stringtranslate.com

Мир океана

Большую часть поверхности Земли занимает океан , который занимает 75% поверхности Земли.

Океанический мир , океаническая планета или водный мир — это тип  планеты  , которая содержит значительное количество воды в форме океанов , как часть своей гидросферы , либо под поверхностью , как  подповерхностные океаны , либо на поверхности, потенциально затапливая всю сушу . [1] [2] [3] [4] Термин океанический мир также иногда используется для астрономических тел с океаном, состоящим из другой жидкости или талассогена , [5] например, лавы (в случае Ио ), аммиака (в эвтектической смеси с водой, как, вероятно, в случае внутреннего океана Титана ) или углеводородов (как на поверхности Титана, которые могут быть наиболее распространенным видом экзосеи). [6] Изучение внеземных океанов называется планетарной океанографией .

Земля — единственный известный астрономический объект, на поверхности которого в настоящее время имеются водоемы с жидкой водой, хотя предполагается, что подземные океаны существуют на спутниках Юпитера Европе и Ганимеде , а также на спутниках Сатурна Энцеладе и Титане . [7] Было обнаружено несколько экзопланет с подходящими условиями для поддержания жидкой воды. [8] На Земле также обнаружено значительное количество подземной воды, в основном в виде водоносных горизонтов . [9] Для экзопланет современные технологии не позволяют напрямую наблюдать жидкую поверхностную воду, поэтому в качестве заменителя можно использовать атмосферный водяной пар. [10] Характеристики океанических миров дают ключи к их истории, а также формированию и эволюции Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал для возникновения и существования жизни .

В июне 2020 года ученые НАСА сообщили, что , основываясь на исследованиях математического моделирования , экзопланеты с океанами , вероятно, распространены в галактике Млечный Путь . [11] [12]

Обзор

Планетные тела Солнечной системы

Схема внутреннего строения Энцелада

Океанические миры представляют чрезвычайный интерес для астробиологов из-за их потенциала для развития жизни и поддержания биологической активности в геологических временных масштабах. [4] [3] Крупные луны и карликовые планеты в Солнечной системе, которые, как считается, содержат подповерхностные океаны, представляют существенный интерес, поскольку их можно реально достичь и изучить с помощью космических зондов , в отличие от экзопланет , которые находятся на расстоянии десятков, если не сотен или тысяч световых лет, далеко за пределами досягаемости современных человеческих технологий. Наиболее изученными водными мирами в Солнечной системе, помимо Земли , являются Каллисто , Энцелад , Европа , Ганимед и Титан . [3] [13] Европа и Энцелад считаются одними из самых привлекательных целей для исследования из-за их сравнительно тонкой внешней коры и наблюдений за криовулканическими особенностями.

Множество других тел в Солнечной системе считаются кандидатами на наличие подземных океанов на основе одного типа наблюдений или теоретического моделирования, включая Ариэль , [13] Титанию , [14] [15] Умбриэль , [16] Цереру , [3] Диону , [17] Мимас , [18] [19] Миранду , [13] Оберон , [4] [20] Плутон , [21] Тритон , [22] Эриду , [4] [23] и Макемаке . [23]

Экзопланеты

Набор экзопланет разного размера, содержащих воду, по сравнению с Землей (концепция художника; 17 августа 2018 г.) [24]
Популяция экзопланет с чисто океаническими мирами как переходная группа с ледяными гигантами между газовыми гигантами и лавовыми или каменистыми планетами

За пределами Солнечной системы экзопланеты , которые были описаны как кандидаты на роль океанических миров, включают GJ 1214 b , [25] [26] Kepler-22b , Kepler-62e , Kepler-62f , [27] [28] [29] [30] и планеты Kepler-11 [31] и TRAPPIST-1 . [32] [33]

Совсем недавно было обнаружено, что экзопланеты TOI-1452 b , Kepler-138c и Kepler-138d имеют плотности, соответствующие тому, что большая часть их массы состоит из воды. [34] [35] Кроме того, модели массивной скалистой планеты LHS 1140 b предполагают, что ее поверхность может быть покрыта глубоким океаном. [36]

Хотя 70,8% всей поверхности Земли покрыто водой, [37] вода составляет всего 0,05% массы Земли. Внеземной океан может быть настолько глубоким и плотным, что даже при высоких температурах давление превратит воду в лед. Огромное давление во многие тысячи бар в нижних областях таких океанов может привести к образованию мантии экзотических форм льда, таких как лед V. [31] Этот лед не обязательно будет таким же холодным, как обычный лед . Если планета находится достаточно близко к своей звезде, чтобы вода достигла точки кипения, вода станет сверхкритической и не будет иметь четко выраженной поверхности. [38] Даже на более холодных планетах с преобладанием воды атмосфера может быть намного толще, чем у Земли, и состоять в основном из водяного пара, создавая очень сильный парниковый эффект . Такие планеты должны быть достаточно маленькими, чтобы не иметь возможности удерживать толстую оболочку из водорода и гелия, [39] или находиться достаточно близко к своей главной звезде, чтобы быть лишенными этих легких элементов. [31] В противном случае они образовали бы более теплую версию ледяного гиганта , как Уран и Нептун . [ необходима цитата ]

История

Важные предварительные теоретические работы были проведены до начала планетарных миссий, начавшихся в 1970-х годах. В частности, Льюис показал в 1971 году, что одного радиоактивного распада , вероятно, достаточно для образования подповерхностных океанов на больших лунах, особенно если аммиак ( NH3) присутствовали. Пил и Кассен выяснили в 1979 году важную роль приливного нагрева (также известного как приливное изгибание) в эволюции и структуре спутников. [3] Первое подтвержденное обнаружение экзопланеты было в 1992 году. Марк Кучнер в 2003 году и Ален Леже и др. выяснили в 2004 году, что небольшое количество ледяных планет, которые образуются в регионе за снеговой линией , могут мигрировать внутрь на ~1 а.е. , где внешние слои впоследствии тают. [40] [41]

Совокупные доказательства, собранные космическим телескопом Хаббл , а также миссиями Пионер , Галилео , Вояджер , Кассини-Гюйгенс и Новые горизонты , убедительно указывают на то, что несколько внешних тел Солнечной системы содержат внутренние жидкие водные океаны под изолирующей ледяной оболочкой. [3] [42] Между тем, космическая обсерватория Кеплер , запущенная 7 марта 2009 года, обнаружила тысячи экзопланет, около 50 из которых размером с Землю, находятся в обитаемых зонах или вблизи них . [43] [44]

Были обнаружены планеты почти всех масс, размеров и орбит, что иллюстрирует не только изменчивую природу формирования планет, но и последующую миграцию через околозвездный диск из места происхождения планеты. [10] По состоянию на 24 июля 2024 года в 4949 планетных системах насчитывается 7026 подтвержденных экзопланет , причем в 1007 системах имеется более одной планеты . [45]

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

В августе 2022 года спутник Transiting Exoplanet Survey Satellite обнаружил TOI-1452 b — близлежащую суперземную экзопланету с потенциально глубокими океанами . [34]

Формирование

Изображение HL Tauri , протопланетного диска, полученное с помощью телескопа Atacama Large Millimeter Array

Планетарные объекты, которые формируются во внешней Солнечной системе, начинаются как кометоподобная смесь, состоящая примерно наполовину из воды и наполовину из камня по массе, демонстрируя плотность ниже, чем у каменистых планет. [41] Ледяные планеты и луны, которые формируются вблизи линии замерзания, должны содержать в основном H
2O и силикаты . Те, что образуются дальше, могут приобретать аммиак ( NH
3) и метан ( CH
4) в виде гидратов вместе с CO , N2, и СО2. [46]

Планеты, которые формируются до рассеивания газообразного околозвездного диска, испытывают сильные крутящие моменты, которые могут вызвать быструю внутреннюю миграцию в обитаемую зону, особенно для планет в диапазоне масс земного типа. [47] [46] Поскольку вода хорошо растворяется в магме , большая часть водного содержания планеты изначально будет удерживаться в мантии . По мере того, как планета остывает и мантия начинает затвердевать снизу вверх, большие количества воды (от 60% до 99% от общего количества в мантии) выделяются, образуя паровую атмосферу, которая в конечном итоге может конденсироваться, образуя океан. [47] Для образования океана требуется дифференциация и источник тепла: либо радиоактивный распад , приливной нагрев , либо ранняя светимость родительского тела. [3] К сожалению, начальные условия после аккреции теоретически неполны.

Планеты, которые образовались во внешних, богатых водой областях диска и мигрировали внутрь, с большей вероятностью будут иметь обильное количество воды. [48] И наоборот, планеты, которые образовались близко к своим родительским звездам, с меньшей вероятностью будут иметь воду, поскольку считается, что первичные диски из газа и пыли имеют горячие и сухие внутренние области. Поэтому, если водный мир будет обнаружен близко к звезде , это будет весомым доказательством миграции и образования ex situ , [31] поскольку вблизи звезды недостаточно летучих веществ для образования in situ . [2] Моделирование формирования Солнечной системы и формирования вне солнечной системы показало, что планеты, скорее всего, будут мигрировать внутрь (т. е. к звезде) по мере своего формирования. [49] [50] [51] Миграция наружу также может происходить при определенных условиях. [51] Миграция внутрь представляет собой возможность того, что ледяные планеты могут перемещаться на орбиты, где их лед тает, превращаясь в жидкую форму, превращая их в планеты-океаны. Впервые эта возможность обсуждалась в астрономической литературе Марком Кучнером [46] в 2003 году.

Структура

Внутренняя структура ледяного астрономического тела обычно выводится из измерений его объемной плотности, гравитационных моментов и формы. Определение момента инерции тела может помочь оценить, подверглось ли оно дифференциации (разделению на слои камня и льда) или нет. Измерения формы или гравитации в некоторых случаях могут использоваться для выведения момента инерции — если тело находится в гидростатическом равновесии (т. е. ведет себя как жидкость в длительных временных масштабах). Доказать, что тело находится в гидростатическом равновесии, чрезвычайно сложно, но, используя комбинацию данных о форме и гравитации, можно вывести гидростатические вклады. [3] Конкретные методы обнаружения внутренних океанов включают магнитную индукцию , геодезию , либрации , осевой наклон , приливную реакцию , радиолокационное зондирование , композиционные доказательства и особенности поверхности. [3]

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

Типичная ледяная луна будет состоять из слоя воды, расположенного поверх силикатного ядра . Для небольшого спутника, такого как Энцелад , океан будет располагаться непосредственно над силикатами и под твердой ледяной оболочкой, но для более крупного тела, богатого льдом, такого как Ганимед , давление достаточно высоко, чтобы лед на глубине трансформировался в фазы с более высоким давлением, эффективно образуя «водный сэндвич» с океаном, расположенным между ледяными оболочками. [3] Важное различие между этими двумя случаями заключается в том, что для небольшого спутника океан находится в прямом контакте с силикатами, которые могут обеспечивать гидротермальную и химическую энергию и питательные вещества для простых форм жизни. [3] Из-за переменного давления на глубине модели водного мира могут включать «паровые, жидкие, сверхтекучие, льды высокого давления и плазменные фазы» воды. [52] Часть твердой фазы воды может быть в форме льда VII . [53]

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

Меньшие планеты-океаны имели бы менее плотную атмосферу и меньшую гравитацию; таким образом, жидкость могла бы испаряться гораздо легче, чем на более массивных планетах-океанах. Моделирование показывает, что планеты и спутники с массой менее одной Земли могли бы иметь жидкие океаны, вызванные гидротермальной активностью , радиогенным нагревом или приливным изгибом . [4] Там, где взаимодействие жидкости и породы медленно распространяется в глубокий хрупкий слой, тепловая энергия от серпентинизации может быть основной причиной гидротермальной активности на малых планетах-океанах. [4] Динамика мировых океанов под приливно-сгибающимися ледяными панцирями представляет собой значительный набор проблем, которые едва начали изучать. Степень, в которой происходит криовулканизм, является предметом некоторых дискуссий, поскольку вода, будучи плотнее льда примерно на 8%, с трудом извергается при нормальных обстоятельствах. [3] Тем не менее, данные изображений с космических аппаратов Voyager 2 , Cassini-Huygens , Galileo и New Horizons выявили криовулканические поверхностные особенности на нескольких ледяных телах в нашей собственной солнечной системе. Недавние исследования показывают, что криовулканизм может происходить на океанических планетах, которые скрывают внутренние океаны под слоями поверхностного льда, как это происходит на ледяных лунах Энцелада и Европы в нашей собственной солнечной системе. [11] [12]

Жидкие водные океаны на экзопланетах могут быть значительно глубже, чем океан Земли, средняя глубина которого составляет 3,7 км. [54] В зависимости от гравитации планеты и условий поверхности, океаны экзопланет могут быть в сотни раз глубже. Например, планета с температурой поверхности 300 К может обладать жидкими водными океанами глубиной от 30 до 500 км, в зависимости от ее массы и состава. [55]

Атмосферные модели

Художественное изображение планеты-гикеи , большого океанического мира с водородной атмосферой.

Чтобы позволить поверхностной воде оставаться жидкой в ​​течение длительных периодов времени, планета — или луна — должна вращаться в пределах обитаемой зоны (HZ), обладать защитным магнитным полем , [56] [57] [10] и иметь гравитационное притяжение, необходимое для удержания достаточного количества атмосферного давления . [8] Если гравитация планеты не может этого выдержать, то вся вода в конечном итоге испарится в космическом пространстве. Сильная планетарная магнитосфера , поддерживаемая внутренним динамо-действием в электропроводящем жидком слое, полезна для защиты верхней атмосферы от потери массы звездным ветром и удержания воды в течение длительных геологических временных масштабов. [56]

Атмосфера планеты образуется в результате выделения газа во время формирования планеты или захватывается гравитацией из окружающей протопланетной туманности . Температура поверхности экзопланеты регулируется парниковыми газами атмосферы (или их отсутствием), поэтому атмосферу можно обнаружить в виде восходящего инфракрасного излучения , поскольку парниковые газы поглощают и повторно излучают энергию от родительской звезды. [10] Богатые льдом планеты, которые мигрировали внутрь на орбиту слишком близко к своим родительским звездам, могут развить толстые паровые атмосферы, но все еще сохранять свои летучие вещества в течение миллиардов лет, даже если их атмосферы подвергаются медленному гидродинамическому улетучиванию . [40] [46] Ультрафиолетовые фотоны не только биологически вредны, но и могут вызывать быстрый улетучивание атмосферы, что приводит к эрозии планетарных атмосфер; [47] [46] фотолиз водяного пара и улетучивание водорода/кислорода в космос может привести к потере нескольких земных океанов воды с планет по всей обитаемой зоне, независимо от того, является ли улетучивание ограниченным по энергии или ограниченным по диффузии. [47] Количество потерянной воды, по-видимому, пропорционально массе планеты, поскольку ограниченный диффузией поток утечки водорода пропорционален силе тяжести на поверхности планеты.

Во время неконтролируемого парникового эффекта водяной пар достигает стратосферы, где он легко расщепляется ( фотолизируется ) ультрафиолетовым излучением (УФ). Нагрев верхних слоев атмосферы ультрафиолетовым излучением может затем вызвать гидродинамический ветер, который переносит водород (и потенциально часть кислорода) в космос, что приводит к необратимой потере поверхностной воды планеты, окислению поверхности и возможному накоплению кислорода в атмосфере. [47] Судьба атмосферы данной планеты сильно зависит от экстремального потока ультрафиолета, продолжительности неконтролируемого режима, начального содержания воды и скорости, с которой кислород поглощается поверхностью. [47] Богатые летучими веществами планеты должны быть более распространены в обитаемых зонах молодых звезд и звезд М-типа . [46]

Ученые предложили планеты Hycean , океанические планеты с плотной атмосферой, состоящей в основном из водорода. Эти планеты имели бы широкую область вокруг своей звезды, где они могли бы вращаться по орбите и иметь жидкую воду. Однако эти модели работали на довольно упрощенных подходах к планетарной атмосфере. Более сложные исследования показали, что водород реагирует на длины волн звездного света иначе, чем более тяжелые элементы, такие как азот и кислород. Если бы такая планета с атмосферным давлением на 10-20 тяжелее земного, находилась на расстоянии 1 астрономической единицы (а. е.) от своей звезды, ее водоемы закипели бы. Эти исследования теперь помещают обитаемую зону таких миров в 3,85 а. е. и в 1,6 а. е., если бы она имела такое же атмосферное давление, как у Земли. [58]

Модели композиции

Существуют проблемы при изучении поверхности экзопланеты и ее атмосферы, поскольку облачный покров влияет на температуру атмосферы, структуру, а также на наблюдаемость спектральных характеристик . [59] Однако ожидается, что планеты, состоящие из большого количества воды, которые находятся в обитаемой зоне (ОЗ), будут иметь особую геофизику и геохимию своей поверхности и атмосферы. [59] Например, в случае экзопланет Kepler-62e и -62f, они могут обладать жидкой океанической внешней поверхностью, паровой атмосферой или полным покрытием поверхности льдом I , в зависимости от их орбиты в пределах ОЗ и величины их парникового эффекта . Несколько других поверхностных и внутренних процессов влияют на состав атмосферы, включая, но не ограничиваясь, долей океана для растворения CO
2и для относительной влажности атмосферы, окислительно-восстановительного состояния поверхности и недр планеты, уровня кислотности океанов, планетарного альбедо и поверхностной гравитации. [10] [60]

Структура атмосферы, а также результирующие пределы HZ зависят от плотности атмосферы планеты, смещая HZ наружу для планет с меньшей массой и внутрь для планет с большей массой. [59] Теория, а также компьютерные модели предполагают, что состав атмосферы для водных планет в обитаемой зоне (HZ) не должен существенно отличаться от состава атмосферы планет с сушей и океаном. [59] Для целей моделирования предполагается, что начальный состав ледяных планетезималей , которые собираются в водные планеты, аналогичен составу комет: в основном вода ( H
2O ) и немного аммиака ( NH3) и углекислый газ ( CO2). [59] Первоначальный состав льда, аналогичный составу комет, приводит к модельному составу атмосферы, содержащему 90% H
2О , 5% NH
3, и 5% CO
2. [59] [61]

Атмосферные модели для Kepler-62f показывают, что атмосферное давление от 1,6 до 5 бар CO
2необходимы для повышения температуры поверхности до уровня выше нуля, что приводит к масштабированному поверхностному давлению в 0,56–1,32 раза больше земного. [59]

Океанография

Предполагается, что на Энцеладе , Титане , Ганимеде и Европе существуют сильные океанические течения . [62] [63] На Энцеладе океанический тепловой поток, выведенный из толщины ледяного панциря, предполагает подъем теплой воды на полюсах и опускание более холодной воды в низких широтах. [64] [65] Прогнозируется, что на Европе будет экваториальный подъем теплой воды с большей передачей тепла в низких широтах. [62] Течения глобального масштаба организованы в три зональные и две экваториальные циркуляционные ячейки, переносящие внутреннее тепло к поверхности, особенно в экваториальных регионах. [66] [67] [68] Предполагается, что Титан и Ганимед ведут себя как невращающаяся система и не имеют когерентных моделей передачи тепла . [62]

Астробиология

Характеристики океанических миров или океанических планет дают ключи к их истории, а также формированию и эволюции Солнечной системы в целом. Дополнительный интерес представляет их потенциал для формирования и размещения жизни . Жизнь, какой мы ее знаем, требует жидкой воды, источника энергии и питательных веществ, и все три ключевых требования потенциально могут быть удовлетворены в некоторых из этих тел, [3] что может предложить возможность поддержания простой биологической активности в геологических временных масштабах. [3] [4] В августе 2018 года исследователи сообщили, что водные миры могут поддерживать жизнь. [69] [70]

Обиталище океанического мира жизнью, подобной земной, ограничено, если планета полностью покрыта жидкой водой на поверхности, и еще более ограничено, если между мировым океаном и нижней каменистой мантией находится сплошной слой льда под давлением . [71] [72] Моделирование гипотетического океанического мира, покрытого водой объемом в пять земных океанов, показывает, что вода не будет содержать достаточного количества фосфора и других питательных веществ для развития земных организмов, вырабатывающих кислород, таких как планктон . На Земле фосфор вымывается в океаны дождевой водой, попадающей на камни на открытой суше, поэтому этот механизм не будет работать в океаническом мире. Моделирование океанических планет с объемом воды в 50 земных океанов показывает, что давление на морское дно будет настолько огромным, что внутренняя часть планеты не сможет поддерживать тектонику плит, вызывающую вулканизм, который обеспечивает правильную химическую среду для земной жизни. [73]

С другой стороны, такие малые тела, как Европа и Энцелад, считаются особенно пригодными для жизни средами, поскольку предполагаемое расположение их океанов почти наверняка оставило бы их в прямом контакте с лежащим под ними силикатным ядром , потенциальным источником как тепла, так и биологически важных химических элементов. [3] Поверхностная геологическая активность этих тел может также приводить к переносу в океаны биологически важных строительных блоков, имплантированных на поверхность, таких как органические молекулы из комет или толинов , образованных солнечным ультрафиолетовым облучением простых органических соединений, таких как метан или этан , часто в сочетании с азотом. [74]

Кислород

Молекулярный кислород ( O
2) может быть получен в результате геофизических процессов, а также в качестве побочного продукта фотосинтеза форм жизни, поэтому, хотя это и обнадеживает, O
2не является надежной биосигнатурой . [38] [47] [75] [10] Фактически, планеты с высокой концентрацией O
2в их атмосфере могут быть непригодны для жизни. [47] Абиогенез в присутствии огромного количества атмосферного кислорода мог быть затруднен, поскольку ранние организмы полагались на свободную энергию, доступную в окислительно-восстановительных реакциях с участием различных соединений водорода; на O
2-богатой планеты, организмам пришлось бы конкурировать с кислородом за эту свободную энергию. [47]

Смотрите также

Концепции астробиологических миссий по исследованию водных миров во внешней Солнечной системе:

Ссылки

  1. ^ "Определение/значение термина Ocean planet". Omnilexica . 1 октября 2017 г. Архивировано из оригинала 2 октября 2017 г. Получено 1 октября 2017 г. Ocean planet — гипотетический тип планеты, значительная часть массы которой состоит из воды. Поверхность таких планет будет полностью покрыта океаном воды глубиной в сотни километров, что намного глубже океанов Земли.
  2. ^ ab Adams, ER; Seager, S.; Elkins-Tanton, L. (1 февраля 2008 г.). «Ocean Planet or Thick Atmosphere: On the Mass-Radius Relationship for Solid Exoplanets with Massive Atmospheres». The Astrophysical Journal . 673 (2): 1160–1164. arXiv : 0710.4941 . Bibcode :2008ApJ...673.1160A. doi :10.1086/524925. S2CID  6676647. Планета с заданной массой и радиусом может иметь существенное содержание водяного льда (так называемая океаническая планета) или, в качестве альтернативы, большое каменистое железное ядро ​​и некоторое количество H и/или He.
  3. ^ abcdefghijklmnop Nimmo, F.; Pappalardo, RT (8 августа 2016 г.). "Ocean worlds in the outside Solar system" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 121 (8): 1378. Bibcode :2016JGRE..121.1378N. doi : 10.1002/2016JE005081 . Получено 01.10.2017 .
  4. ^ abcdefg Вэнс, Стив; Харнмейер, Йелте; Кимура, Джун; Хуссманн, Хауке; Браун, Дж. Майкл (2007). «Гидротермальные системы на малых океанических планетах». Астробиология . 7 (6): 987–1005. Bibcode :2007AsBio...7..987V. doi :10.1089/ast.2007.0075. PMID  18163874.
  5. ^ [Ocean Worlds: История морей на Земле и других планетах]. Ян Заласевич и Марк Уильямс. OUP Oxford, 23 октября 2014 г. ISBN 019165356X , 9780191653568. 
  6. ^ FJ Ballesteros; A. Fernandez-Soto; VJ Martinez (2019). «Название: Погружение в экзопланеты: являются ли водные моря самыми распространенными?». Astrobiology . 19 (5): 642–654. doi : 10.1089/ast.2017.1720. hdl : 10261/213115 . PMID  30789285. S2CID  73498809.
  7. ^ https://science.nasa.gov/solar-system/ocean-worlds/
  8. ^ ab «Есть ли океаны на других планетах?». Национальное управление океанических и атмосферных исследований . 6 июля 2017 г. Получено 03.10.2017 г.
  9. ^ "Водоносные горизонты и грунтовые воды | Геологическая служба США". www.usgs.gov . Получено 2023-05-02 .
  10. ^ abcdef Сигер, Сара (2013). «Обитаемость экзопланет». Science . 340 (577): 577–581. Bibcode :2013Sci...340..577S. doi :10.1126/science.1232226. PMID  23641111. S2CID  206546351.
  11. ^ abc Шехтман, Лонни и др. (18 июня 2020 г.). «Распространены ли в Галактике планеты с океанами? Вероятно, так считают ученые НАСА». NASA . Получено 20 июня 2020 г.
  12. ^ ab Quick, Lynnae C .; Roberge, Aki; Barr Mlinar, Amy; Hedman, Matthew M. (2020-06-18). «Прогнозирование темпов вулканической активности на экзопланетах земного типа и последствия для криовулканической активности на внесолнечных океанических мирах». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 132 (1014): 084402. Bibcode : 2020PASP..132h4402Q. doi : 10.1088/1538-3873/ab9504 . S2CID  219964895.
  13. ^ abc Hendrix, Amanda R.; Hurford, Terry A.; Barge, Laura M.; Bland, Michael T.; Bowman, Jeff S.; Brinckerhoff, William; Buratti, Bonnie J.; Cable, Morgan L.; Castillo-Rogez, Julie; Collins, Geoffrey C.; et al. (2019). «Дорожная карта NASA к мирам океана». Астробиология . 19 (1): 1–27. Bibcode : 2019AsBio..19....1H. doi : 10.1089/ast.2018.1955 . PMC 6338575. PMID  30346215 . 
  14. ^ https://weather.com/en-IN/india/space/news/2023-05-10-four-of-uranus-large-moons-may-be-hosting-oceans-nasa-study [ пустой URL-адрес ]
  15. ^ "Новое исследование крупных спутников Урана показывает, что 4 могут выдержать испытание временем - NASA". 4 мая 2023 г.
  16. ^ «4 крупнейших спутника Урана могли содержать океаны соленой воды». Space.com . 5 мая 2023 г.
  17. ^ Марко, Заннони; Хемингуэй, Дуглас; Гомес Касахус, Луис; Тортора, Паоло (июль 2020 г.). «Гравитационное поле и внутренняя структура Дионы». Икар . 345 . arXiv : 1908.07284 . Бибкод : 2020Icar..34513713Z. doi :10.1016/j.icarus.2020.113713.
  18. ^ Ocean Worlds. JPL, NASA.
  19. ^ Программа исследования океанических миров. НАСА
  20. ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних по размеру внешних спутников планет и крупных транснептуновых объектов». Icarus . 185 (1): 258–273. Bibcode :2006Icar..185..258H. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  21. ^ Джонсон, Брэндон К.; Боулинг, Тимоти Дж.; Троубридж, Александр Дж.; Фрид, Эндрю М. (октябрь 2016 г.). «Формирование бассейна плато Спутник и толщина подповерхностного океана Плутона». Geophysical Research Letters . 43 (19): 10, 068–10, 077. Bibcode : 2016GeoRL..4310068J. doi : 10.1002/2016GL070694.
  22. ^ Шенк, Пол; Беддингфилд, Хлоя; Бертран, Танги; и др. (сентябрь 2021 г.). «Тритон: топография и геология вероятного океанического мира в сравнении с Плутоном и Хароном». Remote Sensing . 13 (17): 3476. Bibcode : 2021RemS...13.3476S. doi : 10.3390/rs13173476 .
  23. ^ ab Glein, Christopher R.; Grundy, William M.; Lunine, Jonathan I.; et al. (апрель 2024 г.). "Умеренные отношения D/H в метановом льду на Эрисе и Макемаке как свидетельство гидротермальных или метаморфических процессов в их недрах: геохимический анализ". Icarus . 412 . arXiv : 2309.05549 . Bibcode :2024Icar..41215999G. doi :10.1016/j.icarus.2024.115999. S2CID  261696907 . Получено 12 марта 2024 г. .
  24. ^ «Водные миры обычны: экзопланеты могут содержать огромное количество воды». Phys.org . 17 августа 2018 г. . Получено 17 августа 2018 г. .
  25. ^ Дэвид Шарбонно; Закори К. Берта; Джонатан Ирвин; Кристофер Дж. Берк; и др. (2009). «Суперземля, проходящая мимо близлежащей маломассивной звезды». Nature . 462 (17 декабря 2009 г.): 891–894. arXiv : 0912.3229 . Bibcode :2009Natur.462..891C. doi :10.1038/nature08679. PMID  20016595. S2CID  4360404.
  26. ^ Kuchner, Seager; Hier-Majumder, M.; Militzer, CA (2007). "Соотношения массы и радиуса для твердых экзопланет". The Astrophysical Journal . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Bibcode :2007ApJ...669.1279S. doi :10.1086/521346. S2CID  8369390. Архивировано из оригинала 2019-12-13 . Получено 2017-10-01 .
  27. ^ Водные миры и океанические планеты. 2012. Компания Sol
  28. ^ Дэвид Шарбонно; Закори К. Берта; Джонатан Ирвин; Кристофер Дж. Берк; и др. (2009). «Суперземля, проходящая мимо близлежащей маломассивной звезды». Nature . 462 (17 декабря 2009 г.): 891–894. arXiv : 0912.3229 . Bibcode :2009Natur.462..891C. doi :10.1038/nature08679. PMID  20016595. S2CID  4360404.
  29. ^ Кучнер, Сигер; Хайер-Маджумдер, М.; Милитцер, КА (2007). «Соотношения масса–радиус для твердых экзопланет». The Astrophysical Journal . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Bibcode : 2007ApJ...669.1279S. doi : 10.1086/521346. S2CID  8369390.
  30. ^ Ринкон, Пол (5 декабря 2011 г.). «Дом вдали от дома: пять планет, на которых может существовать жизнь». BBC News . Получено 26 ноября 2016 г.
  31. ^ abcd D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ и Ex Situ модели формирования планет Kepler 11". The Astrophysical Journal . 828 (1): в печати. ​​arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  32. ^ Бурье, Винсент; де Вит, Жюльен; Йегер, Матиас (31 августа 2017 г.). «Hubble дает первые намеки на возможное содержание воды в планетах TRAPPIST-1». www.SpaceTelescope.org . Получено 4 сентября 2017 г. .
  33. ^ PTI ​​(4 сентября 2017 г.). «Первые доказательства наличия воды на планетах TRAPPIST-1 — результаты показывают, что внешние планеты системы все еще могут содержать значительные количества воды. Это включает три планеты в пределах обитаемой зоны звезды, что придает дополнительный вес возможности того, что они действительно могут быть обитаемыми». The Indian Express . Получено 4 сентября 2017 г.
  34. ^ аб Кадье, Чарльз; Дойон, Рене; и др. (сентябрь 2022 г.). «TOI-1452 b: SPIRou и TESS обнаруживают суперземлю на умеренной орбите, проходящей через карлика M4». Астрономический журнал . 164 (3): 96. arXiv : 2208.06333 . Бибкод : 2022AJ....164...96C. дои : 10.3847/1538-3881/ac7cea . S2CID  251538939.
  35. ^ Пиаулет, Кэролайн; Беннеке, Бьёрн; и др. (15 декабря 2022 г.). «Доказательства богатого летучими элементами состава планеты радиусом 1,5 Земли». Nature Astronomy . 7 : 206–222. arXiv : 2212.08477 . Bibcode : 2023NatAs...7..206P. doi : 10.1038/s41550-022-01835-4. S2CID  254764810.
  36. ^ Lillo-Box, J.; Figueira, P.; et al. (октябрь 2020 г.). «Планетная система LHS 1140 пересмотрена с помощью ESPRESSO и TESS». Астрономия и астрофизика . 642 : A121. arXiv : 2010.06928 . Bibcode : 2020A&A...642A.121L. doi : 10.1051/0004-6361/202038922. S2CID  222341356.
  37. ^ Пидвирни, М. «Площадь поверхности нашей планеты, покрытая океанами и континентами. (Таблица 8o-1)». Университет Британской Колумбии, Оканаган. 2006. Получено 13 мая 2016 г.
  38. ^ ab Léger, Alain (2004). "Новое семейство планет? "Планеты-океаны"". Icarus . 169 (2): 499–504. arXiv : astro-ph/0308324 . Bibcode :2004Icar..169..499L. doi :10.1016/j.icarus.2004.01.001. S2CID  119101078.
  39. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, встроенных в протопланетные диски". The Astrophysical Journal . 778 (1): 77 (29 стр.). arXiv : 1310.2211 . Bibcode :2013ApJ...778...77D. doi :10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID  118522228.
  40. ^ ab Kennedy, Grant M.; Kenyon, Scott J (20 января 2008 г.). «Формирование планет вокруг звезд различной массы: снеговая линия и частота гигантских планет». The Astrophysical Journal . 673 (1): 502–512. arXiv : 0710.1065 . Bibcode :2008ApJ...673..502K. doi :10.1086/524130. S2CID  2910737.
  41. ^ аб Леже, А.; Селсис, Ф.; Сотин, К.; Гийо, Т.; Деспуа, Д.; Мавет, Д.; Оливье, М.; Лабек, А.; Валетт, К.; Браше, Ф.; Шазелас, Б.; Ламмер, Х. (2004). «Новое семейство планет? «Планеты-океаны»". Icarus . 169 (2): 499–504. arXiv : astro-ph/0308324 . Bibcode :2004Icar..169..499L. doi :10.1016/j.icarus.2004.01.001. S2CID  119101078.
  42. ^ Гринберг, Ричард (2005) Европа: Океаническая Луна: Поиск инопланетной биосферы , Springer + Praxis Books, ISBN 978-3-540-27053-9 . 
  43. ↑ Overbye, Dennis (12 мая 2013 г.). «Искатель новых миров». The New York Times . Получено 13 мая 2014 г.
  44. ↑ До свидания, Деннис (6 января 2015 г.). «По мере роста числа планет Златовласки астрономы размышляют о том, что будет дальше». The New York Times . Получено 6 января 2015 г.
  45. ^ Шнайдер, Дж. «Интерактивный каталог внесолнечных планет». Энциклопедия внесолнечных планет . Получено 24 июля 2024 г.
  46. ^ abcdef Кучнер, Марк Дж. (октябрь 2003 г.). «Volatile-rich Earth-Mass Planets in the Habitable Zone» (Богатые летучими веществами планеты с массой Земли в обитаемой зоне). The Astrophysical Journal . 596 (1): L105–L108. arXiv : astro-ph/0303186 . Bibcode : 2003ApJ...596L.105K. doi : 10.1086/378397. S2CID  15999168.
  47. ^ abcdefghi Luger, R. (2015). «Экстремальная потеря воды и абиотическое накопление O 2 на планетах в обитаемых зонах M-карликов». Astrobiology . 15 (2): 119–143. arXiv : 1411.7412 . Bibcode :2015AsBio..15..119L. doi :10.1089/ast.2014.1231. PMC 4323125 . PMID  25629240. 
  48. ^ Gaidos, E.; Haghighipour, N.; Agol, E.; Latham, D.; Raymond, S.; Rayner, J. (2007). «Новые миры на горизонте: планеты размером с Землю, близкие к другим звездам». Science . 318 (5848): 210–213. arXiv : 0710.2366 . Bibcode :2007Sci...318..210G. doi :10.1126/science.1144358. PMID  17932279. S2CID  25402486.
  49. ^ Танака, Х.; Такеучи, Т.; Уорд, В. Р. (2002). «Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском. I. Коротация и крутящие моменты Линдблада и миграция планет». The Astrophysical Journal . 565 (2): 1257–1274. Bibcode :2002ApJ...565.1257T. doi : 10.1086/324713 .
  50. ^ D'Angelo, G.; Lubow, SH (2010). "Трехмерные вращающие моменты диск-планета в локально изотермическом диске". The Astrophysical Journal . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . Bibcode :2010ApJ...724..730D. doi :10.1088/0004-637X/724/1/730. S2CID  119204765.
  51. ^ ab Lubow, SH; Ida, S. (2011). «Миграция планет». В S. Seager. (ред.). Экзопланеты . Издательство Аризонского университета, Тусон, Аризона. С. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Bibcode :2010exop.book..347L.
  52. ^ Rogers, LA; Seager, S. (2010). «Три возможных источника газового слоя на GJ 1214b». The Astrophysical Journal (аннотация). 716 (2): 1208–1216. arXiv : 0912.3243 . Bibcode :2010ApJ...716.1208R. doi :10.1088/0004-637X/716/2/1208. S2CID  15288792.
  53. ^ Дэвид А. Агилар (2009-12-16). «Астрономы находят Суперземлю, используя любительские, готовые технологии». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Получено 16 декабря 2009 г.
  54. ^ Charette, MA; Smith, WF (2 октября 2010 г.). «Объем океана Земли». Oceanography . 23 (2): 112–114. doi : 10.5670/oceanog.2010.51 . hdl : 1912/3862 .
  55. ^ Никсон, Мэтью С.; Мадхусудхан, Никку (15 мая 2021 г.). «Насколько глубок океан? Исследование фазовой структуры богатых водой субнептунов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 505 (3): 3414–3432. arXiv : 2106.02061 . дои : 10.1093/mnras/stab1500 .
  56. ^ ab Дрисколл, Питер (май 2011 г.). «Оптимальные динамо в ядрах экзопланет земного типа: генерация магнитного поля и обнаруживаемость». Icarus . 213 (1): 12–23. Bibcode :2011Icar..213...12D. doi :10.1016/j.icarus.2011.02.010.
  57. ^ Пьерхемберт, Рэймонд; Гайдос, Эрик (2011). «Планеты с водородным парниковым эффектом за пределами обитаемой зоны». The Astrophysical Journal . 734 (1): L13. arXiv : 1105.0021 . Bibcode : 2011ApJ...734L..13P. doi : 10.1088/2041-8205/734/1/L13 . ISSN  2041-8205.
  58. ^ Пол Саттер (2 мая 2023 г.). «Экзопланеты Hycean, возможно, не смогут поддерживать жизнь в конце концов». Space.com . Получено 5 мая 2023 г. .
  59. ^ abcdefg Водные планеты в обитаемой зоне: наблюдаемые особенности химии атмосферы и случай Kepler-62e и -62f
  60. ^ Кастинг, Ф.; Кэтлинг, Д. (2003). «Эволюция обитаемой планеты». Annu. Rev. Astron. Astrophys . 41 : 429. Bibcode :2003ARA&A..41..429K. doi :10.1146/annurev.astro.41.071601.170049.
  61. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2005). «Происхождение воды на планетах земной группы». Метеоритика и планетарная наука . 40 (4): 519–527. Bibcode :2005M&PS...40..519D. doi : 10.1111/j.1945-5100.2005.tb00960.x .
  62. ^ abc Содерлунд, Криста М. (2019-08-16). «Динамика океана внешних спутников Солнечной системы». Geophysical Research Letters . 46 (15): 8700–8710. arXiv : 1901.04093 . Bibcode : 2019GeoRL..46.8700S. doi : 10.1029/2018GL081880. ISSN  0094-8276.
  63. ^ Содерлунд, Криста М.; Ровира-Наварро, Марк; Ле Барс, Майкл; Шмидт, Бритни Э.; Геркема, Тео (17.01.2024). «Физическая океанография покрытых льдом лун». Annual Review of Marine Science . 16 (1): 25–53. doi :10.1146/annurev-marine-040323-101355. ISSN  1941-1405. PMID  37669566.
  64. ^ Чадек, Ондржей; Соучек, Ондржей; Бегоункова, Мария; Шобле, Гаэль; Тоби, Габриэль; Грон, Ярослав (01.02.2019). «Долгосрочная стабильность неровного ледяного панциря Энцелада». Икар . 319 : 476–484. Бибкод : 2019Icar..319..476C. doi :10.1016/j.icarus.2018.10.003. ISSN  0019-1035.
  65. ^ Шобле, Гаэль; Тоби, Габриэль; Сотин, Кристоф; Бегоункова, Мария; Чадек, Ондржей; Постберг, Фрэнк; Соучек, Ондржей (декабрь 2017 г.). «Энергия длительной гидротермальной активности внутри Энцелада». Природная астрономия . 1 (12): 841–847. Бибкод : 2017NatAs...1..841C. дои : 10.1038/s41550-017-0289-8. ISSN  2397-3366.
  66. ^ Хеймпель, Мориц; Орноу, Джонатан (2007-04-01). «Турбулентная конвекция в быстро вращающихся сферических оболочках: модель для экваториальных и высокоширотных струй на Юпитере и Сатурне». Icarus . 187 (2): 540–557. Bibcode :2007Icar..187..540H. doi :10.1016/j.icarus.2006.10.023. ISSN  0019-1035.
  67. ^ Aurnou, Jonathan; Heimpel, Moritz; Allen, Lorraine; King, Eric; Wicht, Johannes (июнь 2008 г.). «Конвективный перенос тепла и характер теплового излучения на газовых гигантах». Geophysical Journal International . 173 (3): 793–801. Bibcode : 2008GeoJI.173..793A. doi : 10.1111/j.1365-246x.2008.03764.x. ISSN  0956-540X.
  68. ^ Содерлунд, К. М.; Шмидт, Б. Э.; Вихт, Дж.; Бланкеншип, Д. Д. (январь 2014 г.). «Нагрев ледяной оболочки Европы в низких широтах под воздействием океана». Nature Geoscience . 7 (1): 16–19. Bibcode :2014NatGe...7...16S. doi :10.1038/ngeo2021. ISSN  1752-0894.
  69. ↑ Сотрудники (1 сентября 2018 г.). «Водные миры могут поддерживать жизнь, говорится в исследовании — анализ ученых из Чикагского университета и Университета штата Пенсильвания ставит под сомнение идею о том, что для жизни требуется «клон Земли»». EurekAlert . Получено 1 сентября 2018 г.
  70. ^ Кайт, Эдвин С.; Форд, Эрик Б. (31 августа 2018 г.). «Обитаемость водных миров экзопланет». The Astrophysical Journal . 864 (1): 75. arXiv : 1801.00748 . Bibcode : 2018ApJ...864...75K. doi : 10.3847/1538-4357/aad6e0 . S2CID  46991835.
  71. ^ Franck, S.; Cuntz, M.; von Bloh, W.; Bounama, C. (январь 2003 г.). «Зона обитания планет с массой Земли вокруг 47 UMa: результаты для наземных и водных миров». International Journal of Astrobiology . 2 (1): 35–39. Bibcode :2003IJAsB...2...35F. doi :10.1017/S1473550403001368. S2CID  19212987 . Получено 01.10.2017 .
  72. ^ «Водные миры и планеты-океаны». Solsation.com . 2013. Получено 7 января 2016 г.
  73. ^ Witze, Alexandra (23 ноября 2017 г.). «Охотники за экзопланетами переосмысливают поиск инопланетной жизни». Nature . 551 (23 ноября 2017 г.): 421–422. Bibcode :2017Natur.551..421W. doi : 10.1038/nature.2017.23023 . PMID  29168837.
  74. ↑ Сара Хёрст, «Что такое толины?», Planetary Society, 23 июля 2015 г. Получено 30 ноября 2016 г.
  75. ^ Нарита, Норио (2015). «Титания может создавать абиотические кислородные атмосферы на пригодных для жизни экзопланетах». Scientific Reports . 5 : 13977. arXiv : 1509.03123 . Bibcode : 2015NatSR...513977N. doi : 10.1038/srep13977 . PMC 4564821 . PMID  26354078. 

Внешние ссылки