ستاره میزبان

یک ستاره میزبان سیاره ((به انگلیسی: planet-hosting star)) ستاره‌ای است که سیاره‌ها و دیگر اجرام آسمانی (دارای جرم سیاره‌ای یا غیر آن) را به صورت گرانشی به مداری به دور خود پایبند می‌سازد و به این ترتیب، یک سامانه سیاره‌ای را تشکیل می‌دهد که ستاره یادشده پایه گرانشی آن به‌شمار می‌رود. همبستگی‌هایی میان ویژگی‌های ستارگان و ویژگی‌های سیارات مدارگرد آن‌ها وجود دارد.

نسبت ستارگان دارای سیاره

بیشتر ستارگان همراه با سیاره‌ها هستند، اگرچه نسبت دقیق آن‌ها به دلیل محدودیت‌های کنونی در کشف سیارات فراخورشیدی دوردست همچنان نامشخص است. پژوهش‌های کنونی محاسبه می‌کنند که به‌طور متوسط حداقل یک سیاره به ازای هر ستاره وجود دارد.[۱][۲] انتظار می‌رود از هر پنج ستاره خورشیدسان[a] یک ستاره دارای سیاره‌ای هم‌اندازه زمین[b] در کمربند حیات باشد. روش سرعت شعاعی و روش گذار (دو روشی که مسئول کشف اکثریت قاطع سیارات کشف‌شده هستند) بیشترین حساسیت را به سیارات بزرگ در مدارهای کوچک دارند. از این رو بسیاری از سیارات فراخورشیدی شناخته‌شده «مشتری داغ» هستند؛ یعنی سیاراتی با جرم برابر با مشتری یا بزرگ‌تر در مدارهای بسیار کوچک با دوره‌های مداری تنها چند روز. پیمایشی در سال ۲۰۰۵ روی سیارات کشف‌شده به روش سرعت شعاعی نشان داد که حدود ۱٫۲٪ از ستارگان خورشیدسان دارای یک «مشتری داغ» هستند، که در آن «ستاره خورشیدسان» به هر ستاره رشته اصلی از رده‌های طیفی پایانی F، G، یا ابتدایی K بدون همراه ستاره‌ای نزدیک اطلاق می‌شود.[۳] این ۱٫۲٪ بیش از دو برابر فراوانی مشتری‌های داغ کشف‌شده توسط فضاپیمای کپلر است که یک علت احتمالی آن می‌تواند این باشد که میدان دید کپلر منطقه دیگری از راه شیری را پوشش می‌دهد که فلزینگی ستارگان در آن متفاوت است.[۴] همچنین برآورد می‌شود که ۳٪ تا ۴٫۵٪ از ستارگان خورشیدسان دارای یک سیاره غول‌پیکر با دوره مداری ۱۰۰ روز یا کمتر هستند، که منظور از «سیاره غول‌پیکر» سیاره‌ای با حداقل ۳۰ برابر جرم زمین است.[۵]

مشخص شده است که سیارات کوچک (با جرمی تقریباً هم‌اندازه زمین یا اندکی بزرگ‌تر) شایع‌تر از سیارات غول‌پیکر هستند.[۶] همچنین به نظر می‌رسد تعداد سیارات در مدارهای بزرگ بیشتر از مدارهای کوچک است. بر این اساس، برآورد می‌شود که حدود ۲۰٪ از ستارگان خورشیدسان حداقل یک سیاره غول‌پیکر دارند، در حالی که حداقل ۴۰٪ ممکن است دارای سیاراتی با جرم کمتر باشند.[۵][۷][۸] مطالعه‌ای در سال ۲۰۱۲ بر روی داده‌های ریزهمگرایی گرانشی جمع‌آوری‌شده بین سال‌های ۲۰۰۲ تا ۲۰۰۷ به این نتیجه رسید که نسبت ستارگان دارای سیاره بسیار بالاتر است و تخمین زد که به‌طور متوسط ۱٫۶ سیاره در مدار بین ۰٫۵ تا ۱۰ واحد نجومی به ازای هر ستاره در راه شیری وجود دارد. نویسندگان این مطالعه نتیجه می‌گیرند که «چرخش سیارات به دور ستارگان یک قاعده است، نه یک استثنا».[۲] در نوامبر ۲۰۱۳ اعلام شد که ۲۲%±۸% از ستارگان خورشیدسان[a] دارای سیاره‌ای هم‌اندازه زمین[b] در کمربند حیات[c] هستند.[۹][۱۰]

صرف نظر از نسبت ستارگان دارای سیاره، شمار کل سیارات فراخورشیدی باید بسیار بزرگ باشد. از آنجا که راه شیری حداقل ۱۰۰ میلیارد ستاره دارد، باید شامل ده‌ها یا صدها میلیارد سیاره نیز باشد.

نوع ستاره، رده‌بندی طیفی

رده‌بندی طیفی مورگان-کینان

بیشتر سیارات فراخورشیدی شناخته‌شده به دور ستارگانی تقریباً مشابه خورشید می‌چرخند، یعنی ستارگان رشته اصلی از رده‌های طیفی F, G یا K. یک دلیل آن این است که برنامه‌های جستجوی سیارات بیشتر بر روی چنین ستارگانی تمرکز کرده‌اند. علاوه بر این، تحلیل‌های آماری نشان می‌دهند که ستارگان کم‌جرم‌تر (کوتوله‌های سرخ از رده طیفی M) کمتر احتمال دارد دارای سیاراتی با جرم کافی برای کشف به روش سرعت شعاعی باشند.[۵][۱۱] با این وجود، سیارات زیادی در اطراف کوتوله‌های سرخ توسط تلسکوپ فضایی کپلر به روش گذار کشف شده‌اند که می‌تواند سیارات کوچک‌تر را شناسایی کند.

ستارگان رده طیفی A معمولاً بسیار سریع می‌چرخند که اندازه‌گیری تغییرات کوچک داپلری ناشی از سیارات مدارگرد را بسیار دشوار می‌سازد، زیرا خطوط طیفی آن‌ها بسیار پهن است.[۱۲] با این حال، این نوع از ستارگان پرجرم در نهایت به یک غول سرخ سردتر تکامل می‌یابند که کندتر می‌چرخد و بنابراین با استفاده از روش سرعت شعاعی قابل اندازه‌گیری است.[۱۲] چندین دو جین سیاره به دور غول‌های سرخ یافت شده است.

مشاهدات انجام‌شده با استفاده از تلسکوپ فضایی اسپیتزر نشان می‌دهد که ستارگان بسیار پرجرم از رده طیفی O که بسیار داغ‌تر از خورشید هستند، اثر تبخیر نوری تولید می‌کنند که مانع از تشکیل سیاره‌ای می‌شود.[۱۳] هنگامی که ستاره نوع O به ابرنواختر تبدیل می‌شود، هر سیاره‌ای که تشکیل شده باشد به دلیل از دست رفتن جرم ستاره‌ای، به اجرام بی‌ستاره تبدیل می‌شوند، مگر اینکه ضربه ناشی از تولد باقی‌مانده حاصل، آن را در همان جهت سیاره در حال فرار هل دهد.[۱۴] قرص‌های برافزایشی بازگشتی ماده که در طول ابرنواختر موفق به فرار از مدار نشده‌اند، ممکن است سیاراتی را به دور ستارگان نوترونی و سیاه‌چاله‌ها تشکیل دهند.[۱۵]

پیمایش‌های داپلر در اطراف طیف گسترده‌ای از ستارگان نشان می‌دهد حدود ۱ ستاره از هر ۶ ستاره با جرمی دو برابر خورشید توسط یک یا چند سیاره به اندازه مشتری چرخش می‌شوند، در حالی که این میزان برای ستارگان خورشیدسان ۱ از ۱۶ و برای کوتوله‌های سرخ تنها ۱ از ۵۰ است. از سوی دیگر، پیمایش‌های ریزهمگرایی گرانشی نشان می‌دهند که سیارات با جرم نپتون و دوره طولانی به دور ۱ ستاره از هر ۳ کوتوله سرخ یافت می‌شوند.[۱۶] مشاهدات تلسکوپ فضایی کپلر از سیارات با دوره‌های تا یک سال نشان می‌دهد که نرخ وقوع سیارات با اندازه زمین تا نپتون (۱ تا ۴ برابر شعاع زمین) به دور ستارگان M, K، G و F به تدریج به سمت ستارگان سردتر و کم‌جرم‌تر افزایش می‌یابد.[۱۷]

در انتهای کم‌جرم ستاره‌زایی، اجرام زیرستاره‌ای قرار دارند که هیدروژن را همجوشی نمی‌کنند: کوتوله‌های قهوه‌ای و کوتوله‌های قهوه‌ای کوچک با رده‌بندی طیفی L, T و Y. سیارات و قرص‌های پیش‌سیاره‌ای به دور کوتوله‌های قهوه‌ای کشف شده‌اند و قرص‌هایی نیز به دور کوتوله‌های قهوه‌ای کوچک (مانند اوتی‌اس ۴۴) یافت شده‌اند.

سیارات بی‌ستاره‌ای که از سامانه خود بیرون رانده شده‌اند می‌توانند سامانه‌ای از قمرها را حفظ کنند.[۱۸]

فلزینگی

ستارگان معمولی عمدتاً از عنصرهای سبک هیدروژن و هلیوم تشکیل شده‌اند. آن‌ها همچنین شامل درصد کمی از عنصرهای سنگین‌تر هستند که این کسر به عنوان فلزینگی یک ستاره نامیده می‌شود (حتی اگر آن عنصرها به معنای سنتی فلز نباشند)،[۳] که با [m/H] نشان داده می‌شود و در یک مقیاس لگاریتمی بیان می‌شود که در آن صفر، فلزینگی خورشید است. ستارگان با فلزینگی بالاتر، احتمال بیشتری دارد که دارای سیاره (به‌ویژه سیارات غول‌پیکر) باشند تا ستارگان با فلزینگی پایین‌تر.

مطالعه‌ای در سال ۲۰۱۲ بر روی داده‌های تلسکوپ فضایی کپلر نشان داد که سیارات کوچک‌تر با شعاع کوچک‌تر از نپتون به دور ستارگانی با فلزینگی در محدوده −۰٫۶ < [m/H] < +۰٫۵ (حدود چهار برابر کمتر از خورشید تا سه برابر بیشتر) یافت شدند،[d] در حالی که سیارات بزرگ‌تر بیشتر به دور ستارگانی با فلزینگی در حد بالای این محدوده (در فلزینگی خورشیدی و بالاتر) یافت شدند. در این مطالعه، سیارات کوچک حدود سه برابر بیشتر از سیارات بزرگ به دور ستارگانی با فلزینگی بیشتر از خورشید رخ دادند، اما رخ‌داد آن‌ها به دور ستارگانی با فلزینگی کمتر از خورشید حدود شش برابر بیشتر بود. کمبود غول‌های گازی به دور ستارگان کم‌فلز می‌تواند به این دلیل باشد که فلزینگی قرص‌های پیش‌سیاره‌ای بر سرعت تشکیل هسته‌های سیاره‌ای و اینکه آیا آن‌ها پیش از پراکنده شدن گاز یک پوشش گازی جذب می‌کنند یا خیر تأثیر می‌گذارد. با این حال، کپلر تنها می‌تواند سیارات بسیار نزدیک به ستاره خود را مشاهده کند و غول‌های گازی کشف‌شده احتمالاً از فواصل دورتر مهاجرت کرده‌اند، بنابراین کاهش کارایی مهاجرت در قرص‌های کم‌فلز نیز می‌تواند بخشی از این یافته‌ها را توضیح دهد.[۱۹]

مطالعه‌ای در سال ۲۰۱۴ نشان داد که نه تنها سیارات غول‌پیکر، بلکه سیارات در همه اندازه‌ها در مقایسه با ستارگان کم‌فلز، نرخ وقوع افزایشی به دور ستارگان غنی از فلز دارند، اگرچه هرچه سیاره بزرگ‌تر باشد، این افزایش با افزایش فلزینگی بیشتر است. این مطالعه سیارات را بر اساس شعاع به سه گروه تقسیم کرد: غول‌های گازی، کوتوله‌های گازی، و سیارات زمین‌سان با خطوط جداسازی در ۱٫۷ و ۳٫۹ برابر شعاع زمین. برای این سه گروه، نرخ وقوع سیاره برای ستارگان غنی از فلز به ترتیب ۹٫۳۰، ۲٫۰۳ و ۱٫۷۲ برابر بالاتر از ستارگان کم‌فلز است. انحرافی علیه کشف سیارات کوچک‌تر وجود دارد زیرا ستارگان غنی از فلز بزرگ‌تر هستند و کشف سیارات کوچک‌تر را دشوارتر می‌سازند، به این معنی که این افزایش در نرخ وقوع، حد پایین محسوب می‌شود.[۲۰]

همچنین نشان داده شده است که ستارگان خورشیدسان دارای سیاره بسیار بیشتر احتمال دارد که دچار کمبود لیتیوم باشند، اگرچه این همبستگی در دیگر انواع ستارگان اصلاً دیده نمی‌شود.[۲۱] با این حال، این رابطه ادعاشده به موضوعی مناقشه‌برانگیز در جامعه اخترفیزیک سیاره‌ای تبدیل شده است که بارها رد شده[۲۲][۲۳] اما مورد حمایت نیز قرار گرفته است.[۲۴][۲۵]

مطالعه‌ای در سال ۲۰۲۵ نشان داد که سیارات کوچک با دوره کوتاه و انحراف مداری متقابل بالا به دور ستارگان غنی از فلز شایع‌تر هستند.[۲۶]

ستارگان چندگانه

چندگانگی ستاره‌ای با جرم ستاره افزایش می‌یابد: احتمال قرارگیری ستارگان در سامانه‌های چندگانه حدود ۲۵٪ برای کوتوله‌های سرخ، حدود ۴۵٪ برای ستارگان خورشیدسان، و تا حدود ۸۰٪ برای پرجرم‌ترین ستارگان افزایش می‌یابد. از ستارگان چندگانه حدود ۷۵٪ دوتایی هستند و بقیه چندگانگی‌های مرتبه بالاتر دارند.[۲۷]

بیش از یکصد سیاره کشف شده‌اند که به دور یکی از اعضای یک سامانه ستاره دوتایی می‌چرخند (مانند ۵۵ خرچنگ، احتمالاً آلفا قنطورس بی‌بی)،[۲۸] و چندین سیاره ستاره دوگانه کشف شده‌اند که به دور هر دو عضو یک ستاره دوتایی می‌چرخند (مانند PSR B1620-26 b, Kepler-16b). چند دو جین سیاره در سامانه‌های ستاره‌ای سه‌گانه شناخته شده‌اند (مانند 16 Cygni Bb)[۲۹] و یکی در سامانه‌های چهارگانه Kepler 64.[۳۰]

نتایج کپلر نشان می‌دهد که سامانه‌های سیاره‌ای ستاره دوگانه نسبتاً شایع هستند (تا اکتبر ۲۰۱۳، این فضاپیما از میان حدود ۱۰۰۰ دوتایی گرفتی جستجو شده، هفت سیاره ستاره دوگانه یافت بود). یک یافته شگفت‌انگیز این است که اگرچه نیم از دوتایی‌ها دارای دوره مداری ۲٫۷ روز یا کمتر هستند، هیچ‌یک از دوتایی‌های دارای سیاره ستاره دوگانه دوره کمتری از ۷٫۴ روز ندارند. یافته شگفت‌انگیز دیگر کپلر این است که سیارات ستاره دوگانه تمایل دارند در نزدیکی شعاع ناپایداری بحرانی به دور ستارگان خود بچرخند (محاسبات نظری نشان می‌دهد که حداقل فاصله پایدار حدود دو تا سه برابر فاصله میان دو ستاره است).[۳۱]

در سال ۲۰۱۴، از مطالعات آماری جستجوها برای ستارگان همدم، استنباط شد که حدود نصف ستارگان میزبان سیاره دارای یک ستاره همدم هستند که معمولاً در فاصله ۱۰۰ واحد نجومی قرار دارد.[۳۲][۳۳] این بدان معناست که بسیاری از ستارگان میزبان سیاره که تصور می‌شد تکی هستند، دوتایی‌اند، بنابراین در بسیاری از موارد مشخص نیست که سیاره واقعاً به دور کدام یک از ستارگان می‌چرخد، و پارامترهای منتشرشده سیارات گذری می‌توانند به‌طور قابل توجهی نادرست باشند زیرا «شعاع سیاره» و «فاصله از ستاره» از پارامترهای ستاره‌ای به دست می‌آیند. مطالعات تکمیلی با تصویربرداری (مانند تصویربرداری لکه‌ای) برای یافتن یا رد همدم‌ها مورد نیاز است (و روش‌های سرعت شعاعی برای کشف دوتایی‌های بسیار نزدیک به یکدیگر لازم خواهد بود) و این کار هنوز برای بیشتر ستارگان میزبان سیاره انجام نشده است. نمونه‌هایی از ستارگان دوتایی شناخته‌شده که مشخص نیست سیاره به دور کدام یک از ستارگان می‌چرخد عبارتند از کپلر-۱۳۲ و کپلر-۲۹۶،[۳۴] اگرچه مطالعه‌ای در سال ۲۰۱۵ نشان داد که سیارات کپلر-۲۹۶ احتمالاً به دور ستاره درخشان‌تر می‌چرخند.[۳۵]

خوشه‌های ستاره‌ای باز

بیشتر ستارگان در خوشه‌های ستاره‌ای باز تشکیل می‌شوند، اما سیارات بسیار کمی در خوشه‌های بازیافت شده‌اند و این امر منجر به این فرضیه شد که محیط خوشه باز مانع از تشکیل سیاره می‌شود. با این حال، مطالعه‌ای در سال ۲۰۱۱ به این نتیجه رسید که تعداد پیمایش‌های انجام‌شده از خوشه‌ها برای ساخت چنین فرضیه‌ای کافی نبوده است.[۳۶] کمبود پیمایش‌ها به این دلیل بود که خوشه‌های باز مناسب نسبتاً کمی در راه شیری وجود دارند. کشفیات اخیر هر دو نوع سیارات غول‌پیکر[۳۷] و سیارات کم‌جرم[۳۸] در خوشه‌های باز با وجود نرخ‌های وقوع سیاره مشابه در خوشه‌های باز و اطراف ستارگان زمینه سازگار است.

خوشه ستاره‌ای باز ان‌جی‌سی ۶۸۱۱ شامل دو سامانه سیاره‌ای شناخته‌شده کپلر-۶۶ و کپلر-۶۷ است.

یادداشت‌ها

  1. 1 2 برای اهداف این آمار ۱ در ۵، منظور از «خورشیدسان» ستاره نوع G است. داده‌ها برای ستارگان خورشیدسان در دسترس نبود، بنابراین این آمار برآوردی از داده‌های مربوط به ستارگان نوع K است.
  2. 1 2 برای اهداف این آمار ۱ در ۵، منظور از هم‌اندازه زمین، ۱ تا ۲ برابر شعاع زمین است.
  3. ↑ برای اهداف این آمار ۱ در ۵، منظور از «کمربند حیات»، منطقه‌ای با ۰٫۲۵ تا ۴ برابر شار ستاره‌ای زمین است (که معادل ۰٫۵ تا ۲ واحد نجومی برای خورشید است).
  4. ↑ تبدیل مقیاس لگاریتمی [m/H] به ضریبی از فلزینگی خورشید: [(10−0.6 ≈ 1/4), (100.5 ≈ 3)]

پانویس

  1. ↑ "Planet Occurrence Rate Papers". NASA Exoplanet Archive (in English). 2022-06-27. Retrieved 2022-07-04.
  2. 1 2 Cassan, A.; Kubas, D.; Beaulieu, J. -P.; et al. (2012). "One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations". Nature. 481 (7380): 167–169. arXiv:1202.0903. Bibcode:2012Natur.481..167C. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108. S2CID 2614136.
  3. 1 2 Marcy, Geoffrey; Butler, R. Paul; Fischer, Debra; et al. (2005). "Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities". Progress of Theoretical Physics Supplement. 158: 24–42. arXiv:astro-ph/0505003. Bibcode:2005PThPS.158...24M. doi:10.1143/PTPS.158.24. S2CID 16349463. Archived from the original on 2008-10-02. Retrieved 2020-05-07.
  4. ↑ Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Howard, A. W.; et al. (2012). "The Frequency of Hot Jupiters Orbiting Nearby Solar-Type Stars". The Astrophysical Journal. 753 (2): 160. arXiv:1205.2273. Bibcode:2012ApJ...753..160W. doi:10.1088/0004-637X/753/2/160.
  5. 1 2 3 Cumming, Andrew; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; et al. (2008). "The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 120 (867): 531–554. arXiv:0803.3357. Bibcode:2008PASP..120..531C. doi:10.1086/588487.
  6. ↑ Howard, Andrew W.; Marcy, Geoffrey W.; Bryson, Stephen T.; et al. (2012). "Planet occurrence within 0.25 AU of solar-type stars from Kepler". The Astrophysical Journal Supplement Series. 201 (2): 15. arXiv:1103.2541. Bibcode:2012ApJS..201...15H. doi:10.1088/0067-0049/201/2/15.
  7. ↑ Amos, Jonathan (2009-10-19). "Scientists announce planet bounty". BBC News. Retrieved 2010-03-31.
  8. ↑ Bennett, David P.; Anderson, Jay; Bond, Ian A.; et al. (2006). "Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star". Astrophysical Journal Letters. 647 (2): L171–L174. arXiv:astro-ph/0606038. Bibcode:2006ApJ...647L.171B. doi:10.1086/507585. S2CID 11294425.
  9. ↑ Sanders, R. (2013-11-04). "Astronomers answer key question: How common are habitable planets?". UC Berkeley News Center. Archived from the original on 2014-11-07. Retrieved 2020-01-07.
  10. ↑ Petigura, E. A.; Howard, A. W.; Marcy, G. W. (2013). "Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars". Proceedings of the National Academy of Sciences. 110 (48): 19273–19278. arXiv:1311.6806. Bibcode:2013PNAS..11019273P. doi:10.1073/pnas.1319909110. PMC 3845182. PMID 24191033.
  11. ↑ Bonfils, Xavier; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; et al. (2005). "The HARPS search for southern extra-solar planets VI: A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581". Astronomy and Astrophysics. 443 (3): L15–L18. arXiv:astro-ph/0509211. Bibcode:2005A&A...443L..15B. doi:10.1051/0004-6361:200500193. S2CID 59569803.
  12. 1 2 Johnson, John Asher; Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W.; et al. (2007). "Retired a Stars and Their Companions: Exoplanets Orbiting Three Intermediate-Mass Subgiants". The Astrophysical Journal. 665 (1): 785–793. arXiv:0704.2455. Bibcode:2007ApJ...665..785J. doi:10.1086/519677.
  13. ↑ L. Vu (2006-10-03). "Planets Prefer Safe Neighborhoods". Spitzer Science Center. Archived from the original on 2007-07-13. Retrieved 2007-09-01.
  14. ↑ Thorsett, S.E.; Dewey, R.J. (1993). "Limits on Planets Orbiting Massive Stars from Radio Pulsar Timing". JPL Open Repository. hdl:2014/35943.
  15. ↑ Perna, Rosalba; Duffell, Paul; Cantiello, Matteo; et al. (2014). "The Fate of Fallback Matter Around Newly Born Compact Objects". The Astrophysical Journal. 781 (2): 119. arXiv:1312.4981. Bibcode:2014ApJ...781..119P. doi:10.1088/0004-637X/781/2/119.
  16. ↑ J. A. Johnson (2011). "The Stars that Host Planets". Sky & Telescope. 121 (4): 22–27. Bibcode:2011S&T...121d..22J.
  17. ↑ Mulders, Gijs D.; Pascucci, Ilaria; Apai, Dániel (2015). "A Stellar-Mass-Dependent Drop in Planet Occurrence Rates". The Astrophysical Journal. 798 (2): 112. arXiv:1406.7356. Bibcode:2015ApJ...798..112M. doi:10.1088/0004-637X/798/2/112.
  18. ↑ Debes, John H.; Sigurdsson, Steinn (2007). "The Survival Rate of Ejected Terrestrial Planets with Moons". The Astrophysical Journal. 668 (2): L167–L170. arXiv:0709.0945. Bibcode:2007ApJ...668L.167D. doi:10.1086/523103.
  19. ↑ Buchhave, Lars A.; Latham, David W.; Johansen, Anders; et al. (2012). "An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities". Nature. 486 (7403): 375–377. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038/nature11121. PMID 22722196. S2CID 4427321.
  20. ↑ Wang, Ji; Fischer, Debra A. (2015). "Revealing a Universal Planet–Metallicity Correlation for Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars". The Astronomical Journal. 149 (1): 14. arXiv:1310.7830. Bibcode:2015AJ....149...14W. doi:10.1088/0004-6256/149/1/14.
  21. ↑ Israelian, Garik; Mena, Elisa Delgado; Santos, Nuno C.; et al. (2009). "Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets". Nature. 462 (7270): 189–191. arXiv:0911.4198. Bibcode:2009Natur.462..189I. doi:10.1038/nature08483. PMID 19907489. S2CID 388656.
  22. ↑ Baumann, P.; Ramírez, I.; Meléndez, J.; et al. (2010). "Lithium depletion in solar-like stars: no planet connection". Astronomy and Astrophysics. 519: A87. arXiv:1008.0575. Bibcode:2010A&A...519A..87B. doi:10.1051/0004-6361/201015137. ISSN 0004-6361.
  23. ↑ Ramírez, I.; Fish, J. R.; Lambert, D. L.; et al. (2012). "Lithium abundances in nearby FGK dwarf and subgiant stars: internal destruction, galactic chemical evolution, and exoplanets". The Astrophysical Journal. 756 (1): 46. arXiv:1207.0499. Bibcode:2012ApJ...756...46R. doi:10.1088/0004-637X/756/1/46. hdl:2152/34872. ISSN 0004-637X. S2CID 119199829.
  24. ↑ Figueira, P.; Faria, J. P.; Delgado-Mena, E.; et al. (2014). "Exoplanet hosts reveal lithium depletion". Astronomy & Astrophysics. 570: A21. arXiv:1409.0890. doi:10.1051/0004-6361/201424218. ISSN 0004-6361.
  25. ↑ Delgado Mena, E.; Israelian, G.; González Hernández, J. I.; et al. (2014). "Li depletion in solar analogues with exoplanets". Astronomy & Astrophysics. 562: A92. arXiv:1311.6414. doi:10.1051/0004-6361/201321493. ISSN 0004-6361.
  26. ↑ Hua, Xinyan; Sharon Xuesong Wang; An, Dongsheng; et al. (2025). "Short-Period Small Planets with High Mutual Inclinations are more Common around Metal-Rich Stars". The Astrophysical Journal. 980 (2): L46. arXiv:2502.00442. Bibcode:2025ApJ...980L..46H. doi:10.3847/2041-8213/adb1dc.
  27. ↑ Duchêne, Gaspard; Kraus, Adam (2013). "Stellar Multiplicity". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 51 (1): 269–310. arXiv:1303.3028. Bibcode:2013ARA&A..51..269D. doi:10.1146/annurev-astro-081710-102602.
  28. ↑ BINARY CATALOGUE OF EXOPLANETS بایگانی‌شده در ۲۰۱۴-۱۰-۳۱ توسط Wayback Machine
  29. ↑ Richard Schwarz. "STAR-DATA". Archived from the original on 2015-09-19. Retrieved 2020-01-07.
  30. ↑ Schwarz, R.; Funk, B.; Zechner, R.; et al. (2016-08-21). "New prospects for observing and cataloguing exoplanets in well-detached binaries". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 460 (4): 3598–3609. arXiv:1608.00764. doi:10.1093/mnras/stw1218.
  31. ↑ Welsh, William F.; Doyle, Laurance R. (2013). "Worlds with Two Suns". Scientific American. 309 (5): 40–47. doi:10.1038/scientificamerican1113-40. PMID 24283013.
  32. ↑ Hall, Shannon (2014-09-04). "One Planet, Two Stars: A System More Common Than Previously Thought". Universe Today. Archived from the original on 2014-10-31.
  33. ↑ Horch, Elliott P.; Howell, Steve B.; Everett, Mark E.; et al. (2014). "Most sub-arcsecond companions of Kepler exoplanet candidate host stars are gravitationally bound". The Astrophysical Journal. 795 (1): 60. arXiv:1409.1249. Bibcode:2014ApJ...795...60H. doi:10.1088/0004-637X/795/1/60.
  34. ↑ Lissauer, Jack J.; Marcy, Geoffrey W.; Bryson, Stephen T.; et al. (2014). "Validation of Kepler's multiple planet candidates. II. Refined statistical framework and descriptions of systems of special interest". The Astrophysical Journal. 784 (1): 44. arXiv:1402.6352. Bibcode:2014ApJ...784...44L. doi:10.1088/0004-637X/784/1/44.
  35. ↑ Barclay, Thomas; Quintana, Elisa V.; Adams, Fred C.; et al. (2015). "The Five Planets in the Kepler-296 Binary System All Orbit the Primary: A Statistical and Analytical Analysis". The Astrophysical Journal. 809 (1): 7. arXiv:1505.01845. Bibcode:2015ApJ...809....7B. doi:10.1088/0004-637X/809/1/7.
  36. ↑ Van Saders, Jennifer L.; Gaudi, B. Scott (2011). "Ensemble Analysis of Open Cluster Transit Surveys: Upper Limits on the Frequency of Short-Period Planets Consistent with the Field". The Astrophysical Journal. 729 (1): 63. arXiv:1009.3013. Bibcode:2011ApJ...729...63V. doi:10.1088/0004-637X/729/1/63.
  37. ↑ Brucalassi, A.; Pasquini, L.; Saglia, R.; et al. (2014). "Three planetary companions around M 67 stars". Astronomy & Astrophysics. 561: L9. arXiv:1401.4905. Bibcode:2014A&A...561L...9B. doi:10.1051/0004-6361/201322584.
  38. ↑ Meibom, Søren; Torres, Guillermo; Fressin, Francois; et al. (2013). "The same frequency of planets inside and outside open clusters of stars". Nature. 499 (7456): 55–58. arXiv:1307.5842. Bibcode:2013Natur.499...55M. doi:10.1038/nature12279. PMID 23803764.

برای مطالعهٔ بیشتر

سن

اخترلرزه‌شناسی

فعالیت ستاره‌ای

منابع

This page is issued from ویکی‌پدیا. The text is available under Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 unless otherwise noted. Additional terms may apply for the media files.