obiecte de masă planetară

Un obiect cu masă planetară , OPM sau planemo  este un corp ceresc a cărui masă îi permite să se încadreze în intervalul de definire a planetei, adică masa sa este mai mare decât cea a corpurilor mici , dar insuficientă pentru a începe o reacție termonucleară în imaginea și asemănarea lui. o pitică brună sau o stea . Conceptul de OPM este mai larg decât conceptul de planetă. Acoperă nu numai planete, ci și alte obiecte - de exemplu, planete aflate în „plutire liberă” care nu orbitează în jurul stelelor, care pot fi „planete orfane” care și-au părăsit sistemul sau obiecte care au apărut în timpul prăbușirii unui nor de gaz - în loc de acreția tipică pentru majoritatea planetelor, de pe discul protoplanetar (denumite în mod obișnuit pitici submaronii ).

Planetă orfană

Unele modele computerizate ale formării stelelor și sistemelor planetare arată că anumite „obiecte cu masă planetară” își pot părăsi sistemul și scăpa în spațiul interstelar [20] . Unii oameni de știință au susținut că astfel de obiecte au fost deja găsite rătăcind liber în spațiu și ar trebui clasificate drept planete, deși alții au sugerat că ar putea fi și stele de masă mică [21] [22] .

Pitici subbrunii

Odată cu prăbușirea gravitațională a unui nor de gaz, se pot forma nu numai stele, ci și obiecte mai mici. Obiectele de masă planetară formate în acest fel sunt numite pitici submaronii. Piticii submaronii ar putea pluti liber, poate Cha 110913-773444 sau orbitează în jurul unui obiect mai mare, poate 2MASS J04414489+2301513 .

Pentru o scurtă perioadă în 2006, astronomii au crezut că au găsit un binar al unor astfel de obiecte, Oph 162225-240515 , pe care cercetătorii le-au descris drept „ planemos ” sau „obiecte cu masă planetară”. Cu toate acestea, analize suplimentare au arătat că masele lor sunt cel mai probabil mai mari de 13 mase Jupiter, ceea ce le face un sistem de pitice maro [23] [24] [25] .

Planete satelit și planete de centură

Unii sateliți mari au dimensiuni similare cu planeta Mercur sau chiar o depășesc. De exemplu, sateliții galileeni și Titan . Alan Stern susține că definiția unei planete ar trebui să se bazeze doar pe caracteristicile geofizice și nu ar trebui să le privească pe cele orbitale. El propune termenul de planetă satelit pentru un obiect de dimensiunea unei planete care orbitează în jurul unei alte planete. În mod similar, obiectele de mărimea unei planete din Centura de asteroizi sau Centura Kuiper pot fi considerate și ele planete conform lui Stern [26] . Același termen este sugerat de Vladimir Surdin [27] .

Mișcarea orbitală a planetelor

Teoria mișcării planetare pe orbită a fost descoperită și dezvoltată de Albert Serindor-Kapensky Jr.

Conform definiției moderne, toate planetele se învârt în jurul stelelor, ceea ce privează statutul planetar de orice potențiale „ planete singuratice ”. În sistemul solar, toate planetele se învârt pe orbitele lor în aceeași direcție în care se rotește Soarele (în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite de la polul nord al soarelui). Dar cel puțin o exoplanetă, WASP-17b , orbitează în jurul stelei în direcția opusă rotației sale [28] . Perioada în care o planetă se învârte în jurul unei stele se numește sideral sau an [29] . Anul planetar depinde în mare măsură de distanța planetei de stea; cu cât planeta este mai departe de stea, cu atât este mai mare distanța pe care trebuie să o parcurgă și cu atât se mișcă mai încet, deoarece este mai puțin afectată de gravitația stelei. Deoarece nicio orbită nu este perfect circulară, distanța dintre o stea și o planetă pe o orbită se modifică pe parcursul unei perioade siderale. Punctul de pe orbită în care planeta este cea mai apropiată de stea se numește periastron (în sistemul solar - periheliu ), iar cel mai îndepărtat punct al orbitei se numește apoaster (în sistemul solar - afeliu ). Din moment ce planeta se apropie de stea în periastron, energia potențială a interacțiunii gravitaționale se transformă în energie cinetică, iar viteza acesteia crește (la fel cum o piatră aruncată sus accelerează, apropiindu-se de pământ), iar când planeta se află în apoaster, viteza ei crește. scade (tot așa piatra aruncată în sus încetinește în punctul de sus al zborului) [30] .

Orbita oricărei planete este determinată de mai multe elemente :

  • Excentricitatea caracterizează alungirea orbitei. O orbită rotundă are o excentricitate zero, în timp ce pentru orbitele foarte alungite se poate apropia de unitate. Planetele sistemului solar au excentricități foarte mici și, prin urmare, orbite aproape circulare [29] . Cometele și obiectele centurii Kuiper (ca multe exoplanete) au excentricități foarte mari [31] [32] .
  • Semi- axa majoră  este jumătate din diametrul cel mai mare al orbitei (vezi imaginea). Nu este egală cu distanța în apoaster, deoarece steaua se află la unul dintre focarele orbitei planetei, și nu tocmai în centru [29] .
  • Înclinarea  este unghiul dintre planul orbitei sale și planul de referință (planul de referință). În sistemul solar, înclinația este măsurată de la planul orbitei Pământului (planul eclipticii ) [33] . Pentru exoplanete, înclinația este măsurată în raport cu planul ceresc , care este perpendicular pe linia vizuală a unui observator terestru [34] . Opt planete ale sistemului solar sunt foarte aproape de planul ecliptic, iar orbitele cometelor și ale obiectelor din centura Kuiper (cum ar fi Pluto ) sunt puternic înclinate către acesta [35] . Punctele în care planeta traversează ecliptica și coboară deasupra sau dedesubtul acesteia se numesc nodurile ascendente și , respectiv, descendente ale orbitei [29] . Longitudinea nodului ascendent  este unghiul dintre planul de bază și nodul ascendent al orbitei. Argumentul periastron (periheliu în Sistemul Solar) este unghiul dintre direcțiile de la stea la nodul ascendent și la periastron [29] .
Axa de înclinare

Planetele au o înclinare diferită a axei de rotație față de planul orbitei. Prin urmare, cantitatea de lumină primită de una sau alta emisferă variază pe parcursul anului. Asociat cu acesta este ciclul schimbărilor climatice - schimbarea anotimpurilor (anotimpurilor). Momentul în care una dintre emisfere este cel mai bine sau cel mai prost iluminată de Soare se numește solstițiu . Se întâmplă de două ori pe an. Acel solstițiu, în care această emisferă a planetei este cel mai bine iluminată, se numește vară, iar a doua - iarnă.

Înclinarea axială a lui Jupiter este extrem de scăzută și variația sezonieră este minimă acolo; Uranus , pe de altă parte, are o înclinare axială atât de mare încât practic „stă întins pe o parte”, iar una dintre emisferele sale este fie constant sub lumina soarelui, fie constant în întuneric în timpul solstițiilor [36] . În ceea ce privește exoplanetele, înclinările lor axiale nu sunt cunoscute cu siguranță, totuși, majoritatea „jupiterilor fierbinți” par să aibă înclinări extrem de scăzute ca urmare a apropierii lor de stea [37] .

Rotire

Pe lângă faptul că planetele se învârt pe orbita lor în jurul stelei, ele se rotesc și în jurul axei lor. Perioada de rotație a unei planete în jurul axei sale este cunoscută ca zi . Majoritatea planetelor din sistemul solar se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție în care se învârt în jurul soarelui (în sens invers acelor de ceasornic, văzute de la polul nord al soarelui). Excepții sunt Venus, care se rotește în sensul acelor de ceasornic, [38] și Uranus [39] , a cărui înclinare axială extremă dă naștere la dispute asupra cărui pol este considerat sud și care nord și dacă se rotește în sens invers acelor de ceasornic sau în sensul acelor de ceasornic [40] . Cu toate acestea, în orice caz, rotația lui Uranus este retrogradă față de orbita sa.

Rotația planetei poate fi cauzată de mai mulți factori în stadiul de formare. Inițial , momentul unghiular poate fi stabilit de momentele unghiulare individuale ale obiectelor care se acumulează în stadiile incipiente ale formării planetei. Acreția de gaz de către giganții gazoși poate contribui, de asemenea, la stabilirea momentului unghiular al planetei. În cele din urmă, chiar și în ultimele etape ale formării planetei, un impact puternic accidental poate schimba în mod imprevizibil poziția axei acesteia [41] . Durata unei zile pe diferite planete este foarte diferită: dacă Venus are nevoie de 243 de zile pământești pentru o revoluție în jurul axei sale, atunci mai multe ore sunt suficiente pentru giganții gazosi [42] . Perioada de rotație pentru exoplanete nu este cunoscută. Totuși, locația apropiată a lui Jupiter fierbinte de stele înseamnă că noaptea veșnică domnește pe o parte a planetei, iar ziua eternă pe cealaltă (orbita și rotația sunt sincronizate ) [43] .

„Orbită curată”

Una dintre componentele definiției planetei este vecinătatea orbitei, curată de alte obiecte. O planetă care și-a curățat împrejurimile a acumulat suficientă masă pentru a colecta sau, dimpotrivă, a dispersa toate planetezimale de pe orbita sa. Adică, planeta orbitează în jurul stelei sale în mod izolat (cu excepția sateliților și a troienilor săi ) și nu își împarte orbita cu multe obiecte de dimensiuni similare. Acest criteriu pentru statutul planetei a fost propus de IAU în august 2006 . Acest criteriu privează astfel de corpuri ale Sistemului Solar precum Pluto , Eris și Ceres de statutul de planetă clasică, referindu-le la planete pitice [1] . În ciuda faptului că acest criteriu se aplică până acum doar planetelor Sistemului Solar, o serie de sisteme stelare tinere care se află în stadiul unui disc protoplanetar au semne de „orbite curate” pentru protoplanete [44] .

Evoluția sistemelor planetare

Sistem solar

Conform definiției actuale a IAU a planetei, există opt planete clasice și cinci planete pitice în sistemul solar [45] . În ordinea creșterii distanței față de Soare, planetele clasice sunt aranjate după cum urmează:

  1. Mercur
  2. Venus
  3. Pământ
  4. Marte
  5. Jupiter
  6. Saturn
  7. Uranus
  8. Neptun

Jupiter este cel mai mare - masa sa este de 318 Pământ. Mercur este cel mai mic, cu o masă de numai 0,055 din cea a Pământului. De asemenea, este posibilă existența unei alte planete a IX-a în afara orbitei lui Neptun. Planetele sistemului solar pot fi împărțite în 3 grupuri în funcție de caracteristicile și compoziția lor:

  • Tipul pământului . Planete asemănătoare Pământului compuse în principal din roci : Mercur , Venus , Pământ și Marte . Cu o masă de 0,055 Pământ, Mercur  este cea mai mică planetă terestră (și, în general, cea mai mică planetă cunoscută astăzi) din Sistemul Solar , în timp ce Pământul  este cea mai mare planetă asemănătoare Pământului din Sistemul Solar.
  • Giganți gazoși . Planete care sunt în mare parte gazoase și semnificativ mai masive decât planetele terestre: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Jupiter, cu 318 mase Pământului, este cea mai mare planetă din sistemul solar. Saturn, nu mult mai mic, cântărește „doar” 95 de mase Pământului.
    • Giganții de gheață includ Uranus și Neptun. Aceasta este o subclasă de giganți gazosi, care se deosebesc de alți giganți gazosi prin masa lor „mică” (14-17 Pământ) și rezervele semnificativ mai mici de heliu și hidrogen din atmosferă, împreună cu proporții semnificativ mai mari de roci și gheață.
  • Planete pitice . Înainte de decizia din 2006, mai multe obiecte descoperite de astronomi au fost propuse pentru statutul planetar al IAU. Cu toate acestea, în 2006, toate aceste obiecte au fost identificate ca planete pitice - obiecte care sunt diferite de planete. În prezent, IAU recunoaște 5 planete pitice din sistemul solar: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eridu. Mai multe obiecte din centura de asteroizi și centurile Kuiper sunt considerate candidați actuali, iar încă 50 se încadrează implicit în definiție. Este probabil ca până la 200 de astfel de obiecte să fie descoperite atunci când Centura Kuiper va fi pe deplin explorată.Plantele pitice au multe caracteristici ale planetelor, deși rămân diferențe cunoscute - și anume că nu sunt suficient de masive pentru a-și curăța vecinătățile orbitale. Prin definiție, toate planetele pitice sunt membre ale unei populații. Ceres este cel mai mare obiect din centura de asteroizi , în timp ce Pluto , Haumea și Makemake sunt obiecte din centura  Kuiper , iar Eris  este discul împrăștiat . Mike Brown și alți oameni de știință sunt încrezători că peste 40 de obiecte trans-neptuniene vor fi ulterior recunoscute de IAU ca planete pitice, conform definiției actuale [46] .
Comparația planetelor și planetelor pitice ale sistemului solar
Nume
Diametrul ecuatorial [a] 		Greutate [a]
Raza orbitală [a] 		Perioada orbitală
(ani) [a] 		Înclinație
față de ecuatorul solar (°) 		Excentricitatea
orbitală 		Perioada de rotație
(zile) 		Sateliți [c] Inele Atmosfera data deschiderii
Grupul Pământului Mercur 0,382 0,06 0,39 0,24 3.38 0,206 58,64 0 Nu minim
Venus 0,949 0,82 0,72 0,62 3,86 0,007 −243,02 0 Nu CO2 , N2 _ _
Pământ [b] 1.00 1.00 1.00 1.00 7.25 0,017 1.00 unu Nu N2 , O2 _ _
Marte 0,532 0,11 1,52 1,88 5,65 0,093 1.03 2 Nu CO2 , N2 _
giganții gazoși Jupiter 11.209 317,8 5.20 11.86 6.09 0,048 0,41 67 da H2 , El _
Saturn 9.449 95,2 9.54 29.46 5.51 0,054 0,43 62 da H2 , El
Uranus 4.007 14.6 19.22 84.01 6.48 0,047 −0,72 27 da H2 , El 13 martie 1781 [47]
Neptun 3.883 17.2 30.06 164,8 6.43 0,009 0,67 paisprezece da H2 , El 23 septembrie 1846 [48]
planete pitice
Ceres 0,08 0,0002 2,5—3,0 4,60 10.59 0,080 0,38 0 Nu Nu 1 ianuarie 1801 [49]
Pluton 0,19 0,0022 29,7—49,3 248.09 17.14 0,249 −6,39 5 Nu temporar 18 februarie 1930 [50]
Haumea 0,37×0,16 0,0007 35,2—51,5 282,76 28.19 0,189 0,16 2 Nu Nu 28 decembrie 2004 (neoficial) [51] , 29 iulie 2005 [52]
Makemake ~0,12 0,0007 38,5—53,1 309,88 28.96 0,159 ? unu Nu Nu 31 martie 2005 [53]
Eris 0,19 0,0025 37,8-97,6 558,0 44.19 0,442 ~0,3 unu Nu Nu 5 ianuarie 2005 [54]
a   Relativ cu Pământul b   ConsultațiEarthpentru date exacte c   Jupiter are mai multe luni cunoscute decât orice altă planetă din sistemul solar (67)[55] d   La fel ca în cazul lui Pluto aproape de periheliu, apare o atmosferă temporară.

Procese

Formarea planetei

Încă nu este clar ce procese au loc în timpul formării planetelor și care dintre ele domină. Rezumând datele observaționale, putem afirma doar că [56] :

Punctul de plecare al tuturor discuțiilor despre calea formării planetei este discul de gaz și praf (protoplanetar) din jurul stelei în formare. Există două tipuri de scenarii despre cum au ieșit planetele din ea [57] :

  1. Cea dominantă în acest moment este acreționară. Presupune formațiuni din planetozimale primordiale.
  2. Cel de-al doilea crede că planetele s-au format din „grămădețele” inițiale, care s-au prăbușit ulterior.

Formarea planetei se oprește în cele din urmă atunci când reacțiile nucleare sunt aprinse într-o stea tânără și aceasta dispersează discul protoplanetar datorită presiunii vântului solar, efectului Poynting-Robertson și altele [58] .

Scenariul de acreție

În primul rând, primele planetozimale se formează din praf. Există două ipoteze despre cum se întâmplă acest lucru:

  • Unul susține că cresc din cauza ciocnirii perechi a unor corpuri foarte mici.
  • Al doilea este că planetozimalele se formează în timpul colapsului gravitațional în partea de mijloc a discului de gaz și praf protoplanetar.

Pe măsură ce cresc, apar planetozimale dominante, care mai târziu vor deveni protoplanete. Calculul ratelor lor de creștere este destul de divers. Cu toate acestea, ele se bazează pe ecuația Safronov:

,

unde R este dimensiunea corpului, a este raza orbitei sale, M *  este masa stelei, Σ p  este densitatea suprafeței regiunii planetozimale și F G  este așa-numitul parametru de focalizare, care este cheia acestei ecuații; este determinată diferit pentru diferite situații. Astfel de corpuri pot crește nu la infinit, ci exact până în momentul în care există planetozimale mici în apropierea lor, masa limită (așa-numita masă de izolare) se dovedește apoi a fi:

În condiții tipice, variază de la 0,01 la 0,1 M 🜨  - aceasta este deja o protoplanetă. Dezvoltarea ulterioară a protoplanetei poate urma următoarele scenarii, dintre care unul duce la formarea de planete cu o suprafață solidă, celălalt la giganți gazosi.

În primul caz, corpurile cu o masă izolată într-un fel sau altul măresc excentricitatea și orbitele lor se intersectează. În cursul unei serii de absorbții de protoplanete mai mici, se formează planete similare Pământului.

O planetă gigantică se poate forma dacă o mulțime de gaz de pe discul protoplanetar rămâne în jurul protoplanetei. Apoi acumularea începe să joace rolul principal al procesului de creștere suplimentară a masei. Sistemul complet de ecuații care descrie acest proces:

(unu)

(2)

(3)

Semnificația ecuațiilor scrise este următoarea (1) — se presupune simetria sferică și omogenitatea protoplanetei, (2) se presupune că are loc echilibrul hidrostatic, (3) Încălzirea are loc în timpul unei coliziuni cu planetozimale, iar răcirea are loc numai datorita radiatiilor. (4) sunt ecuațiile de stare a gazului.

Creșterea nucleului viitoarei planete gigant continuă până la M~10 🜨 [57] Aproximativ în această etapă, echilibrul hidrostatic este perturbat. Din acel moment, toate gazele care se acumulează formează atmosfera planetei gigantice.

Dificultăți ale scenariului de acumulare

Primele dificultăți apar în mecanismele de formare a planetozimalelor. O problemă comună pentru ambele ipoteze este problema „barierei metrului”: orice corp dintr-un disc gazos reduce treptat raza orbitei sale, iar la o anumită distanță se va arde pur și simplu. Pentru corpurile cu o dimensiune de ordinul unui metru, viteza unei astfel de derive este cea mai mare, iar timpul caracteristic este mult mai mic decât este necesar pentru ca planetozimalul să-și mărească semnificativ dimensiunea [57] .

În plus, în ipoteza fuziunii, planetozimale lungi de un metru se ciocnesc mai probabil să se prăbușească în numeroase părți mici decât să formeze un singur corp.

Pentru ipoteza formării planetozimale în timpul fragmentării discului, turbulența a fost o problemă clasică. Totuși, posibila sa soluție, și în același timp problema barierei contorului, a fost obținută în lucrări recente. Dacă în primele încercări de soluții problema principală a fost turbulența, atunci în noua abordare această problemă nu există ca atare. Turbulența poate grupa particule solide dense și, împreună cu instabilitatea fluxului, este posibilă formarea unui cluster legat gravitațional, într-un timp mult mai scurt decât timpul necesar ca planetozimale lungi de un metru să se deplaseze spre stea.

A doua problemă este mecanismul de creștere în masă în sine:

  1. Distribuția mărimii observată în centura de asteroizi nu poate fi reprodusă în acest scenariu [57] . Cel mai probabil, dimensiunile inițiale ale obiectelor dense sunt de 10-100 km. Dar aceasta înseamnă că viteza medie a planetozimalelor este în scădere, ceea ce înseamnă că rata de formare a nucleelor ​​este în scădere. Și pentru planetele gigantice, aceasta devine o problemă: nucleul nu are timp să se formeze înainte ca discul protoplanetar să se disipeze.
  2. Timpul de creștere în masă este comparabil cu amploarea unor efecte dinamice care pot afecta rata de creștere. Cu toate acestea, în prezent nu este posibil să se facă calcule fiabile: o planetă cu o masă apropiată de Pământ trebuie să conțină cel puțin 108 planetozimale .
Scenariul colaps gravitațional

Ca și în cazul oricărui obiect autogravitator, instabilitățile se pot dezvolta într-un disc protoplanetar. Această posibilitate a fost luată în considerare pentru prima dată de Toomre în 1981 . S-a dovedit că discul începe să se rupă în inele separate dacă

unde c s  este viteza sunetului în discul protoplanetar, k este frecvența epiciclică.

Astăzi, parametrul Q se numește „parametrul Tumre”, iar scenariul în sine se numește instabilitatea Tumre. Timpul necesar pentru ca discul să fie distrus este comparabil cu timpul de răcire a discului și este calculat într-un mod similar cu timpul Helm-Holtz pentru o stea.

Dificultăți în scenariul colapsului gravitațional

Necesită un disc protoplanetar supermasiv.

Evoluție

Structure -forming

Procese de câmp magnetic

Una dintre cele mai importante caracteristici ale planetelor este momentul magnetic intern , care creează magnetosfera . Prezența unui câmp magnetic indică faptul că planeta este încă „vie” din punct de vedere geologic. Cu alte cuvinte, în planetele magnetizate, mișcările materialelor conductoare de electricitate situate în adâncurile lor generează un câmp magnetic. Acest câmp modifică semnificativ interacțiunea dintre planetă și vântul solar. O planetă magnetizată creează în jurul ei o regiune numită magnetosferă , prin care vântul solar nu poate pătrunde. Magnetosfera poate fi mult mai mare decât planeta însăși. În schimb, planetele nemagnetizate au doar magnetosfere slabe generate de interacțiunea dintre ionosferă și vântul solar, care nu pot proteja semnificativ planeta [59] .

Din cele opt planete din sistemul solar, doar două nu au practic nicio magnetosferă - acestea sunt Venus și Marte [59] . Pentru comparație, chiar și una dintre lunile lui Jupiter, Ganimede , o are . Dintre planetele magnetizate, magnetosfera lui Mercur este cea mai slabă, abia capabilă să devieze vântul solar . Câmpul magnetic al lui Ganymede este de câteva ori mai puternic, iar cel al lui Jupiter este cel mai puternic din sistemul solar (atât de puternic încât ar putea reprezenta un risc serios pentru viitoarele posibile misiuni cu echipaj uman pe lunile lui Jupiter). Câmpurile magnetice ale altor planete gigantice sunt aproximativ egale ca putere cu cea a pământului, dar momentul lor magnetic este mult mai mare. Câmpurile magnetice ale lui Uranus și Neptun sunt puternic înclinate față de axa de rotație și deplasate față de centrul planetei [59] .

În 2004, o echipă de astronomi din Insulele Hawaii a observat o exoplanetă în jurul stelei HD 179949 , care părea să fi creat o pată solară pe suprafața stelei părinte . Echipa a emis ipoteza că magnetosfera planetei transfera energie pe suprafața stelei, crescând temperaturile într-o anumită regiune a celor deja ridicate 7760 °C cu încă 400 °C [60] .

Atmosferic

Toate planetele din sistemul solar au o atmosferă , deoarece masa lor mare și gravitația sunt suficiente pentru a menține gazele aproape de suprafață. Giganții gazosi mari sunt suficient de masivi pentru a menține gazele ușoare precum hidrogenul și heliul aproape de suprafață, în timp ce de pe planete mai mici evadează liber în spațiul cosmic [61] . Compoziția atmosferei Pământului diferă de celelalte planete din sistemul solar printr-un conținut ridicat de oxigen, eliberat de organismele fotosintetice și atât de important pentru toate viețuitoarele [62] . Singura planetă din sistemul solar fără urme semnificative ale unei atmosfere este Mercur, în care a fost aproape complet „înlăturată” de vântul solar [63] .

Atmosfera planetei este influențată de diverse tipuri de energie primită atât de la Soare, cât și din surse interne. Acest lucru duce la fenomene meteorologice destul de dinamice , cum ar fi uraganele (pe Pământ), uneori furtuni de praf care acoperă aproape întreaga planetă (pe Marte) și o furtună anticiclonică de dimensiunea Pământului pe Jupiter ( Marea Pată Roșie ) și „pete” în atmosferă. (pe Neptun) [36] . Pe cel puțin o exoplanetă, HD 189733 b , pe harta de luminozitate a fost văzut un detaliu similar cu Marea Pată Roșie, dar de două ori mai mare [64] .

Jupiters fierbinți își pierd adesea atmosfera în spațiu din cauza radiației stelare, la fel ca o coadă de cometă [65] [66] . Aceste planete pot avea diferențe puternice de temperatură între părțile de zi și de noapte ale planetei, ceea ce dă naștere vântului care sufla cu viteze supersonice [67] . Și deși părțile de noapte și de zi ale HD 189733 b au diferențe puternice între părțile de zi și cele de noapte, atmosfera planetei redistribuie eficient energia stelei în jurul planetei [64] .

Observații și caracteristicile lor

Metoda de tranzit

Metoda eclipsării sau tranzitului se bazează pe faptul că o planetă poate trece prin fața unei stele și poate eclipsa o mică parte a discului său. Acest lucru este posibil dacă linia vizuală a unui observator terestru se află aproximativ în planul orbitei planetei.

Probabilitatea ca pentru o stea dată să se afle exact așa depinde de raportul dintre diametrul stelei și diametrul orbitei. Pentru planetele apropiate de stele, această valoare este de ordinul a 10%, scăzând cu distanța. Și acesta este primul dezavantaj al acestei metode.

Al doilea este un procent mare de alarme false, care necesită confirmare suplimentară într-un alt mod.

Și al treilea este cerințele crescute privind acuratețea măsurătorilor. Deoarece este necesară rezolvarea problemei inverse a cărei soluție este instabilă în sensul lui Lyapunov [68] .

Cu toate acestea, aceasta este singura metodă prin care este posibil să se determine dimensiunea unghiulară a exoplanetei și, dacă distanța până la aceasta este cunoscută, dimensiunea liniară. În plus, lumina unei stele în timpul unei „eclipse” trece prin atmosferă, ceea ce face posibilă obținerea de date privind compoziția chimică a straturilor superioare din spectru și înțelegerea formei generale a proceselor care au loc acolo.

Din 2012, aceasta a fost cea mai productivă metodă de descoperire a exoplanetelor. Cele mai mari experimente în desfășurare în acest moment sunt Corot , Kepler , OGLE .

Metoda vitezei radiale

Metoda Doppler ( viteze radiale, viteze radiale ) este o metodă de detectare a exoplanetelor , care constă în măsurarea spectrometrică a vitezei radiale a unei stele. O stea care posedă un sistem planetar se va mișca pe propria sa orbită mică ca răspuns la tracțiunea planetei . Aceasta, la rândul său, va duce la o schimbare periodică a vitezei cu care steaua se deplasează spre și departe de Pământ (adică la o schimbare a vitezei radiale a stelei în raport cu Pământul). Această viteză poate fi calculată din deplasarea liniilor spectrale cauzată de efectul Doppler .

Metoda Doppler este potrivită pentru stele de la orice distanță, dar este necesar un raport semnal-zgomot ridicat pentru a obține o precizie ridicată de măsurare și, prin urmare, metoda este de obicei utilizată numai pentru stelele relativ apropiate (până la 160 de ani lumină ). Metoda Doppler facilitează găsirea planetelor masive în apropierea stelelor lor, dar sunt necesare observații pe termen lung pentru a detecta planete la distanțe mari. Planetele cu orbite foarte înclinate produc mai puține vibrații stelare și, prin urmare, sunt mai greu de detectat.

Caracteristici fizice

Masa

Una dintre caracteristicile definitorii ale unei planete este că masa ei trebuie să fie suficient de mare pentru ca gravitația să o poată aduce într-o stare de echilibru hidrostatic . Prin urmare, toate planetele sunt aproximativ sferice. Obiectele cu masă mică pot avea o formă neregulată, iar dacă masa este suficient de mare, gravitația devine suficient de puternică pentru a face obiectul sferic. Valoarea prag a masei depinde de compoziția chimică a corpului ceresc [69] .

Printre altele, masa este o trăsătură distinctivă importantă a planetelor de stele. Limita superioară de masă a planetei este de 13 mase Jupiter , după care sunt atinse condițiile pentru începerea fuziunii termonucleare . Nu există planete care se apropie de acest prag în sistemul solar. Cu toate acestea, unele exoplanete au o masă chiar sub această linie. Enciclopedia Planetelor Extrasolare enumeră mai multe planete apropiate de această limită: HD 38529 c, AB Pictorial b, HD 162020 b și HD 13189 b. Există mai multe obiecte cu o masă mai mare, dar din moment ce se situează peste limita necesară fuziunii termonucleare, ar trebui clasificate drept pitice brune [5] .

Cea mai mică planetă cunoscută (cu excepția planetelor pitice și a sateliților) este PSR B1257+12 b, una dintre primele exoplanete descoperite ( 1992 ) pe orbită în jurul unui pulsar . Masa planetei este aproximativ jumătate din masa lui Mercur [5] .

Diferențierea internă

Fiecare planetă și-a început existența într-o stare lichidă, fluidă; în primele etape de formare, substanțele mai grele s-au așezat spre centru, în timp ce cele mai ușoare au rămas aproape de suprafață. Prin urmare, fiecare planetă are o diferențiere a interiorului, care se exprimă prin faptul că miezul planetei este acoperit cu o manta , care este sau a fost lichidă. Planetele terestre ascund mantaua sub o crustă densă [70] , în timp ce la giganții gazosi mantaua trece lin în atmosferă. Planetele terestre posedă miezuri formate din substanțe feromagnetice precum fier și nichel , precum și mantale din silicați . Astfel de giganți gazosi precum Jupiter și Saturn au un nucleu de roci și metale înconjurat de o manta de hidrogen metalic [71] . Iar giganții de gheață precum Uranus și Neptun au miezuri de roci și o manta de apă , amoniac , metan și alte gheațe [72] . Mișcarea fluidului în interiorul nucleelor ​​planetelor creează un efect de geodinam care generează un câmp magnetic [70] .

Caracteristici secundare

Unele planete sau planete pitice (cum ar fi Jupiter și Saturn, Neptun și Pluto) sunt în rezonanță orbitală între ele sau cu corpuri mai mici (ceea ce este comun și în sistemele de satelit). Toate planetele, cu excepția lui Venus și Mercur , au sateliți naturali , care sunt adesea numiți „luni”. Deci Pământul are un singur satelit natural, Marte are doi, iar planetele gigantice au multe dintre ele. Mulți sateliți ai planetelor gigantice au o serie de caracteristici care îi fac legați de planetele terestre și planetele pitice . Multe dintre ele pot fi chiar examinate pentru prezența vieții (în special Europa ) [73] [74] [75] ).

Cele patru planete gigantice posedă și inele care variază în dimensiune și compoziție. Ele sunt compuse în principal din praf și particule solide, dar pot include și blocuri de piatră de câteva sute de metri de dimensiuni, mici sateliți păstori care formează și mențin structura inelelor. Originea inelelor nu este complet clară, probabil, ele sunt rezultatul distrugerii sateliților care au trecut limita Roche pentru planeta lor și au fost distruși de forțele mareelor ​​[76] [77] .

Niciuna dintre caracteristicile secundare ale exoplanetelor nu a fost studiată. Dar, probabil, pitica submaro Cha 110913-773444 , care este clasificată ca o singură planetă , are un mic disc protoplanetar [21] .

Istorie

Ideea de planetă a evoluat de-a lungul istoriei, de la stelele divine rătăcitoare ale antichității până la viziunea modernă a acestora ca obiecte astronomice care au apărut în era științifică. Conceptul a fost acum luat mai larg pentru a include nu numai lumi din sistemul solar, ci și în sute de sisteme extrasolare. Ambiguitatea născută din definiția planetei a dus la mari controverse în lumea științifică.

Chiar și în antichitate, astronomii au observat că unele corpuri de iluminat de pe cer s-au deplasat în raport cu alte stele, descriind bucle caracteristice în sfera cerească . Grecii antici numeau aceste luminari „ πλάνητες ἀστέρες ” ( Stele rătăcitoare ) sau pur și simplu „ πλανήτοι ” ( Rătăcitori ) [78] , de la care a derivat cuvântul modern „planetă” [79] [80] . În Grecia, China, Babilon și toate civilizațiile antice [81] [82] era aproape universal faptul că Pământul era în centrul universului și că toate planetele se învârteau în jurul lui. Motivul pentru astfel de idei constă în faptul că anticilor li se părea că planetele și stelele se învârt în jurul Pământului în fiecare zi [83] , și în sentimentul lor că Pământul este solid și stabil, că nu se mișcă, ci este la repaus.

Babilon

Sumerienii  sunt înaintașii babilonienilor, creând una dintre primele civilizații din lume căreia i se atribuie invenția scrisului, încă din anul 1500 î.Hr. e. a găsit cu încredere pe Venus pe cer [84] . Curând după aceea, au găsit cu încredere cealaltă planetă „interioară” Mercur și „exterior” (dincolo de orbita Pământului) Marte , Jupiter și Saturn . Aceste planete au rămas singurele cunoscute până la inventarea telescopului în perioada modernă timpurie [85] .

Prima civilizație care a avut o teorie funcțională a planetelor au fost babilonienii, care au trăit în Mesopotamia în mileniul II și I î.Hr. e. Cel mai vechi text astronomic planetar care a supraviețuit din acea perioadă este tabelele venusiane ale lui Ammi-Tzaduki, datate în secolul al VII-lea î.Hr. e., sunt probabil o copie a celor mai vechi, datând de la începutul mileniului II î.Hr. e [86] . Babilonienii au pus bazele a ceea ce în viitor avea să fie numită „astrologie occidentală” [87] . „ Enuma Anu Enlil ”, scrisă în perioada neo-asiriană în secolul al VII-lea î.Hr. e [88] conține o listă de prevestiri și relația lor cu diverse fenomene astronomice, inclusiv mișcarea planetelor [89] .

Babilonienii foloseau un sistem dual de nume: „științific” și „divin”. Cel mai probabil, ei au fost cei care au venit primii cu ideea de a da planetelor numele zeilor [90] [91] .

Pentru sistemul caldean de planete, vezi rândul caldeean .

Grecia antică și Roma antică

„sfere planetare” ptolemeice
Modernitatea Luna Mercur Venus Soare Marte Jupiter Saturn
Europa medievală [92] ☾LVNA ☿ MERCVRIVS ♀VENVS ☉ SOL ♂ MARTE ♃ IVPITER ♄ SATVRNVS

În Grecia antică a perioadelor pre-elenistice și elenistice timpurii, numele planetelor nu aveau nimic de-a face cu zeitățile: Saturn era numit Faynon , „strălucitor”, Jupiter - Phaeton , Marte - Piroeis , „de foc”; Venus era cunoscută sub numele de Phosphoros , „Vestitorul luminii” (în timpul vizibilității dimineții) și Hesperos (în timpul vizibilității de seară), iar Mercurul care disparea cel mai rapid sub numele de Stilbon .

Dar mai târziu, se pare, grecii au adoptat numele „divine” ale planetelor de la babilonieni, dar le-au refăcut pentru a se potrivi cu panteonul lor. S-a găsit suficientă corespondență între tradițiile de numire greacă și babiloniană pentru a sugera că acestea nu provin separat una de cealaltă [86] . Traducerea nu a fost întotdeauna exactă. De exemplu, babilonianul Nergal este zeul războiului, astfel grecii l-au asociat cu Ares. Dar, spre deosebire de Ares, Nergal era și zeul ciumei, al ciumei și al lumii interlope [94] . Mai târziu, vechii romani, împreună cu cultura și ideile despre lumea din jurul lor, au copiat numele planetelor de la grecii antici. Așa au apărut Jupiter, Saturn, Mercur, Venus și Marte care ne sunt familiare.

Mulți romani au urmat credința, probabil originară din Mesopotamia, dar atingând forma sa finală în Egiptul elenistic, că cei șapte zei după care au fost numite planetele s-au ocupat de schimbările orare ale pământului. Ordinul a început Saturn, Jupiter, Marte, Soare, Venus, Mercur, Luna (de la cel mai îndepărtat la cel mai apropiat) [95] . Prin urmare, prima zi a început cu Saturn (ora 1), a doua zi cu Soarele (ora 25), urmată de Lună (ora 49), apoi Marte, Mercur, Jupiter și Venus. Deoarece fiecare zi a fost numită după zeul cu care a început, acest ordin a supraviețuit în calendarul roman după abolirea ciclului bazat pe nundine - și încă supraviețuiește în multe limbi moderne [96] .

Termenul „planetă” provine din greaca veche πλανήτης , care înseamnă „rătăcitor” – acesta era numele unui obiect care și-a schimbat poziția față de stele. Întrucât, spre deosebire de babilonieni, grecii antici nu acordau importanță predicțiilor, planetele nu au fost inițial interesate în mod deosebit. pitagoreici în secolele al VI-lea și al V-lea î.Hr. e. au dezvoltat propria lor teorie planetară independentă, conform căreia Pământul, Soarele, Luna și planetele se învârt în jurul „Focului Central”, care a fost luat drept centrul teoretic al universului. Pitagora sau Parmenide au fost primii care au identificat „steaua de seară” și „steaua dimineții” ( Venus ) ca fiind unul și același obiect [97] .

În secolul III î.Hr. e. Aristarh din Samos a propus un sistem heliocentric , conform căruia Pământul și alte planete se învârteau în jurul Soarelui. Cu toate acestea, geocentrismul a rămas dominant până la Revoluția științifică . Este posibil ca mecanismul Antikythera să fi fost un computer analog conceput pentru a calcula pozițiile aproximative ale Soarelui, Lunii și planetelor la o dată dată.

Până în secolul I î.Hr. e, în perioada elenistică , grecii au început să-și creeze propriile scheme matematice pentru a prezice poziția planetelor. Babilonienii antici foloseau aritmetica , in timp ce schema grecilor antici se baza pe solutii geometrice . Această abordare a făcut posibil să avansăm mult în explicarea naturii mișcării corpurilor cerești vizibile cu ochiul liber de pe Pământ. Aceste teorii sunt reflectate pe deplin în Almagestul , scris de Ptolemeu în secolul al II-lea d.Hr. e. Dominația modelului ptolemaic a fost atât de completă încât a eclipsat toate lucrările anterioare despre astronomie și a rămas cea mai autorizată lucrare astronomică din lumea occidentală timp de 13 secole [86] [98] . Complexul de legi ale lui Ptolemeu a descris bine caracteristicile orbitelor a 7 planete, care, conform grecilor și romanilor, se învârteau în jurul Pământului . În ordinea creșterii distanței față de Pământ, conform comunității științifice din acea vreme, acestea erau localizate astfel: Luna , Mercur, Venus, Soarele , Marte, Jupiter și Saturn [80] [98] [99] .

India antică și medievală

În 499, astronomul indian Aryabhata a propus un model planetar care sugerează că planetele se mișcă mai degrabă pe orbite eliptice decât circulare. Modelul lui Aryabhata a inclus și rotația Pământului în jurul axei sale, ceea ce a explicat mișcarea aparentă a stelelor spre vest [100] [101] . Acest model a fost larg acceptat printre astronomii indieni care au trăit și au lucrat mai târziu. Adepții lui Aryabhata au fost deosebit de puternici în India de Sud , unde principiile sale privind rotația zilnică a Pământului, printre altele, au stat la baza unei mase de lucrări bazate pe teoria sa [102] .

În 1500, Neelakanta Somayaji de la școala Kerala , în Tantrasangraha , a revizuit modelul lui Aryabhata [103] [104] . În Aryabhatavahyaz , un comentariu despre Aryabhatya , el a propus un model în care Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn se învârt în jurul Soarelui, care la rândul său se învârte în jurul Pământului. Acest sistem geo-heliocentric amintește de cel propus de Tycho Brahe la sfârșitul secolului al XVI-lea . Majoritatea astronomilor Școlii Kerala i-au adoptat modelul și l-au urmat [103] [104] [105] .

Lumea islamică

În secolul al XI-lea , Avicenna a observat tranzitul lui Venus și a stabilit că Venus , cel puțin uneori, este mai jos decât Soarele [106] . În secolul al XII-lea, Ibn Baja a observat „două planete ca pete negre pe fața Soarelui”. În secolul al XIII-lea, astronomul maraga Kutbuddin ash-Shirazi a explicat acest fenomen ca tranzite ale lui Mercur și Venus [107] .

Rusia antică

În textele în limba rusă, termenul „planetă” a fost găsit încă din secolul al XI-lea, când acest nume sub formă de „planetă” a fost menționat în „ Izbornik of Svyatoslav ” din 1073, unde au fost indicate și corpurile cerești, care au fost numite atunci planete: Slantse ( Soare ), Yermis ( Mercur ), Afrodita ( Venus ), Luna , Aris ( Marte ), Zeus ( Jupiter ), Kronos ( Saturn ) [108] .

Renașterea europeană

Planete renascentiste
Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn

Cele cinci planete vizibile cu ochiul liber sunt cunoscute din cele mai vechi timpuri și au avut un impact semnificativ asupra mitologiei, cosmologiei religioase și astronomiei antice.

Metoda cunoașterii științifice s-a îmbunătățit, iar înțelegerea termenului „planetă” s-a schimbat pe măsură ce acestea se mișcau față de alte corpuri cerești (față de stelele fixe); să le înțelegem ca corpuri care se învârt în jurul Pământului (în orice caz, oamenilor așa li se părea); În secolul al XVI-lea , planetele au început să fie definite ca obiecte care orbitează în jurul Soarelui împreună cu Pământul, când modelul heliocentric al lui Copernic , Galileo și Kepler a câștigat influență în comunitatea științifică. Astfel, Pământul a intrat și el pe lista planetelor, în timp ce Soarele și Luna au fost excluse din aceasta [109] .

În același timp, tradiția de a numi planetele după zei greci sau romani a fost ruptă. Drept urmare, în fiecare limbă Pământul este numit în felul său.

Multe limbi romanice păstrează cuvântul latin Terra (sau variațiile acestuia), adică uscat (opusul mării) [110] . Cu toate acestea, limbile non-romane își folosesc propriile nume. De exemplu, grecii încă păstrează originalul grecesc antic Γή ( Ki sau Yi ); Limbile germanice , inclusiv engleza, folosesc variații ale ertho germanic vechi [111] , așa cum se poate vedea în engleză Earth , germană Erde , olandeză Aarde și scandinavă Jorde .

Culturile non-europene folosesc diferite scheme pentru denumirea planetelor. India folosește un sistem de denumire bazat pe Navagraha , care include cele șapte planete „tradiționale” ( Surya pentru Soare, Chandra pentru Lună și Budha , Shukra , Mangala , Brihaspati și Shani pentru planetele Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn) și nodurile ascendente și descendente ale Lunii Rahu și Ketu . China și alte țări din Asia de Est influențate istoric de China ( Japonia , Coreea și Vietnam ) utilizează un sistem de denumire bazat pe cele Cinci Elemente ( Elemente ): apă (Mercur), Metal (Venus), Foc (Marte), Lemn (Jupiter) și Pământ (Saturn) [96] .

Când primii sateliți ai lui Jupiter și Saturn au fost descoperiți în secolul al XVII-lea , la început au fost numiți atât sateliți, cât și planete - cu toate acestea, în secolul următor cuvântul „satelit” a fost folosit mai des [112] . Până la mijlocul secolului al XIX-lea, numărul de „planete” a crescut rapid, iar comunitatea științifică a dat statutul de planetă oricărui obiect care orbitează strict în jurul Soarelui.

secolul al XIX-lea

Planete la începutul anilor 1800
Mercur Venus Pământ Marte Vesta Juno Ceres Palas Jupiter Saturn Uranus

La mijlocul secolului al XIX-lea, astronomii au început să realizeze că obiectele pe care le-au descoperit în ultimii 50 de ani (cum ar fi Ceres, Pallas, Juno și Vesta) erau foarte diferite de planetele obișnuite. Sunt situate în aceeași zonă dintre Marte și Jupiter (centura de asteroizi) și au o masă mult mai mică; ca urmare, au fost reclasificați drept „asteroizi”. Planetele au început să fie numite doar corpuri „mari” care se învârt în jurul Soarelui. Nu era nevoie de o definiție formală a planetei, deoarece, în primul rând, a existat un decalaj ascuțit în dimensiune între asteroizii și planetele cunoscuți și, în al doilea rând, fluxul de noi descoperiri de planete părea să se usuce odată cu descoperirea lui Neptun. în 1846 [113] .

secolul al XX-lea

Planetele de la sfârșitul anilor 1800 până în 1930
Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun

Pluto a fost descoperit în secolul al XX-lea . Primele observații au indicat că era mai mare decât Pământul [114] , iar obiectul a fost imediat perceput ca a noua planetă. Observații ulterioare au arătat că Pluto este mult mai mic. În 1936 , Raymond Littleton a sugerat că Pluto ar putea fi o lună scăpată a lui Neptun [115] iar în 1964 Fred Lawrence Whipple a sugerat că Pluto este o cometă [116] . Cu toate acestea, deoarece Pluto este mai mare decât toți asteroizii cunoscuți la acea vreme [117] , și-a păstrat statutul până în 2006.

Planete din 1930 până în 2006
Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluton

În 1992, astronomii Alexander Volshchan și Dale Freil au anunțat descoperirea planetelor în jurul unui pulsar , PSR B1257+12 [118] . Se crede că aceasta este prima descoperire de planete în jurul altei stele. Apoi, pe 6 octombrie 1995 , Michel Mayor și Didier Chielo de la Universitatea din Geneva au anunțat prima descoperire de exoplanete în jurul unei stele obișnuite din secvența principală  , 51 Pegasus [119] .

Descoperirea exoplanetelor a creat o nouă incertitudine în definiția unei planete: absența unei granițe clare între planete și stele. Multe exoplanete cunoscute sunt de multe ori mai mari decât Jupiter în masă, apropiindu-se de obiecte stelare cunoscute sub numele de „pitici brune” [120] . Piticile brune sunt de obicei considerate stele datorită capacității lor de a arde deuteriu  , un izotop greu de hidrogen, într-o reacție termonucleară. Pentru a arde hidrogenul obișnuit, o stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 75 de mase de Jupiter și doar 13 mase de Jupiter sunt suficiente pentru a arde deuteriu. Cu toate acestea, deuteriul este un izotop destul de rar, iar majoritatea piticilor maro probabil au rămas fără el cu mult înainte de a fi descoperite, făcându-le imposibil de distins de planetele supermasive [121] .

Secolul 21

Planete, 2006 - prezent
Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun

Odată cu descoperirea în a doua jumătate a secolului al XX-lea a unui număr mare de diferite tipuri de obiecte în sistemul solar și a obiectelor mari în jurul altor stele, au început dispute cu privire la ceea ce ar trebui considerat o planetă. Au început dispute specifice dacă o planetă este considerată un obiect care este eliberat din „populația” principală a centurii de asteroizi sau dacă este suficient de mare pentru fuziunea deuteriului .

La sfârșitul anilor 1990 și începutul anilor 2000, a fost confirmată existența centurii Kuiper în regiunea orbitei lui Pluto . Astfel, s-a stabilit că Pluto este doar unul dintre cele mai mari obiecte din această centură, ceea ce i-a determinat pe mulți astronomi să-l priveze de statutul de planetă.

Un număr considerabil de alte obiecte din aceeași centură, cum ar fi Quaoar , Sedna și Eris , au fost anunțate în presa populară drept a zecea planetă, deși nu au primit o recunoaștere științifică largă ca atare. Descoperirea lui Eris din 2005, considerată a fi mai mare și cu 27% mai masivă decât Pluto, a creat necesitatea unei definiții oficiale pentru planetă.

Recunoscând problema, IAU a început să elaboreze o definiție pentru planetă, care a fost finalizată până în 2006. Numărul planetelor din sistemul solar a fost redus la 8 corpuri mari cu o orbită „curată” (Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun). În plus, a fost identificată o nouă clasă - planetele pitice , care includea trei obiecte (Ceres, Pluto și Eris) [122] .

Definiția unei exoplanete

În 2003, Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru exoplanete a definit următoarele criterii pentru a face distincția între o planetă și o pitică maro [123] :

  1. Un obiect cu o masă adevărată sub pragul pentru o reacție termonucleară cu deuteriu (acum acest prag este estimat la aproximativ 13 mase Jupiter pentru obiecte cu aceeași abundență izotopică ca și în Soare) [124] care înconjoară o stea sau rămășițele ei se numește „ planetă” (indiferent de origine). Cerințele minime de masă și dimensiune pentru o exoplanetă sunt aceleași ca și pentru planetele sistemului solar.
  2. Obiectele cu o masă peste limita pentru o reacție termonucleară cu deuteriu sunt „pitici brune”, indiferent de modul în care s-au format și unde se află.
  3. Obiectele care „plutesc liber” în grupuri stelare tinere cu mase mai mici decât cele necesare unei reacții termonucleare care implică deuteriu nu sunt „planete”, ci „pitici subbrunii”.

Această definiție a devenit populară în rândul astronomilor și chiar a fost publicată în publicații științifice de specialitate [125] . Deși această definiție este temporară, și a servit doar până la adoptarea celei oficiale, ea a câștigat popularitate deoarece nu abordează problema determinării masei de prag inferior pentru planetă [126] și astfel ajută la evitarea contradicțiilor cu privire la obiectele solare. sistem și, totuși, nu comentează starea obiectelor care orbitează piticele maro, cum ar fi 2M1207 b .

Un pitic subbrun  este un obiect cu o masă planetară, format în timpul prăbușirii unui nor de gaz (și nu în timpul acreției, ca planetele obișnuite). Această diferență de formare între piticele submaronii și planete nu este în general acceptată; astronomii sunt împărțiți în două tabere în întrebarea dacă să ia în considerare procesul de formare planetară ca un criteriu de clasificare [127] [128] . Unul dintre motivele dezacordului este că deseori este imposibil să ne dăm seama cum s-a format un obiect: de exemplu, o planetă formată prin acumulare își poate părăsi sistemul planetar și poate intra în „plutire liberă”, iar o pitică subbrunie se auto-forma. într-un grup de stele în timpul prăbușirii unui nor de gaz poate fi capturat pe orbită în jurul unei stele.

planete pitice
Ceres Pluton Haumea Makemake Eris

13 Masa lui Jupiter este oarecum arbitrară. Nu există o limită ascuțită aici - intensitatea arderii crește fără probleme odată cu masa stelei. În plus, cantitatea de deuteriu implicată în reacții depinde nu numai de masă, ci și de compoziția obiectului - cantitatea de heliu și deuteriu [129] .

Rezoluția IAU 2006

Problema limitei inferioare de masă a fost ridicată în 2006 la ședința Adunării Generale a UAI . După dezbateri și o propunere nereușită, adunarea a fost de acord că planeta este [130]

Conform acestei definiții, în sistemul solar există 8 planete. Corpurile care îndeplinesc primele două condiții, dar nu și pe a treia (Pluto, Makemake și Eris) sunt clasificate drept planete pitice , cu excepția cazului în care sunt sateliți ai unei planete. Inițial, IAU a propus o definiție care nu includea punctul (c) și, prin urmare, ar putea exista mai multe planete acum [131] . După multă deliberare, s-a decis prin vot ca astfel de corpuri să fie clasificate drept planete pitice [132] .

Această definiție se bazează pe teoria formării planetare, conform căreia viitoarele planete curăță spațiul din jurul lor de praf, gaz și corpuri mai mici. Potrivit astronomului Stephen Soter [133] :

După votul din 2006, dezbaterea și controversa nu s-au oprit [134] [135] , iar mulți astronomi au spus că nu vor folosi această definiție [136] . O parte a dezbaterii s-a concentrat în jurul punctului (c) (orbita clară) și că obiectele clasificate drept planete pitice ar trebui să facă parte dintr-o definiție mai largă a „planetei”. Conferințele ulterioare IAU pot extinde definiția actuală pentru a include definiția unei exoplanete.

În afara comunității științifice, Pluto a fost cunoscut pe scară largă ca a noua planetă de la descoperirea sa (1930). Descoperirea lui Eris, care a fost mediatizata in mass-media ca fiind descoperirea celei de-a zecea planete, si reclasificarea ulterioara a trei obiecte ca planete pitice, au atras atentia presei si a publicului [137] .

Clasificări anterioare

Tabelul de mai jos arată acele corpuri ale sistemului solar care anterior erau considerate planete:

corp note
Stea planeta pitica Asteroid Satelit
Soare Luna Ele erau considerate în antichitate ca planete în conformitate cu ideile din acea vreme.
Io , Europa , Ganymede și Callisto Cele mai mari patru luni ale lui Jupiter, cunoscute și sub numele de Galileeni. Ele au fost menționate de Galileo Galilei drept „planete Medici” după patronul lor: familia Medici.
Titan [b] , Iapet [c] , Rhea [c] , Tethys [d] și Dione [d] Cele mai mari cinci luni ale lui Saturn descoperite de Christian Huygens și Giovanni Domenico Cassini.
Ceres [e] Pallas , Juno și Vesta Primii asteroizi cunoscuți descoperiți între 1801 și 1807, înainte de a fi reclasificați în anii 1850 [138] .

Ceres a fost reclasificată drept planetă pitică în 2006.

Astrea , Hebe , Iris , Flora , Metis , Hygiea , Parthenope , Victoria , Egeria , Irene , Eunomia Asteroizi descoperiți între 1845 și 1851. Creșterea rapidă a numărului de planete a necesitat o reclasificare, care a avut loc în 1854 [139] .
Pluto [f] Primul obiect trans-neptunian (TNO), descoperit în 1930. În 2006, i s-a renunțat la statutul de planetă și i s-a acordat statutul de planetă pitică.

Observații amatori

Nu aveți nevoie de un telescop pentru a vedea planetele. Majoritatea planetelor din sistemul solar până la Saturn pot fi văzute cu ochiul liber. Dacă observatorul intenționează să distingă cele mai semnificative structuri geologice sau atmosferice de pe suprafața planetelor, atunci va avea nevoie de un telescop cu o optică de bună calitate și un ocular cu contrast ridicat cu un minim de lentile - aceste cerințe sunt îndeplinite de schemele Plössl, oculare ortoscopice și monocentrice, care, printre altele, ajută la evitarea strălucirii . În cele mai multe cazuri, un telescop refractor acromatic cu o deschidere de 150-200 mm va fi suficient pentru observarea planetelor sistemului solar . Poziția planetei pe orbită este de asemenea importantă: toate planetele, cu excepția lui Mercur și Venus, sunt cel mai bine observate la opoziție . De preferință senin, fără ceață și smog , cerul. Pot fi necesare diverse filtre de lumină - sunt speciale pentru fiecare planetă [140] .

Cele mai comune pentru observațiile planetare sunt măririle de la 150x la 350-400x - și ar trebui să vă asigurați că ocularul acoperă acest interval de măriri (deoarece rezoluția ochiului depinde de iluminarea obiectului și prin setarea măririi la două ori). diametrul obiectivului telescopului în milimetri, luminozitatea discului planetar va scădea atât de mult încât detalii, vizibile clar la o mărire mai mică, vor dispărea pe el). Atunci când alegeți un obiect pentru observare, trebuie să vă asigurați că acesta s-a ridicat cu cel puțin 20 de grade deasupra orizontului - altfel turbulențele atmosferice vor distorsiona și estompa imaginea. În același timp, nu este recomandat să observați planetele din clădirile cu mai multe etaje sau direct din cameră: în primul caz, aerul cald curge de-a lungul pereților casei (de la ferestrele deschise și, prin urmare, este mai bine să observați de la balcon). Iar în al doilea caz, fluxul de aer cald care iese din camera ta va estompa „imaginea” [140] .

Următoarele sunt recomandări pentru observarea planetelor individuale din sistemul solar:

Mercur

Mercur este un obiect greu de observat din cauza apropierii lui de Soare. Cu toate acestea, poate fi observată timp de două până la trei săptămâni pe an, dimineața sau seara, timp de aproximativ o oră și jumătate. Deși la amurg este vizibil pe cerul întunecat și este ușor de vizibil, în acest moment este jos deasupra orizontului. Această problemă se rezolvă dacă este observată în timpul zilei, dar este mult mai dificil să o găsești pe cerul zilei. Pentru a distinge cel puțin unele detalii ale suprafeței, se recomandă o deschidere a telescopului de cel puțin 100 mm. Când atmosfera este calmă, cele mai mari detalii ale suprafeței apar ca pete întunecate neclare. Pentru ca planeta să fie mai bine văzută pe cer în timpul zilei, iar detaliile să fie văzute mai distinct, se recomandă un filtru galben [140] .

Venus

Planeta poate fi observată până la patru ore în întuneric. Timp de aproximativ o jumătate de an, planeta este vizibilă dimineața sau seara, dar luminozitatea enormă face posibilă observarea ei aproape pe tot parcursul anului. Diafragma recomandată este de 75 mm. Însăși suprafața planetei este ascunsă sub nori denși; interesul principal este atmosfera însăși și schimbările din ea. Reflexivitatea atmosferei lui Venus este atât de mare încât se recomandă utilizarea unui filtru „neutru” pentru observații sigure. Și când se folosește un filtru albastru sau violet, neomogenitățile din stratul de nor sunt mai bine vizibile [140] .

Marte

Marte este disponibil pentru observare în orice moment al anului, dar cel mai bine este să îl observați la opoziție , pe care o repetă pe o perioadă de aproximativ 26 de luni. Diafragma recomandată:

  • 75 mm: se pot distinge capacul polar, zona mare întunecată a Sirte Major și centura întunecată a „mărilor” din emisfera sudică.
  • 100 mm: formațiuni de nori pe terminator și munți, nereguli în zone luminoase, numeroase detalii în mări vor deveni vizibile.
  • 150-200 mm: numărul de piese va crește considerabil, iar unele dintre părțile care păreau continue în unelte mai mici se vor destrăma în multe altele mai mici. Pentru a face mai ușor deosebirea detaliilor de suprafață întunecată, se folosește de obicei un filtru galben-portocaliu, iar dacă scopul observațiilor este calota polară și formațiunile de nori, atunci albastru sau verde [140] .

Jupiter

De asemenea, Jupiter poate fi găsit întotdeauna pe cer, iar opozițiile se repetă în medie o dată la 13 luni. Principalul interes în observarea lui Jupiter este atmosfera și schimbările meteorologice din acesta. Cu o deschidere a telescopului de 75 mm, trei sau patru benzi principale de nori din atmosfera planetei, neregulile din acestea, BKP și umbrele sateliților în timpul trecerii lor devin vizibile. Când deschiderea instrumentului este mărită la 100 mm, deja 4-5 benzi în atmosferă și vârtejurile din ele devin vizibile. Când deschiderea este mărită la 150-200 mm, apar numeroase dungi, bucle, scoici etc.. Numărul de detalii distinse crește proporțional cu creșterea diafragmei. Filtrele albastre și galbene sunt utilizate în mod obișnuit pentru a crește contrastul în observații [140] .

Saturn

În fiecare an confruntarea are loc cu două săptămâni mai târziu decât precedenta. Dar în afară de schimbările de declinare, alte modificări sunt imperceptibile. În timpul perioadei de revoluție a lui Saturn în jurul Soarelui, unghiul de deschidere al inelelor se modifică, de două ori sunt vizibile pe margine și de două ori se deschid maxim până la un unghi de 27 de grade [140] .

Cu o deschidere a instrumentului de 100 mm, sunt vizibile un capac polar mai întunecat, o dungă întunecată lângă tropic și o umbră a inelelor de pe planetă. Și la 150-200 mm , patru sau cinci benzi de nori în atmosferă și neomogenitățile din ele vor deveni vizibile, dar contrastul lor va fi vizibil mai mic decât cel al lui Jupiter. Pentru a crește contrastul, puteți folosi un filtru galben. Și celebrele inele ale lui Saturn sunt deja vizibile la o mărire de 20x. Telescoapele cu deschideri mari fac posibilă distingerea multor inele și goluri individuale între ele [140] .

Uranus

Opozițiile apar în fiecare an cu patru până la cinci zile mai târziu decât anul precedent, cu o declinare tot mai mare și condiții de vizibilitate îmbunătățite pentru emisfera nordică (până în anii 2030). Cu o deschidere de 75 mm și măriri de peste 80x, va fi vizibil un disc mic și slab. Și cu o deschidere de 300 mm, detaliile cu contrast extrem de scăzut vor deveni vizibile, dar probabilitatea observării lor chiar și cu un astfel de instrument este destul de mică [140] .

Neptun

Opozițiile apar în fiecare an cu două zile mai târziu decât anul precedent, cu o declinare tot mai mare și condiții de vizibilitate îmbunătățite pentru emisfera nordică (până în anii 2060). Detaliile suprafeței nu sunt vizibile, dar la o mărire de 120x puteți vedea micul disc al planetei [140] .

  • Unele planete ale sistemului solar printr-un telescop (diametrul lentilei este indicat între paranteze)

  • Venus (250 mm)

  • Marte (250 mm)

  • Jupiter (250 mm)

  • Saturn

  • Uranus

Termeni înrudiți

Vezi și

Comentarii

  1. ^   Aceastădefinițieeste o compilație a douăMAC; o definiție oficială agreată de sindicat în 2006 și o definiție informală „de lucru” din 2003. Definiția din 2006, deși oficială, se aplică doar sistemului solar, în timp ce definiția din 2003 se aplică și planetelor din jurul altor stele. Problema identificării unei exoplanete a fost considerată foarte dificil de discutat la conferința IAU din 2006.
  2. ^   menționat de Huygens caPlanetes novus(„Noua planetă”) în lucrarea saSystema Saturnium
  3. ^  Ambele sunt denumitenoi planète(noi planete) de Cassini în lucrarea saDécouverte de deux nouvelles planetes autour de Saturne
  4. ^  ambele luni sunt denumite „planete” înAn Extract of the Journal Des Scavans al lui Cassini…. Cu toate acestea, termenul de „satelit” începuse deja să fie folosit la acea vreme pentru a distinge astfel de corpuri de cele în jurul cărora orbitează.
  5. ^  Reclasificată ca planetă pitică în 2006.
  6. ^  Clasificată ca planetă de la descoperirea sa în 1930 până la reclasificarea caplanetă pitică trans-neptunianăîn august 2006.

Note

Comentarii

  1. ↑ Conform definiției din 2006 a termenului „planetă”

Surse

  1. ↑ 1 2 Adunarea Generală a IAU 2006: Rezultatul voturilor rezoluției IAU (link indisponibil) . Uniunea Astronomică Internațională (2006). Consultat la 30 decembrie 2009. Arhivat din original pe 4 iulie 2012. 
  2. ↑ Grupul de lucru pe planete extrasolare (WGESP) al Uniunii Astronomice Internaționale (link nu este disponibil) . IAU (2001). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012. 
  3. ↑ Gigin. Astronomie Arhivată la 28 iulie 2019 la Wayback Machine II 42 Arhivată la 28 iulie 2019 la Wayback Machine , 1

    PLANETELE 42. 1. Ne rămâne să spunem despre cele cinci stele, pe care mulți le numesc „rătăcire”, grecii – planetele.
  4. ↑ The Extrasolar Planet Encyclopaedia - Listarea catalogului . exoplanet.eu . Preluat la 16 iunie 2022. Arhivat din original la 5 iulie 2012.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Jean Schneider. The Extrasolar Planet Encyclopaedia - Listare de catalog  . The Extrasolar Planets Encyclopaedia (27 ianuarie 2015). Consultat la 23 aprilie 2014. Arhivat din original la 28 ianuarie 2015.
  6. ↑ Kennedy, Barbara . Oamenii de știință dezvăluie cea mai mică planetă extra-solară găsită până acum, SpaceFlight Now (11 februarie 2005). Arhivat din original pe 9 mai 2008. Preluat la 23 august 2008.
  7. ↑ Santos, N.; Bouchy, F.; Vauclair, S.; Queloz, D.; Primarul , M. Fourteen Times the Earth , Observatorul European de Sud (Comunicat de presă) (25 august 2004). Arhivat din original pe 7 iunie 2007. Preluat la 23 august 2008.
  8. ↑ Trio of Neptunes , Astrobiology Magazine (21 mai 2006). Arhivat din original pe 29 septembrie 2007. Preluat la 23 august 2008.
  9. ↑ Steaua: Gliese 876 (link indisponibil) . Enciclopedia Planetei Extrasolare . Consultat la 1 februarie 2008. Arhivat din original pe 4 iulie 2012. 
  10. ↑ Planeta mică descoperită în jurul unei stele mici . ScienceDaily (2008). Consultat la 6 iunie 2008. Arhivat din original pe 4 iulie 2012.
  11. ↑ Beaulieu, J.-P.; D. P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; et al. Descoperirea unei planete cool de 5,5 mase Pământului prin microlensing gravitațional  //  Nature: journal. - 2006. - 26 ianuarie ( vol. 439 , nr. 7075 ). - P. 437-440 . - doi : 10.1038/nature04441 . — PMID 16437108 .
  12. ↑ COROT descoperă cea mai mică exoplanetă de până acum, cu o suprafață pe care să pășească . Agenția Spațială Europeană (3 februarie 2009). Data accesului: 28 februarie 2010. Arhivat din original pe 25 martie 2012.
  13. ↑ Gliese 581 d (link inaccesibil) . Enciclopedia planetelor extrasolare . Data accesului: 13 septembrie 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012. 
  14. ↑ Un nou „super-Pământ” găsit în spațiu , BBC News (25 aprilie 2007). Arhivat din original pe 10 noiembrie 2012. Preluat la 23 august 2008.
  15. ↑ von Bloh și colab. Habitabilitatea supra-pământurilor în Gliese 581  // Astronomie și astrofizică  . - Științe EDP , 2007. - Vol. 476 , nr. 3 . - P. 1365-1371 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077939 .
  16. ↑ Lecavelier des Etangs, A.; Vidal-Madjar, A.; McConnell, JC; Hébrard, G. Evadare atmosferică din Jupiters fierbinți  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2004. - Vol. 418 . -P.L1- L4 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040106 .
  17. ^ Thompson, Tabatha , Clavin, Whitney. NASA Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds , Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology (Comunicat de presă) (21 februarie 2007). Arhivat din original pe 15 octombrie 2007. Preluat la 23 august 2008.
  18. ↑ Richardson, L. Jeremy; Deming, Drake; Horning, Karen; Seager, Sara; Harrington, Joseph. Un spectru al unei planete extrasolare  (engleză)  // Natură. - 2007. - Vol. 445 , nr. 7130 . — P. 892 . - doi : 10.1038/nature05636 . — PMID 17314975 .
  19. ↑ Drake, Frank . The Drake Equation Revisited , Astrobiology Magazine (29 septembrie 2003). Arhivat din original pe 7 februarie 2009. Preluat la 23 august 2008.
  20. ^ Lissauer, JJ Timecales for Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary disc  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1987. - Vol. 69 . - P. 249-265 . - doi : 10.1016/0019-1035(87)90104-7 .
  21. ↑ 1 2 Luhman, KL; Adame, Lucia; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria. Descoperirea unui pitic maro de masă planetară cu un disc circumstelar  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2005. - Vol. 635 . —P.L93 . _ - doi : 10.1086/498868 .
  22. ↑ Clavin, Whitney O planetă cu planete? Spitzer Găsește Cosmic Oddball . Spitzer Space Telescope Newsroom (9 noiembrie 2005). Consultat la 18 noiembrie 2009. Arhivat din original la 11 iulie 2007.
  23. ↑ Close, Laird M. et al. Binarul pitic maro lat Oph 1622–2405 și descoperirea unui binar lat și cu masă scăzută în Ophiuchus (Oph 1623–2402): O nouă clasă de binaruri late care se evaporă? (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2007. - Vol. 660 . — P. 1492 . - doi : 10.1086/513417 .
  24. ↑ Luhman, KL; Allers, KN; Jaffe, D.T.; Cushing, M.C.; Williams, K.A.; Slesnick, C.L.; Vacca, W.D. Ophiuchus 1622–2405: Not a Planetary-Mass Binary  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2007. - Aprilie ( vol. 659 , nr. 2 ). - P. 1629-1636 . - doi : 10.1086/512539 .
  25. ↑ Britt, Robert Roy Probabil prima fotografie a planetei dincolo de sistemul solar . Space.com (10 septembrie 2004). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  26. ↑ Lunii mari ar trebui să fie numite „planete satelit”? . Consultat la 23 noiembrie 2010. Arhivat din original pe 5 mai 2012.
  27. ↑ V. G. Surdin, „Explorarea planetelor îndepărtate”
  28. ↑ D. R. Anderson și colab. . WASP-17b: o planetă cu densitate ultra-scăzută pe o probabilă orbită retrogradă . Biblioteca Universității Cornell. Preluat la 13 august 2009. Arhivat din original la 23 august 2014.
  29. ↑ 1 2 3 4 5 Young, Charles Augustus. Manual de astronomie: o carte de text . - Ginn & company, 1902. - S.  324-327 .
  30. ↑ Dvorak, R.; Kurths, J.; Freistetter, F. Haos și stabilitate în sistemele planetare. — New York: Springer, 2005. - ISBN 3540282084 .
  31. ↑ Moorhead, Althea V.; Adams, Fred C. Evoluția excentricității orbitelor planetelor gigantice din cauza cuplurilor discului circumstelar  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2008. — Vol. 193 . - P. 475 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.009 .
  32. ↑ Planete - Obiecte din Centura Kuiper (link indisponibil) . The Astrophysics Spectator (15 decembrie 2004). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012. 
  33. ↑ Mai exact, orbita baricentrului sistemului Pământ – Lună
  34. ↑ Tatum, JB 17. Stele binare vizuale // Celestial Mechanics . — Pagina web personală, 2007.
  35. ↑ Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. O corelație între înclinație și culoare în centura Kuiper clasică  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 566 . — P.L125 . - doi : 10.1086/339437 .
  36. ↑ 1 2 Harvey, Samantha Vremea, vremea, peste tot? . NASA (1 mai 2006). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  37. ↑ Winn, Joshua N.; Holman, Matthew J. Obliquity Tides on Hot Jupiters  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2005. - Vol. 628 . — P.L159 . - doi : 10.1086/432834 .
  38. ↑ Goldstein, R.M.; Carpenter, RL Rotația lui Venus: Perioada estimată din măsurători radar  //  Science : journal. - 1963. - Vol. 139 , nr. 3558 . — P. 910 . - doi : 10.1126/science.139.3558.910 . — PMID 17743054 .
  39. ↑ Belton, MJS; Terrile RJ Bergstralh, JT: Uranus and Neptun 327 (1984). Preluat la 2 februarie 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  40. ↑ Borgia, Michael P. The Outer Worlds; Uranus, Neptun , Pluto și Dincolo  . - Springer New York, 2006. - P. 195-206.
  41. ↑ Lissauer, Jack J. Formarea   planetei // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii : jurnal. - 1993. - Vol. 31 (A94-12726 02-90) . - P. 129-174 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001021 . - Cod biblic .
  42. ↑ Strobel, Nick Planet tables (link nu este disponibil) . astronomynotes.com. Consultat la 1 februarie 2008. Arhivat din original pe 4 iulie 2012. 
  43. ↑ Zarka, Philippe; Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B. Emisii radio planetare conduse magnetic și aplicare la planetele extrasolare  //  Astrofizică și știință spațială : jurnal. - 2001. - Vol. 277 . — P. 293 . - doi : 10.1023/A:1012221527425 .
  44. ↑ Faber, Peter; Quillen, Alice C. Numărul total de planete gigantice în discuri de resturi cu lumini centrale . Departamentul de Fizică și Astronomie, Universitatea din Rochester (12 iulie 2007). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 15 noiembrie 2018.
  45. ↑ Unii TNO mari nu au primit încă statutul de planetă pitică, dar îl revendică
  46. ↑ Amburn, Brad În spatele misiunii Pluto: un interviu cu liderul de proiect Alan Stern . Space.com (28 februarie 2006). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  47. ↑ Kravchuk P. A. Înregistrări ale naturii. - L . : Erudit, 1993. - 216 p. — 60.000 de exemplare.  — ISBN 5-7707-2044-1 .
  48. ↑ Hamilton, Calvin J. Neptun . Vederi ale sistemului solar (4 august 2001). Preluat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original la 18 mai 2019.
  49. ↑ Hoskin, Michael Bodes' Law and the Discovery of Ceres (link inaccesibil) . Observatorio Astronomico di Palermo „Giuseppe S. Vaiana” (26 iunie 1992). Consultat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original pe 4 iulie 2012. 
  50. ↑ Croswell, 1997 , p. 52.
  51. ↑ IAUC 8577: 2003 EL_61, 2003 UB_313, 2005 FY_9; C/2005 N6 . Uniunea Astronomică Internațională (29 iulie 2005). Preluat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original la 20 mai 2012.
  52. ↑ Michael E. Brown. Traseul electronic al descoperirii anului 2003 EL 61 . Caltech . Preluat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original la 20 mai 2012.
  53. ↑ MPEC 2005-O42 . Uniunea Astronomică Internațională (29 iulie 2005). Consultat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original pe 11 februarie 2012.
  54. ↑ Brown M. Descoperirea lui UB313 Eris din 2003, a 10- a cea mai mare planetă pitică cunoscută (2006). Preluat la 4 aprilie 2020. Arhivat din original la 19 iulie 2011.
  55. ↑ Scott S. Sheppard . Pagina Satelitului Jupiter (Acum și Pagina Satelitului Planetei Uriașe și a Lunii) . Instituția Carnegie pentru Știință. Consultat la 3 noiembrie 2014. Arhivat din original pe 4 iulie 2012.
  56. ↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Planete  uriașe . - 10 decembrie 2009.
  57. ↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teoria formării planetelor . - 2010. - .
  58. ↑ Dutkevitch, Diane Evoluția prafului în regiunea planetei terestre a discurilor circumstelare din jurul stelelor tinere . Ph. teză de doctorat, Universitatea din Massachusetts Amherst (1995). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 25 noiembrie 2007. ( Intrarea în sistemul de date astrofizice arhivată 3 noiembrie 2013 la Wayback Machine )
  59. ↑ 1 2 3 Kivelson, Margaret Galland; Bagenal, Fran. Magnetosfere planetare // Enciclopedia sistemului solar / Lucyann Mcfadden, Paul Weissman, Torrence Johnson. - Academic Press , 2007. - P. 519. - ISBN 9780120885893 .
  60. ↑ Gefter, Amanda Planeta magnetică . Astronomie (17 ianuarie 2004). Data accesului: 29 ianuarie 2008. Arhivat din original pe 4 iulie 2012.
  61. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David ; Kleyna, ian. Un sondaj ultraprofund pentru sateliții neregulați ai lui Uranus: Limite ale completității  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2005. - Vol. 129 . - P. 518-525 . - doi : 10.1086/426329 .
  62. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Introducere în Astronomie și Astrofizică . — al 4-lea. — Saunders College Publishing, 1998. - S.  67 . — ISBN 0030062284 .
  63. ↑ Hunten DM, Shemansky DE, Morgan TH (1988), The Mercury atmosfera , În: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press, pp. 562-612
  64. ↑ 1 2 Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J. O hartă a contrastului zi-noapte al planetei extrasolare HD 189733b  //  Nature : journal. - 2007. - Vol. 447 . — P. 183 . - doi : 10.1038/nature05782 .
  65. ↑ Weaver, D.; Villard, R. Hubble Sonde Structura stratificată a atmosferei lumii extraterestre . Universitatea din Arizona, Laboratorul Lunar și Planetar (comunicat de presă) 31 ianuarie 2007. Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  66. ↑ Ballester, Gilda E.; Sing, David K.; Herbert, Floyd. Semnătura hidrogenului fierbinte în atmosfera planetei extrasolare HD 209458b  //  Nature : journal. - 2007. - Vol. 445 . — P. 511 . - doi : 10.1038/nature05525 .
  67. ↑ Harrington, Jason; Hansen, Brad M.; Luszcz, Statia H.; Seager, Sara. Luminozitatea infraroșu dependentă de fază a planetei extrasolare Andromeda b  (engleză)  // Science : journal. - 2006. - Vol. 314 . — P. 623 . - doi : 10.1126/science.1133904 . — PMID 17038587 .
  68. ↑ Cherepashchuk A. M. - Probleme inverse în astrofizică
  69. ↑ Brown, Michael The Dwarf Planets . Institutul de Tehnologie din California (2006). Consultat la 1 februarie 2008. Arhivat din original la 12 februarie 2011.
  70. ↑ 1 2 Interioare planetare (link inaccesibil) . Departamentul de Fizică, Universitatea din Oregon . Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012. 
  71. ↑ Elkins-Tanton, Linda T. Jupiter și Saturn. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5196-8 .
  72. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Model comparativ al lui Uranus și Neptun   // Planeta . știință spațială.  : jurnal. - 1995. - Vol. 43 , nr. 12 . - P. 1517-1522 . - doi : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  73. ↑ Grasset, O.; Sotin C.; Deschamps F. Despre structura internă și dinamica Titanului  (engleză)  // Planetary and Space Science  : journal. - 2000. - Vol. 48 . - P. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  74. ↑ Fortes, AD Implicațiile exobiologice ale unui posibil ocean de amoniac și apă în interiorul Titanului  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2000. - Vol. 146 , nr. 2 . - P. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  75. ↑ Jones, Nicola . Explicație bacteriană pentru strălucirea trandafirie a Europei , New Scientist Print Edition  (11 decembrie 2001). Arhivat din original pe 10 aprilie 2008. Preluat la 23 august 2008.
  76. ↑ Molnar, LA; Dunn, D.E.  Despre formarea inelelor planetare  // Buletinul Societății Americane de Astronomie : jurnal. - 1996. - Vol. 28 . - P. 77-115 .
  77. ↑ Therese, Encrenaz. Sistemul solar. - Al treilea. — Springer, 2004. - S. 388-390. — ISBN 3540002413 .
  78. ↑ H.G. Liddell și R. Scott, A Greek-English Lexicon , ediția a noua, (Oxford: Clarendon Press, 1940).
  79. ↑ Definiția planetei . Merriam Webster Online. Data accesului: 23 iulie 2007. Arhivat din original pe 4 iulie 2012.
  80. ↑ 1 2 planetă, n. . Oxford English Dictionary (decembrie 2007). Data accesării: 7 februarie 2008. Arhivat din original pe 4 iulie 2012. Notă: selectați fila Etimologie
  81. ↑ Neugebauer, Otto E. The History of Ancient Astronomy Problems and Methods  //  Journal of Near Eastern Studies : jurnal. - 1945. - Vol. 4 , nr. 1 . - P. 1-38 . - doi : 10.1086/370729 .
  82. ↑ Ronan, Colin. Astronomie înainte de telescop // Astronomie în China, Coreea și Japonia. - Cadru de mers. - S. 264-265.
  83. ↑ Kuhn, Thomas S. Revoluția copernicană . - Harvard University Press , 1957. - S.  5 -20. — ISBN 0674171039 .
  84. ↑ Kasak, Ann; Veede, Raul. Înțelegerea planetelor în Mesopotamia antică  // Jurnal electronic de folclor / Mare Kõiva și Andres Kuperjanov. - Muzeul Literar Eston, 2001. - V. 16 . - S. 7-35 . — ISSN 1406-0957 .
  85. ↑ A. Sachs. Astronomie observațională babilonică  // Tranzacții filozofice ale Societății Regale . - Royal Society , 1974. - 2 mai ( vol. 276 , nr. 1257 ). — P. 43-50 [45 & 48-9] .
  86. ↑ 1 2 3 Evans, James. Istoria și practica astronomiei antice  (engleză) . - Oxford University Press , 1998. - P. 296-297. — ISBN 9780195095395 .
  87. ↑ Holden, James Herschel. O istorie a astrologiei horoscopice. - AFA, 1996. - P. 1. - ISBN 978-0866904636 .
  88. ↑ Rapoarte astrologice către regii asirieni / Hermann Hunger. - Helsinki University Press, 1992. - V. 8. - (Arhivele Statului Asiriei). — ISBN 951-570-130-9 .
  89. ↑ Lambert, W. G.; Reiner, Erica. Prevestiri planetare babiloniene. prima parte. Enuma Anu Enlil, Tablet 63: The Venus Tablet of Ammisaduqa  //  Journal of the American Oriental Society : jurnal. - 1987. - Vol. 107 , nr. 1 . — P. 93 . - doi : 10.2307/602955 .
  90. ↑ Ross, Kelley L. Zilele săptămânii . Școala Friziană (2005). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  91. ↑ Planete Arhivat 21 aprilie 2013 la Wayback Machine // astrologic.chat.ru
  92. ↑ După cum se arată, de exemplu, în Cosmographia lui Peter Appian (Anvers, 1539); vezi placa în Grant, Edward. Sfere cerești în Evul Mediu latin  // Isis. - 1987. - Iunie ( vol. 78 , nr. 2 ). - S. 153-173 . — ISSN 0021-1753 .
  93. ↑ Proiectul Theoi: Astra Planeta . Preluat la 10 mai 2022. Arhivat din original la 7 noiembrie 2021.
  94. ↑ Cochrane, Ev. Metamorfozele marțiane: planeta Marte în mituri și tradiții antice  (engleză) . — Aeon Press, 1997. - ISBN 0965622908 .
  95. ↑ Zerubavel, Eviatar. Cercul de șapte zile: istoria și sensul săptămânii  (engleză) . - University of Chicago Press , 1989. - P. 14. - ISBN 0226981657 .
  96. ↑ 12 Falk , Michael. Nume astronomice pentru zilele săptămânii  // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1999. - T. 93 . - S. 122-133 .
  97. ↑ Burnet, John. Filosofia greacă: Thales către Platon . — Macmillan and Co. , 1950. - S. 7-11. — ISBN 9781406766011 .
  98. ↑ 1 2 Goldstein, Bernard R. Salvarea fenomenelor: fundalul teoriei planetare a lui Ptolemeu  //  Journal for the History of Astronomy  : journal. - Cambridge (Marea Britanie), 1997. - Vol. 28 , nr. 1 . - P. 1-12 .
  99. ↑ Ptolemeu; Toomer, Almagestul lui G. J. Ptolemeu. - Princeton University Press , 1998. - ISBN 9780691002606 .
  100. ↑ JJ O'Connor și E.F. Robertson, Aryabhata the Elder Arhivat la 19 octombrie 2012 la Wayback Machine , arhiva MacTutor History of Mathematics
  101. ↑ Hayashi (2008), Aryabhata I
  102. ↑ Sarma (2008), Astronomia în India
  103. ↑ 12 Iosif , 408
  104. ↑ 1 2 Ramasubramanian, K. Model of planetary motion in the works of Kerala astronomers  //  Bulletin of the Astronomical Society of India : jurnal. — Vol. 26 . - P. 11-31 [23-4] . - .
  105. ↑ Ramasubraman etc. (1994)
  106. ↑ Sally P. Ragep (2007), Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al-Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā, în Thomas Hockey, The Biographical Encyclopedia of Astronomers , Springer Science+Business Media , pp. 570–572. 
  107. ↑ SM Razaullah Ansari. Istoria astronomiei orientale: lucrările discuției comune-17 la cea de-a 23-a Adunare Generală a Uniunii Astronomice Internaționale, organizată de Comisia 41 (Istoria Astronomiei), desfășurată la Kyoto, 25–26 august 1997  (engleză) . - Springer , 2002. - P. 137. - ISBN 1402006578 .
  108. ↑ Dicționar al limbii ruse din secolele XI-XVII. Numărul 15 / Cap. ed. G. A. Bogatova . — M .: Nauka , 1989. — S. 72.
  109. ↑ Van Helden, Sistemul Al Copernican . Proiectul Galileo (1995). Data accesului: 28 ianuarie 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  110. ↑ Harper, Douglas Etimologia „terrenului” . Dicţionar de etimologie online (septembrie 2001). Data accesului: 30 ianuarie 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  111. ↑ Harper, Douglas Earth . Dicţionar de etimologie online (septembrie 2001). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 22 august 2011.
  112. ↑ Cassini, domnule. O descoperire a două noi planete despre Saturn, realizată în Observatorul Regal parizian de către signorul Cassini, membru al ambelor Societăți Regale, din Anglia și Franța; Engleza nu din franceză.  (engleză)  // Philosophical Transactions (1665–1678): jurnal. - 1673. - Vol. 8 . - P. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 . Notă: Acest jurnal a devenit Philosophical Transactions of the Royal Society of London în 1775. Este posibil să existe doar publicații anterioare în cadrulJournal des scavans.
  113. ↑ Hilton, James L. Când au devenit asteroizii planete minore? . Observatorul Naval al SUA (17 septembrie 2001). Consultat la 8 aprilie 2007. Arhivat din original pe 21 septembrie 2007.
  114. ↑ Croswell, K. Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar  Systems . - The Free Press, 1997. - P.  57 . - ISBN 978-0684832524 .
  115. ↑ Lyttleton, Raymond A. Despre posibilele rezultate ale unei întâlniri a lui Pluto cu sistemul Neptunian  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1936. - Vol. 97 . — P. 108 .
  116. ↑ Whipple, Fred. Istoria sistemului solar  (engleză)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal. - 1964. - Vol. 52 , nr. 2 . - P. 565-594 . - doi : 10.1073/pnas.52.2.565 . — PMID 16591209 .
  117. ↑ Luu, Jane X.; Jewitt, David C. Centura Kuiper  // Scientific American  . - Springer Nature , 1996. - Mai ( vol. 274 , nr. 5 ). - P. 46-52 . - doi : 10.1038/scientificamerican0596-46 .
  118. ↑ Wolszczan, A.; Frail, DA Un sistem planetar în jurul pulsarului de milisecunde PSR1257+12  //  Nature : journal. - 1992. - Vol. 355 . - P. 145-147 . - doi : 10.1038/355145a0 .
  119. ↑ Primarul, Michel; Queloz, Didier. Un însoțitor de masă Jupiter pentru o stea de tip solar   // Natura . - 1995. - Vol. 378 . - P. 355-359 . - doi : 10.1038/355145a0 .
  120. ↑ Adunarea Generală a IAU: Definiția dezbaterii Planetei (.wmv)  (link nu este disponibil) . MediaStream.cz (2006). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 26 ianuarie 2013.
  121. ↑ Basri, Gibor. Observații ale piticilor bruni   // Anual Review of Astronomy and Astrophysics : jurnal. - 2000. - Vol. 38 . - P. 485 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.485 .
  122. ↑ Green, DWE IAU Circular Nr. 8747. (134340) Pluto, (136199) Eris și (136199) Eris I (Dysnomia)  (engleză)  : jurnal. - Central Bureau for Astronomical Telegrams, International Astronomical Union , 2006. - 13 septembrie. Arhivat din original pe 24 iunie 2008.
  123. ↑ Grupul de lucru pe planete extrasolare (WGESP) al Uniunii Astronomice Internaționale (link nu este disponibil) . IAU (2001). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012. 
  124. ↑ Saumon, D.; Hubbard, WB; Burrows, A.; Guillot, T.; Lunin, JI; Chabrier, G. A Theory of Extrasolar Giant Planets  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1996. - Vol. 460 . - P. 993-1018 . - doi : 10.1086/177027 .
  125. ↑ Vezi de exemplu lista de referințe pentru: Butler, RP et al. . Catalogul exoplanetelor din apropiere . Universitatea din California și Instituția Carnegie (2006). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  126. ↑ Stern, S. Alan . Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood , SpaceDaily (22 martie 2004). Arhivat din original pe 4 noiembrie 2012. Preluat la 23 august 2008.
  127. ↑ Whitney Clavin. O planetă cu planete? Spitzer Găsește Cosmic Oddball . NASA (29 noiembrie 2005). Data accesului: 26 martie 2006. Arhivat din original pe 4 iulie 2012.
  128. ↑ Ce este o planetă? Debate Forces New Definition , de Robert Roy Britt, 2 noiembrie 2000
  129. ↑ The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets Arhivat 27 iulie 2020 la Wayback Machine , David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
  130. ↑ Personal. Adunarea Generală a IAU 2006: Rezultatul voturilor pentru rezoluția IAU (link nu este disponibil) . IAU (2006). Data accesului: 11 mai 2007. Arhivat din original pe 4 iulie 2012. 
  131. ↑ Rincon, Paul . Planul Planetelor crește numărul 12 , BBC  (16 august 2006). Arhivat din original pe 2 martie 2007. Preluat la 23 august 2008.
  132. ↑ Pluto pierde statutul de planetă , BBC (24 august 2006). Arhivat din original la 30 mai 2012. Preluat la 23 august 2008.
  133. ↑ Soter, Steven. Ce este o planetă  (engleză)  // Astronomical Journal  : jurnal. - 2006. - Vol. 132 , nr. 6 . - P. 2513-2519 . - doi : 10.1086/508861 .
  134. ↑ Rincon, Paul . Pluto votează „deturnat” în revoltă , BBC (25 august 2006). Arhivat din original pe 23 iulie 2011. Preluat la 23 august 2008.
  135. ↑ Britt, Robert Roy Pluto a retrogradat: nu mai este o planetă în definiție extrem de controversată . Space.com (24 august 2006). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  136. ↑ Britt, Robert Roy Pluto: Jos, dar poate nu afară . Space.com (31 august 2006). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 4 iulie 2012.
  137. ↑ Moskowitz, Clara . Un om de știință care a găsit „a zecea planetă” discută despre degradarea lui Pluto , știri Stanford (18 octombrie 2006). Arhivat din original pe 13 mai 2013. Preluat la 23 august 2008.
  138. ↑ Planeta Hygea . spaceweather.com (1849). Consultat la 18 aprilie 2008. Arhivat din original pe 4 iulie 2012.
  139. ↑ Hilton, James L. Când au devenit asteroizii planete minore? . Observatorul Naval al SUA . Consultat la 8 mai 2008. Arhivat din original pe 24 martie 2008.
  140. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Observații amatoare ale planetelor - p. 1 - Observații astronomice . Preluat la 7 iulie 2020. Arhivat din original la 11 august 2020.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Site-uri tematice
Dicționare și enciclopedii