المعايير المدارية والفيزيائية للكواكب الخارجية

📅 آخر تحديث: ٣٠ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣٠ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 7 صور
الموسوعة الحرة

تصف هذه الصفحة المعايير المدارية والفيزيائية للكواكب الخارجية .

المعلمات المدارية

تم اكتشاف معظم الكواكب الخارجية المرشحة المعروفة باستخدام طرق غير مباشرة، ولذلك لا يمكن تحديد سوى بعض خصائصها الفيزيائية والمدارية. فعلى سبيل المثال، من بين المعايير الستة المستقلة التي تحدد المدار، يمكن لطريقة السرعة الشعاعية تحديد أربعة منها: نصف المحور الأكبر ، والانحراف المركزي ، وخط طول نقطة الحضيض ، ووقت الحضيض. أما المعياران المتبقيان فهما مجهولان: ميل المدار وخط طول العقدة الصاعدة .

المسافة من النجم والفترة المدارية

مخطط انتشار لوغاريتمي يوضح كتل ونصف قطر مدارات وفترات دوران جميع الكواكب الخارجية المكتشفة حتى سبتمبر 2014، مع ألوان تشير إلى طريقة الكشف.
مخطط التشتت اللوغاريتمي الذي يوضح كتل ونصف قطر المدار وفترة دوران جميع الكواكب الخارجية المكتشفة حتى سبتمبر 2014، مع ألوان تشير إلى طريقة الكشف:
للتوضيح، تم تمييز كواكب المجموعة الشمسية بدوائر رمادية. يمثل المحور الأفقي لوغاريتم نصف المحور الأكبر، بينما يمثل المحور الرأسي لوغاريتم الكتلة.

توجد كواكب خارج المجموعة الشمسية أقرب بكثير إلى نجمها الأم من أي كوكب في المجموعة الشمسية إلى الشمس، كما توجد كواكب أخرى أبعد بكثير عن نجمها. يستغرق عطارد ، أقرب الكواكب إلى الشمس بمسافة 0.4 وحدة فلكية ، 88 يومًا لإكمال دورة واحدة حول نجمه، لكن أصغر مدارات الكواكب الخارجية المعروفة لها فترات مدارية لا تتجاوز بضع ساعات، انظر: الكواكب ذات الفترات المدارية القصيرة جدًا . يضم نظام كيبلر-11 خمسة كواكب في مدارات أصغر من مدار عطارد. يبعد نبتون 30 وحدة فلكية عن الشمس ويستغرق 165 عامًا لإكمال دورة واحدة حولها، لكن توجد كواكب خارجية تبعد آلاف الوحدات الفلكية عن نجمها وتستغرق عشرات آلاف السنين لإكمال دورة واحدة حوله، مثل GU Piscium b . [ 1 ]  

تُعدّ طرق السرعة الشعاعية والعبور أكثر حساسيةً للكواكب ذات المدارات الصغيرة. وكانت الاكتشافات الأولى، مثل 51 Peg b، عبارة عن عمالقة غازية ذات مدارات تستغرق بضعة أيام. [ 2 ] ومن المرجح أن هذه " المشتريات الحارة " قد تشكلت في مناطق أبعد ثم هاجرت نحو الداخل.

تُعدّ طريقة التصوير المباشر الأكثر حساسيةً للكواكب ذات المدارات الكبيرة، وقد كشفت عن بعض الكواكب التي تفصلها عن نجومها مئات الوحدات الفلكية. مع ذلك، لا يتجاوز نصف قطر الأقراص الكوكبية الأولية عادةً 100  وحدة فلكية، وتتوقع نماذج تراكم النواة تكوّن الكواكب العملاقة ضمن نطاق 10 وحدات فلكية، حيث يمكن للكواكب أن تندمج بسرعة كافية قبل تبخر  القرص . قد تكون الكواكب العملاقة ذات الدورات الطويلة جدًا كواكبًا شاذة تم أسرها ، [ 3 ] أو تشكلت بالقرب من النجم وتشتتت جاذبيًا نحو الخارج، أو قد يكون الكوكب والنجم نظامًا ثنائيًا واسعًا غير متوازن الكتلة ، حيث يكون الكوكب هو الجسم الرئيسي لقرصه الكوكبي الأولي المنفصل. قد تُنتج نماذج عدم الاستقرار الجاذبي كواكب على مسافات تصل إلى مئات الوحدات الفلكية، لكن هذا يتطلب أقراصًا كبيرة بشكل غير عادي. [ 4 ] [ 5 ] بالنسبة للكواكب ذات المدارات الواسعة جدًا التي تصل إلى عدة مئات الآلاف من الوحدات الفلكية، قد يكون من الصعب تحديد ما إذا كان الكوكب مرتبطًا بالجاذبية بالنجم من خلال الملاحظة.

تقع معظم الكواكب المكتشفة على بُعد بضعة وحدات فلكية من نجمها المضيف، لأن الطرق الأكثر استخدامًا (السرعة الشعاعية والعبور) تتطلب رصد عدة مدارات لتأكيد وجود الكوكب، ولم يتسنَّ لنا منذ بدء استخدام هذه الطرق سوى تغطية مسافات قصيرة. وقد اكتُشفت بعض الكواكب ذات المدارات الأكبر حجمًا بالتصوير المباشر، ولكن هناك نطاقًا متوسطًا من المسافات، يُعادل تقريبًا منطقة الكواكب الغازية العملاقة في النظام الشمسي، لا يزال غير مُستكشف إلى حد كبير. وقد تم تركيب معدات التصوير المباشر لاستكشاف هذه المنطقة على تلسكوبين كبيرين بدآ العمل في عام 2014، وهما: جهاز تصوير الكواكب في مرصد جيميني وتلسكوب VLT-SPHERE . وقد رصدت طريقة العدسات الجاذبية الدقيقة  عددًا قليلًا من الكواكب في نطاق 1-10 وحدات فلكية. [ 6 ] ويبدو من المعقول أن تحتوي معظم الأنظمة الكوكبية الخارجية على كوكب أو كوكبين عملاقين بمدارات تُضاهي في حجمها مداري المشتري وزحل في النظام الشمسي. ومن المعروف الآن أن الكواكب العملاقة ذات المدارات الأكبر حجمًا نادرة، على الأقل حول النجوم الشبيهة بالشمس. [ 7 ]

تعتمد المسافة بين المنطقة الصالحة للسكن والنجم على نوع النجم، وتتغير هذه المسافة خلال عمر النجم مع تغير حجمه ودرجة حرارته.

خلصت دراسة أجريت عام 2019 على الكوكب WASP-12b إلى أن مداره يتناقص نتيجةً لتفاعلات المد والجزر بينه وبين نجمه المضيف WASP-12 . وبسبب هذا التناقص، ستصبح فترة دورانه أقصر، وسيقترب الكوكب من نجمه المضيف، حتى يصبح جزءًا منه خلال 2.90 ± 0.14 مليون سنة. [ 8 ]

الغرابة

يُعدّ انحراف المدار مقياسًا لمدى استطالته. جميع كواكب المجموعة الشمسية، باستثناء عطارد، لها مدارات شبه دائرية (انحراف المدار أقل من 0.1). [ 9 ] تتميز معظم الكواكب الخارجية ذات الفترات المدارية التي تبلغ 20 يومًا أو أقل بمدارات شبه دائرية، أي بانحراف مداري منخفض جدًا. يُعتقد أن ذلك يعود إلى ظاهرة التدوير المدّي : انخفاض الانحراف المداري بمرور الوقت نتيجة التفاعل الجاذبي بين جسمين. الكواكب التي اكتشفها مسبار كيبلر ، والتي يقل حجمها في الغالب عن حجم نبتون ، ذات فترات مدارية قصيرة، لها مدارات دائرية جدًا. [ 10 ] في المقابل، تتميز الكواكب العملاقة ذات الفترات المدارية الأطول، والتي اكتُشفت باستخدام طرق السرعة الشعاعية، بمدارات شديدة الانحراف. (اعتبارًا من يوليو 2010، كان لدى 55% من هذه الكواكب الخارجية انحراف مداري أكبر من 0.2، بينما كان لدى 17% منها انحراف مداري أكبر من 0.5. [ 11 ] ) لا يُعدّ الانحراف المداري المتوسط ​​إلى العالي (أكبر من 0.2) للكواكب العملاقة تأثيرًا ناتجًا عن عملية الرصد، إذ يمكن رصد الكوكب بنفس الكفاءة تقريبًا بغض النظر عن انحراف مداره. إن الأهمية الإحصائية للمدارات الإهليلجية في مجموعة الكواكب العملاقة المرصودة أمرٌ مثير للدهشة نوعًا ما، لأن النظريات الحالية لتكوين الكواكب تشير إلى أن الكواكب منخفضة الكتلة يجب أن تُحوّل انحراف مداراتها إلى مدار دائري بفعل التفاعلات الجاذبية مع القرص الكوكبي الأولي المحيط بها . [ 12 ] [ 13 ] مع ذلك، عندما يزداد حجم الكوكب ويصبح تفاعله مع القرص غير خطي، فقد يُحدث حركة لا مركزية لغاز القرص المحيط، مما قد يُؤدي بدوره إلى زيادة انحراف مدار الكوكب. [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] يرتبط انخفاض الانحراف المداري بتعدد الكواكب (عدد الكواكب في النظام). [ 17 ] يُعد انخفاض الانحراف المداري ضروريًا لقابلية السكن، وخاصةً للحياة المتقدمة. [ 18 ]

بالنسبة لإشارات دوبلر الضعيفة القريبة من حدود قدرة الكشف الحالية، يصبح تحديد الانحراف المداري غير دقيق ويميل نحو قيم أعلى. يُقترح أن بعض قيم الانحراف المداري العالية المُسجلة للكواكب الخارجية منخفضة الكتلة قد تكون مبالغًا فيها، لأن عمليات المحاكاة تُظهر أن العديد من الملاحظات تتوافق أيضًا مع وجود كوكبين في مدارات دائرية. تبلغ احتمالية أن تكون الملاحظات المُسجلة لكواكب منفردة في مدارات ذات انحراف مداري متوسط ​​حوالي 15% زوجًا من الكواكب. [ 19 ] يزداد احتمال هذا التفسير الخاطئ، خاصةً إذا كان الكوكبان يدوران برنين 2:1. مع توفر عينة الكواكب الخارجية المعروفة في عام 2009، قدّرت مجموعة من علماء الفلك أن: "(1) حوالي 35% من الحلول المنشورة للكواكب ذات المدارات الإهليلجية لا يمكن تمييزها إحصائيًا عن الأنظمة الكوكبية ذات الرنين المداري 2:1، (2) لا يمكن تمييز 40% أخرى إحصائيًا عن الحلول المدارية الدائرية، و(3) قد تكون الكواكب ذات الكتل المماثلة لكتلة الأرض مخفية في الحلول المدارية المعروفة للكواكب العملاقة ذات المدارات الإهليلجية والكواكب ذات كتلة نبتون". [ 20 ]

أظهرت مسوحات السرعة الشعاعية أن مدارات الكواكب الخارجية التي تتجاوز 0.1 وحدة فلكية تكون بيضاوية الشكل، لا سيما بالنسبة للكواكب الكبيرة. وتتوافق بيانات العبور التي حصلت عليها مركبة كيبلر الفضائية مع مسوحات السرعة الشعاعية، كما كشفت أن الكواكب الأصغر حجماً تميل إلى امتلاك مدارات أقل بيضاوية. [ 21 ]

الميل مقابل زاوية الدوران المداري

ميل المدار هو الزاوية بين مستوى مدار الكوكب ومستوى مرجعي آخر. بالنسبة للكواكب الخارجية، يُحدد الميل عادةً بالنسبة لمراقب على الأرض: الزاوية المستخدمة هي تلك الموجودة بين العمودي على مستوى مدار الكوكب وخط الرؤية من الأرض إلى النجم. لذلك، فإن معظم الكواكب المرصودة بطريقة العبور تكون قريبة من 90 درجة. [ 22 ] ولأن مصطلح "الميل" يُستخدم في دراسات الكواكب الخارجية للإشارة إلى ميل خط الرؤية هذا، فإن الزاوية بين مدار الكوكب ودوران النجم يجب أن تستخدم مصطلحًا مختلفًا، ويُطلق عليه زاوية الدوران المداري أو محاذاة الدوران المداري. في معظم الحالات، يكون اتجاه محور دوران النجم غير معروف. وقد اكتشفت مركبة كيبلر الفضائية بضع مئات من الأنظمة الكوكبية المتعددة، وفي معظم هذه الأنظمة تدور الكواكب جميعها في نفس المستوى تقريبًا، تمامًا مثل النظام الشمسي. [ 10 ] مع ذلك، أظهرت قياسات فلكية وقياسات السرعة الشعاعية أن بعض الأنظمة الكوكبية تحتوي على كواكب ذات مدارات مائلة بشكل ملحوظ بالنسبة لبعضها البعض. [ 23 ] أكثر من نصف كواكب المشتري الحارة لها مدارات غير متوافقة بشكل كبير مع دوران نجمها الأم. بل إن نسبة كبيرة من كواكب المشتري الحارة لها مدارات رجعية ، أي أنها تدور في الاتجاه المعاكس لدوران النجم. [ 24 ] بدلاً من أن يكون مدار الكوكب قد تعرض للاضطراب، قد يكون النجم نفسه قد انقلب في وقت مبكر من تكوين النظام نتيجة للتفاعلات بين المجال المغناطيسي للنجم والقرص المُشكِّل للكواكب. [ 25 ]

تقدم الحضيض

ترنح الحضيض هو دوران مدار الكوكب ضمن مستوى مداره، أي أن محاور القطع الناقص تتغير اتجاهاتها. في النظام الشمسي، تُعدّ الاضطرابات الناتجة عن الكواكب الأخرى السبب الرئيسي، ولكن بالنسبة للكواكب الخارجية القريبة، قد يكون العامل الأكبر هو قوى المد والجزر بين النجم والكوكب. بالنسبة للكواكب الخارجية القريبة، يكون تأثير النسبية العامة على الترنح كبيرًا أيضًا، وقد يكون أكبر بعدة مراتب من تأثيره على عطارد . تتميز بعض الكواكب الخارجية بمدارات إهليلجية ملحوظة ، مما يُسهّل رصد الترنح. يمكن رصد تأثير النسبية العامة في غضون عشر سنوات أو أقل. [ 26 ]

ترنح العقدة

التبادر العقدي هو دوران مستوى مدار الكوكب. ويتضح الفرق بين التبادر العقدي والتبادر الحضيضي عندما يكون مستوى المدار مائلاً بالنسبة لدوران النجم، وتكون الحالة القصوى هي المدار القطبي.

WASP-33 نجم سريع الدوران يستضيف كوكبًا عملاقًا حارًا يدور في مدار شبه قطبي. يبلغ عزم الكتلة الرباعي الأقطاب والزخم الزاوي الذاتي للنجم 1900 و400 ضعف على التوالي مقارنةً بالشمس. يتسبب هذا في انحرافات كلاسيكية ونسبية كبيرة عن قوانين كبلر . وعلى وجه الخصوص، يتسبب الدوران السريع في ترنح عقدي كبير بسبب تفلطح النجم وتأثير لينس -ثيرينغ . [ 27 ]

الدوران والميل المحوري

رسم بياني لوغاريتمي خطي لكتلة الكوكب (بوحدات كتلة المشتري) مقابل سرعة الدوران (بالكيلومتر/ثانية)، مقارنة الكوكب الخارجي بيتا بيكتوريس ب بكواكب المجموعة الشمسية
رسم بياني لسرعة الدوران الاستوائية مقابل الكتلة للكواكب مقارنة بين بيتا بيكتوريس ب وكواكب النظام الشمسي .

في أبريل 2014، أُعلن عن أول قياس لفترة دوران كوكب : يبلغ طول اليوم لكوكب بيتا بيكتوريس ب، وهو عملاق غازي من نوع المشتري الفائق ، 8 ساعات (بناءً على افتراض أن ميل محور الكوكب صغير). [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] وبسرعة دوران استوائية تبلغ 25 كيلومترًا في الثانية، تُعد هذه السرعة أعلى من سرعة دوران الكواكب العملاقة في المجموعة الشمسية، وهو ما يتوافق مع التوقع القائل بأن الكواكب العملاقة ذات الكتلة الأكبر تدور بسرعة أكبر. يبعد بيتا بيكتوريس ب عن نجمه 9 وحدات فلكية. عند هذه المسافات، لا تتأثر دوران الكواكب العملاقة بقوى المد والجزر. [ 31 ] لا يزال بيتا بيكتوريس ب دافئًا وشابًا، وخلال مئات الملايين من السنين القادمة، سيبرد ويتقلص إلى حجم كوكب المشتري تقريبًا، وإذا ما احتفظ بزخمه الزاوي ، فمع تقلصه، سيقل طول يومه إلى حوالي 3 ساعات، وستزداد سرعة دورانه حول خط الاستواء إلى حوالي 40 كم/ث. [ 29 ] لا تتمتع صور بيتا بيكتوريس ب بدقة كافية لرؤية التفاصيل مباشرةً، ولكن استُخدمت تقنيات مطيافية دوبلر لإظهار أن أجزاءً مختلفة من الكوكب تتحرك بسرعات مختلفة وفي اتجاهات متعاكسة، ومن هنا استُنتج أن الكوكب يدور. [ 28 ] مع الجيل القادم من التلسكوبات الأرضية الكبيرة، سيصبح من الممكن استخدام تقنيات التصوير الدوبلري لرسم خريطة عالمية للكوكب، كما حدث عند رسم خريطة القزم البني لومان 16B في عام 2014. [ 32 ] [ 33 ] وقد وجدت دراسة أجريت عام 2017 حول دوران العديد من الكواكب الغازية العملاقة عدم وجود علاقة بين معدل الدوران وكتلة الكوكب. [ 34 ]  

حتى عام 2024، تم قياس ميل محور 4 كواكب خارجية، وكان أحدها VHS 1256 b ذا ميل مشابه لميل أورانوس يبلغ 90 درجة ± 25 درجة. [ 35 ]

أصل دوران وميل الكواكب الأرضية

تؤثر الاصطدامات العملاقة بشكل كبير على دوران الكواكب الأرضية . وتُعدّ الاصطدامات العملاقة الأخيرة خلال مرحلة تكوين الكواكب العامل الرئيسي المحدد لمعدل دوران الكوكب الأرضي. في المتوسط، تبلغ السرعة الزاوية للدوران حوالي 70% من السرعة التي من شأنها أن تتسبب في تفكك الكوكب وتناثره؛ وهي النتيجة الطبيعية لاصطدامات الأجنة الكوكبية بسرعات أكبر بقليل من سرعة الإفلات . في المراحل اللاحقة، يتأثر دوران الكوكب الأرضي أيضًا بالاصطدامات مع الكويكبات . خلال مرحلة الاصطدام العملاق، يكون سُمك القرص الكوكبي الأولي أكبر بكثير من حجم الأجنة الكوكبية، لذا فإن احتمالية الاصطدامات متساوية من أي اتجاه في الأبعاد الثلاثة. ينتج عن ذلك ميل محوري للكواكب المتراكمة يتراوح بين 0 و180 درجة، مع احتمالية متساوية للدوران في أي اتجاه، سواء كان الدوران في اتجاه واحد أو عكس اتجاهه . لذا، فإن الدوران الأمامي مع ميل محوري طفيف، الشائع في الكواكب الأرضية في النظام الشمسي باستثناء الزهرة، ليس شائعًا بشكل عام في الكواكب الأرضية التي تشكلت بفعل اصطدامات عملاقة. ويمكن أن يتغير الميل المحوري الأولي للكوكب، المحدد بفعل الاصطدامات العملاقة، بشكل كبير بفعل المد والجزر النجمي إذا كان الكوكب قريبًا من نجمه، وبفعل المد والجزر التابع إذا كان للكوكب قمر كبير. [ 36 ]

تأثيرات المد والجزر

بالنسبة لمعظم الكواكب، فإن فترة الدوران وميل المحور (المعروف أيضًا باسم الميل المحوري) غير معروفين، ولكن تم اكتشاف عدد كبير من الكواكب ذات مدارات قصيرة جدًا (حيث تكون تأثيرات المد والجزر أكبر) والتي من المحتمل أنها وصلت إلى دوران متوازن يمكن التنبؤ به ( أي القفل المدّي ، ورنين الدوران المداري ، وحالات التوازن غير الرنانة مثل الدوران الرجعي ). [ 31 ]

تميل قوى المد والجزر الجاذبية إلى تقليل ميل المحور إلى الصفر، ولكن على مدى زمني أطول من وصول معدل الدوران إلى حالة التوازن. مع ذلك، فإن وجود كواكب متعددة في نظام ما قد يؤدي إلى تثبيت ميل المحور في حالة رنين تُعرف باسم حالة كاسيني . توجد تذبذبات طفيفة حول هذه الحالة، وفي حالة المريخ ، تكون هذه التغيرات في ميل المحور فوضوية. [ 31 ]

إن قرب كواكب المشتري الحارة من نجمها المضيف يعني أن تطور دورانها المداري يعود في معظمه إلى جاذبية النجم وليس إلى عوامل أخرى. ولا يُعتقد أن معدل دوران كواكب المشتري الحارة يخضع لرنين الدوران المداري نظرًا لطريقة تفاعل هذا الجسم السائل مع المد والجزر؛ ولذلك، يتباطأ دوران كوكب كهذا إلى دوران متزامن إذا كان مداره دائريًا، أو يتباطأ إلى دوران غير متزامن إذا كان مداره بيضاويًا. ومن المرجح أن تتطور كواكب المشتري الحارة نحو ميل محوري صفري حتى لو كانت في حالة كاسيني أثناء هجرتها الكوكبية عندما كانت أبعد عن نجمها. ستصبح مدارات كواكب المشتري الحارة أكثر دائرية بمرور الوقت، ومع ذلك، فإن وجود كواكب أخرى في النظام على مدارات بيضاوية، حتى تلك الصغيرة كالأرض والبعيدة كالمنطقة الصالحة للسكن، يمكن أن يحافظ على بيضاوية مدار كوكب المشتري الحار بحيث يمكن أن تكون مدة تحوله إلى مدار دائري بفعل المد والجزر مليارات السنين بدلًا من ملايين السنين. [ 31 ]

يُتوقع أن يبلغ معدل دوران الكوكب HD 80606 b حوالي 1.9 يوم. [ 31 ] يتجنب HD 80606 b ظاهرة الرنين المداري الدوراني لأنه كوكب غازي عملاق. كما أن انحراف مداره يمنعه من الوقوع في حالة التزامن المدّي.

المعايير الفيزيائية

كتلة

عند اكتشاف كوكب باستخدام طريقة السرعة الشعاعية ، يكون ميل مداره (i) غير معروف، ويتراوح بين 0 و90 درجة. لا تستطيع هذه الطريقة تحديد الكتلة الحقيقية ( M ) للكوكب، بل تُعطي حدًا أدنى لكتلته ، M  sin i . في بعض الحالات، قد يكون الكوكب الظاهري خارج المجموعة الشمسية جسمًا أكثر ضخامة، مثل قزم بني أو قزم أحمر. مع ذلك، فإن احتمال الحصول على قيمة صغيرة لـ i (أقل من 30 درجة مثلًا، ما يُعطي كتلة حقيقية ضعف الحد الأدنى المرصود على الأقل) منخفض نسبيًا (1− √ 3 /2 ≈ 13%)، وبالتالي فإن معظم الكواكب ستكون كتلها الحقيقية قريبة جدًا من الحد الأدنى المرصود. [ 2 ]

إذا كان مدار الكوكب عموديًا تقريبًا على خط الرؤية (أي بزاوية ميل قريبة من 90 درجة)، فيمكن رصده باستخدام طريقة العبور . عندئذٍ، ستُعرف زاوية الميل، وبدمجها مع قيمة M  sin i المُستخرجة من قياسات السرعة الشعاعية، يُمكن تحديد الكتلة الحقيقية للكوكب.

كما أن الملاحظات الفلكية والاعتبارات الديناميكية في أنظمة الكواكب المتعددة يمكن أن توفر في بعض الأحيان حدًا أعلى للكتلة الحقيقية للكوكب.

في عام 2013، اقتُرح أنه يمكن تحديد كتلة كوكب خارجي عابر من خلال طيف انتقال غلافه الجوي، حيث يمكن استخدامه لتقييد تكوين الغلاف الجوي ودرجة حرارته وضغطه وارتفاعه المقياسي بشكل مستقل ، [ 37 ] ومع ذلك، وجدت دراسة أجريت عام 2017 أن طيف الانتقال لا يمكنه تحديد الكتلة بشكل قاطع. [ 38 ]

يمكن أيضًا استخدام تغير توقيت العبور لإيجاد كتلة الكوكب. [ 39 ]

نصف القطر والكثافة والتركيب الكلي

قبل النتائج الحديثة لمرصد كيبلر الفضائي، كانت معظم الكواكب المؤكدة عمالقة غازية بحجم كوكب المشتري أو أكبر، لأنها الأسهل في الرصد. مع ذلك، فإن الكواكب التي رصدها كيبلر تقع في الغالب بين حجم نبتون وحجم الأرض. [ 10 ]

إذا أمكن رصد كوكب ما باستخدام كلٍّ من السرعة الشعاعية والعبور، فإنه يُمكن تحديد كتلته الحقيقية ونصف قطره، بالإضافة إلى كثافته . يُفترض أن الكواكب ذات الكثافة المنخفضة تتكون أساسًا من الهيدروجين والهيليوم ، بينما يُفترض أن الكواكب ذات الكثافة المتوسطة تحتوي على الماء كمكون رئيسي. أما الكواكب ذات الكثافة العالية ، فيُفترض أنها صخرية، مثل الأرض والكواكب الأرضية الأخرى في المجموعة الشمسية.

alt= رسم بياني يوضح مقارنة أنصاف أقطار الكواكب الخارجية المرشحة من فئة B4D بأنصاف أقطار الأرض، وكوكب أرضي عملاق، ونبتون، والمشتري، وكوكب مشتري عملاق. يمثل نبتون والمشتري العملاق نطاقي الحجم الأكثر والأقل كثافة على التوالي.
أحجام الكواكب المرشحة لـ Kepler - استنادًا إلى 2740 مرشحًا يدورون حول 2036 نجمًا اعتبارًا من 4  نوفمبر  2013 (NASA).
مقارنة أحجام الكواكب ذات التركيبات المختلفة بنجم شبيه بالشمس، وبالأرض
مقارنة أحجام الكواكب ذات التركيبات المختلفة.

الكواكب الغازية العملاقة، والكواكب المنتفخة، وكواكب المشتري العملاقة

مقارنة حجم كوكب المشتري والكوكب الخارجي WASP-17b
مقارنة حجم WASP-17b (على اليمين) مع كوكب المشتري (على اليسار).

تنشأ الكواكب الغازية الساخنة إما بسبب قربها الشديد من نجمها المضيف، أو لأنها لا تزال ساخنة منذ تكوينها وتتمدد بفعل الحرارة. أما بالنسبة للكواكب الغازية الباردة، فيوجد لها نصف قطر أقصى أكبر بقليل من نصف قطر كوكب المشتري، ويحدث ذلك عندما تصل كتلتها إلى بضعة أضعاف كتلة المشتري. وتؤدي زيادة الكتلة بعد هذه النقطة إلى انكماش نصف القطر. [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]

حتى مع الأخذ في الاعتبار حرارة النجم، فإن العديد من الكواكب الخارجية العابرة أكبر بكثير مما هو متوقع بالنظر إلى كتلتها، مما يعني أن كثافتها منخفضة بشكلٍ مثير للدهشة. [ 43 ] انظر قسم المجال المغناطيسي للاطلاع على أحد التفسيرات المحتملة.

رسمان بيانيان لكثافة الكواكب الخارجية مقابل نصف قطرها (بنصف قطر كوكب المشتري). أحدهما يوضح الكثافة بوحدة غرام/سم³، والآخر يوضح معامل الانتشار، أو مقلوب الكثافة، أو سم³/غرام.
رسوم بيانية لكثافة الكواكب الخارجية ونصف قطرها . [ أ ] أعلى: الكثافة مقابل نصف القطر. أسفل: الانتشار = 1/الكثافة مقابل نصف القطر. الوحدات: نصف القطر بوحدة نصف قطر المشتري ( R Jup ). الكثافة بوحدة غ/سم³ . الانتشار بوحدة سم³ /غ. تُظهر هذه الرسوم البيانية وجود نطاق واسع من الكثافات للكواكب التي تتراوح أحجامها بين حجم الأرض ونبتون، ثم الكواكب التي يبلغ حجمها 0.6 من نصف قطر المشتري (R Jup) ذات كثافة منخفضة جدًا وعدد قليل جدًا، ثم الكواكب الغازية العملاقة ذات نطاق واسع من الكثافات. 

إلى جانب كواكب المشتري الحارة المتضخمة ، يوجد نوع آخر من الكواكب منخفضة الكثافة: الكواكب العملاقة المنتفخة التي لا تتجاوز كتلتها بضعة أضعاف كتلة الأرض، لكن نصف قطرها أكبر من نبتون. الكواكب التي تدور حول كوكب كيبلر-51 [ 44 ] أقل كثافة بكثير (أكثر انتشارًا بكثير) من كواكب المشتري الحارة المتضخمة، كما يتضح من الرسوم البيانية على اليمين حيث تبرز كواكب كيبلر-51 الثلاثة في الرسم البياني الذي يوضح العلاقة بين الانتشار ونصف القطر.

عمالقة الجليد وكواكب نبتون العملاقة

كان كوكب كيبلر-101ب أول كوكب عملاق يشبه نبتون يتم اكتشافه. تبلغ كتلته ثلاثة أضعاف كتلة نبتون، لكن كثافته تشير إلى أن العناصر الثقيلة تشكل أكثر من 60% من كتلته الإجمالية، على عكس الكواكب الغازية العملاقة التي يهيمن عليها الهيدروجين والهيليوم. [ 45 ]

الكواكب العملاقة الشبيهة بالأرض، والكواكب المصغرة الشبيهة بنبتون، والأقزام الغازية

إذا كان للكوكب نصف قطر و/أو كتلة بين نصف قطر الأرض ونبتون، فإن هناك سؤالًا حول ما إذا كان الكوكب صخريًا مثل الأرض، أو خليطًا من المواد المتطايرة والغاز مثل نبتون، أو كوكبًا صغيرًا بغلاف من الهيدروجين/الهيليوم (كوكب المشتري المصغر)، أو من تركيبة أخرى.

تم قياس كتل بعض الكواكب العابرة التي رصدها تلسكوب كيبلر، والتي يتراوح نصف قطرها بين 1 و4 أضعاف نصف قطر الأرض، باستخدام طرق السرعة الشعاعية أو توقيت العبور. تُظهر الكثافات المحسوبة أن هذه الكواكب صخرية حتى نصف قطر 1.5 ضعف نصف قطر الأرض، وأن الكثافة تزداد مع ازدياد نصف القطر نتيجةً للضغط الجاذبي. مع ذلك، تنخفض الكثافة بين نصف قطر 1.5 و4 أضعاف نصف قطر الأرض مع ازدياد نصف القطر. يشير هذا إلى أن الكواكب التي يزيد نصف قطرها عن 1.5 ضعف نصف قطر الأرض تميل إلى احتواء كميات متزايدة من المواد المتطايرة والغاز. على الرغم من هذا الاتجاه العام، يوجد نطاق واسع من الكتل عند نصف قطر معين، وهو ما قد يُعزى إلى أن الكواكب الغازية قد تحتوي على نوى صخرية ذات كتل وتراكيب مختلفة، [ 46 ] وقد يُعزى أيضًا إلى التبخر الضوئي للمواد المتطايرة. [ 47 ] تشير نماذج تطور الغلاف الجوي الحراري إلى أن نصف قطر يساوي 1.75 ضعف نصف قطر الأرض هو الحد الفاصل بين الكواكب الصخرية والغازية. [ 48 ] ​​باستثناء الكواكب القريبة التي فقدت غلافها الغازي نتيجة الإشعاع النجمي، تشير دراسات معدنية النجوم إلى وجود خط فاصل عند 1.7 ضعف نصف قطر الأرض بين الكواكب الصخرية والأقزام الغازية، ثم خط فاصل آخر عند 3.9 ضعف نصف قطر الأرض بين الأقزام الغازية والعمالقة الغازية. هذه الخطوط الفاصلة هي اتجاهات إحصائية وليست عامة، لوجود عوامل أخرى كثيرة تؤثر على تكوين الكواكب، إلى جانب المعدنية، بما في ذلك المسافة من النجم - فقد تكون هناك كواكب صخرية أكبر تشكلت على مسافات أبعد. [ 49 ] تشير إعادة تحليل مستقلة للبيانات إلى عدم وجود مثل هذه الخطوط الفاصلة، وأن هناك تدرجًا في تكوين الكواكب بين 1 و4 أضعاف نصف قطر الأرض، ولا يوجد ما يدعو للاعتقاد بأن كمية المادة الصلبة في القرص الكوكبي الأولي هي التي تحدد ما إذا كانت ستتشكل كواكب عملاقة أرضية أو كواكب نبتون مصغرة. [ 50 ] تشير الدراسات التي أجريت عام 2016 على أكثر من 300 كوكب إلى أن معظم الأجرام التي تزيد كتلتها عن ضعف كتلة الأرض تجمع أغلفة كبيرة من الهيدروجين والهيليوم، مما يعني أن الكواكب الصخرية العملاقة قد تكون نادرة. [ 51 ]

يُظهر اكتشاف كوكب كيبلر-138د، وهو كوكب ذو كتلة تُقارب كتلة الأرض وكثافة منخفضة ، وجود نطاق متداخل من الكتل يضم كلاً من الكواكب الصخرية والكواكب منخفضة الكثافة. [ 52 ] قد يكون الكوكب ذو الكتلة والكثافة المنخفضة كوكبًا محيطيًا أو أرضًا عملاقة ذات غلاف جوي هيدروجيني متبقٍ، أو كوكبًا حارًا ذا غلاف جوي بخاري، أو كوكبًا مصغرًا شبيهًا بنبتون ذا غلاف جوي من الهيدروجين والهيليوم. [ 53 ] ومن الاحتمالات الأخرى أن يكون للكوكب ذي الكتلة والكثافة المنخفضة غلاف جوي كبير يتكون أساسًا من أول أكسيد الكربون ، أو ثاني أكسيد الكربون ، أو الميثان ، أو النيتروجين . [ 54 ]

كواكب صلبة ضخمة

مقارنة حجم كوكب كيبلر-10 سي مع الأرض ونبتون
مقارنة حجم كوكب كيبلر-10 سي مع الأرض ونبتون

في عام 2014، كشفت قياسات جديدة لكوكب كيبلر-10 سي أنه كوكب بكتلة نبتون (17 ضعف كتلة الأرض) وكثافة أعلى من كثافة الأرض، مما يشير إلى أن كيبلر-10 سي يتكون في معظمه من صخور، وربما يحتوي على ما يصل إلى 20% من جليد الماء عالي الضغط، ولكنه يفتقر إلى غلاف يهيمن عليه الهيدروجين. ولأن هذه الكتلة أعلى بكثير من الحد الأعلى لكتلة الأرض (10 أضعاف كتلة الأرض) المستخدم عادةً لمصطلح "الأرض العملاقة"، فقد تم ابتكار مصطلح "الأرض الضخمة ". [ 55 ] [ 56 ]

قد تمتلك الكواكب الغازية نوى صلبة كبيرة. فالكوكب HD 149026 b، الذي تبلغ كتلته كتلة زحل، لا يتجاوز نصف قطره ثلثي نصف قطر زحل، لذا قد يمتلك نواة صخرية جليدية بكتلة 60 ضعف كتلة الأرض أو أكثر. [ 40 ] أما الكوكب CoRoT-20b، فتبلغ كتلته 4.24 ضعف كتلة المشتري، لكن نصف قطره لا يتجاوز 0.84 من نصف قطر المشتري؛ وقد يمتلك نواة معدنية بكتلة 800 ضعف كتلة الأرض إذا تركزت العناصر الثقيلة في النواة، أو نواة بكتلة 300 ضعف كتلة الأرض إذا كانت العناصر الثقيلة موزعة بشكل أكبر في جميع أنحاء الكوكب. [ 57 ] [ 58 ]

تشير قياسات تغيرات توقيت العبور إلى أن كتل كيبلر-52ب، وكيبلر-52ج، وكيبلر-57ب القصوى تتراوح بين 30 و100 ضعف كتلة الأرض، مع أن كتلها الفعلية قد تكون أقل بكثير. ونظرًا لأن نصف قطرها يبلغ حوالي ضعف نصف قطر الأرض [ 59 ] ، فقد تكون كثافتها أكبر من كثافة كوكب حديدي بنفس الحجم. تدور هذه الكواكب على مقربة شديدة من نجومها، لذا يُحتمل أن يكون كل منها النواة المتبقية ( كوكب أرضي ) لنجم عملاق غازي أو قزم بني متبخر . إذا كانت النواة المتبقية ضخمة بما يكفي، فقد تبقى على هذه الحالة لمليارات السنين رغم فقدانها لكتلة الغلاف الجوي. [ 60 ] [ 61 ]

قد تتشكل كواكب صلبة تصل كتلتها إلى آلاف من كتل الأرض حول نجوم ضخمة ( نجوم من النوع B والنوع O ؛ كتلتها تتراوح بين 5 و120 كتلة شمسية)، حيث يحتوي القرص الكوكبي الأولي على كمية كافية من العناصر الثقيلة. كما تتميز هذه النجوم بمستويات عالية من الأشعة فوق البنفسجية ورياح قوية قادرة على تبخير الغاز الموجود في القرص ضوئيًا، تاركةً العناصر الثقيلة فقط. [ 62 ] وللمقارنة، تبلغ كتلة نبتون 17 ضعف كتلة الأرض، بينما تبلغ كتلة المشتري 318 ضعف كتلة الأرض، أما الحد الأقصى لكتلة الكواكب الخارجية، وهو 13 ضعف كتلة المشتري، والذي يستخدمه الاتحاد الفلكي الدولي في تعريفه العملي للكوكب الخارجي، فيعادل تقريبًا 4000 ضعف كتلة الأرض. [ 62 ]

للكواكب الباردة نصف قطر أقصى، لأن إضافة المزيد من الكتلة عند هذه النقطة يؤدي إلى انضغاط الكوكب تحت وطأة الوزن بدلاً من زيادة نصف قطره. ويكون نصف القطر الأقصى للكواكب الصلبة أقل من نصف القطر الأقصى للكواكب الغازية. [ 62 ]

شكل

عند وصف حجم كوكب باستخدام نصف قطره، فإن ذلك يُقارب شكله بكرة. مع ذلك، يتسبب دوران الكوكب في تفلطحه عند القطبين؛ لذا يكون نصف قطره الاستوائي أكبر من نصف قطره القطبي، مما يجعله أقرب إلى شكل كروي مفلطح . يؤثر تفلطح الكواكب الخارجية العابرة على منحنيات ضوء العبور. في حدود التكنولوجيا الحالية، أمكن إثبات أن HD 189733b أقل تفلطحًا من زحل . [ 63 ] إذا كان الكوكب قريبًا من نجمه، فإن قوى المد والجزر الجاذبية ستطيله في اتجاه النجم، مما يجعله أقرب إلى شكل بيضاوي ثلاثي المحاور . [ 64 ] نظرًا لأن تشوه المد والجزر يكون على طول خط بين الكوكب والنجم، فمن الصعب رصده باستخدام قياسات ضوء العبور. سيكون تأثيرها على منحنيات ضوء العبور أقل بعشر مرات من تأثير التشوه الدوراني، حتى في الحالات التي يكون فيها التشوه المدّي أكبر من التشوه الدوراني (كما هو الحال بالنسبة لكواكب المشتري الساخنة المقيدة مدّيًا ). [ 63 ] ستؤدي صلابة مواد الكواكب الصخرية والنوى الصخرية للكواكب الغازية إلى مزيد من الانحرافات عن الأشكال المذكورة آنفًا. [ 63 ] تُعدّ المد والجزر الحرارية الناتجة عن الأسطح غير المتجانسة الإشعاع عاملًا آخر. [ 65 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ بيانات من كتالوج ناسا يوليو 2014 ، باستثناء الأجسام التي وُصفت بأنها ذات كثافة عالية غير فيزيائية

مراجع

  1. ↑ "الأبراج الفلكية المُلهمة لبرج الحوت تقود العلماء إلى اكتشافات" . technology.org. 14 مايو 2014. تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يوليو 2016 .
  2. 1 2 كومينغ، أندرو؛ بتلر، ر. بول؛ مارسي، جيفري و .؛ فوغت، ستيفن س.؛ رايت، جيسون ت.؛ فيشر، ديبرا أ. (2008). "بحث كيك عن الكواكب: إمكانية الكشف والحد الأدنى للكتلة وتوزيع الفترة المدارية للكواكب الخارجية". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 120 (867): 531-554 . arXiv : 0803.3357 . Bibcode : 2008PASP..120..531C . doi : 10.1086/588487 . S2CID 10979195 . 
  3. ↑ بيريتس، ​​إتش بي؛ كوفنهوفن، إم بي إن (2012). "حول أصل الكواكب في مدارات واسعة جدًا من خلال استعادة الكواكب الحرة العائمة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 750 (1): 83. arXiv : 1202.2362 . Bibcode : 2012ApJ...750...83P . doi : 10.1088/0004-637X/750/1/83 . S2CID 119195442 . 
  4. ↑ شارف، كاليب؛ مينو، كريستين (2009). "الكواكب الخارجية ذات الدورات الطويلة من خلال الاسترخاء الديناميكي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 693 (2): L113. arXiv : 0811.1981 . Bibcode : 2009ApJ...693L.113S . doi : 10.1088/0004-637X/693/2/L113 . S2CID 7879291 . 
  5. ↑ دانجيلو، جي.؛ دوريسن، آر. إتش.؛ ليسور، جيه. جيه. (2011). " تكوين الكواكب العملاقة" . في سيجر، إس. (محرر). الكواكب الخارجية . مطبعة جامعة أريزونا، توسون، أريزونا. ص 319-346 . arXiv : 1006.5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . 
  6. ↑ قائمة الفهرس . موسوعة الكواكب الخارجية
  7. ↑ نيلسن، إي إل؛ كلوز، إل إم (2010). "تحليل موحد لـ 118 نجمًا باستخدام التصوير عالي التباين: الكواكب العملاقة الخارجية ذات الدورات الطويلة نادرة حول النجوم الشبيهة بالشمس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 717 (2): 878-896 . arXiv : 0909.4531 . Bibcode : 2010ApJ...717..878N . doi : 10.1088/0004-637X/717/2/878 . S2CID 119272089 . 
  8. ↑ تيرنر، جيك د.؛ ريدن-هاربر، أندرو؛ جاياواردانا، راي (2021)، "اضمحلال مدار كوكب المشتري الساخن WASP-12b: تأكيد من خلال رصد تلسكوب TESS"، المجلة الفلكية ، 161 (2): 72، arXiv : 2012.02211 ، Bibcode : 2021AJ....161...72T ، doi : 10.3847/1538-3881/abd178 ، S2CID 227305717 
  9. ↑ مارسي، جيفري؛ بتلر، ر. بول؛ فيشر، ديبرا؛ فوغت، ستيفن؛ رايت، جيسون ت.؛ تيني، كريس ج.؛ جونز، هيو ر. أ. (2005). "الخصائص المرصودة للكواكب الخارجية: الكتل، والمدارات، والفلزية" . ملحق التقدم في الفيزياء النظرية . 158 : 24-42 . arXiv : astro-ph/0505003 . Bibcode : 2005PThPS.158...24M . doi : 10.1143/PTPS.158.24 . S2CID 16349463. مؤرشف من الأصل في 2008-10-02. 
  10. 1 2 3 جونسون، ميشيل؛ هارينغتون، جيه دي (26 فبراير 2014). "مهمة كيبلر التابعة لناسا تعلن عن اكتشاف هائل للكواكب، 715 عالماً جديداً" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 26 فبراير 2014. تم الاسترجاع في 26 فبراير 2014 .
  11. ↑ شنايدر، ج. (1995). "كتالوج تفاعلي للكواكب الخارجية" . موسوعة الكواكب الخارجية .
  12. ↑ تاناكا، هيديكازو؛ وارد، ويليام ر. (2004). "التفاعل ثلاثي الأبعاد بين كوكب وقرص غازي متساوي الحرارة. الجزء الثاني: موجات الانحراف المداري وموجات الانحناء" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 602 (2): 388-395 . Bibcode : 2004ApJ...602..388T . doi : 10.1086/380992 .
  13. ↑ بوس ، آلان (2009). الكون المزدحم: البحث عن الكواكب الحية . دار بيسيك بوكس. ص 26. ISBN  978-0-465-00936-7.
  14. ↑ دانجيلو، جينارو؛ لوبو، ستيفن هـ.؛ بيت، ماثيو ر. (2006). "تطور الكواكب العملاقة في الأقراص اللامركزية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 652 (2): 1698-1714 . arXiv : astro-ph/0608355 . Bibcode : 2006ApJ...652.1698D . doi : 10.1086/508451 . S2CID 53135965 . 
  15. ↑ تيساندييه، جان؛ أوجيلفي، جوردون آي. (2016). "نمو الأنماط اللامركزية في تفاعلات القرص الكوكبي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 458 (3): 3221-3247 . arXiv : 1603.00653 . Bibcode : 2016MNRAS.458.3221T . doi : 10.1093/mnras/stw521 .
  16. ↑ باركر، أدريان جيه؛ أوجيلفي، جوردون آي. (2016). "التطور الهيدروديناميكي غير الخطي للأقراص الكبلرية اللامركزية في بعدين: التحقق من صحة النظرية العلمانية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 458 (4): 3739-3751 . arXiv : 1603.02544 . Bibcode : 2016MNRAS.458.3739B . doi : 10.1093/mnras / stw580 .
  17. ↑ ليمباخ، م.أ.؛ تيرنر، إ.ل. (2015). "علاقة الانحراف المداري للكواكب الخارجية بتعددها والنظام الشمسي" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 112 (1): 20-24 . arXiv : 1404.2552 . Bibcode : 2015PNAS..112...20L . doi : 10.1073 /pnas.1406545111 . PMC 4291657. PMID 25512527 .  
  18. ↑ وارد، بيتر؛ براونلي، دونالد (2000). الأرض النادرة: لماذا الحياة المعقدة غير شائعة في الكون . سبرينغر. ص 122-123 . ISBN  978-0-387-98701-9.
  19. ↑ روديغاس، تي جيه؛ هينز، بي إم (2009). "ما هي الكواكب الخارجية ذات السرعة الشعاعية التي لها أجرام سماوية خارجية غير مكتشفة؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 702 (1): 716-723 . arXiv : 0907.0020 . Bibcode : 2009ApJ...702..716R . doi : 10.1088/0004-637X/702/1/716 . S2CID 14817457 . 
  20. ^ أنجلادا-إسكودي، ج. لوبيز موراليس، م.؛ تشامبرز، جي (2010). “كيف يمكن للحلول المدارية اللامركزية إخفاء أنظمة الكواكب في مدارات رنانة 2: 1”. مجلة الفيزياء الفلكية . 709 (1): 168– 178. أرخايف : 0809.1275 . بيب كود : 2010ApJ...709..168A . دوى : 10.1088/0004-637X/709/1/168 . S2CID 2756148 . 
  21. ↑ كين، ستيفن ر.؛ سياردي، ديفيد ر.؛ جيلينو، داون م.؛ فون براون، كاسبار (2012). "توزيع انحراف مدارات الكواكب الخارجية من مرشحي كواكب كيبلر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 425 (1): 757-762 . arXiv : 1203.1631 . Bibcode : 2012MNRAS.425..757K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21627.x . S2CID 5496129 . 
  22. ↑ ماسون، جون (2008) الكواكب الخارجية: اكتشافها، وتكوينها، وخصائصها، وقابليتها للحياة . سبرينغر. ISBN 3-540-74007-4ص. 2
  23. ↑ خارج نطاق المألوف: مدارات منحرفة في نظام كوكبي قريب . مجلة ساينتفك أمريكان . 24 مايو 2010.
  24. ↑ "قلب نظرية الكواكب رأسًا على عقب" . Astro.gla.ac.uk. ١٣ أبريل ٢٠١٠. مؤرشف من الأصل في ١٦ يوليو ٢٠١١. تم الاطلاع عليه في ٢٨ يوليو ٢٠١٦ .
  25. ↑ "قد يفسر ميل النجوم وجود الكواكب المقلوبة" ، مجلة نيو ساينتست ، 1 سبتمبر 2010، المجلد 2776.
  26. ^ جوردان ، أندريس. باكوس، غاسبار أ. (2008). “إمكانية ملاحظة السبق النسبي العام لبيرياسترا في الكواكب الخارجية”. مجلة الفيزياء الفلكية . 685 (1): 543– 552. أرخايف : 0806.0630 . بيب كود : 2008ApJ...685..543J . دوى : 10.1086/590549 . S2CID 13939328 . 
  27. ↑ إيوريو، لورينزو (2010). "تأثيرات ترنح العقد الكلاسيكية والنسبية في WASP-33b وآفاق رصدها". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 331 (2): 485-496 . arXiv : 1006.2707 . Bibcode : 2011Ap & SS.331..485I . doi : 10.1007/s10509-010-0468-x . S2CID 119253639 . 
  28. 1 2 قياس طول اليوم على كوكب خارج المجموعة الشمسية لأول مرة . Eso.org. 30 أبريل 2014
  29. 1 2 سنيلين، IAG؛ براندل، BR؛ دي كوك، RJ؛ بروجي، M.؛ بيركبي، J.؛ شوارتز، H. (2014). "دوران سريع للكوكب الخارجي الفتيّ β Pictoris b". Nature . 509 ( 7498): 63–65 . arXiv : 1404.7506 . Bibcode : 2014Natur.509...63S . doi : 10.1038/nature13253 . PMID 24784216. S2CID 119248149 .  
  30. ↑ كلوتز، إيرين (30 أبريل 2014) كوكب خارجي تم رصده حديثًا يدور دورة كاملة في 8 ساعات. مؤرشف في 6 فبراير 2015 في Wayback Machine . Discovery.com.
  31. 1 2 3 4 5 كوريا، ألكسندر سي إم؛ لاسكار، جاك (2010). التطور المدّي للكواكب الخارجية . arXiv : 1009.1352 . Bibcode : 2010exop.book..239C . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  32. ↑ كوين، رون (30 أبريل 2014) رصد دوران كوكب خارج المجموعة الشمسية لأول مرة . مجلة ساينتفك أمريكان
  33. ↑ كروسفيلد، آي جيه إم (2014). "التصوير الدوبلري للكواكب الخارجية والأقزام البنية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 566 : A130. arXiv : 1404.7853 . Bibcode : 2014A & A...566A.130C . doi : 10.1051/0004-6361/201423750 . S2CID 119164450 . 
  34. ↑ برايان، مارتا ل.؛ بينيك، بيورن؛ كنوتسون، هيذر أ.؛ باتيغين، كونستانتين؛ بولر، بريندان ب. (2017). "قيود على تطور دوران الأجرام السماوية الشابة ذات الكتلة الكوكبية". مجلة نيتشر لعلم الفلك . 2 (2): 138. arXiv : 1712.00457 . Bibcode : 2018NatAs...2..138B . doi : 10.1038/s41550-017-0325-8 .
  35. ↑ بون، مايكل؛ برايان، مارتا ل.؛ رين، هانو؛ مورلي، كارولين ف.؛ مايس، غريغوري؛ تشو، ييفان؛ بولر، بريندان ب. (2024). "الميل الجانبي: VHS 1256−1257 b هو كوكب عملاق عملاق ذو ميل محوري مشابه لميل أورانوس" . المجلة الفلكية . 168 (6): 270. arXiv : 2410.02672 . Bibcode : 2024AJ....168..270P . doi : 10.3847/1538-3881/ad84e5 .
  36. ↑ ريموند، إس إن؛ كوكوبو، إي؛ موربيديلي، إيه؛ موريشيما، آر؛ والش، كيه جيه (2014). تكوين الكواكب الأرضية في الداخل والخارج . ص 595. arXiv : 1312.1689 . Bibcode : 2014prpl.conf..595R . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch026 . ISBN  978-0-8165-3124-0. S2CID 55207905 . {{cite book}}تم |journal=تجاهله ( مساعدة )
  37. ↑ دي ويت، جوليان؛ سيجر، س. (19 ديسمبر 2013). "تحديد كتلة الكواكب الخارجية باستخدام مطيافية النقل". مجلة ساينس . 342 (6165): 1473-1477 . arXiv : 1401.6181 . Bibcode : 2013Sci...342.1473D . doi : 10.1126/science.1245450 . PMID 24357312. S2CID 206552152 .  
  38. ↑ التحديات التي تواجه تقييد كتل الكواكب الخارجية عبر التحليل الطيفي للإرسال ، Natasha E. Batalha1، Eliza M.-R. كمبتون، رستم مبارك، 2017
  39. ↑ نيسفورني، د.؛ موربيديلي، أ. (2008). "تحديد الكتلة والمدار من تغيرات توقيت عبور الكواكب الخارجية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 688 (1): 636-646 . Bibcode : 2008ApJ...688..636N . doi : 10.1086/592230 .
  40. 1 2 باسري، جيبور؛ براون، مايكل إي. (2006). "من الكويكبات إلى الأقزام البنية: ما هو الكوكب؟" (ملف PDF) . المجلة السنوية لعلوم الأرض والكواكب (مخطوطة مُقدَّمة). 34 : 193-216 . arXiv : astro-ph/0608417 . Bibcode : 2006AREPS..34..193B . doi : 10.1146/annurev.earth.34.031405.125058 . S2CID 119338327 . 
  41. ↑ سيجر، س. وليساور، ج. ج. (2010) "مقدمة في الكواكب الخارجية"، الصفحات 3-13 في كتاب الكواكب الخارجية ، سارة سيجر (محررة)، مطبعة جامعة أريزونا. ISBN 0-8165-2945-0
  42. ↑ ليسور، جيه جيه ودي باتر، آي. (2013) العلوم الكوكبية الأساسية: الفيزياء والكيمياء وقابلية السكن . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 0-521-61855-Xص 74
  43. ↑ باراف، آي.؛ شابرييه، جي.؛ بارمان، تي. (2010). "الخصائص الفيزيائية للكواكب خارج المجموعة الشمسية". تقارير عن التقدم في الفيزياء . 73 (1) 016901. arXiv : 1001.3577 . Bibcode : 2010RPPh...73a6901B . CiteSeerX 10.1.1.754.8799 . doi : 10.1088/0034-4885/73/1/016901 . S2CID 118698516 .  
  44. ↑ ماسودا، ك. (2014). "اكتشاف كواكب ذات كثافة منخفضة جدًا حول كوكب كيبلر-51 من خلال تغيرات في توقيت العبور وشذوذ مشابه لحدث كسوف كوكب-كوكب". المجلة الفيزيائية الفلكية . 783 (1): 53. arXiv : 1401.2885 . Bibcode : 2014ApJ...783...53M . doi : 10.1088/0004-637X/783/1/53 . S2CID 119106865 . 
  45. ↑ بونومو، أ.س.؛ سوزيتي، أ.؛ لوفيس، س.؛ مالافولتا، ل.؛ رايس، ك.؛ بوخهاف، ل.أ.؛ ساسيلوف، د.؛ كاميرون، أ.س.؛ لاثام، د.و.؛ موليناري، إ.؛ بيبي، ف.؛ أودري، س.؛ أفير، ل.؛ شاربونو، د.؛ كوزنتينو، ر.؛ دريسينغ، س.د.؛ دوموسك، إكس.؛ فيغيرا، ب.؛ فيورينزانو، أ.ف.م.؛ جيتيل، س.؛ هاروتونيان، أ.؛ هايوود، ر.د.؛ هورن، ك.؛ لوبيز-موراليس، م.؛ مايور، م.؛ ميسيلا، ج.؛ موتاليبي، ف.؛ ناسيمبيني، ف.؛ فيليبس، د.ف.؛ بيوتو، ج.؛ وآخرون . (2014). "توصيف النظام الكوكبي كيبلر-101 باستخدام HARPS-N". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 572 : A2. arXiv : 1409.4592 . Bibcode : 2014A & A...572A...2B . doi : 10.1051/0004-6361/201424617 . S2CID 204937746 .  
  46. ↑ فايس، إل إم؛ مارسي، جي دبليو (2014). "علاقة الكتلة بنصف القطر لـ 65 كوكبًا خارج المجموعة الشمسية أصغر من 4 أنصاف أقطار للأرض". المجلة الفيزيائية الفلكية . 783 (1): L6. arXiv : 1312.0936 . Bibcode : 2014ApJ...783L...6W . doi : 10.1088/2041-8205/783/1/L6 . S2CID 31561392 . 
  47. ↑ مارسي، جي دبليو؛ وايس، إل إم؛ بيتغورا، إي إيه؛ إسحاقسون، إتش؛ هوارد، إيه دبليو؛ بوخهاف، إل إيه (2014). "وجود وبنية اللب والغلاف لكواكب بحجم 1-4 أضعاف حجم الأرض حول نجوم شبيهة بالشمس" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 111 (35): 12655-12660 . arXiv : 1404.2960 . Bibcode : 2014PNAS..11112655M . doi : 10.1073/pnas.1304197111 . PMC 4156743. PMID 24912169 .  
  48. ↑ لوبيز، إي دي؛ فورتني، جيه جيه (2014). "فهم العلاقة بين الكتلة ونصف القطر للأجرام الشبيهة بنبتون: نصف القطر كمؤشر للتركيب". المجلة الفيزيائية الفلكية . 792 (1): 1. arXiv : 1311.0329 . Bibcode : 2014ApJ...792....1L . doi : 10.1088/0004-637X/792/1/1 . S2CID 118516362 . 
  49. ↑ بوخهاف، إل إيه؛ بيزارو، إم؛ لاثام، دي دبليو؛ ساسيلوف، دي؛ كوكران، دبليو دي؛ إندل، إم؛ إسحاقسون، إتش؛ جونشر، دي؛ مارسي، جي دبليو (2014). "ثلاثة أنظمة لنصف قطر الكواكب الخارجية مستنتجة من معدنية النجوم المضيفة" . مجلة نيتشر . 509 (7502): 593-595 . arXiv : 1405.7695 . Bibcode : 2014Natur.509..593B . doi : 10.1038/nature13254 . PMC 4048851. PMID 24870544 .  
  50. ↑ شلافمان، كيفن سي. (2015). "سلسلة متصلة لتكوين الكواكب بين نصف قطر الأرض وأربعة أضعافه". المجلة الفيزيائية الفلكية . 799 (2): L26. arXiv : 1501.05953 . Bibcode : 2015ApJ...799L..26S . doi : 10.1088/2041-8205/799/2/L26 . S2CID 53412036 . 
  51. ↑ جينغجينغ تشين؛ ديفيد إم. كيبينغ (29 مارس 2016). "التنبؤ الاحتمالي بكتل وأقطار العوالم الأخرى" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . Bibcode : 2017ApJ...834...17C . doi : 10.3847/1538-4357/834/1/17 . S2CID 119114880 . 
  52. ↑ كوين، رون (6 يناير 2014). "كوكب خارجي بكتلة الأرض ليس توأمًا للأرض" . أخبار الطبيعة . doi : 10.1038/nature.2014.14477 . S2CID 124963676. تاريخ الاسترجاع: 7 يناير 2014 . 
  53. ↑ كابريرا، خوان؛ غرينفيل، جون لي؛ نيتلمان، نادين (2014) PS6.3. رصد ونمذجة الكواكب الخارجية منخفضة الكتلة والكثافة . الجمعية العامة للاتحاد الأوروبي لعلوم الأرض 2014
  54. ↑ بينيك، بيورن؛ سيجر، سارة (2013). "كيفية التمييز بين نبتونات مصغرة غائمة وكواكب أرضية فائقة غنية بالماء/المواد المتطايرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 778 (2): 153. arXiv : 1306.6325 . Bibcode : 2013ApJ...778..153B . doi : 10.1088/0004-637X/778/2/153 . S2CID 40723710 . 
  55. ↑ ساسيلوف، ديميتار (2 يونيو 2014). الكواكب الخارجية: من الإثارة إلى الإحباط - كيبلر-10 سي: "الأرض العملاقة" . 23 دقيقة. مؤرشف من الأصل بتاريخ 21 ديسمبر 2021.
  56. ↑ أغيلار، د.أ؛ بولام، س. (2 يونيو 2014). "علماء الفلك يكتشفون نوعًا جديدًا من الكواكب: "الأرض العملاقة"" . www.cfa.harvard.edu . مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية.
  57. ↑ ناياكشين، سيرجي (2015). "نموذج تقليص حجم الكواكب بفعل المد والجزر. الجزء الرابع: التغذية الراجعة المدمرة في الكواكب" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 461 (3): 3194-3211 . arXiv : 1510.01630 . doi : 10.1093/mnras/stw1404 .
  58. ^ ديلويل، م. بونومو، AS. فيراز ميلو، إس؛ إريكسون، أ. بوشي، ف؛ هافيل، م. ايجراين، س.؛ المنارة، J.-M.؛ ألونسو، ر. أوفيرني، م.؛ باجلين، أ.؛ بارج، ص. بوردي، ص. برونت، ه.؛ كابريرا، J.؛ كاربانو، S .؛ كافاروك، C .؛ سيزماديا، سز. دامياني، C .؛ ديج، هج؛ دفوراك، ر.؛ فريدلوند، م. هيبرارد، G.؛ غاندولفي، د.؛ جيلون، م. غونتر، E.؛ جيلوت، T .؛ هاتزيس، أ. جوردا، ل.؛ ليجر، أ.؛ وآخرون . (2012). “عبور الكواكب الخارجية من مهمة الفضاء CoRoT”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 538 : A145. arXiv : 1109.3203 . Bibcode : 2012A & A...538A.145D . doi : 10.1051/0004-6361/201117681 . S2CID 118339296 .  
  59. ↑ ستيفن، جيسون هـ.؛ فابريسكي، دانيال س.؛ أغول، إريك؛ فورد، إريك ب.؛ مورهيد، روبرت س.؛ كوكران، ويليام د.؛ ليسور، جاك ج.؛ آدامز، إليزابيث ر.؛ بوركي، ويليام ج.؛ برايسون، ستيف؛ كالدويل، دوغلاس أ.؛ دوبري، أندريا؛ جينكينز، جون م.؛ روبرتسون، بول؛ رو، جيسون ف.؛ سيدر، شون؛ طومسون، سوزان؛ تويكن، جوزيف د. (2013). "ملاحظات توقيت العبور من كيبلر - السابع. تأكيد وجود 27 كوكبًا في 13 نظامًا كوكبيًا متعددًا من خلال تغيرات توقيت العبور والاستقرار المداري" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 428 (2): 1077-1087 . arXiv : 1208.3499 . doi : 10.1093/mnras/sts090 .
  60. ↑ موكيه، أ.؛ غراسيه، أ.؛ سوتين، س. (2013) بقايا فائقة الكثافة للكواكب الخارجية العملاقة الغازية ، ملخصات المؤتمر الأوروبي لعلوم الكواكب، المجلد 8، EPSC2013-986-1، المؤتمر الأوروبي لعلوم الكواكب 2013
  61. ↑ موكيه، أ.؛ غراسيه، أ.؛ سوتين، س. (2014). "الكواكب ذات الكثافة العالية جدًا: بقايا محتملة للكواكب الغازية العملاقة" . معاملات الجمعية الملكية أ . 372 (2014) 20130164. رمز Bibcode : 2014RSPTA.37230164M . doi : 10.1098/rsta.2013.0164 . PMID 24664925 . 
  62. 1 2 3 سيجر، س.؛ كوشنر، م.؛ هير-ماجومدر، ك.أ.؛ ميليتزر، ب. (2007). "علاقات الكتلة بنصف القطر للكواكب الخارجية الصلبة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 669 (2): 1279-1297 . arXiv : 0707.2895 . Bibcode : 2007ApJ...669.1279S . doi : 10.1086/521346 . S2CID 8369390 . 
  63. 1 2 3 كارتر، جيه إيه؛ وين، جيه إن (2010). "قيود تجريبية على تفلطح كوكب خارج المجموعة الشمسية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 709 (2): 1219-1229 . arXiv : 0912.1594 . Bibcode : 2010ApJ ...709.1219C . doi : 10.1088/0004-637X/709/2/1219 . S2CID 73583633 . 
  64. ↑ لوكونت، ج.؛ لاي، د.؛ شابرييه، ج. (2011). "الكواكب العابرة المشوهة وغير الكروية: تأثيرها على عمق العبور وتحديد نصف القطر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 528 : A41. arXiv : 1101.2813 . Bibcode : 2011A & A...528A..41L . doi : 10.1051/0004-6361/201015811 . S2CID 56543291 . 
  65. ↑ أراس، فيل؛ سقراط، أرسطو (2009). "المد والجزر الحراري في الكواكب الخارجية ذات الفترات القصيرة". arXiv : 0901.0735 [ astro-ph.EP ].
فهارس وقواعد بيانات الكواكب الخارجية