Planeetta

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 16. toukokuuta 2022 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 16 muokkausta .
Aurinkokunnan kahdeksan planeettaa [a] : Merkurius , Venus , Maa , Mars Jupiter ja Saturnus ( kaasujättiläiset ) Uranus ja Neptunus ( jääjättiläiset )

Planeetat on esitetty järjestyksessä niiden etäisyyden mukaan Auringosta. Mitat eivät ole mittakaavassa.
Kaikki kuvat on otettu luonnollisilla väreillä.

Planeetta ( antiikin kreikkalainen πλανήτης , vaihtoehtoinen muoto muinaisen kreikan πλάνης  - "vaeltaja") - taivaankappale , joka kiertää tähteä tai sen jäännöksiä , tarpeeksi massiivinen pyöristyäkseen oman painovoimansa vaikutuksesta , mutta ei tarpeeksi massiivinen lämpöydinreaktion alkaessa ja onnistui puhdistamaan kiertoradansa läheisyyden planetesimaaleista [a] [1] [2] .

Kreikkalaiset kutsuivat planeettoja ( muinaiskreikaksi πλανήτης , muusta kreikasta πλάνης  - "vaeltaja") ns. "vaeltavat tähdet" [3] . Monissa varhaisissa kulttuureissa planeettoja pidettiin jumalallisen periaatteen tai ainakin jumalallisten lähettiläiden aseman kantajina . Tieteen kehittyessä ajatukset planeetoista muuttuivat suurelta osin uusien esineiden ja niiden välisten erojen havaitsemisen vuoksi.

Ptolemaioksen aikakauden tiedemiesten ymmärryksen mukaan planeetat pyörivät Maan ympäri täydellisesti ympyräradoilla . Ajatus päinvastaisesta - että itse asiassa Maa, kuten muutkin planeetat, pyörii Auringon ympäri - esitettiin useammin kuin kerran, mutta vasta 1600-luvulla se vahvistettiin Tycho Brahen havaintojen tuloksilla. jo ennen Galileo Galilein valmistamien ensimmäisten kaukoputkien ilmestymistä . Tietojen huolellisen analysoinnin avulla Johannes Kepler havaitsi, että planeettojen kiertoradat eivät ole ympyrän muotoisia, vaan elliptisiä . Havaintolaitteiden parantuessa tähtitieteilijät havaitsivat, että planeetat pyörivät maapallon tavoin kiertoradansa tasoon nähden vinon akselin ympäri ja niillä on maapallolle ominaisia ​​piirteitä, kuten vuodenaikojen vaihtelu. Avaruusajan kynnyksellä läheiset havainnot mahdollistivat tulivuoren toiminnan, tektonisten prosessien, hurrikaanien ja jopa veden läsnäolon muilla aurinkokunnan planeetoilla.

Planeetat voidaan jakaa kahteen pääluokkaan: suuret, matalatiheyksiset jättiläisplaneetat ja pienemmät maan kaltaiset planeetat , joilla on kiinteä pinta. Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton määritelmän mukaan aurinkokunnassa on 8 planeettaa . Etäisyysjärjestyksessä Auringosta  - neljä maan kaltaista: Merkurius , Venus , Maa , Mars , sitten neljä jättimäistä planeettaa: Jupiter , Saturnus , Uranus ja Neptunus . Aurinkokunnassa on myös ainakin viisi kääpiöplaneettaa : Pluto ( pidettiin yhdeksäntenä planeetana vuoteen 2006 asti), Makemake , Haumea , Eris ja Ceres . Merkuriusta ja Venusta lukuun ottamatta jokaisella planeetalla on vähintään yksi kuu.

Vuodesta 1992 lähtien , kun muiden tähtien ympäriltä löydettiin satoja planeettoja, joita kutsutaan eksoplaneetoiksi , on käynyt selväksi, että planeettoja löytyy kaikkialta galaksista, ja niillä on paljon yhteistä aurinkokunnan planeettojen kanssa. Vuonna 2006 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto antoi planeetalle uuden määritelmän , mikä aiheutti sekä hyväksyntää että kritiikkiä tiedeyhteisössä, jota jotkut tutkijat jatkavat tähän päivään asti.

16. kesäkuuta 2022 mennessä 5098 eksoplaneetan olemassaolo 3770 planeettajärjestelmässä on vahvistettu luotettavasti , joista 825:llä on useampi kuin yksi planeetta [4] . Tunnettujen eksoplaneettojen koko vaihtelee maanpäällisistä planeetoista jättiplaneettoja suurempiin [5] .

Planeettajärjestelmät

Planeettajärjestelmien koostumus

Ensimmäinen vahvistettu eksoplaneetan löytö pääsarjatähden kiertoradalla tapahtui 6. lokakuuta 1995 , kun Michel Mayor ja Didier Queloz Geneven yliopistosta ilmoittivat löytäneensä planeetan Pegasuksen 51 ympäriltä . Useimpien tunnettujen eksoplaneettojen massa on verrattavissa Jupiterin massaan tai jopa enemmän (joskus monta kertaa), mutta pienempiäkin tunnetaan [5] . Pienimmät tähän mennessä löydetyt eksoplaneetat on löydetty pulsarin (tähden jäännöksen) ympäriltä nimikkeellä PSR 1257+12 [6] . Tunnetaan ainakin tusina eksoplaneettaa, joiden massa on 10–20 Maan massaa [5] , kuten ne, jotka kiertävät Mu Altaria , 55 Canceria ja GJ 436 :ta [7] . Näitä planeettoja kutsutaan joskus "Neptunuksiksi", koska ne ovat massaltaan lähellä Neptunusta (17 maata) [8] . Toista eksoplaneettojen luokkaa kutsutaan " supermaiksi " - mahdollisesti Maan kaltaiset maailmat, jotka ovat suurempia kuin Maa mutta pienempiä kuin Uranus tai Neptunus. Tällä hetkellä tunnetaan noin 20 mahdollista supermaata, mukaan lukien: Gliese 876 d (noin 6 Maan massaa) [9] , OGLE-2005-BLG-390L b ja MOA-2007-BLG-192L b , kylmät, jäiset maailmat löydetty käyttämällä gravitaatiomikrolinssi [10] [11] , COROT-7b , jonka halkaisija on noin 1,7 maapalloa (jolloin se on pienin tunnettu löydetty supermaapallo), mutta jonka kiertoradan säde on 0,02 AU, mikä on todennäköistä, tarkoittaa sula pinta, jonka lämpötila on noin 1000-1500 °C [12] , ja viisi kuudesta planeettasta kiertää viereisen punaisen kääpiön Gliese 581 :n ympärillä . Eksoplaneetta Gliese 581 d on noin 7,7 kertaa niin massiivinen kuin Maa [13] ja Gliese 581 c  on 5 kertaa niin massiivinen, ja sen uskottiin alun perin olevan ensimmäinen Maan kaltainen eksoplaneetta, joka sijaitsee asuttavalla alueella [14] . Tarkemmat havainnot mahdollistivat kuitenkin sen, että planeetta on liian lähellä tähteä ollakseen asumiskelpoinen. Järjestelmän kaukaisin planeetta, Gliese 581 d, voisi olla elinkelpoinen, mutta tämä on mahdollista vain, jos sen ilmakehässä on tarpeeksi kasvihuonekaasuja, jotka voivat nostaa lämpötilan sopiviin arvoihin [15] .

Vielä ei ole täysin selvää, muistuttavatko löydetyt eksoplaneetat aurinkokunnan kaasujättiläisiä ja maanpäällisiä planeettoja vai eivätkö ne ole aivan samanlaisia, ja osa niistä kuuluu tähän asti teoreettisiin tyyppeihin, kuten ammoniakkijättiläisiin tai hiiliplaneetoihin . Erityisesti monet äskettäin löydetyt eksoplaneetat, jotka tunnetaan nimellä kuumat Jupiterit , kiertävät äärimmäisen lähellä emotähtiään lähes pyöreällä kiertoradalla. Siksi ne saavat huomattavasti enemmän tähtien säteilyä kuin aurinkokunnan kaasujättiläiset, mikä kyseenalaistaa niiden kuulumisen samaan tyyppiin. On myös kuumien Jupiterien alaluokka, nimeltään chtoniset planeetat , jotka kiertävät emotähtiään niin lähellä, että tähtien säteily puhalsi pois niiden ilmakehän. Huolimatta siitä, että monet kuumat Jupiterit ovat menettämässä ilmakehään, vahvistettuja kronisia planeettoja ei ole toistaiseksi löydetty [16] .

Tarkemmat havaintotiedot eksoplaneetoista vaativat uuden sukupolven instrumentteja, mukaan lukien avaruusteleskoopit . COROT etsii parhaillaan eksoplaneettoja havaintojensa perusteella eksoplaneettojen kauttakulkujen aiheuttamista tähtien kirkkauden muutoksista . Monet viimeaikaiset hankkeet sisältävät avaruusteleskooppeja, joiden avulla etsitään kooltaan ja massaltaan Maahan verrattavia eksoplaneettoja. Ensimmäisen näistä on jo toteuttanut NASA : Kepler  on ensimmäinen erityisesti tähän tarkoitukseen suunniteltu teleskooppi. Terrestrial Planet Finder - , Space Interferometry Mission - ja PEGASE - projekteilla ei ole vielä tarkkaa toteutuspäivää . New Worlds Mission voi toimia yhdessä " James Webbin " kanssa. Monien näiden hankkeiden rahoitusohjelmaa ei kuitenkaan ole vielä hyväksytty. Vuonna 2007 saatiin ensimmäinen spektrianalyysi eksoplaneetoista ( HD 209458 b ja HD 189733 b ) [17] [18] . Riittävän määrän maan kaltaisia ​​planeettoja esiintyminen Draken yhtälön mukaan lisää älykkäiden kommunikatiivisten sivilisaatioiden olemassaolon todennäköisyyttä [19] .

Planetary Mass Objects

Planetaarinen massaobjekti , OPM tai planemo  on taivaankappale, jonka massa sallii sen putoamisen planeetan määritelmän alueelle, eli sen massa on suurempi kuin pienten kappaleiden massa , mutta ei riitä käynnistämään lämpöydinreaktion kuvassa ja kaltaisessa ruskea kääpiö tai tähti . OPM:n käsite on laajempi kuin planeetan käsite. Se ei kata vain planeettoja, vaan myös muita esineitä - esimerkiksi "vapaasti kelluvia" planeettoja, jotka eivät kiertä tähtiä, jotka voivat olla "orpoplaneettoja", jotka ovat lähteneet järjestelmästään, tai esineitä, jotka ilmestyivät kaasupilven romahduksen aikana. useimmille planeetoille tyypillisen akkretion sijasta protoplanetaariselta levyltä (niitä kutsutaan yleisesti subruskeiksi kääpiöiksi ).

Orpoplaneetta

Jotkut tähtien ja planeettajärjestelmien muodostumisen tietokonemallit osoittavat, että tietyt "planeettamassakohteet" voivat poistua järjestelmästään ja paeta tähtienväliseen avaruuteen [20] . Jotkut tutkijat ovat väittäneet, että tällaisia ​​esineitä on jo löydetty vapaasti vaeltamassa avaruudessa ja ne pitäisi luokitella planeetoiksi, vaikka toiset ovat ehdottaneet, että ne voisivat olla myös pienimassaisia ​​tähtiä [21] [22] .

Subruskeat kääpiöt

Kaasupilven painovoiman romahtaessa ei vain tähtiä, vaan myös pienempiä esineitä voi muodostua. Tällä tavalla muodostuneita planeettamassaisia ​​esineitä kutsutaan subruskeiksi kääpiöiksi. Subruskeat kääpiöt voivat kellua vapaasti, ehkä Cha 110913-773444 , tai kiertää suurempaa kohdetta, ehkä 2MASS J04414489+2301513 .

Lyhyen aikaa vuonna 2006 tähtitieteilijät luulivat löytäneensä tällaisten kohteiden binaarin, Oph 162225-240515 , joita tutkijat kuvailivat " planemoksina " tai "planeettamassaisiksi esineiksi". Lisäanalyysi paljasti kuitenkin, että niiden massat ovat todennäköisesti suurempia kuin 13 Jupiterin massaa, mikä tekee niistä ruskeiden kääpiöiden järjestelmän [23] [24] [25] .

Satelliittiplaneetat ja vyöplaneetat

Jotkut suuret satelliitit ovat kooltaan samanlaisia ​​kuin Merkurius tai jopa ylittävät sen. Esimerkiksi Galilean satelliitit ja Titan . Alan Stern väittää, että planeetan määritelmän tulisi perustua vain geofysikaalisiin ominaisuuksiin, eikä se saisi koskea kiertoradan ominaisuuksia. Hän ehdottaa termiä satelliittiplaneetta planeetan kokoiselle objektille, joka kiertää toista planeettaa. Samoin planeetan kokoisia kohteita asteroidivyöhykkeellä tai Kuiperin vyöhykkeellä voidaan pitää planeetoina Sternin mukaan [26] . Samaa termiä ehdottaa Vladimir Surdin [27] .

Planeettojen kiertoradalla

Teorian planeettojen liikkeestä kiertoradalla löysi ja kehitti Albert Serindor-Kapensky Jr.

Nykyajan määritelmän mukaan kaikki planeetat pyörivät tähtien ympärillä, mikä riistää planeetan aseman mahdollisilta " yksinäisiltä planeetoilta ". Aurinkokunnassa kaikki planeetat pyörivät kiertoradoillaan samaan suuntaan kuin aurinko pyörii (vastapäivään auringon pohjoisnavalta katsottuna). Mutta ainakin yksi eksoplaneetta, WASP-17b , kiertää tähteä sen pyörimissuuntaan nähden [28] . Jaksoa, jonka aikana planeetta pyörii tähden ympärillä, kutsutaan siderealiksi tai vuodeksi [29] . Planeetan vuosi riippuu suuressa määrin planeetan etäisyydestä tähdestä; mitä kauempana planeetta on tähdestä, sitä pitempi matka sen täytyy kulkea ja sitä hitaammin se liikkuu, koska tähden painovoima vaikuttaa siihen vähemmän. Koska mikään kiertorata ei ole täysin pyöreä, tähden ja kiertoradalla olevan planeetan välinen etäisyys muuttuu sidereaalisen jakson aikana. Pistettä kiertoradalla, jossa planeetta on lähinnä tähteä, kutsutaan periastroniksi (aurinkokunnassa - perihelion ), ja kiertoradan kauimpana pistettä kutsutaan apoasteriksi (aurinkokunnassa - aphelion ). Koska planeetta lähestyy periastronin tähteä, gravitaatiovuorovaikutuksen potentiaalinen energia muuttuu kineettiseksi energiaksi ja sen nopeus kasvaa (ihan kuin korkealle heitetty kivi kiihtyy, lähestyy maata), ja kun planeetta on luopumassa, sen nopeus kasvaa. laskee (ihan kuin ylöspäin heitetty kivi hidastuu lennon yläpisteessä) [30] .

Minkä tahansa planeetan kiertoradan määräävät useat elementit :

  • Epäkeskisyys luonnehtii kiertoradan pidentymistä. Ihanteellisella pyöreällä kiertoradalla on nolla epäkeskisyys, kun taas erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla se voi lähestyä yhtenäisyyttä. Aurinkokunnan planeetoilla on erittäin alhaiset epäkeskisyydet ja siten lähes ympyräradat [29] . Komeetoilla ja Kuiper-vyön esineillä (kuten monilla eksoplaneetoilla) on erittäin korkeat epäkeskisyydet [31] [32] .
  • Puolipääakseli  on puolet kiertoradan suurimmasta halkaisijasta (katso kuva). Se ei ole yhtä suuri kuin etäisyys apoasterissa, koska tähti on yhdessä planeetan kiertoradan polttopisteistä, eikä tarkalleen keskellä [29] .
  • Kaltevuus  on sen kiertoradan tason ja vertailutason (vertailutason) välinen kulma. Aurinkokunnassa kaltevuus mitataan Maan kiertoradan tasosta ( ekliptiikan tasosta ) [33] . Eksoplaneetoilla kaltevuus mitataan suhteessa taivaan tasoon , joka on kohtisuorassa maallisen tarkkailijan näkölinjaan nähden [34] . Aurinkokunnan kahdeksan planeettaa ovat hyvin lähellä ekliptista tasoa, ja komeettojen ja Kuiper-vyön objektien (kuten Pluto ) kiertoradat ovat voimakkaasti kallistuneet siihen [35] . Pisteitä, joissa planeetta ylittää ekliptiikan ja laskeutuu sen ylä- tai alapuolelle, kutsutaankiertoradan nouseviksi ja laskevaksi solmuksi [29] . Nousevan solmun pituusaste  on perustason ja kiertoradan nousevan solmun välinen kulma. Periastron argumentti (perihelion aurinkokunnassa) on kulma tähdestä nousevaan solmuun ja periastroniin [29] .
Kallistusakseli

Planeetoilla on erilainen pyörimisakselin kaltevuus kiertoradan tasoon nähden. Siksi yhden tai toisen pallonpuoliskon vastaanottaman valon määrä vaihtelee ympäri vuoden. Tähän liittyy ilmastonmuutoksen kiertokulku - vuodenaikojen (vuodenaikojen) vaihtuminen. Hetkeä, jolloin yksi pallonpuolisoista on parhaiten tai huonoiten auringon valaisemassa, kutsutaan päivänseisaukseksi . Niitä tapahtuu kahdesti vuodessa. Sitä päivänseisausta, jossa tämä planeetan puolipallo on parhaiten valaistu, kutsutaan kesäksi ja toiseksi talveksi.

Jupiterin aksiaalinen kallistus on erittäin alhainen ja kausivaihtelu on siellä minimaalista; Uranuksella on sen sijaan niin suuri aksiaalinen kallistus, että se käytännössä "makaa kyljellään" ja yksi sen pallonpuolisoista on joko jatkuvasti auringonvalossa tai jatkuvasti pimeässä päivänseisauksen aikana [36] . Mitä tulee eksoplaneettoihin, niiden aksiaalista kallistusta ei tiedetä varmasti, mutta useimmilla "kuumilla Jupitereilla" näyttää olevan erittäin alhainen kallistus, koska ne ovat lähellä tähteä [37] .

Kierto

Sen lisäksi, että planeetat pyörivät kiertoradalla tähden ympäri, ne myös pyörivät akselinsa ympäri. Ajanjakso, jolloin planeetta pyörii akselinsa ympäri, tunnetaan nimellä päivä . Suurin osa aurinkokunnan planeetoista pyörii akselinsa ympäri samaan suuntaan kuin auringon ympäri (vastapäivään auringon pohjoisnavasta katsottuna). Poikkeuksena ovat Venus, joka pyörii myötäpäivään, [38] ja Uranus [39] , jonka äärimmäinen aksiaalinen kallistus aiheuttaa kiistoja siitä, mikä napa katsotaan eteläiseksi ja mikä pohjoiseksi, ja siitä, pyöriikö se vasta- vai myötäpäivään [40] . Joka tapauksessa Uranuksen pyöriminen on taaksepäin suhteessa sen kiertoradalle.

Planeetan pyöriminen voi johtua useista tekijöistä muodostumisvaiheessa. Aluksi kulmamomentti voidaan asettaa lisääntyvien esineiden yksittäisten kulmamomenttien avulla planeetan muodostumisen alkuvaiheessa. Kaasujättiläisten kaasun kerääntyminen voi myös vaikuttaa planeetan kulmaliikkeen asettamiseen. Lopuksi, jopa planeetan muodostumisen viimeisissä vaiheissa vahingossa tapahtuva voimakas isku voi muuttaa sen akselin sijaintia arvaamattomasti [41] . Päivän kesto eri planeetoilla on hyvin erilainen: jos Venus tarvitsee 243 maapäivää yhdelle kierrokselle akselinsa ympäri, niin kaasujättiläisille riittää useita tunteja [42] . Eksoplaneettojen kiertoaikaa ei tunneta. Kuumien Jupiterien lähellä tähtiä oleva sijainti tarkoittaa kuitenkin sitä, että planeetan toisella puolella vallitsee ikuinen yö ja toisella ikuinen päivä (kiertorata ja pyöriminen ovat synkronoituja ) [43] .

"Clean Orbit"

Yksi planeetan määritelmän komponenteista on kiertoradan lähialue, joka on puhdas muista esineistä. Planeetta, joka on puhdistanut ympäristönsä, on kerännyt tarpeeksi massaa kerätäkseen tai päinvastoin hajottaakseen kaikki kiertoradansa planetesimaalit. Eli planeetta kiertää tähtensä ympärillä eristyksissä (paitsi sen satelliitit ja troijalaiset ), eikä jaa kiertorataa monien samankokoisten esineiden kanssa. IAU ehdotti tätä planeetan asemaa koskevaa kriteeriä elokuussa 2006 . Tämä kriteeri riistää sellaisilta aurinkokunnan kappaleilta kuin Pluto , Eris ja Ceres klassisen planeetan aseman viittaamalla ne kääpiöplaneetoiksi [1] . Huolimatta siitä, että tämä kriteeri koskee toistaiseksi vain aurinkokunnan planeettoja, useilla nuorilla tähtijärjestelmillä, jotka ovat protoplaneettalevyn tasolla, on merkkejä "puhtaista kiertoradoista" protoplaneetoille [44] .

Planeettajärjestelmien evoluutio

Aurinkokunta

Nykyisen IAU :n planeetan määritelmän mukaan aurinkokunnassa on kahdeksan klassista planeettaa ja viisi kääpiöplaneettaa [45] . Klassiset planeetat on järjestetty etäisyyden kasvaessa Auringosta seuraavasti:

  1. Merkurius
  2. Venus
  3. Maapallo
  4. Mars
  5. Jupiter
  6. Saturnus
  7. Uranus
  8. Neptunus

Jupiter on suurin - sen massa on 318 Maata. Elohopea on pienin, sen massa on vain 0,055 Maan massasta. On myös mahdollista, että Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella on toinen yhdeksäs planeetta . Aurinkokunnan planeetat voidaan jakaa kolmeen ryhmään niiden ominaisuuksien ja koostumuksen perusteella:

  • Maan tyyppi . Maan kaltaiset planeetat koostuvat pääasiassa kivistä : Merkurius , Venus , Maa ja Mars . Merkurius on massaltaan 0,055 Maan massalla pienin maanpäällinen planeetta (ja yleensä pienin nykyään tunnettu planeetta), kun taas Maa on aurinkokunnan  suurin Maan kaltainen planeetta.
  • Kaasun jättiläiset . Planeetat, jotka ovat suurelta osin kaasua ja huomattavasti massiivisempia kuin maanpäälliset planeetat: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Jupiter, jonka massa on 318 Maan massaa, on aurinkokunnan suurin planeetta. Saturnus, ei paljon pienempi, painaa "vain" 95 Maan massaa.
    • Jääjättiläisiä ovat Uranus ja Neptunus. Tämä on kaasujättiläisten alaluokka, joka erottuu muista kaasujättiläisistä "pienen" massansa (14-17 Maan) ja ilmakehän huomattavasti pienempien helium- ja vetyvarantojen sekä huomattavasti suuremman kiven ja jään ansiosta.
  • Kääpiöplaneetat . Ennen vuoden 2006 päätöstä useille tähtitieteilijöiden löytämille esineille ehdotettiin IAU:n planeetan tilaa. Kuitenkin vuonna 2006 kaikki nämä esineet tunnistettiin kääpiöplaneetoiksi – esineiksi, jotka eroavat planeetoista. IAU tunnistaa tällä hetkellä viisi kääpiöplaneettaa aurinkokunnasta: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake ja Eridu. Lisää asteroidivyöhykkeen esineitä ja Kuiper-vyötä pidetään nykyisinä ehdokkaina, ja 50 muuta sopivaa implisiittisesti määritelmään. On todennäköistä, että peräti 200 tällaista esinettä löydetään, kun Kuiperin vyötä tutkitaan täysin. Kääpiöplaneetoilla on monia planeettojen piirteitä, vaikka tiedossa onkin eroja - nimittäin se, että ne eivät ole tarpeeksi massiivisia tyhjentämään kiertoradansa. Määritelmän mukaan kaikki kääpiöplaneetat kuuluvat johonkin populaatioon. Ceres on asteroidivyöhykkeen suurin kohde , kun taas Pluto , Haumea ja Makemake  ovat Kuiperin vyöhykkeen kohteita ja Eris  on hajallaan oleva kiekko . Mike Brown ja muut tutkijat ovat vakuuttuneita siitä , että IAU tunnistaa myöhemmin yli 40 Trans-Neptunista esinettä kääpiöplaneetoiksi nykyisen määritelmän mukaan [46] .
Aurinkokunnan planeettojen ja kääpiöplaneettojen vertailu
Nimi Päiväntasaajan
halkaisija [a] 		Paino [a] Radan
säde [a] 		Kiertojakso
(vuosia) [a] 		Kaltevuus
auringon ekvaattoriin (°)
Orbitaalin epäkeskisyys 		Kiertojakso
(päiviä) 		Satelliitit [c] Sormukset Tunnelma avauspäivämäärä
Maan ryhmä Merkurius 0,382 0,06 0,39 0,24 3.38 0,206 58,64 0 Ei minimaalinen
Venus 0,949 0,82 0,72 0,62 3.86 0,007 −243.02 0 Ei CO2 , N2 _ _
Maa [b] 1.00 1.00 1.00 1.00 7.25 0,017 1.00 yksi Ei N2 , O2 _ _
Mars 0,532 0.11 1.52 1.88 5.65 0,093 1.03 2 Ei CO2 , N2_ _
kaasujättiläisiä Jupiter 11.209 317,8 5.20 11.86 6.09 0,048 0,41 67 Joo H2 , Hän _
Saturnus 9.449 95.2 9.54 29.46 5.51 0,054 0,43 62 Joo H2 , Hän
Uranus 4.007 14.6 19.22 84.01 6.48 0,047 -0,72 27 Joo H2 , Hän 13. maaliskuuta 1781 [47]
Neptunus 3,883 17.2 30.06 164,8 6.43 0,009 0,67 neljätoista Joo H2 , Hän 23. syyskuuta 1846 [48]
kääpiöplaneetat
Ceres 0,08 0,0002 2,5-3,0 4.60 10.59 0,080 0,38 0 Ei Ei 1. tammikuuta 1801 [49]
Pluto 0.19 0,0022 29,7-49,3 248.09 17.14 0,249 −6.39 5 Ei tilapäinen 18. helmikuuta 1930 [50]
Haumea 0,37 × 0,16 0,0007 35,2-51,5 282,76 28.19 0,189 0.16 2 Ei Ei 28. joulukuuta 2004 (epävirallinen) [51] , 29. heinäkuuta 2005 [52]
Makemake ~0,12 0,0007 38,5-53,1 309,88 28.96 0,159 ? yksi Ei Ei 31. maaliskuuta 2005 [53]
Eris 0.19 0,0025 37,8-97,6 558,0 44.19 0,442 ~0.3 yksi Ei Ei 5. tammikuuta 2005 [54]
  Maan sukulainen b   Katsotarkat tiedotEarth c   Jupiterilla on enemmän tunnettuja kuita kuin millään muulla aurinkokunnan planeetalla (67)[55] d   Kuten Pluton lähellä periheliaa, väliaikainen ilmapiiri ilmestyy.

Prosessit

Planeetan muodostuminen

Vielä ei ole selvää, mitä prosesseja tapahtuu planeettojen muodostumisen aikana ja mitkä niistä hallitsevat. Yhteenvetona havainnointitiedoista voimme vain todeta, että [56] :

Kaikkien planeetan muodostumisreittejä koskevien keskustelujen lähtökohtana on muodostuvan tähden ympärillä oleva kaasu- ja pölylevy (protoplaneetta). On olemassa kahdenlaisia ​​skenaarioita siitä, kuinka planeetat tulivat siitä ulos [57] :

  1. Tällä hetkellä hallitseva on kasvu. Olettaa muodostumia alkuperäisistä planetosimaaleista.
  2. Toinen uskoo, että planeetat muodostuivat alkuperäisistä "möykkyistä", jotka myöhemmin romahtivat.

Planeetan muodostuminen loppuu lopulta, kun ydinreaktiot syttyvät nuoressa tähdessä ja se hajottaa protoplaneetan levyn aurinkotuulen paineen, Poynting-Robertson-ilmiön ja muiden vuoksi [58] .

Kasvuskenaario

Ensinnäkin ensimmäiset planetosimaalit muodostuvat pölystä. On olemassa kaksi hypoteesia siitä, miten tämä tapahtuu:

  • Väitetään, että ne kasvavat hyvin pienten kappaleiden parittaisen törmäyksen vuoksi.
  • Toinen on se, että planeetatsimaalit muodostuvat painovoiman romahtamisen aikana protoplanetaarisen kaasu- ja pölylevyn keskiosassa.

Niiden kasvaessa syntyy hallitsevia planetosimaleja, joista tulee myöhemmin protoplaneettoja. Niiden kasvuvauhti on melko monipuolinen. Ne kuitenkin perustuvat Safronovin yhtälöön:

,

missä R on kappaleen koko, a on sen kiertoradan säde, M *  on tähden massa, Σ p  on planetosimaalisen alueen pintatiheys ja F G  on niin kutsuttu fokusointiparametri, joka on avain tässä yhtälössä; se määritetään eri tavalla eri tilanteissa. Sellaiset kappaleet eivät voi kasvaa loputtomiin, mutta täsmälleen siihen hetkeen asti, kun niiden läheisyydessä on pieniä planetosimaalia, rajamassa (ns. eristysmassa) osoittautuu sitten:

Tyypillisissä olosuhteissa se vaihtelee välillä 0,01 - 0,1 M 🜨  - tämä on jo protoplaneetta. Protoplaneetan jatkokehitys voi seurata seuraavia skenaarioita, joista yksi johtaa kiinteäpintaisten planeettojen muodostumiseen, toinen kaasujättiläisiin.

Ensimmäisessä tapauksessa kappaleet, joilla on eristetty massa, tavalla tai toisella lisäävät epäkeskisyyttä ja niiden kiertoradat leikkaavat. Pienempien protoplaneettojen absorptiosarjan aikana muodostuu Maan kaltaisia ​​planeettoja.

Jättiplaneetta voi muodostua, jos protoplaneetan ympärille jää paljon kaasua protoplaneetan levystä. Sitten lisääntyminen alkaa toimia johtavana prosessina massan lisäkasvussa. Täydellinen yhtälöjärjestelmä, joka kuvaa tätä prosessia:

(yksi)

(2)

(3)

Kirjoitettujen yhtälöiden merkitys on seuraava (1) — oletetaan protoplaneetan pallosymmetriaa ja homogeenisuutta, (2) oletetaan, että tapahtuu hydrostaattinen tasapaino, (3) kuumeneminen tapahtuu törmäyksessä planetosimalien kanssa ja jäähtymistä tapahtuu vain säteilyn takia. (4) ovat kaasun tilayhtälöt.

Tulevan jättiläisplaneetan ytimen kasvu jatkuu aina M~10 asti 🜨 [57] Suunnilleen tässä vaiheessa hydrostaattinen tasapaino on häiriintynyt. Siitä hetkestä lähtien kaikki lisääntyvä kaasu muodostaa jättiläisplaneetan ilmakehän.

Kasvuskenaarion vaikeudet

Ensimmäiset vaikeudet syntyvät planetosimaalien muodostumismekanismeissa. Yleinen ongelma molemmille hypoteeseille on "mittarin esteen" ongelma: mikä tahansa kaasumaisessa levyssä oleva kappale vähentää vähitellen kiertoradansa sädettä ja tietyllä etäisyydellä se yksinkertaisesti palaa. Kappaleilla, joiden koko on luokkaa yksi metri, tällaisen ajautumisen nopeus on suurin, ja ominaisaika on paljon pienempi kuin on tarpeen, jotta planetosimaali kasvaisi merkittävästi kokoaan [57] .

Lisäksi fuusiohypoteesissa metrin pituiset planetosimaalit törmäävät todennäköisemmin useisiin pieniin osiin kuin muodostavat yhden kappaleen.

Hypoteesille planetosimaalisesta muodostumisesta levyn fragmentoitumisen aikana turbulenssi on ollut klassinen ongelma. Sen mahdollinen ratkaisu ja samalla mittarin esteen ongelma saatiin kuitenkin viimeaikaisissa töissä. Jos varhaisissa ratkaisuyrityksissä pääongelma oli turbulenssi, niin uudessa lähestymistavassa tätä ongelmaa ei sellaisenaan ole. Turbulenssi voi ryhmitellä tiheitä kiinteitä hiukkasia, ja yhdessä virtauksen epävakauden kanssa gravitaatiosidonnaisen klusterin muodostuminen on mahdollista, paljon lyhyemmässä ajassa kuin metrin pituisten planetosimalien ajautuminen tähteen.

Toinen ongelma on itse massakasvun mekanismi:

  1. Havaittua kokojakaumaa asteroidivyöhykkeellä ei voida toistaa tässä skenaariossa [57] . Todennäköisesti tiheiden esineiden alkuperäiset mitat ovat 10-100 km. Mutta tämä tarkoittaa, että planetosimalien keskinopeus laskee, mikä tarkoittaa, että ytimien muodostumisnopeus laskee. Ja jättimäisille planeetoille tästä tulee ongelma: ytimellä ei ole aikaa muodostua ennen kuin protoplaneettalevy hajoaa.
  2. Massan kasvuaika on verrattavissa joidenkin dynaamisten vaikutusten mittakaavaan, jotka voivat vaikuttaa kasvunopeuteen. Tällä hetkellä ei kuitenkaan ole mahdollista tehdä luotettavia laskelmia: yhdellä planeetalla, jonka massa on lähellä maata, on oltava vähintään 108 planetosimaalia.
Gravitaation romahdusskenaario

Kuten missä tahansa itsegravitaatiossa, protoplanetaarisessa levyssä voi kehittyä epävakautta. Toomre pohti tätä mahdollisuutta ensimmäisen kerran vuonna 1981 . Kävi ilmi, että levy alkaa hajota erillisiksi renkaiksi, jos

missä c s  on äänen nopeus protoplanetaarisessa levyssä, k on episyklinen taajuus.

Nykyään Q-parametria kutsutaan "Tumre-parametriksi" ja itse skenaariota kutsutaan Tumren epävakaudeksi. Levyn tuhoutumiseen kuluva aika on verrattavissa levyn jäähtymisaikaan ja se lasketaan samalla tavalla kuin tähden Helm-Holtz-aika.

Vaikeuksia painovoiman romahtamisen skenaariossa

Vaatii supermassiivisen protoplanetaarisen levyn.

Evoluutio

Rakenteen muodostava

Magneettikenttäprosessit

Yksi planeettojen tärkeimmistä ominaisuuksista on sisäinen magneettinen momentti , joka luo magnetosfäärin . Magneettikentän läsnäolo osoittaa, että planeetta on edelleen geologisesti "elossa". Toisin sanoen magnetoiduilla planeetoilla niiden syvyyksissä olevien sähköä johtavien materiaalien liikkeet synnyttävät magneettikentän. Tämä kenttä muuttaa merkittävästi planeetan ja aurinkotuulen välistä vuorovaikutusta. Magnetoitunut planeetta luo ympärilleen alueen, jota kutsutaan magnetosfääriksi , jonka läpi aurinkotuuli ei voi tunkeutua. Magnetosfääri voi olla paljon suurempi kuin itse planeetta. Sitä vastoin magnetoimattomilla planeetoilla on vain heikkoja magnetosfäärejä, jotka syntyvät ionosfäärin ja aurinkotuulen välisestä vuorovaikutuksesta , mikä ei voi merkittävästi suojella planeettaa [59] .

Aurinkokunnan kahdeksasta planeettasta vain kahdella ei käytännössä ole magnetosfääriä - nämä ovat Venus ja Mars [59] . Vertailun vuoksi jopa yhdellä Jupiterin kuista, Ganymedesta , on se . Magnetoiduista planeetoista Merkuriuksen magnetosfääri on heikoin, tuskin pystyy kääntämään aurinkotuulta . Ganymeden magneettikenttä on useita kertoja voimakkaampi, ja Jupiterin magneettikenttä on aurinkokunnan tehokkain (niin voimakas, että se voi muodostaa vakavan riskin tuleville mahdollisille miehitetyille lennolle Jupiterin kuiille). Muiden jättiläisplaneettojen magneettikentät ovat teholtaan suunnilleen samat kuin maan, mutta niiden magneettinen momentti on paljon suurempi. Uranuksen ja Neptunuksen magneettikentät ovat voimakkaasti kallistuneet suhteessa pyörimisakseliin ja siirtyneet planeetan keskustaan ​​nähden [59] .

Vuonna 2004 ryhmä tähtitieteilijöitä Havaijin saarilla havaitsi eksoplaneetan HD 179949 -tähden ympärillä , joka näytti luoneen auringonpilkun emotähden pinnalle . Ryhmä oletti, että planeetan magnetosfääri siirtää energiaa tähden pintaan, mikä nosti lämpötilaa tietyllä alueella jo ennestään korkealla 7760 °C:lla vielä 400 °C [60] .

Tunnelmallinen

Kaikilla aurinkokunnan planeetoilla on ilmakehä , koska niiden suuri massa ja painovoima riittävät pitämään kaasut lähellä pintaa. Suuret kaasujättiläiset ovat tarpeeksi massiivisia pitämään kevyet kaasut, kuten vedyn ja heliumin lähellä pintaa, kun taas pienemmiltä planeetoilta ne pakenevat vapaasti avaruuteen [61] . Maan ilmakehän koostumus eroaa muista aurinkokunnan planeetoista korkealla happipitoisuudella, jota fotosynteettiset organismit vapauttavat ja joka on niin tärkeä kaikille elollisille [62] . Aurinkokunnan ainoa planeetta, jolla ei ole merkittäviä ilmakehän jälkiä, on Merkurius, jossa aurinkotuulen "puhaltai" sen lähes kokonaan [63] .

Planeetan ilmakehään vaikuttavat erityyppiset energiat, jotka saadaan sekä auringosta että sisäisistä lähteistä. Tämä johtaa melko dynaamisiin sääilmiöihin , kuten hurrikaaneihin (Maalla), toisinaan lähes koko planeetan peittäviin pölymyrskyihin (Marsissa) ja Maan kokoiseen antisykloniseen myrskyyn Jupiterilla ( Great Red Spot ) ja ilmakehän "täpleihin". (Neptunuksella) [36] . Ainakin yhdellä eksoplaneetalla, HD 189733 b , nähtiin kirkkauskartalla Suuren punaisen pisteen kaltainen yksityiskohta, mutta kaksi kertaa suurempi [64] .

Kuumat Jupiterit menettävät usein ilmakehänsä avaruuteen tähtien säteilyn vuoksi, aivan kuten komeetan häntä [65] [66] . Näillä planeetoilla voi olla suuria lämpötilaeroja planeetan päivä- ja yöpuolen välillä, mikä aiheuttaa yliäänenopeuksilla puhaltavia tuulia [67] . Ja vaikka HD 189733 b :n yö- ja päiväpuolella on suuria eroja päivä- ja yöpuolen välillä, planeetan ilmakehä jakaa tehokkaasti uudelleen tähden energian planeetan ympärille [64] .

Havainnot ja niiden ominaisuudet

Kulkutapa

Pimennys- eli transit-menetelmä perustuu siihen, että planeetta voi kulkea tähden edestä ja varjostaa pienen osan sen kiekosta. Tämä on mahdollista, jos maallisen tarkkailijan näkölinja on suunnilleen planeetan kiertoradan tasolla.

Todennäköisyys, että tietylle tähdelle se on täsmälleen näin, riippuu tähden halkaisijan suhteesta kiertoradan halkaisijaan. Tähtien lähellä olevilla planeetoilla tämä arvo on luokkaa 10 %, ja se pienenee etäisyyden mukaan. Ja tämä on tämän menetelmän ensimmäinen haitta.

Toinen on suuri prosenttiosuus vääristä hälytyksistä, mikä vaatii lisävahvistusta jollain muulla tavalla.

Ja kolmas on lisääntyneet vaatimukset mittausten tarkkuudelle. Koska on tarpeen ratkaista käänteinen ongelma, jonka ratkaisu on Ljapunovin mielessä epävakaa [68] .

Tämä on kuitenkin ainoa menetelmä, jolla on mahdollista määrittää eksoplaneetan kulmakoko ja jos etäisyys siihen tiedetään, lineaarinen koko. Lisäksi tähden valo "pimennyksen" aikana kulkee ilmakehän läpi, minkä ansiosta spektristä voidaan saada tietoa ylempien kerrosten kemiallisesta koostumuksesta ja ymmärtää siellä tapahtuvien prosessien yleinen muoto.

Vuodesta 2012 lähtien tämä on ollut tuottavin menetelmä eksoplaneettojen löytämiseen. Tällä hetkellä suurimmat meneillään olevat kokeet ovat Corot , Kepler , OGLE .

Radiaalinopeusmenetelmä

Doppler-menetelmä ( radiaalinopeudet, radiaalinopeudet ) on menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseen , joka koostuu tähden säteittäisen nopeuden spektrometrisesta mittauksesta . Tähti, jolla on planeettajärjestelmä, liikkuu omalla pienellä kiertoradallaan vastauksena planeetan vetovoimaan . Tämä puolestaan ​​johtaa määräajoin muutokseen nopeudessa, jolla tähti liikkuu kohti Maata ja poispäin siitä (eli muutokseen tähden säteittäisnopeudessa suhteessa Maahan). Tämä nopeus voidaan laskea Doppler-ilmiön aiheuttamasta spektriviivojen siirtymisestä .

Doppler-menetelmä soveltuu tähdille millä tahansa etäisyydellä, mutta korkea signaali-kohinasuhde on välttämätön korkean mittaustarkkuuden saavuttamiseksi , ja siksi menetelmää käytetään yleensä vain suhteellisen lähellä oleville tähdille (jopa 160 valovuotta ). Doppler-menetelmän avulla on helppo löytää massiivisia planeettoja niiden tähtien läheltä, mutta pitkiä havaintoja tarvitaan planeettojen havaitsemiseksi suurilta etäisyyksiltä. Planeetat, joilla on erittäin kalteva kiertorata, tuottavat vähemmän tähtien heilahtelua, ja siksi niitä on vaikeampi havaita.

Fyysiset ominaisuudet

Mass

Yksi planeetan määrittelevistä ominaisuuksista on, että sen massan on oltava riittävän suuri, jotta sen painovoima voi saattaa sen hydrostaattisen tasapainon tilaan . Siksi kaikki planeetat ovat karkeasti pallomaisia. Pienimassaiset esineet voivat olla epäsäännöllisen muotoisia, ja jos massa on tarpeeksi suuri, painovoima tulee tarpeeksi vahvaksi tekemään esineestä pallomaisen. Massan kynnysarvo riippuu taivaankappaleen kemiallisesta koostumuksesta [69] .

Muun muassa massa on planeettojen tärkeä erottava piirre tähdistä. Planeetan ylämassaraja on 13 Jupiterin massaa , minkä jälkeen saavutetaan edellytykset lämpöydinfuusion alkamiselle . Aurinkokunnassa ei ole planeettoja, jotka edes lähestyisi tätä kynnystä. Joillakin eksoplaneetoilla on kuitenkin massa juuri tämän viivan alapuolella. Encyclopedia of Extrasolar Planets luettelee useita planeettoja lähellä tätä rajaa: HD 38529 c, AB Pictorial b, HD 162020 b ja HD 13189 b. On olemassa useita kappaleita, joilla on suurempi massa, mutta koska ne ovat lämpöydinfuusion vaatiman rajan yläpuolella, ne tulisi luokitella ruskeiksi kääpiöiksi [5] .

Pienin tunnettu planeetta (pois lukien kääpiöplaneetat ja satelliitit) on PSR B1257+12 b, yksi ensimmäisistä löydetyistä eksoplaneetoista ( 1992 ) pulsarin kiertoradalla . Planeetan massa on noin puolet Merkuriuksen massasta [5] .

Sisäinen erottelu

Jokainen planeetta aloitti olemassaolonsa nestemäisessä, nestemäisessä tilassa; muodostumisen alkuvaiheessa raskaammat aineet asettuivat kohti keskustaa, kun taas kevyemmät jäivät lähelle pintaa. Siksi jokaisella planeetalla on sisätilojen erilaistuminen , mikä ilmenee siinä, että planeetan ydin on peitetty vaipalla , joka on tai oli nestettä. Maanpäälliset planeetat piilottavat vaipan tiheän kuoren alle [70] , kun taas kaasujättiläisissä vaippa siirtyy sulavasti ilmakehään. Maanpäällisillä planeetoilla on ferromagneettisista aineista, kuten raudasta ja nikkelistä , valmistettuja ytimiä sekä silikaateista valmistettuja vaippoja . Tällaisilla kaasujättiläisillä, kuten Jupiterilla ja Saturnuksella , on kivi- ja metalliydin, jota ympäröi metallisen vedyn vaippa [71] . Ja jääjättiläisillä, kuten Uranuksella ja Neptunuksella , on kiviytimiä ja vaippa, jossa on vettä , ammoniakkia , metaania ja muuta jäätä [72] . Nesteen liike planeettojen ytimien sisällä luo geodynamoilmiön , joka synnyttää magneettikentän [70] .

Toissijaiset ominaisuudet

Jotkut planeetat tai kääpiöplaneetat (kuten Jupiter ja Saturnus, Neptunus ja Pluto) ovat kiertoradalla resonanssissa toistensa tai pienempien kappaleiden kanssa (mikä on yleistä myös satelliittijärjestelmissä). Kaikilla planeetoilla, Venusta ja Merkuriusta lukuun ottamatta , on luonnolliset satelliitit , joita kutsutaan usein myös "kuiksi". Maapallolla on siis vain yksi luonnollinen satelliitti, Marsilla kaksi, ja jättiläisplaneetoilla niitä on monia. Monilla jättiläisplaneettojen satelliiteilla on useita ominaisuuksia, jotka tekevät niistä sukua maanpäällisiin ja kääpiöplaneettoihin . Monet niistä voidaan jopa tutkia elämän läsnäolon varalta (erityisesti Europa ) [73] [74] [75] ).

Neljällä jättimäisellä planeetalla on myös renkaita , jotka vaihtelevat kooltaan ja koostumukseltaan. Ne koostuvat pääasiassa pölystä ja kiinteistä hiukkasista, mutta voivat sisältää myös useita satoja metrejä kivikappaleita, pieniä paimensatelliitteja , jotka muodostavat ja ylläpitävät renkaiden rakennetta. Renkaiden alkuperä ei ole täysin selvä, oletettavasti ne ovat seurausta niiden satelliittien tuhoutumisesta, jotka ylittivät Rochen rajan planeetallensa ja jotka tuhoutuivat vuorovesivoimien vaikutuksesta [76] [77] .

Mitään eksoplaneettojen toissijaisia ​​ominaisuuksia ei ole tutkittu. Mutta oletettavasti subruskealla kääpiöllä Cha 110913-773444 , joka on luokiteltu yhdeksi planeetalle , on pieni protoplanetaarinen levy [21] .

Historia

Ajatus planeettasta on kehittynyt läpi historian, antiikin jumalallisista vaeltavista tähdistä nykyaikaiseen näkemykseen niistä tähtitieteellisinä esineinä, jotka ovat syntyneet tieteen aikakaudella. Käsite on nyt otettu laajemmin sisältäen paitsi aurinkokunnan sisällä olevat maailmat, myös sadat aurinkokunnan ulkopuoliset järjestelmät. Planeetan määritelmästä syntynyt epäselvyys on johtanut suuriin kiistoihin tieteellisessä maailmassa.

Jo muinaisina aikoina tähtitieteilijät huomasivat, että jotkin taivaalla olevat valaisimet liikkuivat suhteessa muihin tähtiin, mikä kuvasi tyypillisiä silmukoita taivaanpallolla . Muinaiset kreikkalaiset kutsuivat näitä valaisimia " πλάνητες ἀστέρες " ( Vaeltavat tähdet ) tai yksinkertaisesti " πλανήτοι " ( Vaeltajat ) [78] , josta nykyaikainen sana "planeetta" johdettiin [8] 79 . Kreikassa, Kiinassa, Babylonissa ja kaikissa muinaisissa sivilisaatioissa [81] [82] oli melkein yleismaailmallista, että Maa oli maailmankaikkeuden keskellä ja että kaikki planeetat pyörivät sen ympärillä. Syy tällaisille ideoille on siinä, että muinaisten mielestä planeetat ja tähdet pyörivät Maan ympäri joka päivä [83] ja he tuntevat, että maa on kiinteä ja vakaa, että se ei liiku, vaan on pysähdyksissä.

Babylon

Sumerit  ovat babylonialaisten edelläkävijöitä, sillä he loivat yhden maailman ensimmäisistä sivilisaatioista, joille kirjoittamisen keksiminen on johtunut jo ainakin vuonna 1500 eaa. e. löysi luottavaisesti Venuksen taivaalta [84] . Pian sen jälkeen he löysivät luottavaisesti toisen "sisäisen" planeetan Merkuriuksen ja "ulomman" (Maan kiertoradan ulkopuolella) Marsin , Jupiterin ja Saturnuksen . Nämä planeetat pysyivät ainoana tunnetuina kaukoputken keksimiseen asti varhaismodernilla kaudella [85] .

Ensimmäinen sivilisaatio, jolla oli toiminnallinen teoria planeetoista, olivat babylonialaiset, jotka asuivat Mesopotamiassa 2. ja 1. vuosituhannella eKr. e. Vanhin säilynyt planetaarinen tähtitieteellinen teksti tältä ajalta on Ammi-Tzadukin Venus-taulukot, jotka on päivätty 7. vuosisadalla eKr. e., ne ovat luultavasti kopio vanhemmista, jotka ovat peräisin 2. vuosituhannen alusta eKr. e [86] . Babylonialaiset loivat myös perustan sille, mitä tulevaisuudessa kutsutaan "länsimaiseksi astrologiaksi" [87] . " Enuma Anu Enlil ", kirjoitettu uusassyrialaisella kaudella 7. vuosisadalla eKr. e [88] sisältää luettelon enteistä ja niiden suhteesta erilaisiin tähtitieteellisiin ilmiöihin, mukaan lukien planeettojen liikkeisiin [89] .

Babylonialaiset käyttivät kaksoisnimijärjestelmää: "tieteellinen" ja "jumalallinen". Todennäköisesti he keksivät ensimmäisenä idean antaa planeetoille jumalten nimet [90] [91] .

Katso kaldealainen planeettajärjestelmä kaldealaisesta rivistä .

Muinainen Kreikka ja antiikin Rooma

Ptolemaioksen "planetaariset pallot"
Nykyaikaisuus Kuu Merkurius Venus Aurinko Mars Jupiter Saturnus
Keskiaikainen Eurooppa [92] ☾LVNA ☿ MERCVRIVS ♀ VENVS ☉ SOL ♂ MARS ♃ IVPITER ♄ SATVRNVS

Pre -Hellenistisen ja varhaisen hellenistisen ajanjakson muinaisessa Kreikassa planeettojen nimillä ei ollut mitään tekemistä jumalien kanssa: Saturnusta kutsuttiin Faynoniksi , "kirkkaaksi", Jupiteriksi - Phaetoniksi , Marsiksi - Piroeiksiksi "tuliseksi"; Venus tunnettiin nimellä Phosphoros , "valon kuuluttaja" ( aamunäkyvyyden aikana) ja Hesperos ( iltanäkyvyyden aikana), ja nopeimmin katoava Merkurius Stilbonina .

Mutta myöhemmin, ilmeisesti, kreikkalaiset omaksuivat planeettojen "jumalat" nimet babylonialaisilta, mutta tekivät ne uudelleen sopimaan panteoniinsa. Kreikan ja babylonialaisen nimeämisperinteen välillä on löydetty riittävästi vastaavuutta, jotta voidaan olettaa, että ne eivät ole peräisin toisistaan ​​erillään [86] . Käännös ei aina ollut tarkka. Esimerkiksi babylonialainen Nergal on sodan jumala, joten kreikkalaiset liittivät hänet Arekseen. Mutta toisin kuin Ares, Nergal oli myös ruton, ruton ja alamaailman jumala [94] . Myöhemmin muinaiset roomalaiset kopioivat planeettojen nimet muinaisista kreikkalaisista kulttuurin ja ideoidensa kanssa. Näin ilmestyivät meille tutut Jupiter, Saturnus, Merkurius, Venus ja Mars.

Monet roomalaiset seurasivat uskomusta, joka oli luultavasti peräisin Mesopotamiasta, mutta saavuttanut lopullisen muotonsa hellenistisessä Egyptissä, että ne seitsemän jumalaa, joiden mukaan planeetat nimettiin, ottivat vastuun maan tuntimuutoksista. Järjestys alkoi Saturnus, Jupiter, Mars, Aurinko, Venus, Merkurius, Kuu (kaukaimmasta lähimpään) [95] . Siksi ensimmäinen päivä alkoi Saturnuksella (1. tunti), toinen päivä Auringosta (25. tunti), jota seurasi Kuu (49. tunti), sitten Mars, Merkurius, Jupiter ja Venus. Koska jokainen päivä nimettiin sen jumalan mukaan, jonka kanssa se alkoi, tämä järjestys säilyi roomalaisessa kalenterissa nudiinipohjaisen syklin poistamisen jälkeen - ja se säilyy edelleen monilla nykyaikaisilla kielillä [96] .

Termi "planeetta" tulee antiikin kreikan sanasta πλανήτης , joka tarkoittaa "vaeltajaa" - tämä oli kohteen nimi, joka muutti sijaintiaan tähtiin nähden. Koska, toisin kuin babylonialaiset, muinaiset kreikkalaiset eivät pitäneet ennustuksia tärkeänä, planeetat eivät alun perin olleet erityisen kiinnostuneita. Pythagoralaiset 6. ja 5. vuosisadalla eKr. e. kehittivät oman itsenäisen planetaarisen teoriansa, jonka mukaan Maa, Aurinko, Kuu ja planeetat pyörivät "Keskitulen" ympärillä, joka pidettiin universumin teoreettiseksi keskukseksi. Pythagoras tai Parmenides tunnistivat ensimmäisenä "iltatähden" ja "aamutähden" ( Venuksen ) yhdeksi ja samaksi esineeksi [97] .

III vuosisadalla eKr. e. Samoslainen Aristarkus ehdotti heliosentristä järjestelmää, jonka mukaan maa ja muut planeetat pyörivät Auringon ympäri. Geosentrismi pysyi kuitenkin hallitsevana tieteelliseen vallankumoukseen asti . On mahdollista, että Antikythera-mekanismi oli analoginen tietokone , joka oli suunniteltu laskemaan auringon, kuun ja planeettojen likimääräiset sijainnit tiettynä päivänä.

1. vuosisadalla eKr. e, hellenistisenä aikana kreikkalaiset alkoivat luoda omia matemaattisia järjestelmiään planeettojen sijainnin ennustamiseksi. Muinaiset babylonialaiset käyttivät aritmetiikkaa , kun taas muinaisten kreikkalaisten kaava perustui geometrisiin ratkaisuihin . Tämä lähestymistapa mahdollisti paljaalla silmällä näkyvien taivaankappaleiden liikkeen luonteen selittämisessä pitkälle Maasta. Nämä teoriat heijastuvat täydellisemmin Almagestissa , jonka Ptolemaios kirjoitti 200 -luvulla jKr. e. Ptolemaioksen mallin dominanssi oli niin täydellinen, että se syrjäytti kaiken aikaisemman tähtitieteellisen työn ja pysyi arvovaltaisimpana tähtitieteellisenä työnä länsimaissa 13 vuosisataa [86] [98] . Ptolemaioksen lakien kompleksi kuvasi hyvin 7 planeetan kiertoradan ominaisuuksia, jotka kreikkalaisten ja roomalaisten mukaan pyörivät Maan ympäri . Sen ajan tiedeyhteisön mukaan ne sijoittuivat etäisyyden kasvaessa Maasta seuraavasti: Kuu , Merkurius, Venus, Aurinko , Mars, Jupiter ja Saturnus [80] [98] [99] .

Muinainen ja keskiaikainen Intia

Vuonna 499 intialainen tähtitieteilijä Aryabhata ehdotti planeettamallia, jonka mukaan planeetat liikkuvat elliptisellä kiertoradalla ympyrän muotoisten kiertoradojen sijaan. Aryabhatan malli sisälsi myös Maan pyörimisen akselinsa ympäri, jolla hän selitti tähtien näennäisen liikkeen länteen [100] [101] . Tämä malli hyväksyttiin laajalti myöhemmin asuneiden ja työskennelleiden intialaisten tähtitieteilijöiden keskuudessa. Aryabhatan kannattajat olivat erityisen vahvoja Etelä-Intiassa , missä hänen muun muassa hänen periaatteensa Maan päivittäisestä pyörimisestä muodostivat perustan hänen teoriaansa perustuville teoksille [102] .

Vuonna 1500 Keralan koulun Neelakanta Somayaji tarkisti Tantrasangrahassaan Aryabhatan mallia [103] [104] . Aryabhatavahyazissaan , kommentissaan Aryabhatyasta , hän ehdotti mallia, jossa Merkurius, Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus kiertävät Auringon, joka puolestaan ​​kiertää maata. Tämä geoheliosentrinen järjestelmä muistuttaa Tycho Brahen 1500-luvun lopulla ehdottamaa järjestelmää . Useimmat Keralan koulun tähtitieteilijät omaksuivat hänen mallinsa ja seurasivat häntä [103] [104] [105] .

Islamilainen maailma

1000 - luvulla Avicenna tarkkaili Venuksen kulkua ja totesi, että Venus on ainakin joskus aurinkoa alempi [106] . XII vuosisadalla Ibn Baja havaitsi "kaksi planeettaa mustina täplinä Auringon pinnalla". 1200 - luvulla Maraga tähtitieteilijä Kutbuddin ash-Shirazi selitti tämän ilmiön Merkuriuksen ja Venuksen kauttakulkuina [107] .

Muinainen Venäjä

Venäjänkielisissä teksteissä termi "planeetta" on löydetty 1000-luvulta lähtien, jolloin tämä nimi "planeetan" muodossa mainittiin " Svjatoslavin Izbornikissa " vuodelta 1073, jossa mainittiin myös taivaankappaleet, jotka olivat silloin planeetoiksi kutsuttu: Slantse ( Aurinko ), Yermis ( Elohopea ), Afrodite ( Venus ), Kuu , Aris ( Mars ), Zeus ( Jupiter ), Kronos ( Saturnus ) [108] .

Euroopan renessanssi

Renessanssin planeetat
Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus

Viisi paljaalla silmällä näkyvää planeettaa on tunnettu muinaisista ajoista lähtien, ja niillä on ollut merkittävä vaikutus mytologiaan, uskonnolliseen kosmologiaan ja muinaiseen tähtitiedoon.

Tieteellisen tiedon menetelmä parani, ja käsitys termistä "planeetta" muuttui niiden liikkuessa suhteessa muihin taivaankappaleisiin (suhteessa kiinteään tähtiin); ymmärtää niitä Maan ympäri kiertävinä kappaleina (joka tapauksessa ihmisistä se näytti siltä); 1500- luvulla planeetat alettiin määritellä kohteiksi, jotka kiertävät Aurinkoa yhdessä Maan kanssa, kun Kopernikuksen , Galileon ja Keplerin heliosentrinen malli sai vaikutusvaltaa tiedeyhteisössä. Näin ollen myös Maa pääsi planeettojen luetteloon, kun taas Aurinko ja Kuu jäivät sen ulkopuolelle [109] .

Samaan aikaan perinne nimetä planeetat kreikkalaisten tai roomalaisten jumalien mukaan murtui. Tämän seurauksena jokaisella kielellä maapalloa kutsutaan omalla tavallaan.

Monissa romaanisissa kielissä on latinalainen sana Terra (tai sen muunnelmat), joka tarkoittaa kuivaa maata (meren vastakohta) [110] . Ei-romaaniset kielet käyttävät kuitenkin omia nimiään. Esimerkiksi kreikkalaiset säilyttävät edelleen alkuperäisen antiikin kreikkalaisen Γή ( Ki tai Yi ); Germaaniset kielet , mukaan lukien englanti, käyttävät muunnelmia vanhasta germaanisesta erthosta [111] , kuten voidaan nähdä englanniksi Earth , saksaksi Erde , hollantilaiseksi Aarde ja Scandinavian Jorde .

Ei-eurooppalaiset kulttuurit käyttävät planeettojen nimeämiseen erilaisia ​​järjestelmiä. Intiassa käytetään Navagrahaan perustuvaa nimeämisjärjestelmää , joka sisältää seitsemän "perinteistä" planeettaa ( Surya tarkoittaa aurinkoa, Chandra tarkoittaa kuuta ja Budha , Shukra , Mangala , Brihaspati ja Shani planeetat Merkurius, Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus) sekä Kuun nousevat ja laskevat solmut Rahu ja Ketu . Kiina ja muut Itä-Aasian maat , joihin Kiina on historiallisesti vaikuttanut ( Japani , Korea ja Vietnam ) käyttävät viiteen elementtiin ( elementtiin ) perustuvaa nimijärjestelmää : vesi (elohopea), metalli (Venus), tuli (Mars), puu (Jupiter) ja Maa (Saturnus) [96] .

Kun ensimmäiset Jupiterin ja Saturnuksen satelliitit löydettiin 1600-luvulla , niitä kutsuttiin aluksi sekä satelliiteiksi että planeetoiksi - mutta seuraavalla vuosisadalla sanaa "satelliitti" käytettiin useammin [112] . 1800-luvun puoliväliin asti "planeettojen" määrä kasvoi nopeasti, ja tiedeyhteisö antoi planeetan aseman mille tahansa objektille, joka kiertää tiukasti Auringon ympäri.

1800-luku

Planeetat 1800-luvun alussa
Merkurius Venus Maapallo Mars Vesta Juno Ceres Pallas Jupiter Saturnus Uranus

1800-luvun puolivälissä tähtitieteilijät alkoivat ymmärtää, että viimeisten 50 vuoden aikana löytämänsä esineet (kuten Ceres, Pallas, Juno ja Vesta) poikkesivat suuresti tavallisista planeetoista. Ne sijaitsevat samalla alueella Marsin ja Jupiterin (asteroidivyöhykkeen) välissä ja niillä on paljon pienempi massa; seurauksena ne luokiteltiin uudelleen "asteroideiksi". Planeettoja alettiin kutsua vain "suuriksi" kappaleiksi, jotka pyörivät Auringon ympäri. Planeetan muodollista määritelmää ei tarvittu, koska ensinnäkin tunnettujen asteroidien ja planeettojen välillä oli jyrkkä kokoero, ja toiseksi uusien planeettojen löytöjen virta näytti kuivuvan Neptunuksen löytämisen myötä. vuonna 1846 [113] .

1900-luku

Planeetat 1800-luvun lopulta 1930-luvulle
Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus

Pluto löydettiin 1900 -luvulla . Ensimmäiset havainnot osoittivat, että se oli suurempi kuin Maa [114] , ja kohde havaittiin välittömästi yhdeksänneksi planeettaksi. Lisähavainnot osoittivat, että Pluto on paljon pienempi. Vuonna 1936 Raymond Littleton ehdotti, että Pluto voisi olla Neptunuksen paennut kuu [115] , ja vuonna 1964 Fred Lawrence Whipple ehdotti, että Pluto on komeetta [116] . Koska Pluto on kuitenkin suurempi kuin kaikki tuolloin tunnetut asteroidit [117] , se säilytti asemansa vuoteen 2006 asti.

Planeetat 1930-2006
Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus Pluto

Vuonna 1992 tähtitieteilijät Alexander Volshchan ja Dale Freil ilmoittivat löytäneensä planeettoja pulsarin , PSR B1257+12 , ympäriltä [118] . Tämän uskotaan olevan ensimmäinen planeettojen löytö toisen tähden ympäriltä. Sitten 6. lokakuuta 1995 Michel Mayor ja Didier Chielo Geneven yliopistosta ilmoittivat ensimmäisestä eksoplaneettojen  löytämisestä tavallisen pääsarjatähden 51 Pegasus ympäriltä [119] .

Eksoplaneettojen löytö on luonut uuden epävarmuuden planeetan määritelmään: selkeän rajan puuttuminen planeettojen ja tähtien välillä. Monet tunnetut eksoplaneetat ovat massaltaan monta kertaa Jupiteria suurempia, ja ne lähestyvät "ruskeiksi kääpiöiksi" kutsuttuja tähtiä [120] . Ruskeita kääpiöitä pidetään yleensä tähtinä, koska ne pystyvät polttamaan deuteriumia  , raskasta vedyn isotooppia, lämpöydinreaktiossa. Polttaakseen tavallista vetyä tähden massan on oltava vähintään 75 Jupiterin massaa, ja vain 13 Jupiterin massaa riittää polttamaan deuteriumia. Deuterium on kuitenkin melko harvinainen isotooppi, ja useimmat ruskeat kääpiöt loppuivat siitä luultavasti kauan ennen kuin ne löydettiin, joten niitä ei voi erottaa supermassiivisista planeetoista [121] .

2000-luku

Planeetat, 2006 - nykyinen
Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus

Kun 1900- luvun jälkipuoliskolla löydettiin suuri määrä erilaisia ​​esineitä aurinkokunnassa ja suuria esineitä muiden tähtien ympäriltä, ​​alkoivat kiistat siitä, mitä pitäisi pitää planeetana. Erityiset kiistat alkoivat siitä, pidetäänkö planeetta esineenä, joka vapautuu asteroidivyöhykkeen "pääväestöstä" , vai onko se tarpeeksi suuri deuteriumfuusioon .

1990-luvun lopulla ja 2000-luvun alussa vahvistettiin Kuiper-vyön olemassaolo Pluton kiertoradan alueella . Näin ollen todettiin, että Pluto on vain yksi tämän vyöhykkeen suurimmista esineistä, mikä sai monet tähtitieteilijät riistämään häneltä planeetan aseman.

Huomattava määrä muita samalla vyöhykkeillä olevia esineitä, kuten Quaoar , Sedna ja Eris , on julkisuudessa ilmoitettu kymmenenneksi planeetalle, vaikka ne eivät sellaisenaan ole saaneet laajaa tieteellistä tunnustusta. Eriksen löytö vuonna 2005, jonka uskottiin olevan Plutoa suurempi ja 27 % massiivisempi, aiheutti tarpeen laatia virallinen määritelmä planeetalle.

IAU tunnusti ongelman ja ryhtyi kehittämään planeetan määritelmää, joka valmistui vuoteen 2006 mennessä. Aurinkokunnan planeettojen määrä väheni 8 suureen kappaleeseen "puhtaalla" kiertoradalla (Merhopea, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus). Lisäksi tunnistettiin uusi luokka - kääpiöplaneetat , joihin kuului kolme kohdetta (Ceres, Pluto ja Eris) [122] .

Eksoplaneetan määritelmä

Vuonna 2003 International Astronomical Union (IAU) Exoplaneettien työryhmä määritteli seuraavat kriteerit planeetan ja ruskean kääpiön erottamiseksi [123] :

  1. Kohdetta, jonka todellinen massa on alle deuteriumtermoydinreaktion kynnyksen (nyt tämän kynnyksen arvioidaan olevan noin 13 Jupiterin massaa kohteille, joilla on sama isotooppinen määrä kuin Auringossa) [124] , joka kiertää tähteä tai sen jäänteitä, kutsutaan " planeetta" (alkuperästä riippumatta). Eksoplaneetan vähimmäismassa- ja kokovaatimukset ovat samat kuin aurinkokunnan planeetoilla.
  2. Esineet, joiden massa ylittää deuteriumtermoydinreaktion rajan, ovat "ruskeita kääpiöitä" riippumatta siitä, miten ne muodostuivat ja missä ne sijaitsevat.
  3. Esineet, jotka ovat "vapaasti kelluvia" nuorissa tähtiklustereissa, joiden massat ovat pienempiä kuin mitä tarvitaan deuteriumin sisältävään lämpöydinreaktioon, eivät ole "planeettoja", vaan "subruskeita kääpiöitä".

Tästä määritelmästä tuli suosittu tähtitieteilijöiden keskuudessa, ja se julkaistiin jopa erikoistuneissa tieteellisissä julkaisuissa [125] . Vaikka tämä määritelmä on väliaikainen ja sitä käytettiin vain virallisen hyväksymiseen asti, se sai suosiota, koska se ei ratkaise ongelmaa planeetan alemman kynnysmassan määrittämisessä [126] ja auttaa siten välttämään ristiriitoja auringon esineiden suhteen. järjestelmä, eikä kuitenkaan kommentoi ruskeita kääpiöitä kiertävien esineiden, kuten 2M1207 b , tilaa .

Subruskea kääpiö  on esine, jolla on planeettamassa ja joka muodostuu kaasupilven romahduksen aikana (eikä akkretion aikana, kuten tavalliset planeetat). Tätä eroa ruskeiden kääpiöiden ja planeettojen muodostumisessa ei yleisesti hyväksytä; tähtitieteilijät jakautuvat kahteen leiriin kysymyksessä, pitäisikö planeettojen muodostumisprosessia pitää luokittelukriteerinä [127] [128] . Yksi erimielisyyden syistä on se, että usein on mahdotonta selvittää, miten esine on muodostunut: esimerkiksi akkretion muodostama planeetta voi lähteä planeettajärjestelmästään ja siirtyä "vapaaseen kellumiseen" ja subruskea kääpiö muodostuu itsestään. tähtijoukossa kaasupilven romahtamisen aikana voidaan vangita kiertoradalle tähden ympärillä.

kääpiöplaneetat
Ceres Pluto Haumea Makemake Eris

13 Jupiterin massat ovat jokseenkin mielivaltaisia. Tässä ei ole terävää rajaa - palamisen voimakkuus kasvaa tasaisesti tähden massan mukana. Lisäksi reaktioihin osallistuvan deuteriumin määrä ei riipu pelkästään massasta, vaan myös kohteen koostumuksesta - heliumin ja deuteriumin määrästä [129] .

IAU:n päätöslauselma 2006

Kysymys alemmasta massarajasta otettiin esille vuonna 2006 IAU:n yleiskokouksen kokouksessa . Keskustelun ja yhden epäonnistuneen ehdotuksen jälkeen yleiskokous päätti, että planeetta on [130]

Tämän määritelmän mukaan aurinkokunnassa on 8 planeettaa. Kappaleet, jotka täyttävät kaksi ensimmäistä ehtoa mutta eivät kolmatta (Pluto, Makemake ja Eris), luokitellaan kääpiöplaneetoiksi , elleivät ne ole planeetan satelliitteja. Aluksi IAU ehdotti määritelmää, joka ei sisältänyt kohtaa (c), ja siksi planeettoja voisi olla nyt enemmän [131] . Pitkän harkinnan jälkeen äänestyksessä päätettiin, että tällaiset kappaleet pitäisi luokitella kääpiöplaneetoiksi [132] .

Tämä määritelmä perustuu planeettojen muodostumisteoriaan, jonka mukaan tulevaisuuden planeetat puhdistavat ympärillään olevan tilan pölystä, kaasusta ja pienemmistä kappaleista. Tähtitieteilijä Stephen Soterin mukaan [133] :

Vuoden 2006 äänestyksen jälkeen keskustelu ja kiistat eivät loppuneet [134] [135] , ja monet tähtitieteilijät sanoivat, etteivät he käyttäisi tätä määritelmää [136] . Osa keskustelusta on keskittynyt kohtaan (c) (kirkas kiertorata) ja siihen, että kääpiöplaneetoiksi luokiteltujen esineiden tulisi olla osa laajempaa "planeetan" määritelmää. Myöhemmät IAU-konferenssit voivat laajentaa nykyistä määritelmää sisältämään eksoplaneetan määritelmän.

Tiedeyhteisön ulkopuolella Pluto on ollut laajalti tunnettu yhdeksäntenä planeetana sen löytämisestä (1930). Eriksen löytäminen, joka julkistettiin tiedotusvälineissä kymmenennen planeetan löytönä, ja sitä seurannut kolmen kohteen uudelleenluokittelu kääpiöplaneetoiksi herätti tiedotusvälineiden ja yleisön huomion [137] .

Aiemmat luokitukset

Alla oleva taulukko näyttää aurinkokunnan kappaleet, joita pidettiin aiemmin planeetoina:

kehon muistiinpanoja
Tähti kääpiöplaneetta Asteroidi Satelliitti
Aurinko Kuu Niitä pidettiin antiikin aikana planeetoina tuon ajan ideoiden mukaisesti.
Io , Europa , Ganymede ja Callisto Jupiterin neljä suurinta kuuta, jotka tunnetaan myös nimellä galilealaiset. Galileo Galilei mainitsi heidät "Medici-planeetoina" heidän suojelijansa: Medici-perheen mukaan.
Titan [b] , Iapetus [c] , Rhea [c] , Tethys [d] ja Dione [d] Christian Huygensin ja Giovanni Domenico Cassinin löytämät viisi suurinta Saturnuksen kuuta.
Ceres [e] Pallas , Juno ja Vesta Ensimmäiset tunnetut asteroidit löydettiin vuosina 1801–1807, ennen kuin ne luokiteltiin uudelleen 1850-luvulla [138] .

Ceres luokiteltiin uudelleen kääpiöplaneetaksi vuonna 2006.

Astrea , Hebe , Iris , Flora , Metis , Hygiea , Parthenope , Victoria , Egeria , Irene , Eunomia Asteroidit löydettiin vuosina 1845-1851. Planeettojen määrän nopea kasvu vaati uudelleenluokittelun, joka tapahtui vuonna 1854 [139] .
Pluto [f] Ensimmäinen Trans-Neptunian esine (TNO), löydetty vuonna 1930. Vuonna 2006 siltä poistettiin planeetan asema ja sille annettiin kääpiöplaneetan asema.

Amatöörihavainnot

Et tarvitse kaukoputkea nähdäksesi planeetat. Suurin osa aurinkokunnan planeetoista Saturnukseen asti voidaan nähdä paljaalla silmällä. Jos tarkkailija aikoo erottaa planeettojen pinnan merkittävimmät geologiset tai ilmakehän rakenteet, hän tarvitsee kaukoputken , jossa on hyvälaatuinen optiikka ja korkeakontrastinen okulaari , jossa on mahdollisimman vähän linssejä - nämä vaatimukset täyttyvät Plössl-kaavioilla, ortoskooppiset ja yksikeskiset okulaarit, jotka muun muassa auttavat välttämään häikäisyä. Useimmissa tapauksissa aurinkokunnan planeettojen tarkkailuun riittää akromaattinen refraktoriteleskooppi , jonka aukko on 150-200 mm . Myös planeetan sijainti kiertoradalla on tärkeä: kaikki planeetat Merkuriusta ja Venusta lukuun ottamatta havaitaan parhaiten oppositiossa . Mieluiten selkeä, ilman sumua ja savua , taivas. Erilaisia ​​valosuodattimia voidaan tarvita - ne ovat erityisiä jokaiselle planeetalle [140] .

Planeettahavainnoissa yleisimmät suurennokset ovat 150x 350-400x - ja kannattaa varmistaa, että okulaari kattaa tämän suurennusalueen (koska silmän resoluutio riippuu kohteen valaistuksesta ja asettamalla suurennus kaksinkertaiseksi teleskooppiobjektiivin halkaisija millimetreinä, planeettakiekon kirkkaus putoaa niin paljon, että pienemmällä suurennuksella selvästi näkyvät yksityiskohdat katoavat siitä). Kun valitset kohdetta havainnointiin, sinun on varmistettava, että se on noussut vähintään 20 astetta horisontin yläpuolelle - muuten ilmakehän turbulenssi vääristää ja sumentaa kuvaa. Samanaikaisesti ei ole suositeltavaa tarkkailla planeettoja monikerroksisista rakennuksista tai suoraan huoneesta: ensimmäisessä tapauksessa lämmin ilma virtaa talon seiniä pitkin (avoimista ikkunoista, ja siksi on parempi tarkkailla parvekkeelta). Ja toisessa tapauksessa huoneestasi ulos tuleva lämpimän ilman virtaus hämärtää "kuvan" [140] .

Seuraavat ovat suosituksia aurinkokunnan yksittäisten planeettojen tarkkailuun:

Mercury

Merkuriusta on vaikea havaita, koska se on lähellä aurinkoa. Siitä huolimatta sitä voidaan tarkkailla kahdesta kolmeen viikkoa vuodessa aamulla tai illalla noin puolentoista tunnin ajan. Vaikka se näkyy hämärässä pimeällä taivaalla ja on helposti nähtävissä, tällä hetkellä se on matalalla horisontin yläpuolella. Tämä ongelma ratkeaa, jos se havaitaan päivällä, mutta sen löytäminen päivätaivaalla on paljon vaikeampaa. Ainakin joidenkin pinnan yksityiskohtien erottamiseksi suositellaan vähintään 100 mm:n kaukoputken aukkoa. Kun ilmapiiri on tyyni, suurimmat pinnan yksityiskohdat näkyvät epäselvinä tummina täplinä. Jotta planeetta näkyisi paremmin taivasta vasten päivällä ja yksityiskohdat näkyvät selvemmin, suositellaan keltaista suodatinta [140] .

Venus

Planeetta voidaan tarkkailla jopa neljä tuntia pimeässä. Noin puoli vuotta planeetta on näkyvissä aamulla tai illalla, mutta valtava kirkkaus mahdollistaa sen tarkkailun lähes ympäri vuoden. Suositeltu aukko on 75 mm. Planeetan pinta on piilotettu tiheiden pilvien alle; tärkein kiinnostus on itse ilmapiiri ja sen muutokset. Venuksen ilmakehän heijastavuus on niin suuri, että turvallisiin havaintoihin on suositeltavaa käyttää "neutraalia" suodatinta. Ja käytettäessä sinistä tai violettia suodatinta, epähomogeenisuus pilvikerroksessa näkyy paremmin [140] .

Mars

Mars on havainnoitavissa mihin aikaan vuodesta tahansa, mutta parasta on tarkkailla sitä oppositiossa , jonka se toistaa noin 26 kuukauden jaksolla. Suositeltavat aukot:

  • 75 mm: napakorkki, Sirte Majorin suuri tumma alue ja eteläisen pallonpuoliskon "meren" tumma vyö voidaan erottaa.
  • 100 mm: pilvimuodostelmat terminaattorissa ja vuorilla, epäsäännöllisyydet kirkkailla alueilla, lukuisat yksityiskohdat merissä tulevat näkyviin.
  • 150-200 mm: osien määrä kasvaa huomattavasti, ja osa pienemmissä työkaluissa jatkuvilta vaikuttaneista osista hajoaa moniksi pienemmiksi. Tummien pinnan yksityiskohtien erottamisen helpottamiseksi käytetään yleensä keltaoranssia suodatinta, ja jos havaintojen tarkoituksena on napalaki ja pilvimuodostelmat, niin sininen tai vihreä [140] .

Jupiter

Jupiter löytyy myös aina taivaalta, ja vastakohdat toistuvat keskimäärin kerran 13 kuukaudessa. Suurin kiinnostus Jupiterin havainnointiin on sen ilmakehä ja sään muutokset siinä. 75 mm:n kaukoputken aukolla tulee näkyviin kolme tai neljä pääpilvinauhaa planeetan ilmakehässä, niiden epäsäännöllisyydet, BKP ja satelliittien varjot niiden kulkiessa. Kun instrumenttiaukko suurennetaan 100 mm:iin, ilmakehässä näkyy jo 4-5 nauhaa ja niissä olevia pyörteitä. Kun aukkoa kasvatetaan 150-200 mm:iin, syntyy lukuisia raitoja, kiharoita, kampasimpukoita jne. Erottuvien yksityiskohtien määrä kasvaa suhteessa aukon kasvuun. Sinisiä ja keltaisia ​​suodattimia käytetään yleisesti lisäämään kontrastia havainnoissa [140] .

Saturnus

Joka vuosi yhteenotto tapahtuu kaksi viikkoa myöhemmin kuin edellinen. Mutta deklinaation muutosten lisäksi muut muutokset ovat huomaamattomia. Saturnuksen Auringon ympäri kiertämisen aikana renkaiden avautumiskulma muuttuu, kahdesti ne näkyvät reunassa ja kahdesti avautuvat maksimissaan 27 asteen kulmaan [140] .

Kun instrumenttiaukko on 100 mm, tummempi napakorkki, tumma raita lähellä tropiikkia ja planeetan renkaiden varjo ovat näkyvissä. Ja 150-200 mm korkeudella neljä tai viisi pilvinauhaa ilmakehässä ja niiden epähomogeenisuudet tulevat havaittaviksi, mutta niiden kontrasti on huomattavasti pienempi kuin Jupiterin. Voit lisätä kontrastia käyttämällä keltaista suodatinta. Ja kuuluisat Saturnuksen renkaat ovat jo näkyvissä 20-kertaisella suurennuksella. Teleskoopit, joissa on suuret aukot, mahdollistavat useiden yksittäisten renkaiden ja niiden välisten rakojen erottamisen [140] .

Uranus

Oppositio tapahtuu joka vuosi neljästä viiteen päivää myöhemmin kuin edellisenä vuonna, ja pohjoisen pallonpuoliskon deklinaatio kasvaa ja näkyvyysolosuhteet paranevat (2030-luvulle asti). Kun aukko on 75 mm ja suurennos yli 80x, pieni, himmeä levy tulee näkyviin. Ja 300 mm:n aukolla tulee näkyviin äärimmäisen pienikontrastisia yksityiskohtia, mutta niiden havaitsemisen todennäköisyys tällaisellakin instrumentilla on melko pieni [140] .

Neptunus

Oppositio tapahtuu joka vuosi kaksi päivää myöhemmin kuin edellisenä vuonna, ja pohjoisen pallonpuoliskon deklinaatio kasvaa ja näkyvyysolosuhteet paranevat (2060-luvulle asti). Pinnan yksityiskohdat eivät ole näkyvissä, mutta 120-kertaisella suurennuksella voit nähdä planeetan pienen kiekon [140] .

  • Jotkut aurinkokunnan planeetat kaukoputken läpi (linssin halkaisija on merkitty suluissa)

  • Venus (250 mm)

  • Mars (250 mm)

  • Jupiter (250 mm)

  • Saturnus

  • Uranus

Aiheeseen liittyvät termit

Katso myös

Kommentit

  1. ^   Tämämääritelmäon kokoelma kahdestaMAC; muodollinen määritelmä, jonka ammattiliitto hyväksyi vuonna 2006, ja epävirallinen "työ" määritelmä vuodelta 2003. Vuoden 2006 määritelmä, vaikka se on virallinen, koskee vain aurinkokuntaa, kun taas vuoden 2003 määritelmä koskee myös muita tähtiä ympäröiviä planeettoja. Eksoplaneetan tunnistamisongelmaa pidettiin erittäin vaikeana keskustella IAU:n konferenssissa vuonna 2006.
  2. ^   mainitsi Huygens nimelläPlanetes novus("uusi planeetta") teoksessaanSystema Saturnium
  3. ^ Cassini kutsuu  molempiaplanètes(uusia planeettoja) teoksessaanDécouverte de deux nouvelles planetes autour de Saturne
  4. ^  molempia kuita kutsutaan "planeetoiksi" Cassinin julkaisussaAn Extract of the Journal Des Scavans…. Termiä "satelliitti" oli kuitenkin jo alettu käyttää siihen aikaan erottamaan tällaiset kappaleet niistä, joiden ympärillä ne kiertävät.
  5. ^  Luokiteltu uudelleen kääpiöplaneetaksi vuonna 2006.
  6. ^  Luokiteltu planeetalle sen löydöstä vuonna 1930, kunnes se luokiteltiin uudelleentransneptuniseksi kääpiöplaneetaksielokuussa 2006.

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Vuoden 2006 määritelmän mukaan "planeetta"

Lähteet

  1. ↑ 1 2 IAU 2006 yleiskokous: IAU:n päätöslauselmaäänestyksen tulos (linkki ei ole käytettävissä) . International Astronomical Union (2006). Haettu 30. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  2. ↑ Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton työryhmä Extrasolar Planets (WGESP) -työryhmä (linkki ei saatavilla) . IAU (2001). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  3. ↑ Gigin. Astronomy Arkistoitu 28. heinäkuuta 2019 Wayback Machine II:een 42 Arkistoitu 28. heinäkuuta 2019 Wayback Machinessa , 1

    PLANEETAT 42. 1. Meidän on vielä kerrottava viidestä tähdestä, joita monet kutsuvat "vaeltelemaan", kreikkalaiset - planeetoiksi.
  4. ↑ Extrasolar Planet Encyclopaedia - Catalog Listing . exoplanet.eu . Haettu 16. kesäkuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 5. heinäkuuta 2012.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Jean Schneider. Extrasolar Planet Encyclopaedia - Catalog  Listing . The Extrasolar Planets Encyclopaedia (27. tammikuuta 2015). Haettu 23. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2015.
  6. ↑ Kennedy, Barbara . Tutkijat paljastavat pienimmän tähän mennessä löydetyn aurinkoisen planeetan , SpaceFlight Now (11. helmikuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2008. Haettu 23. elokuuta 2008.
  7. ↑ Santos, N.; Bouchy, F.; Vauclair, S.; Queloz, D.; Pormestari , M. Fourteen Times the Earth , European Southern Observatory (lehdistötiedote) (25. elokuuta 2004). Arkistoitu alkuperäisestä 7. kesäkuuta 2007. Haettu 23. elokuuta 2008.
  8. ↑ Trio of Neptunes , Astrobiology Magazine (21. toukokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 29. syyskuuta 2007. Haettu 23. elokuuta 2008.
  9. ↑ Tähti: Gliese 876 (linkki ei saatavilla) . Extrasolar Planet Encyclopedia . Haettu 1. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  10. ↑ Pieni planeetta löydettiin kiertävän pientä tähteä . ScienceDaily (2008). Haettu 6. kesäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  11. ↑ Beaulieu, J.-P.; D. P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; et ai. Viileän 5,5 Maan massan planeetan löytö gravitaatiomikrolinssin avulla  //  Nature: Journal. - 2006. - 26. tammikuuta ( nide 439 , nro 7075 ). - s. 437-440 . - doi : 10.1038/luonto04441 . — PMID 16437108 .
  12. ↑ COROT löytää tähän mennessä pienimmän eksoplaneetan, jolla voi kävellä . Euroopan avaruusjärjestö (3. helmikuuta 2009). Haettu 28. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 25. maaliskuuta 2012.
  13. ↑ Gliese 581 d (pääsemätön linkki) . Extrasolar Planets Encyclopedia . Käyttöpäivä: 13. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  14. ↑ Uusi "super-Maa" löydetty avaruudesta , BBC News (25. huhtikuuta 2007). Arkistoitu alkuperäisestä 10. marraskuuta 2012. Haettu 23. elokuuta 2008.
  15. ↑ von Bloh et ai. Supermaiden asuttavuus Gliesessä 581  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 476 , no. 3 . - s. 1365-1371 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077939 .
  16. ↑ Lecavelier des Etangs, A.; Vidal-Madjar, A.; McConnell, JC; Hébrard, G. Ilmakehän pako kuumasta Jupiterista  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2004. - Voi. 418 . -P.L1- L4 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040106 .
  17. ↑ Thompson, Tabatha , Clavin, Whitney. NASAn Spitzer, joka mursi ensimmäisenä kaukaisten maailmojen avoimen valon , Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology (lehdistötiedote) (21. helmikuuta 2007). Arkistoitu alkuperäisestä 15. lokakuuta 2007. Haettu 23. elokuuta 2008.
  18. ↑ Richardson, L. Jeremy; Deming, Drake; Horning, Karen; Seager, Sara; Harrington, Joseph. Auringon ulkopuolisen planeetan spektri  (englanniksi)  // Luonto. - 2007. - Voi. 445 , no. 7130 . - s. 892 . - doi : 10.1038/luonto05636 . — PMID 17314975 .
  19. ↑ Drake, Frank . The Drake Equation Revisited , Astrobiology Magazine (29. syyskuuta 2003). Arkistoitu alkuperäisestä 7. helmikuuta 2009. Haettu 23. elokuuta 2008.
  20. ↑ Lissauer, JJ Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary Disk Timescales  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1987. - Voi. 69 . - s. 249-265 . - doi : 10.1016/0019-1035(87)90104-7 .
  21. ↑ 1 2 Luhman, KL; Adame, Lucia; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria. Planeettamassaisen ruskean kääpiön löytö ympyrätähtikiekon kanssa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 635 . -P.L93 . _ - doi : 10.1086/498868 .
  22. ↑ Clavin, Whitney Planeetta planeetoilla? Spitzer löytää Cosmic Oddballin . Spitzer Space Telescope Newsroom (9. marraskuuta 2005). Haettu 18. marraskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. heinäkuuta 2007.
  23. ↑ Close, Laird M. et ai. Leveä ruskea kääpiöbinaari Oph 1622–2405 ja leveän, pienimassaisen binaarin löytäminen Ophiuchuksesta (Oph 1623–2402): uusi luokka nuoria haihtuvia leveitä binaaritiedostoja? (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Voi. 660 . - s. 1492 . - doi : 10.1086/513417 .
  24. ↑ Luhman, KL; Allers, KN; Jaffe, D.T.; Cushing, M.C.; Williams, K.A.; Slsnick, C.L.; Vacca, W.D. Ophiuchus 1622–2405: Ei planeettamassa-binaari  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Huhtikuu ( nide 659 , nro 2 ). - s. 1629-1636 . - doi : 10.1086/512539 .
  25. ↑ Britt, Robert Roy Todennäköisesti ensimmäinen valokuva Planet Beyond the Solar Systemista . Space.com (10. syyskuuta 2004). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  26. ↑ Pitäisikö suuria kuita kutsua "satelliittiplaneetoiksi"? . Haettu 23. marraskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 5. toukokuuta 2012.
  27. ↑ V. G. Surdin, "Kaukaisten planeettojen tutkimus"
  28. ↑ D. R. Anderson et ai. . WASP-17b: erittäin pienitiheyksinen planeetta todennäköisellä taaksepäin suuntautuvalla kiertoradalla . Cornellin yliopiston kirjasto. Haettu 13. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2014.
  29. ↑ 1 2 3 4 5 Young, Charles Augustus. Manual of Astronomy: A Text Book . - Ginn & Company, 1902. - S.  324-327 .
  30. ↑ Dvorak, R.; Kurths, J.; Freistetter, F. Kaaos ja vakaus planeettajärjestelmissä. – New York: Springer, 2005. - ISBN 3540282084 .
  31. ↑ Moorhead, Althea V.; Adams, Fred C. Jättiplaneettojen kiertoradan eksentrisyyden kehittyminen tähtien ympärillä olevien levyjen vääntömomenttien takia  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2008. — Voi. 193 . - s. 475 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.009 .
  32. ↑ Planeetat - Kuiperin vyöhykkeen objektit (linkki ei ole käytettävissä) . The Astrophysics Spectator (15. joulukuuta 2004). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  33. ↑ Tarkemmin sanottuna Maa - Kuu -järjestelmän barycenterin kiertorata
  34. ↑ Tatum, JB 17. Visuaaliset kaksitähdet // Taivaan mekaniikka . - Henkilökohtainen verkkosivu, 2007.
  35. ↑ Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. Kallistuksen ja värin välinen korrelaatio klassisessa Kuiper-vyöhykkeessä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 566 . — P.L125 . - doi : 10.1086/339437 .
  36. ↑ 1 2 Harvey, Samantha Sää, sää, kaikkialla? . NASA (1. toukokuuta 2006). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  37. ↑ Winn, Joshua N.; Holman, Matthew J. Obliquity Tides on Hot Jupiters  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 628 . — P.L159 . - doi : 10.1086/432834 .
  38. ↑ Goldstein, R.M.; Carpenter, RL Venuksen pyöriminen: Tutkamittauksista arvioitu jakso  //  Science : Journal. - 1963. - Voi. 139 , nro. 3558 . - s. 910 . - doi : 10.1126/tiede.139.3558.910 . — PMID 17743054 .
  39. ↑ Belton, MJS; Terrile RJ Bergstralh, JT: Uranus and Neptune 327 (1984). Haettu 2. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  40. ↑ Borgia, Michael P. Ulkomaailmat; Uranus, Neptunus, Pluto ja Beyond  . - Springer New York, 2006. - P. 195-206.
  41. ↑ Lissauer, Jack J.  Planeetan muodostuminen  // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus : päiväkirja. - 1993. - Voi. 31 (A94-12726 02-90) . - s. 129-174 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001021 . - .
  42. ↑ Strobel, Nick Planet pöydät (linkki ei saatavilla) . astronomynotes.com. Haettu 1. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  43. ↑ Zarka, Philippe; Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B. Magneettisesti ohjatut planeettojen radiopäästöt ja sovellus ekstrasolaarisille planeetoille  //  Astrofysiikka ja avaruustiede : päiväkirja. - 2001. - Voi. 277 . - s. 293 . - doi : 10.1023/A:1012221527425 .
  44. ↑ Faber, Peter; Quillen, Alice C. Jättimäisten planeettojen kokonaismäärä roskalevyillä, joissa on keskiraivauksia . Fysiikan ja tähtitieteen laitos, Rochesterin yliopisto (12. heinäkuuta 2007). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 15. marraskuuta 2018.
  45. ↑ Jotkut suuret TNO :t eivät ole vielä saaneet kääpiöplaneetan statusta, mutta väittävät sen
  46. ↑ Amburn, Brad Pluto-tehtävän takana: haastattelu projektijohtajan Alan Sternin kanssa . Space.com (28. helmikuuta 2006). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  47. ↑ Kravchuk P. A. Luonnonkirjat . - L . : Erudit, 1993. - 216 s. - 60 000 kappaletta.  — ISBN 5-7707-2044-1 .
  48. ↑ Hamilton, Calvin J. Neptune . Näkymät aurinkokunnasta (4. elokuuta 2001). Haettu 4. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. toukokuuta 2019.
  49. ↑ Hoskin, Michael Bodesin laki ja Ceresin löytö (pääsemätön linkki) . Observatorio Astronomico di Palermo "Giuseppe S. Vaiana" (26. kesäkuuta 1992). Haettu 4. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  50. ↑ Croswell, 1997 , s. 52.
  51. ↑ IAUC 8577: 2003 EL_61, 2003 UB_313, 2005 FY_9; C/2005 N6 . International Astronomical Union (29. heinäkuuta 2005). Haettu 4. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 20. toukokuuta 2012.
  52. ↑ Michael E. Brown. Elektroninen jäljitys vuoden 2003 EL 61 . Caltech . Haettu 4. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 20. toukokuuta 2012.
  53. ↑ MPEC 2005-O42 . International Astronomical Union (29. heinäkuuta 2005). Haettu 4. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. helmikuuta 2012.
  54. ↑ Brown M. Löytö 2003 UB313 Eris, 10. planeetta suurin tunnettu kääpiöplaneetta (2006). Haettu 4. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 19. heinäkuuta 2011.
  55. ↑ Scott S. Sheppard . Jupiter-satelliittisivu (nyt myös Giant Planet -satelliitti- ja kuusivu) . Carnegie Institute for Science. Haettu 3. marraskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  56. ↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Jättiläiset planeetat  . - 10. joulukuuta 2009.
  57. ↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Planeettojen muodostumisen teoria . - 2010. - .
  58. ↑ Dutkevitch, Diane Pölyn evoluutio nuorten tähtien ympärillä olevien ympyrätähtien levyjen maaplaneetan alueella . Ph. D. thesis, University of Massachusetts Amherst (1995). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. marraskuuta 2007. ( Astrophysics Data System -merkintä arkistoitu 3. marraskuuta 2013 Wayback Machinessa )
  59. ↑ 1 2 3 Kivelson, Margaret Galland; Bagenal, Fran. Planetaariset magnetosfäärit // Aurinkokunnan tietosanakirja / Lucyann Mcfadden, Paul Weissman, Torrence Johnson. - Academic Press , 2007. - S. 519. - ISBN 9780120885893 .
  60. ↑ Gefter, Amanda Magneettinen planeetta . Tähtitiede (17. tammikuuta 2004). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  61. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David ; Kleina, tammikuu Erittäin syvä tutkimus Uranuksen epäsäännöllisistä satelliiteista: täydellisyyden rajat  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 129 . - s. 518-525 . - doi : 10.1086/426329 .
  62. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Johdanto tähtitiede ja astrofysiikka . – 4. — Saunders College Publishing, 1998. - S.  67 . — ISBN 0030062284 .
  63. ↑ Hunten DM, Shemansky DE, Morgan TH (1988), Mercury atmosfääri , julkaisussa: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press, s. 562-612
  64. ↑ 1 2 Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J. Kartta auringon ulkopuolisen planeetan päivän ja yön kontrastista HD 189733b  //  Nature : Journal. - 2007. - Voi. 447 . - s. 183 . - doi : 10.1038/luonto05782 .
  65. ↑ Weaver, D.; Villard, R. Hubble Probes Vierasmaailman ilmakehän kerros-kakkurakenne . Arizonan yliopisto, Lunar and Planetary Laboratory (lehdistötiedote) 31. tammikuuta 2007. Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  66. ↑ Ballester, Gilda E.; Sing, David K.; Herbert, Floyd. Kuuman vedyn tunnus Auringon ulkopuolisen planeetan ilmakehässä HD 209458b  //  Nature : Journal. - 2007. - Voi. 445 . - s. 511 . - doi : 10.1038/luonto05525 .
  67. ↑ Harrington, Jason; Hansen, Brad M.; Luszcz, Statia H.; Seager, Sara. Auringon ulkopuolisen planeetan Andromeda b vaiheriippuvainen infrapunakirkkaus  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2006. - Voi. 314 . - s. 623 . - doi : 10.1126/tiede.1133904 . — PMID 17038587 .
  68. ↑ Cherepashchuk A. M. - Käänteiset ongelmat astrofysiikassa
  69. ↑ Brown, Michael Kääpiöplaneetat . California Institute of Technology (2006). Haettu 1. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 12. helmikuuta 2011.
  70. ↑ 1 2 Planetary Interiors (pääsemätön linkki) . Fysiikan laitos, Oregonin yliopisto . Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  71. ↑ Elkins-Tanton, Linda T. Jupiter ja Saturnus. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5196-8 .
  72. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Uranuksen ja Neptunuksen vertailumalli   // Planeetta . space sci.  : päiväkirja. - 1995. - Voi. 43 , no. 12 . - s. 1517-1522 . - doi : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  73. ↑ Grasset, O.; Sotin C.; Deschamps F. Titanin sisäisestä rakenteesta ja dynamiikasta  (englanniksi)  // Planetary and Space Science  : Journal. - 2000. - Voi. 48 . - s. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  74. ↑ Fortes, AD Mahdollisen ammoniakki-vesimeren eksobiologiset vaikutukset Titanin sisällä  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2000. - Voi. 146 , nro. 2 . - s. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  75. ↑ Jones, Nicola . Bakteerien selitys Europan ruusuiselle hehkulle , New Scientist Print Edition  (11. joulukuuta 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 10. huhtikuuta 2008. Haettu 23. elokuuta 2008.
  76. ↑ Molnar, LA; Dunn, D.E.  Planetaaristen renkaiden muodostumisesta  // Bulletin of the American Astronomical Society : päiväkirja. - 1996. - Voi. 28 . - s. 77-115 .
  77. ↑ Therese, Encrenaz. Aurinkokunta. — Kolmas. - Springer, 2004. - S. 388-390. — ISBN 3540002413 .
  78. ↑ H.G. Liddell ja R. Scott, A Greek-English Lexicon , yhdeksäs painos, (Oxford: Clarendon Press, 1940).
  79. ↑ Planeetan määritelmä . Merriam Webster Online. Käyttöpäivä: 23. heinäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  80. ↑ 1 2 planeetta, n. . Oxford English Dictionary (joulukuu 2007). Käyttöpäivä: 7. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. Huomautus: valitse Etymologia-välilehti
  81. ↑ Neugebauer, Otto E. Muinaisten tähtitieteen ongelmien ja menetelmien historia  //  Journal of Near Eastern Studies : päiväkirja. - 1945. - Voi. 4 , ei. 1 . - s. 1-38 . - doi : 10.1086/370729 .
  82. ↑ Ronan, Colin. Tähtitiede ennen teleskooppia // Tähtitiede Kiinassa, Koreassa ja Japanissa. - Walker. - S. 264-265.
  83. ↑ Kuhn, Thomas S. Kopernikaaninen vallankumous . - Harvard University Press , 1957. - S.  5 -20. — ISBN 0674171039 .
  84. ↑ Kasak, Ann; Veede, Raul. Understanding Planets in Ancient Mesopotami  // Electronic Journal of Folklore / Mare Kõiva ja Andres Kuperjanov. - Viron kirjallisuusmuseo, 2001. - V. 16 . - S. 7-35 . — ISSN 1406-0957 .
  85. ↑ A. Sachs. Babylonian Observational Astronomy  // Philosophical Transactions of the Royal Society . - Royal Society , 1974. - 2. toukokuuta ( osa 276 , nro 1257 ). — s. 43-50 [45 & 48-9] .
  86. ↑ 1 2 3 Evans, James. Muinaisen tähtitieteen historia ja käytäntö  (englanniksi) . - Oxford University Press , 1998. - S. 296-297. — ISBN 9780195095395 .
  87. ↑ Holden, James Herschel. Horoskooppisen astrologian historia. - AFA, 1996. - P. 1. - ISBN 978-0866904636 .
  88. ↑ Astrologisia raportteja Assyrian kuninkaille / Hermann Hunger. - Helsinki University Press, 1992. - V. 8. - (Assyrian valtionarkisto). — ISBN 951-570-130-9 .
  89. ↑ Lambert, W. G.; Reiner, Erica. Babylonian planetaariset enteet. osa yksi. Enuma Anu Enlil, Tablet 63: Ammisaduqan Venus-tabletti  //  Journal of the American Oriental Society : päiväkirja. - 1987. - Voi. 107 , nro. 1 . - s. 93 . - doi : 10.2307/602955 .
  90. ↑ Ross, Kelley L. Viikon päivät . Friisiläinen koulu (2005). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  91. ↑ Planets Arkistoitu 21. huhtikuuta 2013 Wayback Machinessa // astrologic.chat.ru
  92. ↑ Kuten näkyy esimerkiksi Peter Appianin teoksessa Cosmographia (Antwerpen, 1539); katso levy Grantissa, Edward. Taivaanpallot latinalaisella keskiajalla  // Isis. - 1987. - Kesäkuu ( osa 78 , nro 2 ). - S. 153-173 . — ISSN 0021-1753 .
  93. ↑ Theoi-projekti: Astra Planeta . Haettu 10. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 7. marraskuuta 2021.
  94. ↑ Cochrane, Ev. Marsin metamorfoosit: Mars-planeetta muinaisessa myytissä ja perinteessä  (englanniksi) . — Aeon Press, 1997. - ISBN 0965622908 .
  95. ↑ Zerubavel, Eviatar. Seitsemän päivän ympyrä: Viikon historia ja merkitys  (englanniksi) . - University of Chicago Press , 1989. - P. 14. - ISBN 0226981657 .
  96. ↑ 12 Falk , Michael. Tähtitieteelliset nimet viikonpäiville  // Kanadan Royal Astronomical Societyn lehti. - 1999. - T. 93 . - S. 122-133 .
  97. ↑ Burnet, John. Kreikkalainen filosofia: Thales Platonille . - Macmillan ja Co. , 1950. - S. 7-11. — ISBN 9781406766011 .
  98. ↑ 1 2 Goldstein, Bernard R. Ilmiöiden pelastaminen: Ptolemaioksen planetaarisen teorian tausta  //  Journal for the History of Astronomy  : Journal. - Cambridge (UK), 1997. - Voi. 28 , ei. 1 . - s. 1-12 .
  99. ↑ Ptolemaios; Toomer, G. J. Ptolemaioksen Almagest. - Princeton University Press , 1998. - ISBN 9780691002606 .
  100. ↑ JJ O'Connor ja E.F. Robertson, Aryabhata the Elder Arkistoitu 19. lokakuuta 2012 Wayback Machinessa , MacTutor History of Mathematics -arkistossa
  101. ↑ Hayashi (2008), Aryabhata I
  102. ↑ Sarma (2008), Tähtitiede Intiassa
  103. ↑ 12 Joseph , 408
  104. ↑ 1 2 Ramasubramanian, K. Planeettojen liikkeen malli Keralan tähtitieteilijöiden töissä  //  Bulletin of the Astronomical Society of India : päiväkirja. — Voi. 26 . - s. 11-31 [23-4] . - .
  105. ↑ Ramasubramanilainen jne. (1994)
  106. ↑ Sally P. Ragep (2007), Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al-Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā, julkaisussa Thomas Hockey, The Biographical Encyclopedia of Astronomers , Springer Science+Business Media , s. 570–572. 
  107. ↑ SM Razaullah Ansari. Itämaisen tähtitieteen historia: Kansainvälisen tähtitieteen liiton 23. yleiskokouksessa järjestetyn yhteisen keskustelun-17 prosessi 41 (History of Astronomy), Kiotossa 25.–26. elokuuta 1997  (englanniksi) . - Springer , 2002. - s. 137. - ISBN 1402006578 .
  108. ↑ XI-XVII vuosisatojen venäjän kielen sanakirja. Numero 15 / Ch. toim. G. A. Bogatova . — M .: Nauka , 1989. — S. 72.
  109. ↑ Van Helden, Al Copernican System . Galileo-projekti (1995). Käyttöpäivä: 28. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  110. ↑ Harper, Douglas "Maaston" etymologia . Online-etymologinen sanakirja (syyskuu 2001). Käyttöpäivä: 30. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  111. ↑ Harper, Douglas Earth . Online-etymologinen sanakirja (syyskuu 2001). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  112. ↑ Cassini, Signor. Kahden uuden Saturnuksen planeetan löytö , jonka teki Signor Cassini, sekä Englannin että Ranskan kuninkaallisten yhdistysten jäsen, Pariisin kuninkaallisessa observatoriossa ; Englanti ei ole ranskasta. (englanniksi)  // Philosophical Transactions (1665–1678): lehti. - 1673. - Voi. 8 . - P. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 .   Huomautus: Tästä lehdestä tuli Lontoon kuninkaallisen seuran Philosophical Transactions vuonna 1775. Lehdessä saattaa olla vain aikaisempia julkaisuja.Journal des scavans.
  113. ↑ Hilton, James L. Milloin asteroideista tuli pieniä planeettoja? . US Naval Observatory (17. syyskuuta 2001). Haettu 8. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 21. syyskuuta 2007.
  114. ↑ Croswell, K. Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar  Systems . - The Free Press, 1997. - s  . 57 . - ISBN 978-0684832524 .
  115. ↑ Lyttleton, Raymond A. Mahdollisista tuloksista Pluton kohtaamisesta Neptunuksen järjestelmän kanssa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1936. - Voi. 97 . - s. 108 .
  116. ↑ Whipple, Fred. The History of the Solar System  (englanniksi)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United of America  : Journal. - 1964. - Voi. 52 , no. 2 . - s. 565-594 . - doi : 10.1073/pnas.52.2.565 . — PMID 16591209 .
  117. ↑ Luu, Jane X.; Jewitt, David C. Kuiperin vyö  // Scientific American  . - Springer Nature , 1996. - Toukokuu ( nide 274 , nro 5 ). - s. 46-52 . - doi : 10.1038/scientificamerican0596-46 .
  118. ↑ Wolszczan, A.; Frail, DA Planeettajärjestelmä millisekunnin pulsarin PSR1257+12 ympärillä  //  Nature : Journal. - 1992. - Voi. 355 . - s. 145-147 . - doi : 10.1038/355145a0 .
  119. ↑ pormestari Michel; Queloz, Didier. Jupiter-massan kumppani aurinkotyyppiselle tähdelle   // Luonto . - 1995. - Voi. 378 . - s. 355-359 . - doi : 10.1038/355145a0 .
  120. ↑ IAU:n yleiskokous: Definition of Planet -keskustelu (.wmv)  (linkki ei ole käytettävissä) . MediaStream.cz (2006). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 26. tammikuuta 2013.
  121. ↑ Basri, Gibor. Ruskeiden kääpiöiden havainnot   // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus : päiväkirja. - 2000. - Voi. 38 . - s. 485 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.485 .
  122. ↑ Vihreä, DWE IAU -kiertokirje nro. 8747. (134340) Pluto, (136199) Eris ja (136199) Eris I (Dysnomia)  (englanniksi)  : lehti. - Astronomical Telegrams Central Bureau for Astronomical Telegrams, International Astronomical Union , 2006. - 13. syyskuuta. Arkistoitu alkuperäisestä 24. kesäkuuta 2008.
  123. ↑ Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton työryhmä Extrasolar Planets (WGESP) -työryhmä (linkki ei saatavilla) . IAU (2001). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  124. ↑ Saumon, D.; Hubbard, WB; Burrows, A.; Guillot, T.; Lunin, JI; Chabrier, G. Auringon ulkopuolisten jättimäisten planeettojen teoria  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1996. - Voi. 460 . - s. 993-1018 . - doi : 10.1086/177027 .
  125. ↑ Katso esimerkiksi lähdeluettelo: Butler, RP et al. . Läheisten eksoplaneettojen luettelo . Kalifornian yliopisto ja Carnegie Institution (2006). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  126. ↑ Stern, S. Alan . Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood, SpaceDaily (22. maaliskuuta 2004). Arkistoitu alkuperäisestä 4. marraskuuta 2012. Haettu 23. elokuuta 2008.
  127. ↑ Whitney Clavin. Planeetta planeetoilla? Spitzer löytää Cosmic Oddballin . NASA (29. marraskuuta 2005). Käyttöpäivä: 26. maaliskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  128. ↑ Mikä on planeetta? Debate Forces New Definition , kirjoittanut Robert Roy Britt, 2. marraskuuta 2000
  129. ↑ Ruskeiden kääpiöiden ja jättimäisten planeettojen deuterium-polttomassaraja Arkistoitu 27. heinäkuuta 2020 Wayback Machinessa , David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
  130. ↑ Henkilökunta. IAU 2006 yleiskokous: IAU:n päätösäänestyksen tulos (linkki ei saatavilla) . IAU (2006). Käyttöpäivä: 11. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  131. ↑ Rincon, Paul . Planets plan boosts tally 12 , BBC  (16. elokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 2. maaliskuuta 2007. Haettu 23. elokuuta 2008.
  132. ↑ Pluto menettää asemansa planeetana , BBC (24. elokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2012. Haettu 23. elokuuta 2008.
  133. ↑ Soter, Steven. Mikä on planeetta  (englanniksi)  // Astronomical Journal  : Journal. - 2006. - Voi. 132 , nro. 6 . - P. 2513-2519 . - doi : 10.1086/508861 .
  134. ↑ Rincon, Paul . Pluton ääni "kaapattiin" kapinassa , BBC (25. elokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 23. heinäkuuta 2011. Haettu 23. elokuuta 2008.
  135. ↑ Britt, Robert Roy Pluto alennettu: Ei enää planeetta erittäin kiistanalainen määritelmä . Space.com (24. elokuuta 2006). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  136. ↑ Britt, Robert Roy Pluto: Alhaalla, mutta ehkä ei ulos . Space.com (31. elokuuta 2006). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  137. ↑ Moskowitz, Clara . Tiedemies, joka löysi "10. planeetan", keskustelee Pluton alentamisesta , Stanford News (18. lokakuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 13. toukokuuta 2013. Haettu 23. elokuuta 2008.
  138. ↑ Hygea-planeetta . spaceweather.com (1849). Haettu 18. huhtikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  139. ↑ Hilton, James L. Milloin asteroideista tuli pieniä planeettoja? . Yhdysvaltain laivaston observatorio . Haettu 8. toukokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2008.
  140. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Planeettojen amatöörihavaintoja - s. 1 - Tähtitieteelliset havainnot . Haettu 7. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2020.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Temaattiset sivustot
Sanakirjat ja tietosanakirjat