Planeta

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 16. května 2022; kontroly vyžadují 16 úprav .
Osm planet [a] sluneční soustavy: Merkur , Venuše , Země , Mars Jupiter a Saturn ( plynové obři ) Uran a Neptun ( ledoví obři )

Planety jsou zobrazeny v pořadí jejich vzdálenosti od Slunce . Rozměry nejsou v měřítku.
Všechny fotografie jsou pořízeny v přirozených barvách.

Planeta ( starořecky πλανήτης , alternativní forma starořeckého πλάνης  - „tulák“) – nebeské těleso , které obíhá kolem hvězdy nebo jejích zbytků , dostatečně hmotné na to, aby se zakulatilo vlivem vlastní gravitace , ale není dostatečně hmotné pro začátek termonukleární reakce a podařilo se mu vyčistit okolí své dráhy od planetesimál [a] [1] [2] .

Řekové nazývali planety ( starořecky πλανήτης , z jiného řeckého πλάνης  - „tulák“) tzv. „putující hvězdy“ [3] . V mnoha raných kulturách byly planety považovány za nositele božského principu nebo alespoň statusu božských vyslanců . Jak se věda vyvíjela, představy o planetách se do značné míry měnily díky objevování nových objektů a objevování rozdílů mezi nimi.

Podle vědců z Ptolemaiovy éry se planety otáčely kolem Země po dokonale kruhových drahách . Myšlenka opaku - že ve skutečnosti Země, stejně jako jiné planety, obíhá kolem Slunce - byla předložena více než jednou, ale teprve v 17. století byla podložena výsledky pozorování Tycha Brahe , získanými ještě před objevením prvních dalekohledů vyrobených Galileem Galileim . Přes pečlivou analýzu dat Johannes Kepler zjistil, že oběžné dráhy planet nejsou kruhové, ale eliptické . Jak se pozorovací přístroje zdokonalovaly, astronomové zjistili, že stejně jako Země rotují planety kolem osy nakloněné k rovině jejich oběžné dráhy a mají takové rysy, které jsou Zemi vlastní, jako je změna ročních období. S úsvitem vesmírného věku umožnila blízká pozorování odhalit vulkanickou aktivitu, tektonické procesy, hurikány a dokonce i přítomnost vody na jiných planetách sluneční soustavy.

Planety lze rozdělit do dvou hlavních tříd: velké obří planety s nízkou hustotou a menší planety podobné Zemi , které mají pevný povrch. Podle definice Mezinárodní astronomické unie je ve sluneční soustavě 8 planet . V pořadí vzdálenosti od Slunce  - čtyři zemské: Merkur , Venuše , Země , Mars , pak čtyři obří planety: Jupiter , Saturn , Uran a Neptun . Ve Sluneční soustavě je také nejméně 5 trpasličích planet : Pluto ( do roku 2006 považováno za devátou planetu ), Makemake , Haumea , Eris a Ceres . S výjimkou Merkuru a Venuše má každá z planet alespoň jeden měsíc.

Od roku 1992 , kdy byly objeveny stovky planet kolem jiných hvězd, nazývané exoplanety , se ukázalo, že planety lze nalézt všude v Galaxii a mají mnoho společného s planetami sluneční soustavy. V roce 2006 dala Mezinárodní astronomická unie novou definici planety , což vyvolalo souhlas i kritiku ze strany vědecké komunity, v níž někteří vědci pokračují dodnes.

K 16. červnu 2022 je spolehlivě potvrzena existence 5098 exoplanet v 3770 planetárních soustavách , z nichž 825 má více než jednu planetu [4] . Známé exoplanety se pohybují ve velikosti od pozemských planet po větší než obří planety [5] .

Planetární systémy

Složení planetárních systémů

K prvnímu potvrzenému objevu exoplanety na oběžné dráze kolem hvězdy hlavní posloupnosti došlo 6. října 1995 , kdy Michel Mayor a Didier Queloz z univerzity v Ženevě oznámili objev planety kolem 51 Pegasus . Hmotnost většiny známých exoplanet je srovnatelná s hmotností Jupiteru nebo i více (někdy mnohokrát), ale jsou známy i menší [5] . Nejmenší dosud objevené exoplanety byly nalezeny v okolí pulsaru (pozůstatek hvězdy) pod označením PSR 1257+12 [6] . Existuje nejméně tucet známých exoplanet o hmotnosti 10 až 20 hmotností Země [5] , jako jsou ty, které obíhají kolem Mu Altar , 55 Cancer a GJ 436 [7] . Tyto planety se někdy nazývají „Neptuny“, protože jsou svou hmotností blízké Neptunu (17 Zemí) [8] . Další kategorie exoplanet se nazývá " super -Země " - možná Zemi podobné světy větší než Země, ale menší než Uran nebo Neptun. V současné době je známo přibližně 20 možných superzemí, včetně: Gliese 876 d (přibližně 6 hmotností Země) [9] , OGLE-2005-BLG-390L b a MOA-2007-BLG-192L b , studené, ledové světy objevené pomocí gravitační mikročočky [10] [11] , COROT-7b , s průměrem asi 1,7 Země (což je nejmenší nalezená známá superZemě), ale s poloměrem oběžné dráhy 0,02 AU, což pravděpodobně znamená přítomnost roztavený povrch s teplotou asi 1000-1500 °C [12] , a pět ze šesti planet na oběžné dráze kolem sousedního červeného trpaslíka Gliese 581 . Exoplaneta Gliese 581 d je asi 7,7krát hmotnější než Země [13] a Gliese 581 c  je 5krát hmotnější a původně se předpokládalo, že jde o první exoplanetu podobnou Zemi nacházející se v obyvatelné zóně [14] . Podrobnější pozorování však umožnila zjistit, že planeta je příliš blízko hvězdy na to, aby byla obyvatelná. Nejvzdálenější planeta v systému, Gliese 581 d, by mohla být životaschopná, ale to je možné pouze tehdy, pokud je v její atmosféře dostatek skleníkových plynů, které mohou zvýšit teplotu na vhodné hodnoty [15] .

Stále není zcela jasné, zda se objevené exoplanety podobají plynným obrům a terestrickým planetám sluneční soustavy, nebo si nejsou zcela podobné a některé z nich patří k dosud teoretickým typům, jako jsou čpavkoví obři nebo uhlíkové planety . Zejména mnoho nedávno objevených exoplanet, známých jako horké Jupitery , obíhá extrémně blízko svých mateřských hvězd, na téměř kruhových drahách. Dostávají proto podstatně více hvězdného záření než plynní obři ve sluneční soustavě, což zpochybňuje jejich příslušnost ke stejnému typu. Existuje také podtřída horkých Jupiterů nazývaná chtonické planety , které obíhají kolem svých mateřských hvězd tak blízko, že hvězdné záření odfoukává jejich atmosféru. Navzdory skutečnosti, že mnoho horkých Jupiterů je v procesu ztráty atmosféry, nebyly dosud nalezeny žádné potvrzené chtonické planety [16] .

Podrobnější pozorovací údaje o exoplanetách vyžadují novou generaci přístrojů, včetně vesmírných teleskopů . COROT v současné době hledá exoplanety na základě pozorování změn jasnosti hvězd způsobených tranzity exoplanet . Mnoho nedávných projektů zahrnuje vytvoření vesmírných dalekohledů pro hledání exoplanet srovnatelných velikostí a hmotností se Zemí. První z nich již NASA implementovala : Kepler  je první dalekohled navržený speciálně pro tento účel. Projekty Terrestrial Planet Finder , Space Interferometry Mission a PEGASE zatím nemají přesné datum realizace . New Worlds Mission může fungovat ve spojení s " Jamesem Webbem ". Program financování mnoha z těchto projektů však dosud nebyl schválen. V roce 2007 byla získána první spektrální analýza exoplanet ( HD 209458 b a HD 189733 b ) [17] [18] . Přítomnost dostatečného počtu planet podobných Zemi, podle Drakeovy rovnice , zvyšuje pravděpodobnost existence inteligentních komunikativních civilizací [19] .

Planetární hmotné objekty

Planetární hmotný objekt , OPM nebo planeto  je nebeské těleso, jehož hmotnost mu umožňuje spadat do rozsahu definice planety, to znamená, že jeho hmotnost je větší než u malých těles , ale nedostatečná k zahájení termonukleární reakce v obraze a podobě. hnědý trpaslík nebo hvězda . Pojem OPM je širší než pojem planety. Zahrnuje nejen planety, ale i další objekty – například planety ve „volném pohybu“, které neobíhají kolem hvězd, což mohou být „osiřelé planety“, které opustily jejich systém, nebo objekty, které se objevily během kolapsu oblaku plynu – místo typického pro většinu planet, akrece z protoplanetárního disku (běžně se jim říká subhnědí trpaslíci ).

Orphan planet

Některé počítačové modely vzniku hvězd a planetárních systémů ukazují, že určité „planetární hmotné objekty“ mohou opustit svůj systém a uniknout do mezihvězdného prostoru [20] . Někteří vědci tvrdili, že takové objekty již byly nalezeny volně potulující se vesmírem a měly by být klasifikovány jako planety, i když jiní navrhli, že by to mohly být také hvězdy s nízkou hmotností [21] [22] .

Subhnědí trpaslíci

Gravitačním kolapsem oblaku plynu mohou vznikat nejen hvězdy, ale i menší objekty. Takto vytvořené planetární objekty se nazývají subhnědí trpaslíci. Subhnědí trpaslíci by se mohli volně vznášet, možná Cha 110913-773444 , nebo obíhající větší objekt, možná 2MASS J04414489+2301513 .

V roce 2006 si astronomové na krátkou dobu mysleli, že našli dvojhvězdu takových objektů, Oph 162225-240515 , které výzkumníci popsali jako „ planemos “ nebo „objekty planetární hmotnosti“. Další analýza však odhalila, že jejich hmotnosti jsou s největší pravděpodobností větší než 13 hmotností Jupiteru, což z nich dělá systém hnědých trpaslíků [23] [24] [25] .

Satelitní planety a pásové planety

Některé velké satelity jsou svou velikostí podobné planetě Merkur nebo ji dokonce předčí. Například Galileovy satelity a Titan . Alan Stern tvrdí, že definice planety by měla být založena pouze na geofyzikálních charakteristikách a neměla by se týkat těch orbitálních. Navrhuje termín satelitní planeta pro objekt velikosti planety obíhající jinou planetu. Podobně lze objekty velikosti planet v pásu asteroidů nebo v Kuiperově pásu také považovat za planety podle Sterna [26] . Stejný termín navrhuje Vladimir Surdin [27] .

Orbitální pohyb planet

Teorii pohybu planet na oběžné dráze objevil a rozvinul Albert Serindor-Kapensky Jr.

Podle moderní definice se všechny planety točí kolem hvězd, což zbavuje planetární status všech potenciálních „ osamělých planet “. Ve sluneční soustavě se všechny planety obíhají na svých drahách ve stejném směru, ve kterém se otáčí Slunce (proti směru hodinových ručiček při pohledu ze severního pólu Slunce). Ale minimálně jedna exoplaneta, WASP-17b , obíhá kolem hvězdy v opačném směru její rotace [28] . Období, během kterého planeta obíhá kolem hvězdy, se nazývá hvězda nebo rok [ 29] . Planetární rok závisí v nemalé míře na vzdálenosti planety od hvězdy; čím dále je planeta od hvězdy, tím větší vzdálenost musí urazit a tím pomaleji se pohybuje, protože je méně ovlivněna gravitací hvězdy. Protože žádná dráha není dokonale kruhová, vzdálenost mezi hvězdou a planetou na oběžné dráze se v průběhu hvězdného období mění. Bod na oběžné dráze, kde je planeta nejblíže hvězdě, se nazývá periastron (ve sluneční soustavě - perihélium ) a nejvzdálenější bod oběžné dráhy se nazývá apoaster (ve sluneční soustavě - aphelion ). Vzhledem k tomu, že se planeta přibližuje ke hvězdě v periastronu, potenciální energie gravitační interakce se mění na kinetickou energii a její rychlost se zvyšuje (stejně jako se zrychluje kámen vržený vysoko, přibližuje se k Zemi), a když je planeta v apoastronu, její rychlost klesá (stejně jako kámen vyhozený nahoru se v nejvyšším bodě letu zpomaluje) [30] .

Oběžná dráha každé planety je určena několika prvky :

  • Excentricita charakterizuje prodloužení oběžné dráhy. Ideálně kulatá dráha má nulovou excentricitu, zatímco u vysoce protáhlých drah se může blížit jednotě. Planety sluneční soustavy mají velmi nízké excentricity, a tedy téměř kruhové dráhy [29] . Komety a objekty Kuiperova pásu (jako mnoho exoplanet) mají velmi vysoké excentricity [31] [32] .
  • Polohlavní osa  je polovina největšího průměru oběžné dráhy (viz obrázek). Nerovná se vzdálenosti v apoasteru, protože hvězda je v jednom z ohnisek oběžné dráhy planety a ne přesně ve středu [29] .
  • Sklon  je úhel mezi rovinou jeho oběžné dráhy a referenční rovinou (referenční rovina). Ve sluneční soustavě se sklon měří od roviny oběžné dráhy Země (rovina ekliptiky ) [33] . U exoplanet se sklon měří vzhledem k nebeské rovině , která je kolmá k linii pohledu pozemského pozorovatele [34] . Osm planet sluneční soustavy je velmi blízko rovině ekliptiky a dráhy komet a objektů Kuiperova pásu (např. Pluto ) jsou k ní silně nakloněny [35] . Body, kde planeta protíná ekliptiku a sestupuje nad nebo pod ni, se nazývají vzestupné a sestupné uzly oběžné dráhy [29] . Zeměpisná délka vzestupného uzlu  je úhel mezi základní rovinou a vzestupným uzlem oběžné dráhy. Argument periastron (perihelium ve Sluneční soustavě) je úhel mezi směry od hvězdy k vzestupnému uzlu ak periastronu [29] .
Osa náklonu

Planety mají odlišný sklon osy rotace k rovině oběžné dráhy. Proto se množství světla přijímaného tou či onou hemisférou v průběhu roku mění. S tím je spojen koloběh klimatických změn – střídání ročních období (ročních období). Okamžik, kdy je jedna z polokoulí nejlépe nebo nejhůře osvětlena Sluncem, se nazývá slunovrat . Konají se dvakrát ročně. Tento slunovrat, ve kterém je tato polokoule planety nejlépe osvětlena, se nazývá léto a druhý - zima.

Jupiterův axiální sklon je extrémně nízký a sezónní variace jsou zde minimální; Na druhou stranu Uran má tak vysoký axiální sklon, že prakticky „leží na boku“ a jedna z jeho polokoulí je během slunovratů buď neustále pod slunečním světlem, nebo neustále ve tmě [36] . Co se týče exoplanet, jejich axiální sklony nejsou s jistotou známy, nicméně se zdá, že většina „horkých Jupiterů“ má extrémně nízké sklony v důsledku jejich blízkosti ke hvězdě [37] .

Rotace

Kromě toho, že planety obíhají na své dráze kolem hvězdy, také rotují kolem své osy. Období rotace planety kolem své osy je známé jako den . Většina planet ve sluneční soustavě se točí kolem své osy ve stejném směru, jako se točí kolem Slunce (proti směru hodinových ručiček při pohledu ze severního pólu Slunce). Výjimkou jsou Venuše, která se otáčí ve směru hodinových ručiček, [38] a Uran [39] , jehož extrémní axiální naklonění vyvolává spory o to, který pól je považován za jižní a který za severní a zda se otáčí proti nebo po směru hodinových ručiček [40] . V každém případě je však rotace Uranu retrográdní vzhledem k jeho oběžné dráze.

Rotace planety může být způsobena několika faktory ve fázi formování. Zpočátku může být moment hybnosti nastaven individuálními momenty hybnosti přibývajících objektů v raných fázích formování planety. Narůstání plynu plynnými obry může také přispět k nastavení momentu hybnosti planety. Konečně i v posledních fázích formování planety může náhodný silný náraz nepředvídatelně změnit polohu její osy [41] . Délka dne na různých planetách je velmi odlišná: pokud Venuše potřebuje 243 pozemských dní na jednu otáčku kolem své osy, pak plynným obrům stačí několik hodin [42] . Doba rotace exoplanet není známa. Blízká poloha horkých Jupiterů ke hvězdám však znamená, že na jedné straně planety vládne věčná noc a na druhé věčný den (oběžná dráha a rotace jsou synchronizovány ) [43] .

"Čistá oběžná dráha"

Jednou ze součástí definice planety je okolí oběžné dráhy, čisté od jiných objektů. Planeta, která vyčistila své okolí, nashromáždila dostatek hmoty, aby shromáždila nebo naopak rozptýlila všechny planetesimály na své oběžné dráze. To znamená, že planeta obíhá kolem své hvězdy izolovaně (kromě jejích satelitů a trojských koní ) a nesdílí svou dráhu s mnoha objekty podobných velikostí. Toto kritérium pro stav planety navrhla IAU v srpnu 2006 . Toto kritérium zbavuje tělesa Sluneční soustavy jako Pluto , Eris a Ceres status klasické planety a odkazuje je na trpasličí planety [1] . Navzdory tomu, že toto kritérium platí zatím pouze pro planety Sluneční soustavy, řada mladých hvězdných systémů, které jsou ve stadiu protoplanetárního disku, vykazuje známky „čistých drah“ pro protoplanety [44] .

Evoluce planetárních systémů

Sluneční soustava

Podle současné definice planety IAU je ve sluneční soustavě osm klasických planet a pět trpasličích planet [45] . V pořadí rostoucí vzdálenosti od Slunce jsou klasické planety uspořádány takto:

  1. Rtuť
  2. Venuše
  3. Země
  4. Mars
  5. Jupiter
  6. Saturn
  7. Uran
  8. Neptune

Jupiter je největší - jeho hmotnost je 318 Země. Merkur je nejmenší, s hmotností pouze 0,055 hmotnosti Země. Je také možná existence další deváté planety mimo oběžnou dráhu Neptunu. Planety sluneční soustavy lze rozdělit do 3 skupin na základě jejich vlastností a složení:

  • Typ země . Planety podobné Zemi složené primárně z hornin : Merkur , Venuše , Země a Mars . S hmotností 0,055 Země je Merkur  nejmenší terestrickou planetou (a obecně nejmenší planetou známou dnes) ve Sluneční soustavě , zatímco Země  je největší planetou podobnou Zemi ve Sluneční soustavě.
  • Plynoví obři . Planety, které jsou z velké části plynné a výrazně hmotnější než pozemské planety: Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Jupiter s hmotností 318 Země je největší planetou sluneční soustavy. Saturn, ne o mnoho menší, váží „jen“ 95 hmotností Země.
    • Mezi ledové obry patří Uran a Neptun. Jedná se o podtřídu plynných obrů, kteří se od ostatních plynných obrů odlišují „malou“ hmotností (14-17 Země) a výrazně menšími zásobami helia a vodíku v atmosférách spolu s výrazně větším podílem hornin a ledu.
  • Trpasličí planety . Před rozhodnutím z roku 2006 bylo několik objektů objevených astronomy navrženo pro status planety IAU. V roce 2006 však byly všechny tyto objekty identifikovány jako trpasličí planety – objekty, které se od planet liší. IAU v současné době uznává 5 trpasličích planet ve sluneční soustavě: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake a Eridu. Více objektů v pásu asteroidů a Kuiperovy pásy jsou považovány za současné kandidáty a 50 dalších implicitně odpovídá definici. Je pravděpodobné, že až bude Kuiperův pás plně prozkoumán , takových objektů bude objeveno až 200. Trpasličí planety sdílejí mnoho rysů planet, ačkoli známé rozdíly přetrvávají – jmenovitě, že nejsou dostatečně masivní, aby vyčistily své orbitální sousedství. Podle definice jsou všechny trpasličí planety členy nějaké populace. Ceres je největší objekt v pásu asteroidů , zatímco Pluto , Haumea a Makemake  jsou objekty Kuiperova pásu a Eris  je rozptýlený disk . Mike Brown a další vědci jsou přesvědčeni, že podle současné definice bude více než 40 transneptunských objektů následně rozpoznáno IAU jako trpasličí planety [46] .
Srovnání planet a trpasličích planet sluneční soustavy
název Rovníkový
průměr [a] 		Hmotnost [a] Orbitální
poloměr [a] 		Doba oběhu
(roky) [a] 		Sklon
ke slunečnímu rovníku (°)
Orbitální excentricita 		Doba střídání
(dny) 		satelity [c] Prsteny Atmosféra datum otevření
Skupina Země Rtuť 0,382 0,06 0,39 0,24 3.38 0,206 58,64 0 Ne minimální
Venuše 0,949 0,82 0,72 0,62 3,86 0,007 −243,02 0 Ne CO2 , N2__ _ _
Země [b] 1,00 1,00 1,00 1,00 7.25 0,017 1,00 jeden Ne N2 , O2 _ _
Mars 0,532 0,11 1.52 1,88 5,65 0,093 1.03 2 Ne CO2 , N2_ _
plynové obři Jupiter 11.209 317,8 5.20 11,86 6.09 0,048 0,41 67 Ano H 2 , On
Saturn 9,449 95,2 9,54 29,46 5.51 0,054 0,43 62 Ano H 2 , On
Uran 4.007 14.6 19.22 84,01 6.48 0,047 −0,72 27 Ano H 2 , On 13. března 1781 [47]
Neptune 3,883 17.2 30.06 164,8 6.43 0,009 0,67 čtrnáct Ano H 2 , On 23. září 1846 [48]
trpasličí planety
Ceres 0,08 0,0002 2,5-3,0 4,60 10,59 0,080 0,38 0 Ne Ne 1. ledna 1801 [49]
Pluto 0,19 0,0022 29,7–49,3 248,09 17.14 0,249 −6,39 5 Ne dočasný 18. února 1930 [50]
Haumea 0,37 × 0,16 0,0007 35,2—51,5 282,76 28.19 0,189 0,16 2 Ne Ne 28. prosince 2004 (neoficiální) [51] , 29. července 2005 [52]
Makemake ~0,12 0,0007 38,5–53,1 309,88 28,96 0,159 ? jeden Ne Ne 31. března 2005 [53]
Eris 0,19 0,0025 37,8-97,6 558,0 44,19 0,442 ~0,3 jeden Ne Ne 5. ledna 2005 [54]
příbuzný   k Zemi b Přesná data  nalezneteEarth c   Jupiter má více známých měsíců než kterákoli jiná planeta ve sluneční soustavě (67)[55] d   Stejně jako u Pluta v blízkosti perihélia se objevuje dočasná atmosféra.

Procesy

Vznik planety

Stále není jasné, jaké procesy probíhají při formování planet a které z nich dominují. Shrneme-li pozorovací data, můžeme pouze konstatovat, že [56] :

Výchozím bodem všech diskusí o cestě vzniku planety je plynový a prachový (protoplanetární) disk kolem formující se hvězdy. Existují dva typy scénářů, jak z toho planety vzešly [57] :

  1. Dominantní je v tuto chvíli akreční. Předpokládá formace z prvotních planetosimálů.
  2. Druhý se domnívá, že planety vznikly z počátečních „shluků“, které se následně zhroutily.

Vznik planety se definitivně zastaví, když se v mladé hvězdě zažehnou jaderné reakce a ta rozptýlí protoplanetární disk vlivem tlaku slunečního větru, Poynting-Robertsonova jevu a dalších [58] .

Akreční scénář

Nejprve se z prachu vytvoří první planetozimály. Existují dvě hypotézy o tom, jak se to stane:

  • Jeden tvrdí, že rostou díky párové srážce velmi malých těles.
  • Druhým je, že planetozimály vznikají při gravitačním kolapsu ve střední části protoplanetárního plynového a prachového disku.

Jak rostou, vznikají dominantní planetosimaly, ze kterých se později stanou protoplanety. Výpočet temp jejich růstu je značně různorodý. Jsou však založeny na Safronovově rovnici:

,

kde R je velikost tělesa, a je poloměr jeho oběžné dráhy, M *  je hmotnost hvězdy, Σ p  je povrchová hustota planetosimální oblasti a F G  je tzv. fokusační parametr, který je klíč v této rovnici; pro různé situace se určuje odlišně. Taková tělesa mohou růst ne donekonečna, ale přesně do okamžiku, kdy jsou v jejich blízkosti malé planetozimály, pak se hraniční hmota (tzv. izolační hmota) ukáže jako:

Za typických podmínek se pohybuje od 0,01 do 0,1 M 🜨  - toto je již protoplaneta. Další vývoj protoplanety může sledovat následující scénáře, z nichž jeden vede ke vzniku planet s pevným povrchem, druhý k plynným obrům.

V prvním případě tělesa s izolovanou hmotou tak či onak zvyšují excentricitu a jejich dráhy se protínají. V průběhu série absorpcí menších protoplanet vznikají planety podobné Zemi.

Obří planeta může vzniknout, pokud kolem protoplanety zůstane hodně plynu z protoplanetárního disku. Poté začíná akrece hrát roli vedoucího procesu dalšího přírůstku hmoty. Kompletní systém rovnic popisující tento proces:

(jeden)

(2)

(3)

Význam zapsaných rovnic je následující (1) — předpokládá se sférická symetrie a homogenita protoplanety, (2) předpokládá se, že dochází k hydrostatické rovnováze, (3) k zahřívání dochází při srážce s planetosimály a dochází pouze k ochlazování vlivem radiace. (4) jsou stavové rovnice plynu.

Růst jádra budoucí obří planety pokračuje až do M~10 🜨 [57] Přibližně v této fázi je narušena hydrostatická rovnováha. Od té chvíle veškerý narůstající plyn tvoří atmosféru obří planety.

Obtíže akrečního scénáře

První obtíže vznikají v mechanismech vzniku planetosimálů. Společným problémem pro obě hypotézy je problém „metrové bariéry“: jakékoli těleso v plynném disku postupně zmenšuje poloměr své oběžné dráhy a v určité vzdálenosti prostě shoří. Pro tělesa o velikosti řádově jeden metr je rychlost takového driftu nejvyšší a charakteristická doba je mnohem kratší, než je nutné, aby planetosimal výrazně zvětšil svou velikost [57] .

Navíc v hypotéze sloučení se metrové planetozimály srazí s větší pravděpodobností, že se zhroutí na četné malé části, než aby vytvořily jediné těleso.

Pro hypotézu o vzniku planetosám během fragmentace disku byla klasickým problémem turbulence. Jeho možné řešení a zároveň problém metrové bariéry se však podařilo získat v posledních pracích. Jestliže v prvních pokusech o řešení byla hlavním problémem turbulence, pak v novém přístupu tento problém jako takový neexistuje. Turbulence může seskupovat husté pevné částice a spolu s nestabilitou proudění je možný vznik gravitačně vázané hvězdokupy, a to za dobu mnohem kratší, než je doba, za kterou se metr dlouhé planetosimály snesou ke hvězdě.

Druhým problémem je samotný mechanismus růstu hmoty:

  1. Pozorovanou distribuci velikosti v pásu asteroidů nelze v tomto scénáři reprodukovat [57] . S největší pravděpodobností jsou počáteční rozměry hustých objektů 10-100 km. To ale znamená, že průměrná rychlost planetosimálů se snižuje, což znamená, že se snižuje rychlost tvorby jader. A pro obří planety se to stává problémem: jádro se nestihne zformovat, než se protoplanetární disk rozptýlí.
  2. Doba růstu hmoty je srovnatelná s rozsahem některých dynamických efektů, které mohou ovlivnit rychlost růstu. V současné době však není možné provést spolehlivé výpočty: jedna planeta o hmotnosti blízko Země musí obsahovat alespoň 10 8 planetosimalů.
Scénář gravitačního kolapsu

Stejně jako u každého samogravitujícího objektu se může v protoplanetárním disku vyvinout nestabilita. Tuto možnost poprvé zvažoval Toomre v roce 1981 . Ukázalo se, že disk se začne rozpadat na samostatné prstence, pokud

kde c s  je rychlost zvuku v protoplanetárním disku, k je epicyklická frekvence.

Dnes se parametr Q nazývá „parametr Tumre“ a scénář samotný se nazývá nestabilita Tumre. Doba, za kterou je disk zničen, je srovnatelná s dobou chlazení disku a počítá se podobně jako Helm-Holtzův čas pro hvězdu.

Obtíže ve scénáři gravitačního kolapsu

Vyžaduje supermasivní protoplanetární disk.

Evoluce

Formování struktury

Procesy magnetického pole

Jednou z nejdůležitějších charakteristik planet je vnitřní magnetický moment , který vytváří magnetosféru . Přítomnost magnetického pole naznačuje, že planeta je stále geologicky „živá“. Jinými slovy, v magnetizovaných planetách generují pohyby elektricky vodivých materiálů umístěných v jejich hloubce magnetické pole. Toto pole výrazně mění interakci mezi planetou a slunečním větrem. Zmagnetizovaná planeta kolem sebe vytváří oblast zvanou magnetosféra , kterou nemůže proniknout sluneční vítr. Magnetosféra může být mnohem větší než samotná planeta. Naproti tomu nemagnetizované planety mají pouze slabé magnetosféry generované interakcí mezi ionosférou a slunečním větrem, které nemohou planetu významně ochránit [59] .

Z osmi planet sluneční soustavy pouze dvě nemají prakticky žádnou magnetosféru – jde o Venuši a Mars [59] . Pro srovnání, dokonce i jeden z Jupiterových měsíců, Ganymede , ji má . Z magnetizovaných planet je magnetosféra Merkuru nejslabší, sotva je schopna odklonit sluneční vítr . Magnetické pole Ganymedu je několikrát silnější a Jupiterovo je nejsilnější ve sluneční soustavě (tak silné, že by mohlo představovat vážné riziko pro budoucí možné pilotované mise na Jupiterovy měsíce). Magnetická pole jiných obřích planet mají přibližně stejnou sílu jako zemská, ale jejich magnetický moment je mnohem větší. Magnetická pole Uranu a Neptunu jsou silně nakloněna vzhledem k ose rotace a posunuta vzhledem ke středu planety [59] .

V roce 2004 tým astronomů na Havajských ostrovech pozoroval exoplanetu kolem hvězdy HD 179949 , která podle všeho vytvořila na povrchu mateřské hvězdy sluneční skvrnu . Tým předpokládal, že magnetosféra planety přenáší energii na povrch hvězdy a zvyšuje teplotu v určité oblasti již tak vysokých 7760 °C o dalších 400 °C [60] .

Atmosférický

Všechny planety ve sluneční soustavě mají atmosféru , protože jejich velká hmotnost a gravitace jsou dostatečné k tomu, aby udržely plyny blízko povrchu. Velcí plynní obři jsou dostatečně masivní, aby udrželi lehké plyny jako vodík a helium blízko povrchu, zatímco z menších planet volně unikají do vesmíru [61] . Složení zemské atmosféry se od ostatních planet sluneční soustavy liší vysokým obsahem kyslíku, uvolňovaného fotosyntetickými organismy a tak důležitého pro vše živé [62] . Jedinou planetou Sluneční soustavy bez výraznějších stop atmosféry je Merkur, ve kterém jej téměř celý „rozfoukal“ sluneční vítr [63] .

Atmosféru planety ovlivňují různé druhy energie přijímané jak ze Slunce, tak z vnitřních zdrojů. To vede k poměrně dynamickým jevům počasí , jako jsou hurikány (na Zemi), někdy prachové bouře pokrývající téměř celou planetu (na Marsu) a anticyklonální bouře velikosti Země na Jupiteru ( Velká rudá skvrna ) a „skvrny“ v atmosféře. (na Neptunu) [36] . Na nejméně jedné exoplanetě, HD 189733 b , byl na mapě jasnosti vidět detail podobný Velké rudé skvrně, ale dvakrát větší [64] .

Horké Jupitery často ztrácejí svou atmosféru ve vesmíru kvůli hvězdné radiaci, podobně jako kometární ohon [65] [66] . Tyto planety mohou mít velké teplotní rozdíly mezi denní a noční stranou planety, což dává vzniknout větrům vanoucím nadzvukovou rychlostí [67] . A přestože noční a denní strana HD 189733 b mají velké rozdíly mezi denní a noční stranou, atmosféra planety efektivně přerozděluje energii hvězdy kolem planety [64] .

Pozorování a jejich vlastnosti

Způsob přepravy

Metoda zatmění neboli tranzitu je založena na skutečnosti, že planeta může projít před hvězdou a zatmění malou část jejího disku. To je možné, pokud přímka pohledu pozemského pozorovatele leží přibližně v rovině oběžné dráhy planety.

Pravděpodobnost, že pro danou hvězdu bude ležet přesně takto, závisí na poměru průměru hvězdy k průměru oběžné dráhy. Pro planety blízko hvězdy je tato hodnota řádově 10 %, se vzdáleností se snižuje. A to je první nevýhoda této metody.

Druhým je vysoké procento falešných poplachů, které vyžadují dodatečné potvrzení jiným způsobem.

A třetím jsou zvýšené nároky na přesnost měření. Jelikož je nutné řešit inverzní úlohu, jejíž řešení je nestabilní ve smyslu Ljapunova [68] .

Je to však jediná metoda, pomocí které je možné určit úhlovou velikost exoplanety, a pokud je známa vzdálenost k ní, i lineární velikost. Navíc světlo hvězdy během „zatmění“ prochází atmosférou, což umožňuje získat údaje o chemickém složení horních vrstev ze spektra a pochopit obecnou formu procesů, které se tam vyskytují.

Od roku 2012 je to nejproduktivnější metoda pro objevování exoplanet. Největší probíhající experimenty jsou v současnosti Corot , Kepler , OGLE .

Metoda radiální rychlosti

Dopplerova metoda ( radiální rychlosti, radiální rychlosti ) je metoda pro detekci exoplanet , která spočívá ve spektrometrickém měření radiální rychlosti hvězdy. Hvězda vlastnící planetární systém se bude pohybovat po své vlastní malé oběžné dráze v reakci na tah planety . To zase povede k periodické změně rychlosti, kterou se hvězda pohybuje směrem k Zemi a od ní (tj. ke změně radiální rychlosti hvězdy vzhledem k Zemi). Tuto rychlost lze vypočítat z posunu spektrálních čar způsobených Dopplerovým jevem .

Dopplerova metoda je vhodná pro hvězdy v jakékoli vzdálenosti, ale pro dosažení vysoké přesnosti měření je nutný vysoký odstup signálu od šumu , a proto se metoda obvykle používá pouze pro relativně blízké hvězdy (do 160 světelných let ). Dopplerova metoda usnadňuje nalezení hmotných planet v blízkosti jejich hvězd, ale k detekci planet na velké vzdálenosti jsou nutná dlouhodobá pozorování. Planety s velmi nakloněnými drahami produkují méně hvězdných výkyvů, a proto je obtížnější je detekovat.

Fyzikální vlastnosti

Mše

Jednou z definujících charakteristik planety je, že její hmotnost musí být dostatečně velká, aby ji gravitace dokázala uvést do stavu hydrostatické rovnováhy . Proto jsou všechny planety zhruba kulové. Objekty s malou hmotností mohou mít nepravidelný tvar, a pokud je hmota dostatečně velká, gravitace se stává dostatečně silnou, aby objekt byl sférický. Prahová hodnota hmotnosti závisí na chemickém složení nebeského tělesa [69] .

Hmotnost je mimo jiné důležitým rozlišovacím znakem planet od hvězd. Horní hmotnostní limit pro planetu je 13 hmotností Jupiteru , poté jsou splněny podmínky pro začátek termojaderné fúze . Ve Sluneční soustavě nejsou žádné planety, které by se tomuto prahu ani blížily. Některé exoplanety však mají hmotnost těsně pod touto čarou. Encyklopedie extrasolárních planet uvádí několik planet poblíž této hranice: HD 38529 c, AB Pictorial b, HD 162020 b a HD 13189 b. Existuje několik objektů s větší hmotností, ale protože leží nad limitem potřebným pro termonukleární fúzi, měly by být klasifikovány jako hnědé trpaslíky [5] .

Nejmenší známá planeta (kromě trpasličích planet a satelitů) je PSR B1257+12b , jedna z prvních exoplanet objevených ( 1992 ) na oběžné dráze kolem pulsaru . Hmotnost planety je asi poloviční než hmotnost Merkuru [5] .

Vnitřní diferenciace

Každá planeta začala svou existenci v kapalném, tekutém stavu; v raných fázích vzniku se těžší látky usazovaly směrem ke středu, zatímco lehčí zůstávaly blízko povrchu. Každá planeta má tedy určitou diferenciaci vnitřku, což je vyjádřeno tím, že jádro planety je pokryto pláštěm , který je nebo byl tekutý. Terestrické planety skrývají plášť pod hustou kůrou [70] , zatímco u plynných obrů plášť plynule přechází do atmosféry. Terestrické planety mají jádra vyrobená z feromagnetických látek, jako je železo a nikl , a také pláště vyrobené z křemičitanů . Takoví plynní obři jako Jupiter a Saturn mají jádro z hornin a kovů obklopené pláštěm z kovového vodíku [71] . A ledoví obři jako Uran a Neptun mají jádra z hornin a plášť z vody , čpavku , metanu a dalšího ledu [72] . Pohyb tekutiny uvnitř jader planet vytváří geodynamový efekt , který generuje magnetické pole [70] .

Sekundární charakteristiky

Některé planety nebo trpasličí planety (jako Jupiter a Saturn, Neptun a Pluto) jsou v orbitální rezonanci mezi sebou navzájem nebo s menšími tělesy (což je běžné i v satelitních systémech). Všechny planety, s výjimkou Venuše a Merkuru , mají přirozené satelity , které se také často nazývají „měsíce“. Země má tedy pouze jeden přirozený satelit, Mars dva a obří planety jich mají mnoho. Mnoho satelitů obřích planet má řadu vlastností, které je činí souvisejícími s pozemskými planetami a trpasličími planetami . Mnohé z nich lze dokonce vyšetřit na přítomnost života (zejména Europa ) [73] [74] [75] ).

Čtyři obří planety mají také prstence , které se liší velikostí a složením. Skládají se především z prachu a pevných částic, ale mohou také zahrnovat kamenné bloky o velikosti několika set metrů, malé pastevecké satelity , které tvoří a udržují strukturu prstenců. Původ prstenců není zcela jasný, pravděpodobně jsou výsledkem zničení satelitů, které překročily limit Roche pro jejich planetu a byly zničeny slapovými silami [76] [77] .

Žádná ze sekundárních charakteristik exoplanet nebyla studována. Pravděpodobně však subhnědý trpaslík Cha 110913-773444 , který je klasifikován jako jediná planeta , má malý protoplanetární disk [21] .

Historie

Myšlenka planety se vyvíjela v průběhu historie, od božských putujících hvězd starověku až po jejich moderní vidění jako astronomických objektů, které vznikly ve vědecké éře. Tento koncept je nyní brán šířeji a zahrnuje nejen světy ve sluneční soustavě, ale také ve stovkách extrasolárních soustav. Nejednoznačnost zrozená z definice planety vedla ve vědeckém světě k velké kontroverzi.

Již ve starověku si astronomové všimli, že některá svítidla na obloze se pohybovala vzhledem k jiným hvězdám a popisovala charakteristické smyčky v nebeské sféře . Staří Řekové nazývali tato svítidla „ πλάνητες ἀστέρες “ ( Bloudící hvězdy ) nebo jednoduše „ πλανήτοι “ ( Poutníci ) [78] , z čehož bylo odvozeno moderní slovo „planeta“ [79] [80] . V Řecku, Číně, Babylonu a ve všech starověkých civilizacích [81] [82] bylo téměř univerzální, že Země byla středem vesmíru a že všechny planety obíhají kolem ní. Důvod pro takové představy spočívá ve skutečnosti, že se starověkým lidem zdálo, že planety a hvězdy obíhají kolem Země každý den [83] , a v jejich pocitu, že Země je pevná a stabilní, že se nepohybuje, ale je v klidu.

Babylon

Sumerové  jsou předchůdci Babyloňanů, kteří vytvořili jednu z prvních civilizací na světě, které je připisován vynález písma, a to již nejméně 1500 let před naším letopočtem. E. s jistotou našel Venuši na obloze [84] . Brzy poté s jistotou našli další „vnitřní“ planetu Merkur a „vnější“ (za oběžnou dráhou Země) Mars , Jupiter a Saturn . Tyto planety zůstaly jediné známé až do vynálezu dalekohledu v raném novověku [85] .

První civilizací, která měla funkční teorii planet, byli Babyloňané, kteří žili v Mezopotámii ve 2. a 1. tisíciletí před naším letopočtem. E. Nejstarším dochovaným planetárním astronomickým textem z tohoto období jsou Venušské tabulky Ammi-Tzaduki, datované do 7. století před naším letopočtem. e. jsou pravděpodobně kopií starších, pocházejících z počátku 2. tisíciletí před naším letopočtem. e [86] . Babyloňané také položili základy tomu, co by se v budoucnu nazývalo „západní astrologie“ [87] . „ Enuma Anu Enlil “, napsaný v novoasyrském období v 7. století před naším letopočtem. e [88] obsahuje seznam znamení a jejich vztah k různým astronomickým jevům, včetně pohybu planet [89] .

Babyloňané používali dvojí systém jmen: „vědecký“ a „božský“. S největší pravděpodobností to byli oni, kdo jako první přišel s myšlenkou dát planetám jména bohů [90] [91] .

Pro chaldejský systém planet, viz chaldejský řádek .

Starověké Řecko a starověký Řím

Ptolemaiovské "planetární sféry"
Modernost Měsíc Rtuť Venuše slunce Mars Jupiter Saturn
Středověká Evropa [92] ☾LVNA ☿ MERCVRIVS ♀VENVS ☉ SOL ♂ MARS ♃ IVPITER ♄ SATVRNVS

Ve starověkém Řecku předhelénistického a raného helénistického období neměla jména planet nic společného s božstvy: Saturn se nazýval Faynon , „jasný“, Jupiter – Phaeton , Mars – Piroeis , „ohnivý“; Venuše byla známá jako Phosphoros , "Herald of Light" (během ranní viditelnosti) a Hesperos (během viditelnosti večer), a nejrychleji mizející Merkur jako Stilbon .

Ale později, zjevně, Řekové přijali „božská“ jména planet od Babyloňanů, ale předělali je tak, aby odpovídala jejich panteonu. Mezi řeckou a babylonskou tradicí pojmenování bylo nalezeno dostatek korespondence, která naznačuje, že nevznikly odděleně jedna od druhé [86] . Překlad nebyl vždy přesný. Například babylónský Nergal je bůh války, proto ho Řekové spojovali s Aresem. Ale na rozdíl od Arese byl Nergal také bohem moru, moru a podsvětí [94] . Později staří Římané spolu s kulturou a představami o světě kolem sebe okopírovali názvy planet od starých Řeků. Tak se objevily nám známé Jupiter, Saturn, Merkur, Venuše a Mars.

Mnoho Římanů následovalo víru, pravděpodobně pocházející z Mezopotámie, ale své konečné podoby dosáhla v helénistickém Egyptě, že sedm bohů, po nichž byly planety pojmenovány, se staralo o hodinové změny Země. Pořadí začalo Saturn, Jupiter, Mars, Slunce, Venuše, Merkur, Měsíc (od nejvzdálenějších po nejbližší) [95] . Proto první den začínal Saturnem (1. hodina), druhý den Sluncem (25. hodina), následoval Měsíc (49. hodina), dále Mars, Merkur, Jupiter a Venuše. Vzhledem k tomu, že každý den byl pojmenován po bohu, kterým začal, přežil tento řád v římském kalendáři po zrušení cyklu založeného na nundinách – a stále přežívá v mnoha moderních jazycích [96] .

Termín „planeta“ pochází ze starořeckého πλανήτης , což znamená „tulák“ – tak se jmenoval objekt, který měnil svou polohu vůči hvězdám. Protože na rozdíl od Babyloňanů starověcí Řekové nepřikládali předpovědím důležitost, planety se zpočátku nijak zvlášť nezajímaly. Pythagorejci v 6. a 5. století před naším letopočtem. E. vyvinuli vlastní nezávislou planetární teorii, podle níž Země, Slunce, Měsíc a planety obíhají kolem „Centrálního ohně“, který byl brán jako teoretický střed vesmíru. Pythagoras nebo Parmenides byli první, kdo identifikoval „večerní“ a „jitřenku“ ( Venuši ) jako jeden a tentýž objekt [97] .

Ve III století před naším letopočtem. E. Aristarchos ze Samosu navrhl heliocentrický systém, podle kterého Země a další planety obíhají kolem Slunce. Nicméně, geocentrismus zůstal dominantní až do vědecké revoluce . Je možné, že mechanismus Antikythéry byl analogový počítač určený k výpočtu přibližných poloh Slunce, Měsíce a planet k danému datu.

Do 1. století př. Kr. Během helénistického období začali Řekové vytvářet svá vlastní matematická schémata pro předpovídání polohy planet. Staří Babyloňané používali aritmetiku , zatímco schéma starých Řeků bylo založeno na geometrických řešeních . Tento přístup umožnil daleko pokročit ve vysvětlení podstaty pohybu nebeských těles viditelných pouhým okem ze Země. Tyto teorie se nejvíce plně odrážejí v Almagestu , který napsal Ptolemaios ve 2. století našeho letopočtu. E. Dominance ptolemaiovského modelu byla tak úplná, že zastínil všechny předchozí práce o astronomii a zůstal nejuznávanějším astronomickým dílem v západním světě po 13 století [86] [98] . Komplex Ptolemaiových zákonů dobře popsal charakteristiky drah 7 planet, které podle Řeků a Římanů obíhají kolem Země . V pořadí vzrůstající vzdálenosti od Země se podle tehdejší vědecké komunity nacházely takto: Měsíc , Merkur, Venuše, Slunce , Mars, Jupiter a Saturn [80] [98] [99] .

Starověká a středověká Indie

V roce 499 navrhl indický astronom Aryabhata planetární model, který naznačuje, že planety se pohybují spíše po eliptických než kruhových drahách. Aryabhatův model zahrnoval i rotaci Země kolem své osy, což vysvětlil zdánlivým pohybem hvězd na západ [100] [101] . Tento model byl široce přijímán mezi indickými astronomy, kteří žili a pracovali později. Následovníci Aryabhaty byli obzvláště silní v jižní Indii , kde mimo jiné jeho principy denní rotace Země tvořily základ množství děl založených na jeho teorii [102] .

V roce 1500 Neelakanta Somayaji z Kerala školy ve své Tantrasangraha revidoval model Aryabhata [103] [104] . Ve svém Aryabhatavahyaz , komentáři k Aryabhatya , navrhl model, kde se Merkur, Venuše, Mars, Jupiter a Saturn točí kolem Slunce, které se zase točí kolem Země. Tento geoheliocentrický systém připomíná systém, který navrhl Tycho Brahe na konci 16. století . Většina astronomů z Kerala School přijala jeho model a následovala jej [103] [104] [105] .

Islámský svět

V 11. století pozoroval Avicenna přechod Venuše a zjistil, že Venuše je alespoň někdy níže než Slunce [106] . Ve 12. století Ibn Baja pozoroval „dvě planety jako černé skvrny na tváři Slunce“. Ve 13. století astronom Kutbuddin ash-Shirazi z Maraga vysvětlil tento jev jako přechody Merkuru a Venuše [107] .

Starověké Rusko

V textech v ruštině se termín „planeta“ vyskytuje od 11. století, kdy bylo toto jméno ve formě „planeta“ zmíněno v „ Izbornik of Svyatoslav “ z roku 1073, kde byla také označena nebeská tělesa, která byla pak nazývané planety: Slantse ( Slunce ), Yermis ( Merkur ), Afrodita ( Venuše ), Měsíc , Aris ( Mars ), Zeus ( Jupiter ), Kronos ( Saturn ) [108] .

Evropská renesance

Renesanční planety
Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn

Pět planet viditelných pouhým okem je známo již od starověku a mělo významný vliv na mytologii, náboženskou kosmologii a starověkou astronomii.

Metoda vědeckého poznání se zlepšila a chápání pojmu „planeta“ se měnilo, jak se pohybovali vzhledem k jiným nebeským tělesům (vzhledem k pevným hvězdám); chápat je jako tělesa točící se kolem Země (v každém případě se to lidem tak zdálo); v 16. století začaly být planety definovány jako objekty obíhající kolem Slunce spolu se Zemí, když heliocentrický model Koperníka , Galilea a Keplera získal vliv ve vědecké komunitě. Do seznamu planet se tak dostala i Země, přičemž Slunce a Měsíc z něj byly vyloučeny [109] .

Zároveň byla porušena tradice pojmenovávání planet podle řeckých nebo římských bohů. Výsledkem je, že v každém jazyce se Země nazývá svým vlastním způsobem.

Mnoho románských jazyků si ponechává latinské slovo Terra (nebo jeho variace), což znamená suchá země (opak moře) [110] . Nerománské jazyky však používají svá vlastní jména. Například, Řekové ještě udrží originál starověkého Řeka Γή ( Ki nebo Yi ); Germánské jazyky , včetně angličtiny, používají variace starogermánského ertho [111] , jak je vidět v angličtině Earth , němčině Erde , holandském Aarde a skandinávském Jorde .

Mimoevropské kultury používají různá schémata pojmenování planet. Indie používá systém pojmenování založený na Navagraha , který zahrnuje sedm „tradičních“ planet ( Surya pro Slunce, Chandra pro Měsíc a Budha , Shukra , Mangala , Brihaspati a Shani pro planety Merkur, Venuše, Mars, Jupiter a Saturn) a vzestupné a sestupné uzly Měsíce Rahu a Ketu . Čína a další východoasijské země historicky ovlivněné Čínou ( Japonsko , Korea a Vietnam ) používají systém pojmenování založený na pěti prvcích ( prvcích ): voda (Merkur), kov (Venuše), oheň (Mars), dřevo (Jupiter) a Země (Saturn) [96] .

Když byly v 17. století objeveny první satelity Jupiteru a Saturnu , zpočátku se jim říkalo satelity i planety – v dalším století se však slovo „satelit“ začalo používat častěji [112] . Až do poloviny 19. století se počet „planet“ rapidně zvyšoval a vědecká komunita udělila status planety jakémukoli objektu, který obíhá striktně kolem Slunce.

19. století

Planety na počátku 19. století
Rtuť Venuše Země Mars Vesta Juno Ceres Pallas Jupiter Saturn Uran

V polovině 19. století si astronomové začali uvědomovat, že objekty, které objevili za posledních 50 let (jako Ceres, Pallas, Juno a Vesta), se velmi liší od běžných planet. Nacházejí se ve stejné oblasti mezi Marsem a Jupiterem (pás asteroidů) a mají mnohem menší hmotnost; v důsledku toho byly překlasifikovány na „asteroidy“. Planetám se začalo říkat pouze „velká“ tělesa, která obíhají kolem Slunce. Nebylo třeba formálně definovat planetu, protože zaprvé mezi známými asteroidy a planetami byla velká propast ve velikosti a zadruhé se zdálo, že tok nových objevů planet vyschl s objevem Neptunu. v roce 1846 [113] .

20. století

Planety od konce 19. století do roku 1930
Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune

Pluto bylo objeveno ve 20. století . První pozorování naznačovala, že je větší než Země [114] , a objekt byl okamžitě vnímán jako devátá planeta. Další pozorování ukázala, že Pluto je mnohem menší. V roce 1936 Raymond Littleton navrhl, že Pluto by mohlo být uniklým měsícem Neptunu [115] a v roce 1964 Fred Lawrence Whipple navrhl, že Pluto je kometa [116] . Protože je však Pluto větší než všechny v té době známé asteroidy [117] , svůj status si udrželo až do roku 2006.

Planety od roku 1930 do roku 2006
Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune Pluto

V roce 1992 astronomové Alexander Volshchan a Dale Freil oznámili objev planet kolem pulsaru PSR B1257+12 [118] . Předpokládá se, že jde o první objev planet kolem jiné hvězdy. Poté, 6. října 1995 , Michel Mayor a Didier Chielo z univerzity v Ženevě oznámili první objev exoplanet kolem obyčejné hvězdy hlavní posloupnosti  , 51 Pegasus [119] .

Objev exoplanet vytvořil novou nejistotu v definici planety: absenci jasné hranice mezi planetami a hvězdami. Mnoho známých exoplanet je hmotou mnohonásobně větší než Jupiter a přibližují se hvězdným objektům známým jako „hnědí trpaslíci“ [120] . Hnědí trpaslíci jsou obvykle považováni za hvězdy kvůli jejich schopnosti spalovat deuterium  , těžký izotop vodíku, v termonukleární reakci. Aby hvězda spalovala obyčejný vodík, musí mít hmotnost alespoň 75 hmotností Jupiteru a pouze 13 hmotností Jupiteru stačí ke spálení deuteria. Deuterium je však poměrně vzácný izotop a většině hnědých trpaslíků pravděpodobně došel dávno předtím, než byli objeveni, takže jsou k nerozeznání od supermasivních planet [121] .

21. století

Planety, 2006 – současnost
Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune

S objevem velkého množství různých druhů objektů ve sluneční soustavě a velkých objektů kolem jiných hvězd ve druhé polovině 20. století začaly spory o to, co by mělo být považováno za planetu. Konkrétní spory začaly, zda je planeta považována za objekt, který se uvolňuje z hlavní "populace" pásu asteroidů , nebo zda je dostatečně velká pro fúzi deuteria .

Koncem 90. let a začátkem 21. století byla potvrzena existence Kuiperova pásu v oblasti oběžné dráhy Pluta . Bylo tedy zjištěno, že Pluto je pouze jedním z největších objektů v tomto pásu, což vedlo mnoho astronomů k tomu, že ho zbavili statutu planety.

Značné množství dalších objektů ve stejném pásu, jako Quaoar , Sedna a Eris , bylo vyhlášeno v populárním tisku jako desátá planeta, ačkoli se jim jako takové nedostalo širokého vědeckého uznání. Objev Eris v roce 2005, který je považován za větší a o 27 % hmotnější než Pluto, vyvolal potřebu oficiální definice planety.

IAU si tento problém uvědomila a pustila se do vývoje definice planety, která byla dokončena v roce 2006. Počet planet ve sluneční soustavě se zredukoval na 8 velkých těles s „čistou“ dráhou (Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun). Navíc byla identifikována nová třída - trpasličí planety , která zahrnovala tři objekty (Ceres, Pluto a Eris) [122] .

Definice exoplanety

V roce 2003 pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro exoplanety definovala následující kritéria pro rozlišení mezi planetou a hnědým trpaslíkem [123] :

  1. Objekt se skutečnou hmotností pod prahem pro termonukleární reakci deuteria (nyní se tento práh odhaduje na přibližně 13 hmotností Jupiteru pro objekty se stejným izotopovým výskytem jako na Slunci) [124] obíhající kolem hvězdy nebo jejích pozůstatků se nazývá „ planeta“ (bez ohledu na původ). Minimální požadavky na hmotnost a velikost pro exoplanetu jsou stejné jako pro planety sluneční soustavy.
  2. Objekty s hmotností nad limit pro termonukleární reakci deuteria jsou „hnědými trpaslíky“ bez ohledu na to, jak vznikly a kde se nacházejí.
  3. Objekty, které se „volně vznášejí“ v mladých hvězdokupách s hmotnostmi nižšími, než je potřeba pro termonukleární reakci zahrnující deuterium, nejsou „planety“, ale „subhnědí trpaslíci“.

Tato definice se stala populární mezi astronomy a byla dokonce publikována ve specializovaných vědeckých publikacích [125] . Ačkoli je tato definice dočasná a sloužila pouze do té doby, než byla přijata ta oficiální, získala si oblibu, protože neřeší problém stanovení spodní prahové hmotnosti pro planetu [126] a pomáhá tak předcházet rozporům ohledně objektů slunečního záření. systému a nekomentuje však stav objektů obíhajících kolem hnědých trpaslíků, jako je 2M1207 b .

Subhnědý trpaslík  je objekt s planetární hmotností, vzniklý během kolapsu plynového mračna (a ne při akreci, jako běžné planety). Tento rozdíl ve formaci mezi subhnědými trpaslíky a planetami není obecně přijímán; astronomové se dělí na dva tábory v otázce, zda považovat za kritérium pro klasifikaci proces vzniku planet [127] [128] . Jedním z důvodů neshody je, že je často nemožné zjistit, jak se objekt zformoval: například planeta vytvořená akrecí může opustit svůj planetární systém a přejít do „volného plutí“ a subhnědý trpaslík se zformoval sám. v hvězdokupě během kolapsu oblaku plynu lze zachytit na oběžnou dráhu kolem hvězdy.

trpasličí planety
Ceres Pluto Haumea Makemake Eris

13 Hmotnosti Jupiteru jsou poněkud libovolné. Neexistuje zde žádná ostrá hranice – intenzita hoření plynule roste s hmotností hvězdy. Množství deuteria zapojené do reakcí navíc závisí nejen na hmotnosti, ale také na složení předmětu – množství helia a deuteria [129] .

Rezoluce IAU 2006

Otázka dolní hranice hmotnosti byla vznesena v roce 2006 na zasedání Valného shromáždění IAU . Po debatě a jednom neúspěšném návrhu se shromáždění shodlo, že planeta je [130]

Podle této definice je ve sluneční soustavě 8 planet. Těla, která splňují první dvě podmínky, ale ne třetí (Pluto, Makemake a Eris), jsou klasifikována jako trpasličí planety , pokud nejsou satelity planety. Původně IAU navrhla definici, která nezahrnovala položku (c), a proto by nyní mohlo být více planet [131] . Po dlouhém zvažování bylo hlasováním rozhodnuto, že taková tělesa by měla být klasifikována jako trpasličí planety [132] .

Tato definice vychází z teorie vzniku planet, podle níž budoucí planety čistí prostor kolem sebe od prachu, plynu a menších těles. Podle astronoma Stephena Sotera [133] :

Po hlasování v roce 2006 debaty a spory neustaly [134] [135] a mnozí astronomové prohlásili, že tuto definici nebudou používat [136] . Část debaty se soustředila kolem bodu (c) (čistá oběžná dráha) a že objekty klasifikované jako trpasličí planety by měly být součástí širší definice „planety“. Následné konference IAU mohou rozšířit současnou definici o definici exoplanety.

Mimo vědeckou komunitu je Pluto od svého objevu (1930) široce známé jako devátá planeta. Pozornost médií i veřejnosti vzbudil objev Eris, který byl v médiích medializován jako objev desáté planety, a následné překlasifikování tří objektů na trpasličí planety [137] .

Dřívější klasifikace

Níže uvedená tabulka ukazuje tělesa sluneční soustavy, která byla dříve považována za planety:

tělo poznámky
Hvězda trpasličí planeta Asteroid Satelit
slunce Měsíc Ve starověku byly považovány za planety v souladu s tehdejšími představami.
Io , Europa , Ganymede a Callisto Čtyři největší měsíce Jupitera, známé také jako Galilejci. Galileo Galilei je zmínil jako „planety Medicejských“ po jejich patronovi: rodině Medicejských.
Titan [b] , Iapetus [c] , Rhea [c] , Tethys [d] a Dione [d] Pět největších měsíců Saturnu objevili Christian Huygens a Giovanni Domenico Cassini.
Ceres [e] Pallas , Juno a Vesta První známé asteroidy objevené mezi lety 1801 a 1807, než byly v 50. letech 19. století překlasifikovány [138] .

Ceres byla překlasifikována na trpasličí planetu v roce 2006.

Astrea , Hebe , Iris , Flora , Metis , Hygiea , Parthenope , Victoria , Egeria , Irene , Eunomia Asteroidy objevené v letech 1845 až 1851. Rychlý nárůst počtu planet si vyžádal reklasifikaci, která proběhla v roce 1854 [139] .
Pluto [f] První transneptunský objekt (TNO), objevený v roce 1930. V roce 2006 jí byl odebrán status planety a byl jí přidělen status trpasličí planety.

Amatérská pozorování

K vidění planet nepotřebujete dalekohled. Většinu planet sluneční soustavy až po Saturn lze vidět pouhým okem. Pokud má pozorovatel v úmyslu rozlišit nejvýznamnější geologické nebo atmosférické struktury na povrchu planet, pak bude potřebovat dalekohled s kvalitní optikou a vysoce kontrastním okulárem s minimem čoček - tyto požadavky splňují Plösslova schémata, ortoskopické a monocentrické okuláry, které mimo jiné pomáhají zamezit oslnění . K pozorování planet sluneční soustavy ve většině případů postačí achromatický refraktorový dalekohled s aperturou 150-200 mm . Důležitá je také poloha planety na oběžné dráze: všechny planety, kromě Merkuru a Venuše, lze nejlépe pozorovat v opozici . Nejlépe jasno, bez oparu a smogu . Mohou být vyžadovány různé světelné filtry – jsou speciální pro každou planetu [140] .

Nejběžnější pro planetární pozorování jsou zvětšení od 150x do 350-400x - a měli byste se ujistit, že okulár tento rozsah zvětšení pokrývá (protože rozlišení oka závisí na osvětlení objektu a nastavením zvětšení na dvojnásobek průměr objektivu dalekohledu v milimetrech, jas planetárního disku klesne natolik, že na něm zmizí detaily dobře viditelné při menším zvětšení). Při výběru objektu pro pozorování je třeba dbát na to, aby vystoupal alespoň 20 stupňů nad horizont – jinak atmosférická turbulence obraz zkreslí a rozmaže. Zároveň se nedoporučuje pozorovat planety z vícepatrových budov nebo přímo z místnosti: v prvním případě proudí teplý vzduch podél stěn domu (z otevřených oken, a proto je lepší pozorovat z balkonu). A v druhém případě proud teplého vzduchu vycházejícího z vaší místnosti rozmaže „obraz“ [140] .

Následují doporučení pro pozorování jednotlivých planet ve sluneční soustavě:

Merkur

Merkur je obtížně pozorovatelný objekt kvůli jeho blízkosti ke Slunci. Přesto ji lze pozorovat dva až tři týdny v roce ráno nebo večer asi hodinu a půl. I když je za soumraku vidět na tmavé obloze a je dobře vidět, v tuto chvíli je nízko nad obzorem. Tento problém je vyřešen, pokud je pozorován ve dne, ale na denní obloze je mnohem obtížnější jej najít. Pro rozlišení alespoň některých detailů povrchu se doporučuje apertura dalekohledu alespoň 100 mm. Když je atmosféra klidná, největší povrchové detaily se jeví jako rozmazané tmavé skvrny. Aby byla planeta ve dne proti obloze lépe vidět a detaily byly zřetelnější, doporučuje se použít žlutý filtr [140] .

Venuše

Planetu lze ve tmě pozorovat až čtyři hodiny. Zhruba půl roku je planeta viditelná ráno nebo večer, ale obrovská jasnost ji umožňuje pozorovat téměř po celý rok. Doporučená clona je 75 mm. Samotný povrch planety je skryt pod hustými mraky; hlavním zájmem je samotná atmosféra a proměny v ní. Odrazivost atmosféry Venuše je tak velká, že se pro bezpečné pozorování doporučuje používat "neutrální" filtr. A při použití modrého nebo fialového filtru jsou lépe viditelné nehomogenity ve vrstvě oblačnosti [140] .

Mars

Mars je k dispozici pro pozorování v kteroukoli roční dobu, ale nejlepší je pozorovat jej v opozici , což se opakuje s periodou asi 26 měsíců. Doporučené clony:

  • 75 mm: lze rozlišit polární čepici, velkou tmavou oblast Sirte Major a tmavý pás „moří“ na jižní polokouli.
  • 100 mm: formace mraků na terminátoru a horách, nepravidelnosti ve světlých oblastech, četné detaily v mořích budou patrné.
  • 150-200 mm: počet dílů se znatelně zvýší a některé díly, které se u menších nástrojů zdály spojité, se rozpadnou na mnoho menších. Pro snazší rozlišení tmavých povrchových detailů se obvykle používá žlutooranžový filtr, a pokud je účelem pozorování polární čepice a útvary oblačnosti, pak modrý nebo zelený [140] .

Jupiter

Jupiter lze také vždy najít na obloze a opozice se opakují v průměru jednou za 13 měsíců. Hlavním zájmem při pozorování Jupiteru je jeho atmosféra a změny počasí v ní. S aperturou dalekohledu 75 mm jsou viditelné tři nebo čtyři hlavní oblačné pásy v atmosféře planety, nepravidelnosti v nich, BKP a stíny satelitů během jejich průchodu. Když se apertura přístroje zvětší na 100 mm, je vidět již 4-5 proužků v atmosféře a víry v nich. Při zvětšení clony na 150-200 mm se objevují četné pruhy, kudrlinky, vroubky atd. Počet rozlišitelných detailů roste úměrně se zvětšováním clony. Ke zvýšení kontrastu při pozorování se běžně používají modré a žluté filtry [140] .

Saturn

Každý rok se konfrontace odehrává o dva týdny později než ta předchozí. Ale kromě změn v deklinaci jsou další změny nepostřehnutelné. Během periody Saturnova oběhu kolem Slunce se mění úhel otevření prstenců, dvakrát jsou viditelné zboku a dvakrát maximálně otevřené až do úhlu 27 stupňů [140] .

S aperturou přístroje 100 mm je vidět tmavší polární čepička, tmavý pruh poblíž obratníku a stín prstenců na planetě. A při 150-200 mm budou patrné čtyři nebo pět pásů mraků v atmosféře a nehomogenity v nich, ale jejich kontrast bude znatelně menší než u Jupiteru. Pro zvýšení kontrastu můžete použít žlutý filtr. A slavné prstence Saturnu jsou viditelné již při 20násobném zvětšení. Dalekohledy s velkými aperturami umožňují rozlišit mnoho jednotlivých prstenců a mezer mezi nimi [140] .

Uran

K opozicím dochází každý rok o čtyři až pět dní později než v předchozím roce, s rostoucí deklinací a zlepšenými podmínkami viditelnosti pro severní polokouli (až do 30. let 20. století). S clonou 75 mm a zvětšením nad 80x bude viditelný malý, matný disk. A při cloně 300 mm se stanou viditelné extrémně málo kontrastní detaily, ale pravděpodobnost jejich pozorování i s takovým přístrojem je dost malá [140] .

Neptun

K opozicím dochází každý rok o dva dny později než v předchozím roce, s rostoucí deklinací a zlepšenými podmínkami viditelnosti pro severní polokouli (až do 60. let 20. století). Podrobnosti povrchu nejsou vidět, ale při zvětšení 120x je vidět malý disk planety [140] .

  • Některé planety sluneční soustavy dalekohledem (průměr objektivu je uveden v závorkách)

  • Venuše (250 mm)

  • Mars (250 mm)

  • Jupiter (250 mm)

  • Saturn

  • Uran

Související pojmy

Viz také

Komentáře

  1. ^   Tatodefiniceje kompilací dvouMAC; formální definice schválená odbory v roce 2006 a neformální „pracovní“ definice z roku 2003. Definice z roku 2006, i když oficiální, platí pouze pro sluneční soustavu, zatímco definice z roku 2003 platí také pro planety kolem jiných hvězd. Problém identifikace exoplanety byl považován za velmi obtížné diskutovat na konferenci IAU v roce 2006.
  2. ^   zmínil Huygens jakoPlanetes novus(„Nová planeta“) ve své práciSystema Saturnium
  3. ^  Obě jsou označovány jakonouvelles planetètes(nové planety) od Cassiniho ve svém díleDécouverte de deux nouvelles planetes autour de Saturne
  4. ^  oba měsíce jsou označovány jako „planety“ v Cassini'sAn Extract of the Journal Des Scavans…. Pojem „satelit“ se však již v té době začal používat k odlišení takových těles od těch, kolem kterých obíhají.
  5. ^  Překlasifikována jako trpasličí planeta v roce 2006.
  6. ^  Klasifikována jako planeta od svého objevu v roce 1930 až do reklasifikace jakotransneptunská trpasličí planetav srpnu 2006.

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Podle definice pojmu „planeta“ z roku 2006

Zdroje

  1. ↑ 1 2 Valné shromáždění IAU 2006: Výsledek hlasování o rezoluci IAU (odkaz není k dispozici) . Mezinárodní astronomická unie (2006). Získáno 30. prosince 2009. Archivováno z originálu 4. července 2012. 
  2. ↑ Pracovní skupina pro extrasolární planety (WGESP) Mezinárodní astronomické unie (odkaz není k dispozici) . IAU (2001). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012. 
  3. ↑ Gigin. Astronomy Archivováno 28. července 2019 na Wayback Machine II 42 Archivováno 28. července 2019 na Wayback Machine , 1

    PLANETY 42. 1. Zbývá nám vyprávět o pěti hvězdách, které mnozí nazývají "putující", Řekové - planety.
  4. ↑ Encyklopedie extrasolární planety - výpis katalogu . exoplanet.eu . Získáno 16. června 2022. Archivováno z originálu dne 5. července 2012.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Jean Schneider. Encyklopedie extrasolární planety - výpis katalogu  . Encyklopedie extrasolárních planet (27. ledna 2015). Získáno 23. dubna 2014. Archivováno z originálu 28. ledna 2015.
  6. ↑ Kennedy, Barbara . Vědci odhalili nejmenší dosud nalezenou extrasolární planetu SpaceFlight Now (11. února 2005). Archivováno z originálu 9. května 2008. Staženo 23. srpna 2008.
  7. ↑ Santos, N.; Bouchy, F.; Vauclair, S.; Queloz, D.; Starosta , M. Čtrnáctkrát Země , Evropská jižní observatoř (tisková zpráva) (25. srpna 2004). Archivováno z originálu 7. června 2007. Staženo 23. srpna 2008.
  8. ↑ Trio Neptunů , časopis Astrobiology (21. května 2006). Archivováno z originálu 29. září 2007. Staženo 23. srpna 2008.
  9. ↑ Hvězda: Gliese 876 (odkaz není k dispozici) . Encyklopedie extrasolární planety . Získáno 1. února 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012. 
  10. ↑ Objevena malá planeta obíhající kolem malé hvězdy . ScienceDaily (2008). Získáno 6. června 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  11. ↑ Beaulieu, J.-P.; D. P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; a kol. Objev chladné planety o hmotnosti 5,5 hmotnosti Země prostřednictvím gravitační mikročočky  //  Nature: journal. - 2006. - 26. ledna ( roč. 439 , č. 7075 ). - str. 437-440 . - doi : 10.1038/nature04441 . — PMID 16437108 .
  12. ↑ COROT objevil dosud nejmenší exoplanetu s povrchem, po kterém se dá chodit . Evropská kosmická agentura (3. února 2009). Datum přístupu: 28. února 2010. Archivováno z originálu 25. března 2012.
  13. ↑ Gliese 581 d (nepřístupný odkaz) . Encyklopedie extrasolárních planet . Datum přístupu: 13. září 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012. 
  14. ↑ Ve vesmíru nalezena nová „super-Země“ , BBC News (25. dubna 2007). Archivováno z originálu 10. listopadu 2012. Staženo 23. srpna 2008.
  15. ↑ von Bloh a kol. Obyvatelnost superzemí v Gliese 581  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2007. - Sv. 476 , č.p. 3 . - S. 1365-1371 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077939 .
  16. ↑ Lecavelier des Etangs, A.; Vidal-Madjar, A.; McConnell, JC; Hébrard, G. Atmosférický únik z horkých Jupiterů  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2004. - Sv. 418 . -P.L1- L4 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040106 .
  17. ↑ Thompson, Tabatha , Clavin, Whitney. NASA Spitzer First to Crack Open Light of Faraway Worlds , Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology (Tisková zpráva) (21. února 2007). Archivováno z originálu 15. října 2007. Staženo 23. srpna 2008.
  18. ↑ Richardson, L. Jeremy; Deming, Drake; Horning, Karen; Seager, Sara; Harrington, Joseph. Spektrum extrasolární planety  (anglicky)  // Příroda. - 2007. - Sv. 445 , č.p. 7130 . — S. 892 . - doi : 10.1038/nature05636 . — PMID 17314975 .
  19. ↑ Drake, Frank . The Drake Equation Revisited , Astrobiology Magazine (29. září 2003). Archivováno z originálu 7. února 2009. Staženo 23. srpna 2008.
  20. ↑ Lissauer, JJ Timescales for Planetary Accretion and the Structure of the protoplanetary disc  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1987. - Sv. 69 . - str. 249-265 . - doi : 10.1016/0019-1035(87)90104-7 .
  21. ↑ 1 2 Luhman, KL; Adame, Lucia; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria. Objev planetárního hnědého trpaslíka s Circumstellar Diskem  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 635 . —P.L93 . _ - doi : 10.1086/498868 .
  22. ↑ Clavin, Whitney Planeta s planetami? Spitzer najde Cosmic Oddball . Spitzer Space Telescope Newsroom (9. listopadu 2005). Získáno 18. listopadu 2009. Archivováno z originálu 11. července 2007.
  23. ↑ Close, Laird M. a kol. The Wide Brown Dwarf Binary Oph 1622–2405 and Discovery of A Wide, Low Mass Binary in Ophiuchus (Oph 1623–2402): A New Class of Young Evaporating Wide Binaries? (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 660 . — S. 1492 . - doi : 10.1086/513417 .
  24. ↑ Luhman, KL; Allers, KN; Jaffe, D.T.; Cushing, M.C.; Williams, K.A.; Slesnick, C. L.; Vacca, W.D. Ophiuchus 1622–2405: Not a Planetary-Mass Binary  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Duben ( roč. 659 , č. 2 ). - S. 1629-1636 . - doi : 10.1086/512539 .
  25. ↑ Britt, Robert Roy Pravděpodobná první fotografie planety za sluneční soustavou . Space.com (10. září 2004). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  26. ↑ Měly by být velké měsíce nazývány „satelitními planetami“? . Získáno 23. listopadu 2010. Archivováno z originálu 5. května 2012.
  27. ↑ V. G. Surdin, „Průzkum vzdálených planet“
  28. ↑ D. R. Anderson a kol. . WASP-17b: planeta s ultranízkou hustotou na pravděpodobné retrográdní oběžné dráze . Cornell University Library. Získáno 13. srpna 2009. Archivováno z originálu dne 23. srpna 2014.
  29. ↑ 1 2 3 4 5 Young, Charles Augustus. Manuál astronomie: Textová kniha . - Ginn & company, 1902. - S.  324-327 .
  30. ↑ Dvořák, R.; Kurths, J.; Freistetter, F. Chaos a stabilita v planetárních systémech. —New York: Springer, 2005. - ISBN 3540282084 .
  31. ↑ Moorhead, Althea V.; Adams, Fred C. Evoluce excentricity obřích drah planet v důsledku točivého momentu kolem hvězdného disku  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2008. — Sv. 193 . - str. 475 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.009 .
  32. ↑ Planety - Objekty Kuiperova pásu (odkaz není k dispozici) . The Astrophysics Spectator (15. prosince 2004). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012. 
  33. ↑ Přesněji dráha barycentra soustavy Země - Měsíc
  34. ↑ Tatum, JB 17. Vizuální dvojhvězdy // Nebeská mechanika . — Osobní webová stránka, 2007.
  35. ↑ Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. Korelace mezi sklonem a barvou v klasickém Kuiperově pásu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 566 . — P.L125 . - doi : 10.1086/339437 .
  36. ↑ 1 2 Harvey, Samantha Počasí, počasí, všude? . NASA (1. května 2006). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  37. ↑ Winn, Joshua N.; Holman, Matthew J. Obliquity Tides on Hot Jupiters  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 628 . — P.L159 . - doi : 10.1086/432834 .
  38. ↑ Goldstein, R.M.; Carpenter, RL Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements  //  Science : journal. - 1963. - Sv. 139 , č.p. 3558 . — S. 910 . - doi : 10.1126/science.139.3558.910 . — PMID 17743054 .
  39. ↑ Belton, MJS; Terrile RJ Bergstralh, JT: Uran a Neptun 327 (1984). Získáno 2. února 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  40. ↑ Borgia, Michael P. Vnější světy; Uran, Neptun , Pluto a dále  . - Springer New York, 2006. - S. 195-206.
  41. ↑ Lissauer, Jack J. Formace   planety // Každoroční přehled astronomie a astrofyziky : deník. - 1993. - Sv. 31 (A94-12726 02-90) . - S. 129-174 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001021 . - .
  42. ↑ Tabulky Strobel, Nick Planet (odkaz není k dispozici) . astronomynotes.com. Získáno 1. února 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012. 
  43. ↑ Zarka, Philippe; Treumann, Rudolf A.; Rjabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B. Magneticky řízené planetární rádiové emise a aplikace na extrasolární planety  //  Astrofyzika a vesmírná věda : deník. - 2001. - Sv. 277 . — S. 293 . - doi : 10.1023/A:1012221527425 .
  44. ↑ Faber, Peter; Quillen, Alice C. Celkový počet obřích planet v Debris Disks with Central Clears . Katedra fyziky a astronomie, University of Rochester (12. července 2007). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu 15. listopadu 2018.
  45. ↑ Někteří velcí TNO dosud nezískali status trpasličí planety, ale činí si jej nárok
  46. ↑ Amburn, Brad Behind the Pluto Mission: An Interview with Project Leader Alan Stern . Space.com (28. února 2006). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  47. ↑ Kravchuk P. A. Záznamy přírody. - L .: Erudit, 1993. - 216 s. — 60 000 výtisků.  — ISBN 5-7707-2044-1 .
  48. ↑ Hamilton, Calvin J. Neptun . Pohledy na Sluneční soustavu (4. srpna 2001). Získáno 4. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 18. května 2019.
  49. ↑ Hoskin, zákon Michaela Bodese a objevení Ceres (nepřístupný odkaz) . Observatorio Astronomico di Palermo "Giuseppe S. Vaiana" (26. června 1992). Staženo 4. dubna 2020. Archivováno z originálu 4. července 2012. 
  50. ↑ Croswell, 1997 , s. 52.
  51. ↑ IAUC 8577: 2003 EL_61, 2003 UB_313, 2005 FY_9; C/2005 N6 . Mezinárodní astronomická unie (29. července 2005). Získáno 4. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 20. května 2012.
  52. ↑ Michael E. Brown. Elektronická stopa objevu 2003 EL 61 . Caltech . Získáno 4. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 20. května 2012.
  53. ↑ MPEC 2005-O42 . Mezinárodní astronomická unie (29. července 2005). Staženo 4. dubna 2020. Archivováno z originálu 11. února 2012.
  54. ↑ Brown M. Objev UB313 Eris v roce 2003, 10. největší známé trpasličí planety (2006). Získáno 4. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 19. července 2011.
  55. ↑ Scott S. Sheppard . Satelitní stránka Jupiter (nyní také Satelitní a měsíční stránka obří planety) . Carnegieho institut pro vědu. Získáno 3. listopadu 2014. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  56. ↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Obří planety  . - 10. prosince 2009.
  57. ↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teorie vzniku planet . - 2010. - .
  58. ↑ Dutkevitch, Diane Evoluce prachu v terestriální planetě Oblast Cirkumstellárních disků kolem mladých hvězd . Ph. D. práce, University of Massachusetts Amherst (1995). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 25. listopadu 2007. ( Záznam Astrophysics Data System Archivováno 3. listopadu 2013 na Wayback Machine )
  59. ↑ 1 2 3 Kivelson, Margaret Galland; Bagenal, Fran. Planetární magnetosféry // Encyklopedie sluneční soustavy / Lucyann Mcfadden, Paul Weissman, Torrence Johnson. - Academic Press , 2007. - S. 519. - ISBN 9780120885893 .
  60. ↑ Gefter, Amanda Magnetická planeta . Astronomie (17. ledna 2004). Datum přístupu: 29. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  61. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David ; Kleyna, Jan. Ultradeep Survey for Iregular Satellites of Uran: Limits to Completeness  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 129 . - str. 518-525 . - doi : 10.1086/426329 .
  62. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Úvodní astronomie a astrofyzika . — 4. — Saunders College Publishing, 1998. - S.  67 . — ISBN 0030062284 .
  63. ↑ Hunten DM, Shemansky DE, Morgan TH (1988), The Mercury atmosphere , In: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press, pp. 562-612
  64. ↑ 1 2 Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J. Mapa kontrastu dne a noci extrasolární planety HD 189733b  //  Nature : journal. - 2007. - Sv. 447 . — S. 183 . - doi : 10.1038/nature05782 .
  65. ↑ Weaver, D.; Villard, R. Hubble sonduje vrstvenou strukturu atmosféry cizího světa . University of Arizona, Lunární a planetární laboratoř (tisková zpráva) 31. ledna 2007. Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  66. ↑ Ballester, Gilda E.; Zpívej, David K.; Herbert, Floyd. Podpis horkého vodíku v atmosféře extrasolární planety HD 209458b  //  Nature : journal. - 2007. - Sv. 445 . — S. 511 . - doi : 10.1038/nature05525 .
  67. ↑ Harrington, Jason; Hansen, Brad M.; Luszcz, Statia H.; Seager, Sara. Fázově závislý infračervený jas extrasolární planety Andromeda b  (anglicky)  // Science : journal. - 2006. - Sv. 314 . — S. 623 . - doi : 10.1126/science.1133904 . — PMID 17038587 .
  68. ↑ Cherepashchuk A. M. - Inverzní problémy v astrofyzice
  69. ↑ Brown, Michael Trpasličí planety . Kalifornský technologický institut (2006). Získáno 1. února 2008. Archivováno z originálu 12. února 2011.
  70. ↑ 1 2 Planetární interiéry (nepřístupný odkaz) . Katedra fyziky, University of Oregon . Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012. 
  71. ↑ Elkins-Tanton, Linda T. Jupiter a Saturn. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5196-8 .
  72. ↑ Podolák, M.; Weizman, A.; Marley, M. Srovnávací model Uranu a Neptunu   // Planeta . vesmírná sci.  : deník. - 1995. - Sv. 43 , č. 12 . - S. 1517-1522 . - doi : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  73. ↑ Grasset, O.; Sotin C.; Deschamps F. O vnitřní struktuře a dynamice Titanu  (anglicky)  // Planetary and Space Science  : journal. - 2000. - Sv. 48 . - S. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  74. ↑ Fortes, AD Exobiologické důsledky možného oceánu amoniaku a vody uvnitř Titanu  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2000. - Sv. 146 , č.p. 2 . - str. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  75. ↑ Jonesová, Nicola . Bakteriální vysvětlení růžové záře Evropy , New Scientist Print Edition  (11. prosince 2001). Archivováno z originálu 10. dubna 2008. Staženo 23. srpna 2008.
  76. ↑ Molnar, LA; Dunn, D.E.  O formování planetárních prstenců  // Bulletin Americké astronomické společnosti : deník. - 1996. - Sv. 28 . - str. 77-115 .
  77. ↑ Therese, Encrenaz. Sluneční soustava. - Třetí. — Springer, 2004. - S. 388-390. — ISBN 3540002413 .
  78. ↑ H. G. Liddell a R. Scott, Řecko-anglický lexikon , deváté vydání, (Oxford: Clarendon Press, 1940).
  79. ↑ Definice planety . Merriam Webster online. Datum přístupu: 23. července 2007. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  80. ↑ 1 2 planeta, n. . Oxfordský anglický slovník (prosinec 2007). Datum přístupu: 7. února 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012. Poznámka: vyberte kartu Etymologie
  81. ↑ Neugebauer, Otto E. Historie problémů a metod starověké astronomie  //  Journal of Near Eastern Studies : deník. - 1945. - Sv. 4 , ne. 1 . - str. 1-38 . - doi : 10.1086/370729 .
  82. ↑ Ronan, Colin. Astronomie před dalekohledem // Astronomie v Číně, Koreji a Japonsku. - Chodec. - S. 264-265.
  83. ↑ Kuhn, Thomas S. Koperníkova revoluce . - Harvard University Press , 1957. - S.  5 -20. — ISBN 0674171039 .
  84. ↑ Kasák, Ann; Veede, Raul. Pochopení planet ve starověké Mezopotámii  // Electronic Journal of Folklore / Mare Kõiva a Andres Kuperjanov. - Estonské literární muzeum, 2001. - V. 16 . - S. 7-35 . — ISSN 1406-0957 .
  85. ↑ A. Sachsová. Babylonská observační astronomie  // Filosofické transakce královské společnosti . - Královská společnost , 1974. - 2. května ( roč. 276 , č. 1257 ). — S. 43-50 [45 & 48-9] .
  86. ↑ 1 2 3 Evans, James. Historie a praxe starověké astronomie  (anglicky) . - Oxford University Press , 1998. - S. 296-297. — ISBN 9780195095395 .
  87. ↑ Holden, James Herschel. Historie horoskopické astrologie. - AFA, 1996. - S. 1. - ISBN 978-0866904636 .
  88. ↑ Astrologické zprávy asyrským králům / Hermann Hunger. - Helsinki University Press, 1992. - V. 8. - (Státní archiv Asýrie). — ISBN 951-570-130-9 .
  89. ↑ Lambert, W. G.; Reiner, Erica. Babylonská planetární znamení. první část. Enuma Anu Enlil, Tablet 63: The Venus Tablet of Ammisaduqa  //  Journal of the American Oriental Society : deník. - 1987. - Sv. 107 , č. 1 . — S. 93 . - doi : 10.2307/602955 .
  90. ↑ Ross, Kelley L. Dny v týdnu . Fríská škola (2005). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  91. ↑ Planety archivovány 21. dubna 2013 na Wayback Machine // astrologic.chat.ru
  92. ↑ Jak ukazuje např. Peter Appian's Cosmographia (Antverpy, 1539); viz desku v Grantovi, Edwarde. Nebeské koule v latinském středověku  // Isis. - 1987. - Červen ( roč. 78 , č. 2 ). - S. 153-173 . — ISSN 0021-1753 .
  93. ↑ Theoi Project: Astra Planeta . Získáno 10. května 2022. Archivováno z originálu dne 7. listopadu 2021.
  94. ↑ Cochrane, Ev. Martian Metamorphoses: The Planet Mars in Ancient Myth and Tradition  (anglicky) . — Aeon Press, 1997. - ISBN 0965622908 .
  95. ↑ Zerubavel, Eviatar. The Seven Day Circle: The History and Význam of the Week  (anglicky) . - University of Chicago Press , 1989. - S. 14. - ISBN 0226981657 .
  96. ↑ 12 Falk , Michael. Astronomické názvy dnů v týdnu  // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1999. - T. 93 . - S. 122-133 .
  97. ↑ Burnet, John. Řecká filozofie: Thalés Platónovi . — Macmillan a spol. , 1950. - S. 7-11. — ISBN 9781406766011 .
  98. ↑ 1 2 Goldstein, Bernard R. Záchrana jevů: pozadí Ptolemaiovy planetární teorie  //  Journal for the History of Astronomy  : journal. - Cambridge (UK), 1997. - Sv. 28 , č. 1 . - str. 1-12 .
  99. ↑ Ptolemaios; Toomer, G. J. Ptolemaios Almagest. - Princeton University Press , 1998. - ISBN 9780691002606 .
  100. ↑ JJ O'Connor a E.F. Robertson, Aryabhata starší Archivováno 19. října 2012 na Wayback Machine , archiv MacTutor History of Mathematics
  101. ↑ Hayashi (2008), Aryabhata I
  102. ↑ Sarma (2008), Astronomie v Indii
  103. ↑ 12 Josef , 408
  104. ↑ 1 2 Ramasubramanian, K. Model pohybu planet v dílech astronomů Kerala  //  Bulletin of the Astronomical Society of India : deník. — Sv. 26 . - str. 11-31 [23-4] . - .
  105. ↑ Ramasubramanian atd. (1994)
  106. ↑ Sally P. Ragep (2007), Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al-Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā, v Thomas Hockey, The Biographical Encyclopedia of Astronomers , Springer Science+Business Media , pp. 570–572. 
  107. ↑ SM Razaullah Ansari. Historie orientální astronomie: sborník ze společné diskuse-17 na 23. valném shromáždění Mezinárodní astronomické unie, pořádaném Komisí 41 (History of Astronomy), konaném v Kjótu, 25.–26. srpna 1997  (anglicky) . - Springer , 2002. - S. 137. - ISBN 1402006578 .
  108. ↑ Slovník ruského jazyka XI-XVII století. Vydání 15 / Kap. vyd. G. A. Bogatová . — M .: Nauka , 1989. — S. 72.
  109. ↑ Van Helden, Al Copernican System . Projekt Galileo (1995). Datum přístupu: 28. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  110. ↑ Harper, Douglas Etymologie „terénu“ . Online etymologický slovník (září 2001). Datum přístupu: 30. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  111. ↑ Harper, Douglas Earth . Online etymologický slovník (září 2001). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  112. ↑ Cassini, signore. Objev dvou nových planet o Saturnu, učiněný v Královské pařížské observatoři signorem Cassinim, členem obou královských společností, Anglie a Francie; Angličtina není z francouzštiny.  (anglicky)  // Philosophical Transactions (1665–1678): journal. - 1673. - Sv. 8 . - str. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 . Poznámka: Tento časopis se stal Philosophical Transactions of the Royal Society of London v roce 1775. Mohou existovat pouze dřívější publikace v rámciJournal des scavans.
  113. ↑ Hilton, James L. Kdy se asteroidy staly vedlejšími planetami? . US Naval Observatory (17. září 2001). Získáno 8. dubna 2007. Archivováno z originálu 21. září 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. O možných výsledcích setkání Pluta s Neptunským systémem  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1936. - Sv. 97 . — S. 108 .
  116. ↑ Whipple, Fred. The History of the Solar System  (anglicky)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal. - 1964. - Sv. 52 , č. 2 . - str. 565-594 . - doi : 10.1073/pnas.52.2.565 . — PMID 16591209 .
  117. ↑ Luu, Jane X.; Jewitt , David C. Kuiperův pás  // Scientific American  . - Springer Nature , 1996. - Květen ( roč. 274 , č. 5 ). - str. 46-52 . - doi : 10.1038/scientificamerican0596-46 .
  118. ↑ Wolszczan, A.; Frail, DA Planetární systém kolem milisekundového pulsaru PSR1257+12  //  Nature : journal. - 1992. - Sv. 355 . - S. 145-147 . - doi : 10.1038/355145a0 .
  119. ↑ Starosta, Michel; Queloz, Didier. Jupiter-hmotný společník hvězdy slunečního typu   // Nature . - 1995. - Sv. 378 . - S. 355-359 . - doi : 10.1038/355145a0 .
  120. ↑ IAU General Assembly: Definition of Planet Debata (.wmv)  (odkaz není dostupný) . MediaStream.cz (2006). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 26. ledna 2013.
  121. ↑ Basri, Gibor. Pozorování hnědých trpaslíků   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2000. - Sv. 38 . - str. 485 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.485 .
  122. ↑ Zelená, DWE IAU Circular No. 8747. (134340) Pluto, (136199) Eris a (136199) Eris I (Dysnomia)  (anglicky)  : journal. - Ústřední úřad pro astronomické telegramy, Mezinárodní astronomická unie , 2006. - 13. září. Archivováno z originálu 24. června 2008.
  123. ↑ Pracovní skupina pro extrasolární planety (WGESP) Mezinárodní astronomické unie (odkaz není k dispozici) . IAU (2001). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012. 
  124. ↑ Saumon, D.; Hubbard, WB; Burrows, A.; Guillot, T.; Lunin, JI; Chabrier, G. A Theory of Extrasolar Giant Planets  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1996. - Sv. 460 . - S. 993-1018 . - doi : 10.1086/177027 .
  125. ↑ Viz například seznam odkazů pro: Butler, RP et al. . Katalog blízkých exoplanet . Kalifornská univerzita a Carnegie Institution (2006). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  126. ↑ Stern, S. Alan . Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood , SpaceDaily (22. března 2004). Archivováno z originálu 4. listopadu 2012. Staženo 23. srpna 2008.
  127. ↑ Whitney Clavin. Planeta s planetami? Spitzer najde Cosmic Oddball . NASA (29. listopadu 2005). Datum přístupu: 26. března 2006. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  128. ↑ Co je to planeta? Debata vynucuje novou definici , Robert Roy Britt, 2. listopadu 2000
  129. ↑ Limit hmotnosti spalující deuterium pro hnědé trpaslíky a obří planety Archivováno 27. července 2020 na Wayback Machine , David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
  130. ↑ Zaměstnanci. Valné shromáždění IAU 2006: Výsledek hlasování o rezoluci IAU (odkaz není k dispozici) . IAU (2006). Datum přístupu: 11. května 2007. Archivováno z originálu 4. července 2012. 
  131. ↑ Rincon, Paul . Plán planet zvyšuje součet 12 , BBC  (16. srpna 2006). Archivováno z originálu 2. března 2007. Staženo 23. srpna 2008.
  132. ↑ Pluto ztrácí status planety , BBC (24. srpna 2006). Archivováno z originálu 30. května 2012. Staženo 23. srpna 2008.
  133. ↑ Soter, Steven. What is a Planet  (anglicky)  // Astronomical Journal  : journal. - 2006. - Sv. 132 , č.p. 6 . - S. 2513-2519 . - doi : 10.1086/508861 .
  134. ↑ Rincon, Paul . Hlasování Pluta „uneseno“ ve vzpouře , BBC (25. srpna 2006). Archivováno z originálu 23. července 2011. Staženo 23. srpna 2008.
  135. ↑ Britt, Robert Roy Pluto degradován: Již není planeta ve vysoce kontroverzní definici . Space.com (24. srpna 2006). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  136. ↑ Britt, Robert Roy Pluto: Down But Maybe Not Out . Space.com (31. srpna 2006). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  137. ↑ Moskowitz, Clara . Vědec, který našel '10. planetu', diskutuje o snížení hodnocení Pluta , Stanford news (18. října 2006). Archivováno z originálu 13. května 2013. Staženo 23. srpna 2008.
  138. ↑ Planeta Hygea . spaceweather.com (1849). Získáno 18. dubna 2008. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  139. ↑ Hilton, James L. Kdy se asteroidy staly menšími planetami? . Americká námořní observatoř . Získáno 8. května 2008. Archivováno z originálu 24. března 2008.
  140. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Amatérská pozorování planet - str. 1 - Astronomická pozorování . Získáno 7. července 2020. Archivováno z originálu dne 11. srpna 2020.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Tematické stránky
Slovníky a encyklopedie