Zirkumstellare Wohnzone – Wikipedia

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Zone um einen Stern, in der flüssiges Oberflächenwasser auf einem Planeten existieren kann

In der Astronomie und Astrobiologie ist die zirkumstellare bewohnbare Zone ((CHZ) oder einfach die bewohnbare Zoneist der Bereich der Umlaufbahnen um einen Stern, in dem eine Planetenoberfläche flüssiges Wasser bei ausreichendem atmosphärischen Druck tragen kann.[1][2][3][4][5] Die Grenzen der CHZ basieren auf der Position der Erde im Sonnensystem und der Menge an Strahlungsenergie, die sie von der Sonne erhält. Aufgrund der Bedeutung von flüssigem Wasser für die Biosphäre der Erde kann die Natur der CHZ und der darin enthaltenen Objekte entscheidend dazu beitragen, den Umfang und die Verteilung von Planeten zu bestimmen, die erdähnliches außerirdisches Leben und Intelligenz unterstützen können.

Die bewohnbare Zone wird auch als bezeichnet Goldlöckchen Zone, eine Metapher, Anspielung und Antonomasie des Kindermärchens “Goldlöckchen und die drei Bären”, in dem ein kleines Mädchen aus drei Sätzen auswählt und diejenigen ignoriert, die zu extrem sind (groß oder klein, heiß oder kalt usw. .) und sich auf die in der Mitte niederlassen, die “genau richtig” ist.

Seit der ersten Vorstellung des Konzepts im Jahr 1953[6] Es wurde bestätigt, dass viele Sterne einen CHZ-Planeten besitzen, einschließlich einiger Systeme, die aus mehreren CHZ-Planeten bestehen.[7] Die meisten dieser Planeten, die entweder Supererden oder Gasriesen sind, sind massereicher als die Erde, da solche Planeten leichter zu erkennen sind.[citation needed] Am 4. November 2013 berichteten Astronomen, basierend auf Kepler Daten, dass es bis zu 40 Milliarden erdgroße Planeten geben könnte, die in den bewohnbaren Zonen sonnenähnlicher Sterne und roter Zwerge in der Milchstraße umkreisen.[8][9] 11 Milliarden davon umkreisen möglicherweise sonnenähnliche Sterne.[10]Proxima Centauri b, etwa 4,2 Lichtjahre (1,3 Parsec) von der Erde entfernt im Sternbild Centaurus, ist der nächste bekannte Exoplanet und umkreist die bewohnbare Zone seines Sterns.[11] Die CHZ ist auch für das aufkommende Gebiet der Bewohnbarkeit natürlicher Satelliten von besonderem Interesse, da die Monde der Planetenmasse in der CHZ die Anzahl der Planeten übersteigen könnten.[12]

In den folgenden Jahrzehnten wurde das CHZ-Konzept als Hauptkriterium für das Leben in Frage gestellt, sodass sich das Konzept noch weiterentwickelt.[13] Seit der Entdeckung von Beweisen für außerirdisches flüssiges Wasser wird angenommen, dass erhebliche Mengen davon außerhalb der zirkumstellaren bewohnbaren Zone auftreten. Das Konzept tiefer Biosphären wie der Erde, die unabhängig von der Sternenenergie existieren, wird heute in der Astrobiologie allgemein akzeptiert, da in Lithosphären und Asthenosphären des Sonnensystems eine große Menge an flüssigem Wasser vorhanden ist.[14] Unterstützt durch andere Energiequellen wie Gezeitenerwärmung[15][16] oder radioaktiver Zerfall[17] oder durch nicht atmosphärische Mittel unter Druck gesetzt, kann flüssiges Wasser sogar auf Schurkenplaneten oder deren Monden gefunden werden.[18] Flüssiges Wasser kann auch in einem größeren Temperatur- und Druckbereich als Lösung vorliegen, beispielsweise mit Natriumchloriden im Meerwasser auf der Erde, Chloriden und Sulfaten auf dem äquatorialen Mars.[19] oder Ammoniate,[20] aufgrund seiner unterschiedlichen kolligativen Eigenschaften. Darüber hinaus wurden andere zirkumstellare Zonen vorgeschlagen, in denen Nichtwasserlösungsmittel, die für ein hypothetisches Leben auf der Grundlage alternativer Biochemien günstig sind, an der Oberfläche in flüssiger Form vorliegen könnten.[21]

Geschichte[edit]

Eine Schätzung des Entfernungsbereichs von der Sonne, der die Existenz von flüssigem Wasser ermöglicht, erscheint in Newton Principia (Buch III, Abschnitt 1, Korol. 4).[22][clarification needed]

Das Konzept einer zirkumstellaren Wohnzone wurde erstmals eingeführt [23]
1913 von Edward Maunder in seinem Buch “Are The Planets Inhabited?”. Die entsprechenden Zitate sind in angegeben.[24] Das Konzept wurde später 1953 von Hubertus Strughold diskutiert, der in seiner Abhandlung Der grüne und der rote Planet: Eine physiologische Studie über die Möglichkeit des Lebens auf dem Marsprägte den Begriff “Ökosphäre” und bezog sich auf verschiedene “Zonen”, in denen Leben entstehen könnte.[6][25] Im selben Jahr schrieb Harlow Shapley “Liquid Water Belt”, in dem das gleiche Konzept in weiteren wissenschaftlichen Details beschrieben wurde. Beide Arbeiten betonten die Bedeutung von flüssigem Wasser für das Leben.[26]Su-Shu Huang, ein amerikanischer Astrophysiker, führte den Begriff “bewohnbare Zone” erstmals 1959 ein, um sich auf das Gebiet um einen Stern zu beziehen, in dem flüssiges Wasser auf einem ausreichend großen Körper existieren könnte, und führte es als erstes im Kontext des Planeten ein Bewohnbarkeit und außerirdisches Leben.[27][28] Huang, der früh einen wichtigen Beitrag zum Konzept der bewohnbaren Zonen leistete, argumentierte 1960, dass zirkumstellare bewohnbare Zonen und damit auch außerirdisches Leben in Mehrsternsystemen angesichts der Gravitationsinstabilitäten dieser Systeme ungewöhnlich wären.[29]

Das Konzept der bewohnbaren Zonen wurde 1964 von Stephen H. Dole in seinem Buch weiterentwickelt Bewohnbare Planeten für den Menschen, in dem er das Konzept der zirkumstellaren bewohnbaren Zone sowie verschiedene andere Determinanten der planetaren Bewohnbarkeit diskutierte und schließlich die Anzahl der bewohnbaren Planeten in der Milchstraße auf etwa 600 Millionen schätzte.[2] Gleichzeitig stellte der Science-Fiction-Autor Isaac Asimov der Öffentlichkeit durch seine verschiedenen Erkundungen der Weltraumkolonisation das Konzept einer zirkumstellaren bewohnbaren Zone vor.[30] Der Begriff “Goldlöckchen-Zone” tauchte in den 1970er Jahren auf und bezog sich speziell auf eine Region um einen Stern, dessen Temperatur “genau richtig” ist, damit Wasser in der flüssigen Phase vorhanden ist.[31] 1993 führte der Astronom James Kasting den Begriff “zirkumstellare bewohnbare Zone” ein, um sich genauer auf die Region zu beziehen, die damals (und noch) als bewohnbare Zone bekannt war.[27] Kasting war der erste, der ein detailliertes Modell für die bewohnbare Zone für Exoplaneten vorstellte.[3][32]

Eine Aktualisierung des Konzepts der bewohnbaren Zone erfolgte im Jahr 2000, als die Astronomen Peter Ward und Donald Brownlee die Idee der “galaktischen bewohnbaren Zone” einführten, die sie später mit Guillermo Gonzalez entwickelten.[33][34] Die galaktische bewohnbare Zone, definiert als die Region, in der das Leben in einer Galaxie am wahrscheinlichsten entsteht, umfasst jene Regionen, die nahe genug an einem galaktischen Zentrum liegen, dass die Sterne dort mit schwereren Elementen angereichert sind, aber nicht so nahe, dass Sternensysteme, Planetenbahnen und Die Entstehung von Leben würde häufig durch die intensive Strahlung und die enormen Gravitationskräfte gestört, die üblicherweise in galaktischen Zentren auftreten.[33]

In der Folge schlagen einige Astrobiologen vor, das Konzept auf andere Lösungsmittel auszudehnen, darunter Dihydrogen, Schwefelsäure, Distickstoff, Formamid und Methan, die hypothetische Lebensformen unterstützen würden, die eine alternative Biochemie verwenden.[21] Im Jahr 2013 wurden mit dem Vorschlag eines Zirkums weitere Entwicklungen bei den Konzepten für bewohnbare Zonen vorgenommen planetarisch Die bewohnbare Zone, auch als “bewohnbare Kante” bekannt, umfasst die Region um einen Planeten, in der die Umlaufbahnen natürlicher Satelliten nicht gestört würden, und gleichzeitig würde die Erwärmung der Gezeiten vom Planeten nicht dazu führen, dass flüssiges Wasser wegkocht.[35]

Es wurde festgestellt, dass der derzeitige Begriff der “zirkumstellaren bewohnbaren Zone” Verwirrung stiftet, da der Name darauf hindeutet, dass Planeten in dieser Region eine bewohnbare Umgebung besitzen werden.[36][37] Die Oberflächenbedingungen hängen jedoch von einer Vielzahl unterschiedlicher individueller Eigenschaften dieses Planeten ab.[36][37] Dieses Missverständnis spiegelt sich in aufgeregten Berichten über “bewohnbare Planeten” wider.[38][39][40] Da es völlig unbekannt ist, ob Bedingungen auf diesen fernen CHZ-Welten Leben beherbergen könnten, ist eine andere Terminologie erforderlich.[37][39][41][42]

Entschlossenheit[edit]

Thermodynamische Eigenschaften von Wasser, die die Bedingungen an der Oberfläche der Erdplaneten darstellen: Der Mars befindet sich in der Nähe des Tripelpunkts, die Erde in der Flüssigkeit; und Venus in der Nähe des kritischen Punktes.

Die Bandbreite der veröffentlichten Schätzungen für das Ausmaß der CHZ der Sonne. Die konservative CHZ[2] wird durch ein dunkelgrünes Band angezeigt, das den inneren Rand des Aphelions der Venus kreuzt, während ein erweitertes CHZ,[43] Die Ausdehnung auf die Umlaufbahn des Zwergplaneten Ceres wird durch ein hellgrünes Band angezeigt.

Ob sich ein Körper in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone seines Wirtssterns befindet, hängt vom Radius der Umlaufbahn des Planeten (für natürliche Satelliten die Umlaufbahn des Wirtsplaneten), der Masse des Körpers selbst und dem Strahlungsfluss des Wirtssterns ab. Angesichts der großen Ausbreitung der Planetenmassen innerhalb einer zirkumstellaren bewohnbaren Zone in Verbindung mit der Entdeckung von Super-Erde-Planeten, die dickere Atmosphären und stärkere Magnetfelder als die Erde aushalten können, werden zirkumstellare bewohnbare Zonen jetzt in zwei separate Regionen aufgeteilt – eine “konservative” bewohnbare Zone “, in der Planeten mit geringerer Masse wie die Erde bewohnbar bleiben können, ergänzt durch eine größere” erweiterte bewohnbare Zone “, in der ein Planet wie die Venus mit stärkeren Treibhauseffekten die richtige Temperatur für flüssiges Wasser an der Oberfläche haben kann.[44]

Schätzungen des Sonnensystems[edit]

Schätzungen für die bewohnbare Zone innerhalb des Sonnensystems reichen von 0,38 bis 10,0 astronomischen Einheiten,[45][46][47][48] Das Erreichen dieser Schätzungen war jedoch aus verschiedenen Gründen eine Herausforderung. Zahlreiche planetare Massenobjekte kreisen innerhalb oder nahe dieses Bereichs und erhalten als solche ausreichend Sonnenlicht, um die Temperaturen über den Gefrierpunkt von Wasser zu erhöhen. Ihre atmosphärischen Bedingungen variieren jedoch erheblich. Das Aphel der Venus berührt beispielsweise den inneren Rand der Zone, und während der atmosphärische Druck an der Oberfläche für flüssiges Wasser ausreicht, erhöht ein starker Treibhauseffekt die Oberflächentemperaturen auf 462 ° C (864 ° F), bei denen nur Wasser existieren kann als Dampf.[49] Die gesamten Umlaufbahnen des Mondes,[50]Mars,[51] und zahlreiche Asteroiden liegen auch innerhalb verschiedener Schätzungen der bewohnbaren Zone. Nur in den niedrigsten Lagen des Mars (weniger als 30% der Planetenoberfläche) ist der atmosphärische Druck und die Temperatur ausreichend, damit Wasser, falls vorhanden, für kurze Zeit in flüssiger Form vorliegt.[52] Im Hellas-Becken beispielsweise kann der atmosphärische Druck im Marsjahr 70 Tage lang 1.115 Pa und Temperaturen über null Grad Celsius (etwa der Tripelpunkt für Wasser) erreichen.[52] Trotz indirekter Hinweise in Form von saisonalen Strömungen an warmen Marshängen,[53][54][55][56] Es wurde keine Bestätigung für das Vorhandensein von flüssigem Wasser gegeben. Während andere Objekte teilweise innerhalb dieser Zone umkreisen, einschließlich Kometen, Ceres[57] ist die einzige der Planetenmasse. Eine Kombination aus geringer Masse und der Unfähigkeit, Verdunstung und Atmosphärenverlust gegen den Sonnenwind zu mildern, macht es diesen Körpern unmöglich, flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche zu halten. Trotzdem deuten Studien stark auf vergangenes flüssiges Wasser auf der Oberfläche der Venus hin.[58] Mars,[59][60][61]Vesta[62] und Ceres,[63][64] Dies deutet auf ein häufigeres Phänomen hin als bisher angenommen. Da nachhaltiges flüssiges Wasser als wesentlich für die Unterstützung eines komplexen Lebens angesehen wird, werden die meisten Schätzungen daher aus den Auswirkungen einer neu positionierten Umlaufbahn auf die Bewohnbarkeit der Erde oder der Venus abgeleitet, da aufgrund ihrer Oberflächengravitation eine ausreichende Atmosphäre für mehrere Milliarden erhalten bleiben kann Jahre.

Nach dem Konzept der erweiterten bewohnbaren Zone könnten Planetenmassenobjekte mit Atmosphären, die einen ausreichenden Strahlungsantrieb induzieren können, weiter von der Sonne entfernt flüssiges Wasser besitzen. Solche Objekte könnten solche sein, deren Atmosphäre einen hohen Anteil an Treibhausgasen und terrestrischen Planeten enthält, die viel massereicher sind als die Erde (Planeten der Super-Erdklasse), die Atmosphären mit Oberflächendrücken von bis zu 100 kbar beibehalten haben. Es gibt keine Beispiele für solche Objekte im Sonnensystem, die untersucht werden könnten. Über die Art der Atmosphären dieser Art von extrasolaren Objekten ist nicht genug bekannt, und ihre Position in der bewohnbaren Zone kann den Nettotemperatureffekt solcher Atmosphären, einschließlich induzierter Albedo, Anti-Gewächshaus oder anderer möglicher Wärmequellen, nicht bestimmen.

Als Referenz beträgt die durchschnittliche Entfernung einiger Hauptkörper von der Sonne innerhalb der verschiedenen Schätzungen der bewohnbaren Zone: Quecksilber, 0,39 AE; Venus, 0,72 AU; Erde, 1,00 AU; Mars, 1,52 AU; Vesta, 2,36 AU; Ceres, 2,77 AU; Jupiter, 5,20 AU; Saturn, 9,58 AU.

Schätzungen der zirkumstellaren bewohnbaren Zonengrenzen des Sonnensystems
Innenkante (AU) Außenkante (AU) Jahr Anmerkungen
0,725 1.24 1964, Dole[2] Verwendet optisch dünne Atmosphären und feste Albedos. Platziert das Aphel der Venus direkt in der Zone.
1.385–1.398 1969 Budyko[65] Basierend auf Studien von Eisalbedo-Rückkopplungsmodellen, um den Punkt zu bestimmen, an dem die Erde eine globale Vereisung erfahren würde. Diese Schätzung wurde in Studien von Sellers 1969 gestützt[66] und North 1975.[67]
0,88–0,912 1970 Rasool und De Bergh[68] Basierend auf Untersuchungen der Venusatmosphäre kamen Rasool und De Bergh zu dem Schluss, dass dies die Mindestentfernung ist, in der die Erde stabile Ozeane gebildet hätte.
0,95 1.01 1979 haben Hart et al.[69] Basierend auf Computermodellen und Simulationen der Entwicklung der atmosphärischen Zusammensetzung und Oberflächentemperatur der Erde. Diese Schätzung wurde häufig in späteren Veröffentlichungen zitiert.
3.0 1992, Fogg[43] Verwendete den Kohlenstoffkreislauf, um den äußeren Rand der zirkumstellaren bewohnbaren Zone abzuschätzen.
0,95 1,37 1993 haben Kasting et al.[27] Gründung der heute gebräuchlichsten Arbeitsdefinition der bewohnbaren Zone. Nimmt an, dass CO2 und H.2O sind die wichtigsten Treibhausgase wie für die Erde. Es wurde argumentiert, dass die bewohnbare Zone aufgrund des Carbonat-Silikat-Zyklus breit ist. Bemerkte die kühlende Wirkung der Wolkenalbedo. Tabelle zeigt konservative Grenzen. Die optimistischen Grenzen lagen bei 0,84–1,67 AU.
2.0 2010 haben Spiegel et al.[70] Vorgeschlagen, dass saisonales flüssiges Wasser bis zu dieser Grenze möglich ist, wenn hohe Schrägstellung und Exzentrizität der Umlaufbahn kombiniert werden.
0,75 2011 haben Abe et al.[71] Gefunden, dass landdominierte “Wüstenplaneten” mit Wasser an den Polen näher an der Sonne existieren könnten als wässrige Planeten wie die Erde.
10 2011 Pierrehumbert und Gaidos[46] Terrestrische Planeten, die Zehntausende von Balken primordialen Wasserstoffs aus der protoplanetaren Scheibe ansammeln, können in Entfernungen von bis zu 10 AE im Sonnensystem bewohnbar sein.
0,77–0,87 1.02–1.18 2013 haben Vladilo et al.[72] Der innere Rand der zirkumstellaren bewohnbaren Zone ist näher und der äußere Rand ist weiter für höhere atmosphärische Drücke; Der ermittelte minimale atmosphärische Druck muss 15 mbar betragen.
0,99 1,70 2013 haben Kopparapu et al.[4][73] Überarbeitete Schätzungen von Kasting et al. (1993) Formulierung unter Verwendung aktualisierter Algorithmen für feuchte Gewächshäuser und Wasserverluste. Nach dieser Maßnahme befindet sich die Erde am inneren Rand des HZ und nahe, aber gerade außerhalb der feuchten Gewächshausgrenze. Wie bei Kasting et al. (1993) gilt dies für einen erdähnlichen Planeten, bei dem die Grenze des “Wasserverlusts” (feuchtes Gewächshaus) am inneren Rand der bewohnbaren Zone dort liegt, wo die Temperatur etwa 60 Grad Celsius erreicht hat und bis hoch in die Höhe reicht die Troposphäre, dass die Atmosphäre vollständig mit Wasserdampf gesättigt ist. Sobald die Stratosphäre nass wird, setzt die Wasserdampfphotolyse Wasserstoff in den Weltraum frei. Zu diesem Zeitpunkt nimmt die Abkühlung der Wolkenrückkopplung mit der weiteren Erwärmung nicht wesentlich zu. Die “maximale Gewächshaus” -Limit am äußeren Rand ist wo a CO
2 Die dominierte Atmosphäre von etwa 8 Bars hat die maximale Erwärmung des Gewächshauses hervorgerufen und weiter zugenommen CO
2 wird nicht genug Erwärmung erzeugen, um zu verhindern CO
2 katastrophal aus der Atmosphäre gefrieren. Die optimistischen Grenzen lagen bei 0,97–1,70 AU. Diese Definition berücksichtigt keine mögliche Strahlungserwärmung durch CO
2 Wolken.
0,38 2013 haben Zsom et al.
[45]		 Schätzung basierend auf verschiedenen möglichen Kombinationen von atmosphärischer Zusammensetzung, Druck und relativer Luftfeuchtigkeit der Planetenatmosphäre.
0,95 2013 haben Leconte et al.[74] Unter Verwendung von 3D-Modellen berechneten diese Autoren eine Innenkante von 0,95 AE für das Sonnensystem.
0,95 2.4 2017 Ramirez und Kaltenegger
[47]		 Eine Erweiterung der klassischen Kohlendioxid-Wasserdampf-Wohnzone [27] unter der Annahme einer atmosphärischen Konzentration von 50% vulkanischem Wasserstoff.
0,93–0,91 2019 haben Gomez-Leal et al.
[75]		 Schätzung der feuchten Gewächshausschwelle durch Messung des Wassermischungsverhältnisses in der unteren Stratosphäre, der Oberflächentemperatur und der Klimasensitivität auf einem Erdanalogon mit und ohne Ozon unter Verwendung eines globalen Klimamodells (GCM). Es zeigt die Korrelation eines Wassermischungsverhältnisses von 7 g / kg, einer Oberflächentemperatur von etwa 320 K und eines Peaks der Klimasensitivität in beiden Fällen.
0,99 1.01 Engste begrenzte Schätzung von oben
0,38 10 Die entspannteste Schätzung von oben

[edit]

Astronomen verwenden den Sternfluss und das Gesetz des umgekehrten Quadrats, um zirkumstellare Modelle für bewohnbare Zonen, die für das Sonnensystem erstellt wurden, auf andere Sterne zu extrapolieren. Zum Beispiel nach Kopparapus Schätzung der bewohnbaren Zone, obwohl das Sonnensystem eine zirkumstellare bewohnbare Zone hat, die bei 1,34 AE von der Sonne zentriert ist,[4] Ein Stern mit der 0,25-fachen Leuchtkraft der Sonne hätte eine bewohnbare Zone in der Mitte

0,25{ displaystyle { sqrt {0.25}}}

oder 0,5 die Entfernung vom Stern, entsprechend einer Entfernung von 0,67 AE. Verschiedene komplizierende Faktoren, einschließlich der individuellen Eigenschaften der Sterne selbst, führen jedoch dazu, dass die extrasolare Extrapolation des CHZ-Konzepts komplexer ist.

Spektraltypen und Eigenschaften des Sternensystems[edit]

Ein Video, das die Bedeutung der Entdeckung eines Planeten in der zirkumbinären bewohnbaren Zone von Kepler-47 im Jahr 2011 erklärt.

Einige Wissenschaftler argumentieren, dass das Konzept einer zirkumstellaren bewohnbaren Zone tatsächlich auf Sterne in bestimmten Systemtypen oder bestimmten Spektraltypen beschränkt ist. Binäre Systeme haben zum Beispiel zirkumstellare bewohnbare Zonen, die sich von denen von Einstern-Planetensystemen unterscheiden, zusätzlich zu den Bedenken hinsichtlich der Orbitalstabilität, die mit einer Drei-Körper-Konfiguration verbunden sind.[76] Wenn das Sonnensystem ein solches binäres System wäre, könnten sich die äußeren Grenzen der resultierenden zirkumstellaren bewohnbaren Zone bis zu 2,4 AE erstrecken.[77][78]

In Bezug auf Spektraltypen schlägt Zoltán Balog vor, dass Sterne vom O-Typ aufgrund der durch ihre starken ultravioletten Emissionen verursachten Photoevaporation keine Planeten bilden können.[79] Andrea Buccino untersuchte die UV-Emissionen und stellte fest, dass nur 40% der untersuchten Sterne (einschließlich der Sonne) überlappendes flüssiges Wasser und ultraviolette bewohnbare Zonen aufwiesen.[80] Sterne, die kleiner als die Sonne sind, haben dagegen deutliche Hindernisse für die Bewohnbarkeit. Zum Beispiel schlug Michael Hart vor, dass nur Hauptreihensterne der Spektralklasse K0 oder heller bewohnbare Zonen bieten könnten, eine Idee, die sich in der Neuzeit zum Konzept eines Gezeitenverriegelungsradius für Rote Zwerge entwickelt hat. Innerhalb dieses Radius, der mit der bewohnbaren Zone der Roten Zwerge zusammenfällt, wurde vermutet, dass der durch Gezeitenerwärmung verursachte Vulkanismus einen “Gezeiten-Venus” -Planeten mit hohen Temperaturen und ohne gastfreundliche Umgebung zum Leben erwecken könnte.[81]

Andere behaupten, dass zirkumstellare bewohnbare Zonen häufiger vorkommen und dass es tatsächlich möglich ist, dass Wasser auf Planeten existiert, die kühlere Sterne umkreisen. Die Klimamodellierung von 2013 unterstützt die Idee, dass rote Zwergsterne trotz Gezeitenblockierung Planeten mit relativ konstanten Temperaturen über ihren Oberflächen tragen können.[82] Astronomieprofessor Eric Agol argumentiert, dass sogar weiße Zwerge durch Planetenwanderung eine relativ kurze bewohnbare Zone unterstützen könnten.[83] Zur gleichen Zeit haben andere in ähnlicher Unterstützung halbstabile, vorübergehend bewohnbare Zonen um Braune Zwerge geschrieben.[81] Es kann auch eine bewohnbare Zone in den äußeren Teilen von Sternensystemen während der Phase vor der Hauptsequenz der Sternentwicklung existieren, insbesondere um M-Zwerge, die möglicherweise eine Zeitskala von Milliarden Jahren dauert.[84]

Stellare Evolution[edit]

Eine natürliche Abschirmung gegen Weltraumwetter, wie die in dieser künstlerischen Darstellung dargestellte Magnetosphäre, kann erforderlich sein, damit Planeten das Oberflächenwasser über längere Zeiträume erhalten.

Zirkumstellare bewohnbare Zonen ändern sich im Laufe der Zeit mit der Sternentwicklung. Zum Beispiel heiße Sterne vom Typ O, die weniger als 10 Millionen Jahre in der Hauptsequenz verbleiben können,[85] hätte schnell wechselnde bewohnbare Zonen, die der Entwicklung des Lebens nicht förderlich sind. Rote Zwergsterne hingegen, die in der Hauptsequenz Hunderte von Milliarden von Jahren leben können, hätten Planeten mit genügend Zeit, damit sich das Leben entwickeln und entwickeln kann.[86][87] Selbst wenn sich Sterne in der Hauptsequenz befinden, steigt ihre Energieabgabe stetig an und drückt ihre bewohnbaren Zonen weiter nach außen. Unsere Sonne zum Beispiel war im Archaischen zu 75% so hell wie jetzt.[88] und in Zukunft wird ein kontinuierlicher Anstieg der Energieabgabe die Erde außerhalb der bewohnbaren Zone der Sonne bringen, noch bevor sie die Phase des roten Riesen erreicht.[89] Um mit dieser Erhöhung der Leuchtkraft fertig zu werden, wurde das Konzept eines kontinuierlich bewohnbare Zone wurde vorgestellt. Wie der Name schon sagt, ist die kontinuierlich bewohnbare Zone eine Region um einen Stern, in der Planetenmassenkörper für einen bestimmten Zeitraum flüssiges Wasser aufnehmen können. Wie die allgemeine zirkumstellare bewohnbare Zone ist die kontinuierlich bewohnbare Zone eines Sterns in eine konservative und eine erweiterte Region unterteilt.[89]

In Rotzwergsystemen gigantische Sternfackeln, die die Helligkeit eines Sterns in Minuten verdoppeln könnten[90] und riesige Sternflecken, die 20% der Oberfläche des Sterns bedecken können,[91] haben das Potenzial, einen ansonsten bewohnbaren Planeten seiner Atmosphäre und seines Wassers zu berauben.[92] Wie bei massereicheren Sternen verändert die Sternentwicklung jedoch ihre Natur und ihren Energiefluss.[93] Mit einem Alter von etwa 1,2 Milliarden Jahren werden rote Zwerge im Allgemeinen so konstant, dass sich das Leben entwickeln kann.[92][94]

Sobald sich ein Stern ausreichend entwickelt hat, um ein roter Riese zu werden, ändert sich seine zirkumstellare bewohnbare Zone dramatisch von seiner Hauptsequenzgröße.[95] Zum Beispiel wird erwartet, dass die Sonne die zuvor bewohnbare Erde als roten Riesen verschlingt.[96][97] Sobald jedoch ein roter Riesenstern den horizontalen Zweig erreicht, erreicht er ein neues Gleichgewicht und kann eine neue zirkumstellare bewohnbare Zone aufrechterhalten, die im Fall der Sonne zwischen 7 und 22 AE liegen würde.[98] In einem solchen Stadium wäre der Saturnmond Titan wahrscheinlich im Sinne der Erdtemperatur bewohnbar.[99] Angesichts der Tatsache, dass dieses neue Gleichgewicht etwa 1 Gyr dauert und das Leben auf der Erde spätestens um 0,7 Gyr aus der Bildung des Sonnensystems hervorgegangen ist, könnte sich möglicherweise Leben auf planetaren Massenobjekten in der bewohnbaren Zone roter Riesen entwickeln.[98] Um einen solchen heliumverbrennenden Stern herum könnten wichtige Lebensprozesse wie die Photosynthese jedoch nur um Planeten stattfinden, auf denen die Atmosphäre Kohlendioxid enthält, da zu dem Zeitpunkt, zu dem ein Sonnenmassenstern zu einem roten Riesen wird, Planetenmassenkörper bereits viel absorbiert hätten von ihrem freien Kohlendioxid.[100] Darüber hinaus als Ramirez und Kaltenegger (2016)[97] zeigten, dass intensive Sternwinde die Atmosphäre solcher kleinerer Planetenkörper vollständig entfernen und sie ohnehin unbewohnbar machen würden. Somit wäre Titan auch dann nicht bewohnbar, wenn die Sonne ein roter Riese wird.[97] Dennoch muss das Leben in dieser Phase der Sternentwicklung nicht entstehen, damit es entdeckt werden kann. Sobald der Stern ein roter Riese wird und sich die bewohnbare Zone nach außen erstreckt, schmilzt die eisige Oberfläche und bildet eine temporäre Atmosphäre, in der nach Lebenszeichen gesucht werden kann, die möglicherweise vor Beginn der Phase des roten Riesen gedeihen.[97]

Wüstenplaneten[edit]

Die atmosphärischen Bedingungen eines Planeten beeinflussen seine Fähigkeit, Wärme zu speichern, so dass der Standort der bewohnbaren Zone auch für jeden Planetentyp spezifisch ist: Wüstenplaneten (auch als trockene Planeten bezeichnet) mit sehr wenig Wasser haben weniger Wasserdampf in der Erde Atmosphäre als Erde und haben daher einen reduzierten Treibhauseffekt, was bedeutet, dass ein Wüstenplanet Wasseroasen näher an seinem Stern halten könnte als die Erde an der Sonne. Der Wassermangel bedeutet auch, dass weniger Eis vorhanden ist, um Wärme in den Weltraum zu reflektieren, sodass der äußere Rand der bewohnbaren Zonen des Wüstenplaneten weiter entfernt liegt.[101][102]

Andere Überlegungen[edit]

Ein Planet kann keine Hydrosphäre haben – ein Schlüsselbestandteil für die Bildung von Leben auf Kohlenstoffbasis -, es sei denn, es gibt eine Wasserquelle in seinem Sternensystem. Der Ursprung des Wassers auf der Erde ist noch nicht vollständig verstanden; Mögliche Quellen sind das Ergebnis von Stößen mit eisigen Körpern, Ausgasung, Mineralisierung, Austreten von wasserhaltigen Mineralien aus der Lithosphäre und Photolyse.[103][104] Für ein extrasolares System könnte ein eisiger Körper von jenseits der Frostgrenze in die bewohnbare Zone seines Sterns wandern und einen Ozeanplaneten mit Hunderten von Kilometern tiefen Meeren schaffen[105] wie GJ 1214 b[106][107] oder Kepler-22b kann sein.[108]

Die Aufrechterhaltung von flüssigem Oberflächenwasser erfordert auch eine ausreichend dicke Atmosphäre. Mögliche Ursprünge terrestrischer Atmosphären werden derzeit auf Ausgasung, Aufprallentgasung und Entgasung theoretisiert.[109] Es wird angenommen, dass Atmosphären durch ähnliche Prozesse zusammen mit biogeochemischen Kreisläufen und der Abschwächung des atmosphärischen Entweichens aufrechterhalten werden.[110] In einer 2013 vom italienischen Astronomen Giovanni Vladilo durchgeführten Studie wurde gezeigt, dass die Größe der zirkumstellaren Wohnzone mit zunehmendem Luftdruck zunimmt.[72] Unterhalb eines atmosphärischen Drucks von etwa 15 Millibar wurde festgestellt, dass die Bewohnbarkeit nicht aufrechterhalten werden konnte[72] denn schon eine kleine Druck- oder Temperaturverschiebung kann dazu führen, dass sich Wasser nicht als Flüssigkeit bilden kann.[111]

Obwohl traditionelle Definitionen der bewohnbaren Zone davon ausgehen, dass Kohlendioxid und Wasserdampf die wichtigsten Treibhausgase sind (wie sie auf der Erde sind),[27] eine Studie[47] Unter der Leitung von Ramses Ramirez und der Co-Autorin Lisa Kaltenegger hat sich gezeigt, dass die Größe der bewohnbaren Zone stark zunimmt, wenn neben Kohlendioxid und Wasserdampf auch eine gewaltige vulkanische Ausgasung von Wasserstoff einbezogen wird. Die Außenkante im Sonnensystem würde sich in diesem Fall bis zu 2,4 AE erstrecken. Ähnliche Vergrößerungen der bewohnbaren Zone wurden für andere Sternensysteme berechnet. Eine frühere Studie von Ray Pierrehumbert und Eric Gaidos [46] hatte den CO beseitigt2-H2O Konzept ganz und gar, mit der Begründung, dass junge Planeten viele zehn bis hundert Balken Wasserstoff aus der protoplanetaren Scheibe ansammeln könnten, was einen ausreichenden Treibhauseffekt bietet, um die Außenkante des Sonnensystems auf 10 AE auszudehnen. In diesem Fall wird der Wasserstoff jedoch nicht kontinuierlich durch Vulkanismus wieder aufgefüllt und geht innerhalb von Millionen bis zig Millionen Jahren verloren.

Bei Planeten, die in den CHZs der roten Zwergsterne umkreisen, verursachen die extrem engen Abstände zu den Sternen eine Gezeitenblockierung, ein wichtiger Faktor für die Bewohnbarkeit. Für einen gezeitengesperrten Planeten ist der Sternentag so lang wie die Umlaufzeit, wodurch eine Seite permanent dem Wirtsstern und die andere Seite weg zeigt. In der Vergangenheit wurde angenommen, dass eine solche Gezeitenverriegelung extreme Hitze auf der der Sterne zugewandten Seite und bittere Kälte auf der gegenüberliegenden Seite verursacht, wodurch viele Planeten der Roten Zwerge unbewohnbar werden. Dreidimensionale Klimamodelle im Jahr 2013 zeigten jedoch, dass die dem Wirtsstern zugewandte Seite eines roten Zwergplaneten eine ausgedehnte Wolkendecke aufweisen kann, wodurch die Bindungsalbedo erhöht und die Temperaturunterschiede zwischen den beiden Seiten erheblich verringert werden.[82]

Natürliche Satelliten mit Planetenmasse können ebenfalls bewohnbar sein. Diese Körper müssen jedoch zusätzliche Parameter erfüllen, insbesondere innerhalb der zirkumplanetaren bewohnbaren Zonen ihrer Wirtsplaneten.[35] Insbesondere müssen Monde weit genug von ihren Wirtsriesenplaneten entfernt sein, damit sie nicht durch Gezeitenerwärmung in vulkanische Welten wie Io umgewandelt werden.[35] muss aber innerhalb des Hügelradius des Planeten bleiben, damit sie nicht aus der Umlaufbahn ihres Wirtsplaneten herausgezogen werden.[112] Rote Zwerge, deren Masse weniger als 20% der Sonnenmasse beträgt, können keine bewohnbaren Monde um Riesenplaneten haben, da die geringe Größe der zirkumstellaren bewohnbaren Zone einen bewohnbaren Mond so nahe an den Stern bringen würde, dass er von seinem Wirtsplaneten entfernt würde . In einem solchen System würde ein Mond, der nahe genug an seinem Wirtsplaneten liegt, um seine Umlaufbahn aufrechtzuerhalten, eine so starke Gezeitenerwärmung aufweisen, dass jegliche Aussicht auf Bewohnbarkeit ausgeschlossen wird.[35]

Künstlerkonzept eines Planeten auf einer exzentrischen Umlaufbahn, die nur einen Teil ihrer Umlaufbahn durch die CHZ führt

Ein Planetenobjekt, das einen Stern mit hoher Exzentrizität umkreist, verbringt möglicherweise nur einen Teil seines Jahres in der CHZ und erfährt eine große Variation der Temperatur und des atmosphärischen Drucks. Dies würde zu dramatischen saisonalen Phasenverschiebungen führen, bei denen flüssiges Wasser möglicherweise nur zeitweise vorhanden ist. Es ist möglich, dass unterirdische Lebensräume von solchen Veränderungen isoliert werden und dass Extremophile auf oder in der Nähe der Oberfläche durch Anpassungen wie Winterschlaf (Kryptobiose) und / oder Hyperthermostabilität überleben. Tardigraden können beispielsweise in einem dehydrierten Zustand Temperaturen zwischen 0,150 K (–273 ° C) überleben.[113] und 424 K (151 ° C).[114] Das Leben auf einem Planetenobjekt, das außerhalb von CHZ umkreist, kann auf der kalten Seite überwintern, wenn sich der Planet dem Apastron nähert, wo der Planet am kühlsten ist, und bei Annäherung an das Periastron aktiv werden, wenn der Planet ausreichend warm ist.[115]

Unter den Exoplaneten kam eine Überprüfung im Jahr 2015 zu dem Ergebnis, dass Kepler-62f, Kepler-186f und Kepler-442b wahrscheinlich die besten Kandidaten für eine potenzielle Bewohnbarkeit waren.[116] Diese befinden sich in einer Entfernung von 1200, 490 bzw. 1.120 Lichtjahren. Von diesen ist Kepler-186f mit einem Erdradius von 1,2 ähnlich groß wie die Erde und befindet sich am äußeren Rand der bewohnbaren Zone um seinen roten Zwergstern. Unter den nächsten terrestrischen Exoplanetenkandidaten ist Tau Ceti e 11,9 Lichtjahre entfernt. Es befindet sich am inneren Rand der bewohnbaren Zone seines Sonnensystems und weist eine geschätzte durchschnittliche Oberflächentemperatur von 68 ° C auf.[117]

Studien, die versucht haben, die Anzahl der terrestrischen Planeten innerhalb der zirkumstellaren bewohnbaren Zone abzuschätzen, spiegeln tendenziell die Verfügbarkeit wissenschaftlicher Daten wider. Eine 2013 von Ravi Kumar Kopparapu durchgeführte Studie stellte ηe, der Anteil der Sterne mit Planeten in der CHZ bei 0,48,[4] Dies bedeutet, dass es in der Milchstraße etwa 95 bis 180 Milliarden bewohnbare Planeten geben kann.[118] Dies ist jedoch lediglich eine statistische Vorhersage; Nur ein kleiner Teil dieser möglichen Planeten wurde bisher entdeckt.[119]

Frühere Studien waren konservativer. Im Jahr 2011 kam Seth Borenstein zu dem Schluss, dass es in der Milchstraße rund 500 Millionen bewohnbare Planeten gibt.[120] Studie des Jet Propulsion Laboratory 2011 der NASA, basierend auf Beobachtungen aus dem Kepler Mission, erhöhte die Zahl etwas und schätzte, dass etwa “1,4 bis 2,7 Prozent” aller Sterne der Spektralklasse F, G und K Planeten in ihren CHZs haben sollen.[121][122]

Frühe Befunde[edit]

Die ersten Entdeckungen von extrasolaren Planeten in der CHZ erfolgten nur wenige Jahre nach der Entdeckung der ersten extrasolaren Planeten. Diese frühen Erkennungen hatten jedoch alle die Größe eines Gasriesen und viele befanden sich in exzentrischen Bahnen. Trotzdem weisen Studien auf die Möglichkeit großer, erdähnlicher Monde um diese Planeten hin, die flüssiges Wasser unterstützen.[123]
Eine der ersten Entdeckungen war 70 Virginis b, ein Gasriese, der ursprünglich den Spitznamen “Goldlöckchen” trug, weil er weder “zu heiß” noch “zu kalt” war. Spätere Studien ergaben Temperaturen analog zur Venus, die jegliches Potenzial für flüssiges Wasser ausschließen.16 Cygni Bb, ebenfalls 1996 entdeckt, hat eine extrem exzentrische Umlaufbahn, die nur einen Teil ihrer Zeit in der CHZ verbringt. Eine solche Umlaufbahn würde extreme saisonale Auswirkungen haben. Trotzdem deuten Simulationen darauf hin, dass ein ausreichend großer Begleiter das ganze Jahr über Oberflächenwasser tragen kann.[125]

Gliese 876 b, entdeckt 1998, und Gliese 876 c, entdeckt 2001, sind beide Gasriesen, die in der bewohnbaren Zone um Gliese 876 entdeckt wurden und möglicherweise auch große Monde haben.[126] Ein weiterer Gasriese, Upsilon Andromedae d, wurde 1999 entdeckt, als er die bewohnbare Zone von Upsilon Andromidae umkreiste.

HD 28185 b wurde am 4. April 2001 angekündigt und ist ein Gasriese, der sich vollständig in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone seines Sterns befindet[127] und hat eine geringe Exzentrizität der Umlaufbahn, vergleichbar mit der des Mars im Sonnensystem.[128] Gezeitenwechselwirkungen deuten darauf hin, dass es bewohnbare Erdmassensatelliten in der Umlaufbahn für viele Milliarden Jahre beherbergen könnte.[129] Es ist jedoch unklar, ob sich solche Satelliten überhaupt bilden könnten.[130]

HD 69830 d, ein Gasriese mit der 17-fachen Masse der Erde, wurde 2006 in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone von HD 69830, 41 Lichtjahre von der Erde entfernt, gefunden.[131] Im folgenden Jahr wurde 55 Cancri f in der CHZ seines Wirtsstars 55 Cancri A entdeckt.[132][133] Es wird angenommen, dass hypothetische Satelliten mit ausreichender Masse und Zusammensetzung flüssiges Wasser an ihren Oberflächen tragen können.[134]

Obwohl solche Riesenplaneten theoretisch Monde besitzen könnten, existierte die Technologie nicht, um Monde um sie herum zu erkennen, und es wurden keine extrasolaren Monde entdeckt. Planeten innerhalb der Zone mit dem Potenzial für feste Oberflächen waren daher von viel höherem Interesse.

Bewohnbare Supererden[edit]

Die bewohnbare Zone von Gliese 581 im Vergleich zur bewohnbaren Zone des Sonnensystems.

Die Entdeckung von Gliese 581 c im Jahr 2007, der ersten Supererde in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone, weckte bei der wissenschaftlichen Gemeinschaft großes Interesse an dem System, obwohl später festgestellt wurde, dass der Planet extreme Oberflächenbedingungen aufweist, die der Venus ähneln könnten.[135] Gliese 581 d, ein weiterer Planet im selben System, der als besserer Kandidat für die Bewohnbarkeit angesehen wird, wurde ebenfalls 2007 angekündigt. Seine Existenz wurde später im Jahr 2014 nicht bestätigt, jedoch nur für kurze Zeit. Ab 2015 hat der Planet keine neueren Bestätigungen. Gliese 581 g, ein weiterer Planet, von dem angenommen wurde, dass er in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone des Systems entdeckt wurde, wurde als bewohnbarer angesehen als Gliese 581 c und d. Seine Existenz wurde jedoch auch 2014 nicht bestätigt,[136] und Astronomen sind über seine Existenz gespalten.

Ein Diagramm zum Vergleich der Größe (Eindruck des Künstlers) und der Umlaufbahn des Planeten Kepler-22b in der bewohnbaren Zone des sonnenähnlichen Sterns Kepler 22 und der der Erde im Sonnensystem

HD 85512 b wurde im August 2011 entdeckt und ursprünglich als bewohnbar spekuliert.[137] Die neuen Kriterien für die zirkumstellare bewohnbare Zone von Kopparapu et al. im Jahr 2013 platzieren Sie den Planeten außerhalb der zirkumstellaren bewohnbaren Zone.[119]

Kepler-22 b, entdeckt im Dezember 2011 von der Kepler Weltraumsonde,[138] ist der erste Transit-Exoplanet, der um einen sonnenähnlichen Stern entdeckt wurde. Mit einem 2,4-fachen Radius der Erde wurde Kepler-22b von einigen als Ozeanplanet vorhergesagt.[139]Gliese 667 Cc, 2011 entdeckt, aber 2012 angekündigt,[140] ist eine Supererde, die in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone von Gliese 667 C umkreist. Sie ist einer der erdähnlichsten Planeten, die bekannt sind.

Gliese 163 c, entdeckt im September 2012 im Orbit um den Roten Zwerg Gliese 163[141] liegt 49 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Planet hat 6,9 Erdmassen und 1,8–2,4 Erdradien und empfängt mit seiner engen Umlaufbahn 40 Prozent mehr Sternstrahlung als die Erde, was zu Oberflächentemperaturen von etwa 60 ° C führt.[142][143][144]HD 40307 g, ein Kandidatenplanet, der im November 2012 vorläufig entdeckt wurde, befindet sich in der zirkumstellaren bewohnbaren Zone von HD 40307.[145] Im Dezember 2012 wurden Tau Ceti e und Tau Ceti f in der zirkumstellaren Wohnzone von Tau Ceti gefunden, einem sonnenähnlichen Stern in 12 Lichtjahren Entfernung.[146] Obwohl sie massereicher als die Erde sind, gehören sie zu den am wenigsten massiven Planeten, die bisher in der bewohnbaren Zone umkreisen.[147] Tau Ceti f entsprach jedoch wie HD 85512 b nicht den neuen Kriterien der zirkumstellaren bewohnbaren Zone, die in der Kopparapu-Studie 2013 festgelegt wurden.[148] Es gilt heute als unbewohnbar.

Nahe erdgroße Planeten und Solaranaloga[edit]

Vergleich der CHZ-Position des Planeten Kepler-186f mit Erdradius und des Sonnensystems (17. April 2014)

Die Umlaufbahn und der Stern von Kepler-452b sind zwar größer als Kepler 186f, ähneln jedoch eher der Erde.

Jüngste Entdeckungen haben Planeten entdeckt, von denen angenommen wird, dass sie in Größe oder Masse der Erde ähnlich sind. “Erdgroße” Bereiche werden typischerweise durch die Masse definiert. Der in vielen Definitionen der Super-Earth-Klasse verwendete untere Bereich beträgt 1,9 Erdmassen; Ebenso reichen Untererden bis zur Größe der Venus (~ 0,815 Erdmassen). Eine Obergrenze von 1,5 Erdradien wird ebenfalls berücksichtigt, da diese über 1,5 liegt R.⊕ Die durchschnittliche Planetendichte nimmt mit zunehmendem Radius schnell ab, was darauf hinweist, dass diese Planeten einen signifikanten Anteil an flüchtigen Bestandteilen über einem felsigen Kern aufweisen.[149] Ein wirklich erdähnlicher Planet – ein Erdanalog oder “Erdzwilling” – müsste viele Bedingungen erfüllen, die über Größe und Masse hinausgehen. Solche Eigenschaften sind mit der aktuellen Technologie nicht beobachtbar.

Ein Solaranalogon (oder “Solarzwilling”) ist ein Stern, der der Sonne ähnelt. Bisher wurde kein Solar-Zwilling gefunden, der genau mit dem der Sonne übereinstimmt. Einige Sterne sind jedoch nahezu identisch mit der Sonne und gelten als Sonnenzwillinge. Ein exakter Sonnenzwilling wäre ein G2V-Stern mit einer Temperatur von 5.778 K, der 4,6 Milliarden Jahre alt ist, mit der richtigen Metallizität und einer Variation der Sonnenleuchtkraft von 0,1%.[150] Sterne mit einem Alter von 4,6 Milliarden Jahren sind am stabilsten. Die richtige Metallizität und Größe sind auch entscheidend für eine geringe Variation der Leuchtkraft.[151][152][153]

Verwendung von Daten, die von der NASA gesammelt wurden Kepler Das Weltraumobservatorium und das WM-Keck-Observatorium haben geschätzt, dass 22% der Sterne vom Solartyp in der Milchstraße erdgroße Planeten in ihrer bewohnbaren Zone haben.[154]

Am 7. Januar 2013 haben Astronomen aus der Kepler Team kündigte die Entdeckung von Kepler-69c (früher KOI-172.02), ein erdgroßer Exoplanetenkandidat (1,7-facher Radius der Erde), der Kepler-69, einen unserer Sonne ähnlichen Stern, in der CHZ umkreist und voraussichtlich bewohnbare Bedingungen bietet.[155][156][157][158] Die Entdeckung von zwei Planeten, die in der bewohnbaren Zone von Kepler-62 umkreisen, durch das Kepler-Team wurde am 19. April 2013 angekündigt. Die Planeten Kepler-62e und Kepler-62f sind wahrscheinlich feste Planeten mit den Größen 1,6 und 1,4 Radius der Erde.[157][158][159]

Mit einem Radius von schätzungsweise 1,1 Erde ist Kepler-186f, eine im April 2014 angekündigte Entdeckung, die der Erde am nächsten liegende Größe eines Exoplaneten, der durch die Transitmethode bestätigt wurde[160][161][162] obwohl seine Masse unbekannt bleibt und sein Mutterstern kein Solaranalog ist.

Kapteyn b, entdeckt im Juni 2014, ist eine mögliche felsige Welt mit etwa 4,8 Erdmassen und etwa 1,5 Erdradien, die die bewohnbare Zone des 12,8 Lichtjahre entfernten roten Zwergsterns Kapteyn umkreisen.[163]

Am 6. Januar 2015 gab die NASA den 1000. bestätigten Exoplaneten bekannt, der von der Kepler Weltraumteleskop. Es wurde festgestellt, dass drei der neu bestätigten Exoplaneten in bewohnbaren Zonen ihrer verwandten Sterne umkreisen: Zwei der drei, Kepler-438b und Kepler-442b, sind erdnah und wahrscheinlich felsig; Der dritte, Kepler-440b, ist eine Supererde.[164] Kepler-438b ist jedoch Gegenstand starker Fackeln und wird daher als unbewohnbar angesehen. Am 16. Januar fand K2-3d einen Planeten mit 1,5 Erdradien, der in der bewohnbaren Zone von K2-3 umkreiste und die 1,4-fache Intensität des sichtbaren Lichts wie die Erde erhielt.[165]

Kepler-452b, angekündigt am 23. Juli 2015, ist 50% größer als die Erde, wahrscheinlich felsig und benötigt ungefähr 385 Erdentage, um die bewohnbare Zone seines Sterns Kepler-452 der G-Klasse (Solaranalog) zu umkreisen.[166][167]

Die Entdeckung eines Systems von drei gezeitengesperrten Planeten, die die bewohnbare Zone eines ultrakühlen Zwergsterns, TRAPPIST-1, umkreisen, wurde im Mai 2016 angekündigt.[168] Die Entdeckung wird als bedeutend angesehen, da sie die Möglichkeit kleinerer, kühlerer, zahlreicher und näherer Sterne, die bewohnbare Planeten besitzen, dramatisch erhöht.

Zwei potenziell bewohnbare Planeten, die von der K2-Mission im Juli 2016 entdeckt wurden und um den M-Zwerg K2-72 um 227 Lichtjahre von der Sonne umkreisen: K2-72c und K2-72e sind beide von ähnlicher Größe wie die Erde und erhalten ähnliche Mengen an Sternstrahlung .[169]

LHS 1140b wurde am 20. April 2017 angekündigt und ist eine superdichte Supererde in 39 Lichtjahren Entfernung, 6,6-fache Erdmasse und 1,4-facher Radius. Ihr Stern ist 15% der Sonnenmasse, aber mit viel weniger beobachtbarer Sternfackelaktivität als die meisten anderen M Zwerge.[170] Der Planet ist einer der wenigen, die sowohl durch Transit als auch durch Radialgeschwindigkeit beobachtet werden können. Die Masse wird mit einer Atmosphäre bestätigt, die untersucht werden kann.

Luyten b wurde im Juni 2017 durch die Radialgeschwindigkeit entdeckt und umkreist die etwa 12,2 Lichtjahre entfernte bewohnbare Zone von Luytens Stern.[171]

In 11 Lichtjahren Entfernung wurde im November 2017 ein zweitnächster Planet, Ross 128 b, nach einer zehnjährigen Radialgeschwindigkeitsstudie des relativ “ruhigen” roten Zwergsterns Ross 128 angekündigt. Mit 1,35 ist die Erdmasse ungefähr erdgroß und wahrscheinlich felsig in der Komposition.[172]

K2-155d wurde im März 2018 entdeckt und ist etwa 1,64-mal so groß wie der Radius der Erde. Es ist wahrscheinlich felsig und umkreist die bewohnbare Zone seines 203 Lichtjahre entfernten roten Zwergsterns.[173][174][175]

Eine der frühesten Entdeckungen des am 31. Juli 2019 angekündigten Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) ist ein Super Earth Planet GJ 357 d, der den äußeren Rand eines 31 Lichtjahre entfernten Roten Zwergs umkreist.[176]

K2-18b ist ein Exoplanet, der 124 Lichtjahre entfernt ist und in der bewohnbaren Zone des K2-18, eines roten Zwergs, umkreist. Dieser Planet ist bedeutsam für Wasserdampf in seiner Atmosphäre; Dies wurde am 17. September 2019 bekannt gegeben.

Im September 2020 identifizierten Astronomen 24 Konkurrenten von überbewohnbaren Planeten (Planeten besser als die Erde) aus derzeit mehr als 4000 bestätigten Exoplaneten, basierend auf astrophysikalischen Parametern sowie der Naturgeschichte bekannter Lebensformen auf der Erde.[177]

Bewohnbarkeit außerhalb der CHZ[edit]

Die Entdeckung von Kohlenwasserstoffseen auf dem Saturnmond Titan hat begonnen, den Kohlenstoff-Chauvinismus in Frage zu stellen, der dem CHZ-Konzept zugrunde liegt.

Es wurde festgestellt, dass Flüssig-Wasser-Umgebungen ohne atmosphärischen Druck und bei Temperaturen außerhalb des CHZ-Temperaturbereichs existieren. Zum Beispiel können die Saturnmonde Titan und Enceladus sowie die Jupitermonde Europa und Ganymed, die sich alle außerhalb der bewohnbaren Zone befinden, große Mengen an flüssigem Wasser in unterirdischen Ozeanen enthalten.[178]

Außerhalb der CHZ sind Gezeitenerwärmung und radioaktiver Zerfall zwei mögliche Wärmequellen, die zur Existenz von flüssigem Wasser beitragen könnten.[15][16] Abbot und Switzer (2011) schlugen die Möglichkeit vor, dass unterirdisches Wasser auf Schurkenplaneten infolge der Erwärmung und Isolierung durch radioaktiven Zerfall durch eine dicke Oberflächenschicht aus Eis existieren könnte.[18]

Mit einigen Theorien, dass das Leben auf der Erde tatsächlich aus stabilen unterirdischen Lebensräumen stammt,[179][180] Es wurde vermutet, dass feuchte außerirdische unterirdische Lebensräume wie diese häufig vor Leben strotzen.[181] In der Tat können auf der Erde selbst lebende Organismen mehr als 6 Kilometer unter der Oberfläche gefunden werden.[182]

Eine andere Möglichkeit besteht darin, dass Organismen außerhalb der CHZ alternative Biochemien verwenden, die überhaupt kein Wasser benötigen. Der Astrobiologe Christopher McKay hat vorgeschlagen, dass Methan (CH
4) kann ein Lösungsmittel sein, das der Entwicklung von “Kryolife” förderlich ist, wobei sich die “Methan-bewohnbare Zone” der Sonne auf 1.610.000.000 km (1,0) konzentriert×109 mi; 11 AU) vom Stern.[21] Diese Entfernung stimmt mit dem Standort von Titan überein, dessen Seen und Methanregen es zu einem idealen Standort machen, um McKays vorgeschlagenes Kryoleben zu finden.[21] Darüber hinaus hat die Untersuchung einer Reihe von Organismen ergeben, dass einige unter Bedingungen außerhalb der CHZ überleben können.[183]

Bedeutung für ein komplexes und intelligentes Leben[edit]

Die Rare Earth-Hypothese argumentiert, dass komplexes und intelligentes Leben ungewöhnlich ist und dass die CHZ einer von vielen kritischen Faktoren ist. Nach Ward & Brownlee (2004) und anderen ist nicht nur eine CHZ-Umlaufbahn und Oberflächenwasser eine Hauptanforderung, um das Leben zu erhalten, sondern auch eine Anforderung, um die Sekundärbedingungen zu unterstützen, die erforderlich sind, damit mehrzelliges Leben entsteht und sich entwickelt. Die sekundären Bewohnbarkeitsfaktoren sind beide geologisch (die Rolle des Oberflächenwassers bei der Aufrechterhaltung der notwendigen Plattentektonik)[33] und biochemisch (die Rolle der Strahlungsenergie bei der Unterstützung der Photosynthese für die notwendige Sauerstoffversorgung der Atmosphäre).[184] Aber andere, wie Ian Stewart und Jack Cohen in ihrem Buch von 2002 Den Alien weiterentwickeln argumentieren, dass komplexes intelligentes Leben außerhalb der CHZ entstehen kann.[185] Das intelligente Leben außerhalb der CHZ hat sich möglicherweise in unterirdischen Umgebungen aus alternativen Biochemien entwickelt[185] oder sogar von Kernreaktionen.[186]

Auf der Erde wurden mehrere komplexe mehrzellige Lebensformen (oder Eukaryoten) identifiziert, die möglicherweise Bedingungen überleben, die außerhalb der konservativen bewohnbaren Zone bestehen könnten. Geothermie erhält alte umlaufende Ökosysteme und unterstützt große komplexe Lebensformen wie Riftia pachyptila.[187] Ähnliche Umgebungen können in Ozeanen gefunden werden, die unter festen Krusten wie denen von Europa und Enceladus außerhalb der bewohnbaren Zone unter Druck stehen.[188]Zahlreiche Mikroorganismen wurden unter simulierten Bedingungen und in einer erdnahen Umlaufbahn getestet, einschließlich Eukaryoten. Ein Tierbeispiel ist das Milnesiumtardigradum, die extremen Temperaturen weit über dem Siedepunkt von Wasser und dem kalten Vakuum des Weltraums standhalten können.[189] Außerdem die Pflanzen Rhizocarpon geographicum und Xanthoria elegans Es wurde festgestellt, dass sie in einer Umgebung überleben, in der der atmosphärische Druck für flüssiges Oberflächenwasser viel zu niedrig ist und in der die Strahlungsenergie auch viel niedriger ist als die, die die meisten Pflanzen zur Photosynthese benötigen.[190][191][192] Die Pilze Cryomyces antarcticus und Cryomyces minteri sind auch in der Lage, unter marsähnlichen Bedingungen zu überleben und sich zu vermehren.[192]

Arten, einschließlich Menschen, von denen bekannt ist, dass sie tierische Erkenntnis besitzen, benötigen große Mengen an Energie.[193] und haben sich an spezifische Bedingungen angepasst, einschließlich einer Fülle von Luftsauerstoff und der Verfügbarkeit großer Mengen chemischer Energie, die aus Strahlungsenergie synthetisiert werden. Wenn Menschen andere Planeten kolonisieren sollen, bieten echte Erdanaloga in der CHZ höchstwahrscheinlich den nächstgelegenen natürlichen Lebensraum. Dieses Konzept war die Grundlage der Studie von Stephen H. Dole aus dem Jahr 1964. Bei geeigneter Temperatur, Schwerkraft, atmosphärischem Druck und Vorhandensein von Wasser kann die Notwendigkeit von Raumanzügen oder Analoga von Weltraumlebensräumen auf der Oberfläche beseitigt werden und komplexes Leben auf der Erde kann gedeihen.[2]

Planeten in der CHZ sind nach wie vor von größtem Interesse für Forscher, die anderswo im Universum nach intelligentem Leben suchen.[194] Die Drake-Gleichung, die manchmal verwendet wird, um die Anzahl intelligenter Zivilisationen in unserer Galaxie zu schätzen, enthält den Faktor oder Parameter neDies ist die durchschnittliche Anzahl von Planetenmassenobjekten, die innerhalb der CHZ jedes Sterns umkreisen. Ein niedriger Wert stützt die Hypothese der Seltenen Erden, wonach intelligentes Leben eine Seltenheit im Universum ist, während ein hoher Wert das Prinzip der kopernikanischen Mittelmäßigkeit belegt, die Ansicht, dass Bewohnbarkeit – und damit Leben – im gesamten Universum verbreitet ist.[33] In einem NASA-Bericht von Drake und Bernard Oliver aus dem Jahr 1971 wurde das “Wasserloch”, das auf den spektralen Absorptionslinien der Wasserstoff- und Hydroxylkomponenten von Wasser basiert, als gutes, offensichtliches Band für die Kommunikation mit außerirdischer Intelligenz vorgeschlagen[195][196] Dies wurde seitdem von Astronomen, die an der Suche nach außerirdischer Intelligenz beteiligt sind, weitgehend übernommen. Laut Jill Tarter, Margaret Turnbull und vielen anderen sind CHZ-Kandidaten die vorrangigen Ziele, um die Suche nach Wasserlöchern einzugrenzen[197][198] und das Allen Telescope Array erweitert jetzt das Projekt Phoenix auf solche Kandidaten.[199]

Da die CHZ als wahrscheinlichster Lebensraum für intelligentes Leben gilt, konzentrierten sich die METI-Bemühungen auch auf Systeme, in denen wahrscheinlich Planeten vorhanden sind. Die 2001 Teen Age Message und der 2003 Cosmic Call 2 wurden beispielsweise an das 47 Ursae Majoris-System gesendet, das bekanntermaßen drei Jupiter-Massenplaneten und möglicherweise einen terrestrischen Planeten in der CHZ enthält.[200][201][202][203] Die Teen Age Message richtete sich auch an das 55 Cancri-System, in dessen CHZ sich ein Gasriese befindet.[132] Eine Botschaft von der Erde im Jahr 2008,[204] und Hello From Earth aus dem Jahr 2009 wurden auf das Gliese 581-System gerichtet, das drei Planeten in der CHZ enthielt – Gliese 581 c, d und das unbestätigte g.

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ Su-Shu Huang, American Scientist 47, 3, S. 397–402 (1959)
  2. ^ ein b c d e Dole, Stephen H. (1964). Bewohnbare Planeten für den Menschen. Blaisdell Verlag. p. 103.
  3. ^ ein b JF Kasting, DP Whitmire, RT Reynolds, Icarus 101, 108 (1993).
  4. ^ ein b c d Kopparapu, Ravi Kumar (2013). “Eine überarbeitete Schätzung der Auftrittsrate von Landplaneten in den bewohnbaren Zonen um Kepler-M-Zwerge”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 767 (1): L8. arXiv:1303,2699. Bibcode:2013ApJ … 767L … 8K. doi:10.1088 / 2041-8205 / 767/1 / L8. S2CID 119103101.
  5. ^ Cruz, Maria; Coontz, Robert (2013). “Exoplaneten – Einführung in die Sonderausgabe”. Wissenschaft. 340 (6132): 565. doi:10.1126 / science.340.6132.565. PMID 23641107.
  6. ^ ein b Huggett, Richard J. (1995). Geoökologie: Ein evolutionärer Ansatz. Routledge, Chapman & Hall. p. 10. ISBN 978-0-415-08689-9.
  7. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (6. Januar 2015). “Während die Reihen der Goldlöckchen-Planeten wachsen, überlegen Astronomen, was als nächstes kommt.”. Die New York Times. Abgerufen 6 Januar, 2015.
  8. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (4. November 2013). “Ferne Planeten wie die Erde prägen die Galaxie”. Die New York Times. Abgerufen 5. November 2013.
  9. ^ Petigura, Eric A.; Howard, Andrew W.; Marcy, Geoffrey W. (31. Oktober 2013). “Prävalenz erdgroßer Planeten, die sonnenähnliche Sterne umkreisen”. Verfahren der National Academy of Sciences der Vereinigten Staaten von Amerika. 110 (48): 19273–19278. arXiv:1311.6806. Bibcode:2013PNAS..11019273P. doi:10.1073 / pnas.1319909110. PMC 3845182. PMID 24191033. Abgerufen 5. November 2013.
  10. ^ Khan, Amina (4. November 2013). “Die Milchstraße kann Milliarden erdgroßer Planeten beherbergen”. Los Angeles Zeiten. Abgerufen 5. November 2013.
  11. ^ Anglada-Escudé, Guillem; et al. (2016). “Ein Kandidat für einen terrestrischen Planeten in einer gemäßigten Umlaufbahn um Proxima Centauri”. Natur. 536 (7617): 437–440. arXiv:1609.03449. Bibcode:2016Natur.536..437A. doi:10.1038 / nature19106. PMID 27558064. S2CID 4451513.
  12. ^ Schirber, Michael (26. Oktober 2009). “Lebensfreundliche Monde erkennen”. Astrobiology Magazine. NASA. Archiviert von das Original am 29. Oktober 2009. Abgerufen 9. Mai 2013.
  13. ^ Lammer, H.; Bredehöft, JH; Coustenis, A.; Khodachenko, ML; et al. (2009). “Was macht einen Planeten bewohnbar?” (PDF). Die Astronomie und Astrophysik Review. 17 (2): 181–249. Bibcode:2009A & ARv..17..181L. doi:10.1007 / s00159-009-0019-z. S2CID 123220355. Archiviert von das Original (PDF) am 02.06.2016. Abgerufen 2016-05-03.
  14. ^ Edwards, Katrina J.; Becker, Keir; Colwell, Frederick (2012). “Die tiefe Biosphäre der dunklen Energie: Intraterrestrisches Leben auf der Erde”. Jahresrückblick auf die Erd- und Planetenwissenschaften. 40 (1): 551–568. Bibcode:2012AREPS..40..551E. doi:10.1146 / annurev-earth-042711-105500. ISSN 0084-6597.
  15. ^ ein b Cowen, Ron (2008-06-07). “Ein flotter Mond”. Wissenschaftsnachrichten.
  16. ^ ein b Bryner, Jeanna (24. Juni 2009). “Ozean versteckt im Saturnmond”. Space.com. TechMediaNetwork. Abgerufen 22. April 2013.
  17. ^ Abbot, DS; Switzer, ER (2011). “Der Steppenwolf: Ein Vorschlag für einen bewohnbaren Planeten im interstellaren Raum”. Das astrophysikalische Journal. 735 (2): L27. arXiv:1102.1108. Bibcode:2011ApJ … 735L..27A. doi:10.1088 / 2041-8205 / 735/2 / L27. S2CID 73631942.
  18. ^ ein b “Schurkenplaneten könnten Leben im interstellaren Raum beherbergen, sagen Astrobiologen”. MIT Technology Review. MIT Technology Review. 9. Februar 2011. Abgerufen 24. Juni 2013.
  19. ^ Wall, Mike (28. September 2015). “Salzwasser fließt heute auf dem Mars und erhöht die Chancen für das Leben”. Space.com. Abgerufen 28.09.2015.
  20. ^ Sun, Jiming; Clark, Bryan K.; Torquato, Salvatore; Auto, Roberto (2015). “Das Phasendiagramm von superionischem Hochdruckeis”. Naturkommunikation. 6: 8156. Bibcode:2015NatCo … 6.8156S. doi:10.1038 / ncomms9156. ISSN 2041-1723. PMC 4560814. PMID 26315260.
  21. ^ ein b c d Villard, Ray (18. November 2011). “Außerirdisches Leben kann in verschiedenen bewohnbaren Zonen leben: Entdeckungsnachrichten”. News.discovery.com. Discovery Communications LLC. Abgerufen 22. April, 2013.
  22. ^ 3. Auflage (1728), trans Bruce, I.
  23. ^ Lorenz, Ralph (2019). Erforschung des Planetenklimas: Eine Geschichte wissenschaftlicher Entdeckungen auf Erde, Mars, Venus und Titan. Cambridge University Press. p. 53. ISBN 978-1108471541.
  24. ^ Lorenz, Ralph (2020). “Maunders Arbeit über die Bewohnbarkeit von Planeten im Jahr 1913: Frühe Verwendung des Begriffs” Bewohnbare Zone “und Berechnung der” Drake-Gleichung “. Forschungsnotizen der American Astronomical Society. 4 (6): 79. Bibcode:2020RNAAS … 4 … 79L. doi:10.3847 / 2515-5172 / ab9831.
  25. ^ Strughold, Hubertus (1953). Der grüne und rote Planet: Eine physiologische Studie über die Möglichkeit des Lebens auf dem Mars. University of New Mexico Press.
  26. ^ Kasting, James (2010). Wie man einen bewohnbaren Planeten findet. Princeton University Press. p. 127. ISBN 978-0-691-13805-3. Abgerufen 4. Mai 2013.
  27. ^ ein b c d e Kasting, James F.; Whitmire, Daniel P.; Reynolds, Ray T. (Januar 1993). “Bewohnbare Zonen um Hauptreihensterne”. Ikarus. 101 (1): 108–118. Bibcode:1993Icar..101..108K. doi:10.1006 / icar.1993.1010. PMID 11536936.
  28. ^ Huang, Su-Shu (1966). Außerirdisches Leben: Eine Anthologie und Bibliographie. Nationaler Forschungsrat (USA). Arbeitsgruppe für Biologie und Erforschung des Mars. Washington, DC: Nationale Akademie der Wissenschaften. S. 87–93. Bibcode:1966elab.book ….. S..
  29. ^ Huang, Su-Shu (April 1960). “Lebenserhaltende Regionen in der Nähe von binären Systemen”. Veröffentlichungen der Astronomischen Gesellschaft des Pazifiks. 72 (425): 106–114. Bibcode:1960PASP … 72..106H. doi:10.1086 / 127489.
  30. ^ Gilster, Paul (2004). Centauri-Träume: Interstellare Erforschung vorstellen und planen. Springer. p. 40. ISBN 978-0-387-00436-5.
  31. ^ “Die Goldlöckchen-Zone” (Pressemitteilung). NASA. 2. Oktober 2003. Abgerufen 22. April, 2013.
  32. ^ Seager, Sara (2013). “Exoplaneten-Bewohnbarkeit”. Wissenschaft. 340 (577): 577–581. Bibcode:2013Sci … 340..577S. doi:10.1126 / science.1232226. PMID 23641111. S2CID 206546351.
  33. ^ ein b c d Brownlee, Donald; Ward, Peter (2004). Seltene Erden: Warum komplexes Leben im Universum ungewöhnlich ist. New York: Kopernikus. ISBN 978-0-387-95289-5.
  34. ^ Gonzalez, Guillermo; Brownlee, Donald; Ward, Peter (Juli 2001). “Die galaktische bewohnbare Zone I. Galaktische chemische Evolution”. Ikarus. 152 (1): 185–200. arXiv:astro-ph / 0103165. Bibcode:2001Icar..152..185G. doi:10.1006 / icar.2001.6617. S2CID 18179704.
  35. ^ ein b c d Hadhazy, Adam (3. April 2013). “Der ‘bewohnbare Rand’ der Exomoons”. Astrobiology Magazine. NASA. Abgerufen 22. April, 2013.
  36. ^ ein b Tasker, Elizabeth; Tan, Joshua; Heng, Kevin; Kane, Stephen; Spiegel, David; Brasser, Ramon; Casey, Andrew; Desch, Steven; Dorn, Caroline; Hernlund, John; Houser, Christine (2017-02-02). “Die Sprache der Exoplaneten-Ranking-Metriken muss sich ändern.”. Naturastronomie. 1 (2): 0042. arXiv:1708.01363. Bibcode:2017NatAs … 1E..42T. doi:10.1038 / s41550-017-0042. S2CID 118952886.[permanent dead link]
  37. ^ ein b c Niemand stimmt zu, was es für einen Planeten bedeutet, “bewohnbar” zu sein. Neel V. Patel, MIT Technology Review. 2. Oktober 2019. Zitat: Die Oberflächenbedingungen hängen von einer Vielzahl unterschiedlicher individueller Eigenschaften dieses Planeten ab, wie z. B. internen und geologischen Prozessen, Magnetfeldentwicklung, Klima, atmosphärischem Entweichen, Rotationseffekten, Gezeitenkräften, Umlaufbahnen, Sternentstehung und -entwicklung. ungewöhnliche Bedingungen wie binäre Sternensysteme und Gravitationsstörungen durch vorbeiziehende Körper.
  38. ^ Tan, Joshua. “Bis wir bessere Werkzeuge bekommen, müssen aufgeregte Berichte über ‘bewohnbare Planeten’ wieder auf die Erde zurückkehren.”. Die Unterhaltung. Abgerufen 2019-10-21.
  39. ^ ein b “Warum es Exoplaneten nicht lebenswert macht, nur in der bewohnbaren Zone zu sein”. Wissenschaftsnachrichten. 2019-10-04. Abgerufen 2019-10-21.
  40. ^ Nein, der Exoplanet K2-18b ist nicht bewohnbar. Nachrichtenagenturen, die etwas anderes sagten, weinen nur Wolf – aber sie sind nicht die einzigen, die Schuld haben. Laura Kreidberg, Wissenschaftlicher Amerikaner. 23. September 2019.
  41. ^ Tasker, Elizabeth. “Verlieren wir den Begriff” Bewohnbare Zone “für Exoplaneten”. Wissenschaftliches amerikanisches Blog-Netzwerk. Abgerufen 2019-10-21.
  42. ^ Ruher, Hugo (20.10.2019). “Exoplanètes: faut-il en finir avec la” zone d’habitabilité “? – Sciences”. Numerama (auf Französisch). Abgerufen 2019-10-21.
  43. ^ ein b Fogg, MJ (1992). “Eine Schätzung der Prävalenz biokompatibler und bewohnbarer Planeten”. Zeitschrift der British Interplanetary Society. 45 (1): 3–12. Bibcode:1992JBIS … 45 …. 3F. PMID 11539465.
  44. ^ Kasting, James F. (Juni 1988). “Ausreißer und feuchte Gewächshausatmosphäre und die Entwicklung von Erde und Venus”. Ikarus. 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar … 74..472K. doi:10.1016 / 0019-1035 (88) 90116-9. PMID 11538226.
  45. ^ ein b Zsom, Andras; Seager, Sara; De Wit, Julien (2013). “Auf dem Weg zum minimalen inneren Randabstand der bewohnbaren Zone”. Das astrophysikalische Journal. 778 (2): 109. arXiv:1304.3714. Bibcode:2013ApJ … 778..109Z. doi:10.1088 / 0004-637X / 778/2/109. S2CID 27805994.
  46. ^ ein b c Pierrehumbert, Raymond; Gaidos, Eric (2011). “Wasserstoff-Gewächshausplaneten jenseits der bewohnbaren Zone”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 734 (1): L13. arXiv:1105.0021. Bibcode:2011ApJ … 734L..13P. doi:10.1088 / 2041-8205 / 734/1 / L13. S2CID 7404376.
  47. ^ ein b c Ramirez, Ramses; Kaltenegger, Lisa (2017). “Eine bewohnbare Zone mit vulkanischem Wasserstoff”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 837 (1): L4. arXiv:1702.08618. Bibcode:2017ApJ … 837L … 4R. doi:10.3847 / 2041-8213 / aa60c8. S2CID 119333468.
  48. ^ “Stellar Rechner für bewohnbare Zonen”. Universität von Washington. Abgerufen 17. Dezember 2015.
  49. ^ “Venus”. Case Western Reserve University. 13. September 2006. Archiviert von das Original am 26.04.2012. Abgerufen 2011-12-21.
  50. ^ Scharf, Tim. “Atmosphäre des Mondes”. Space.com. TechMediaNetwork. Abgerufen 23. April 2013.
  51. ^ Bolonkin, Alexander A. (2009). Künstliche Umgebungen auf dem Mars. Berlin Heidelberg: Springer. S. 599–625. ISBN 978-3-642-03629-3.
  52. ^ ein b Haberle, Robert M.; McKay, Christopher P.; Schaeffer, James; Cabrol, Nathalie A.; Grin, Edmon A.; Zent, ​​Aaron P.; Quinn, Richard (2001). “Über die Möglichkeit von flüssigem Wasser auf dem heutigen Mars”. Zeitschrift für geophysikalische Forschung. 106 (E10): 23317. Bibcode:2001JGR … 10623317H. doi:10.1029 / 2000JE001360. ISSN 0148-0227.
  53. ^ Mann, Adam (18. Februar 2014). “Seltsame dunkle Streifen auf dem Mars werden immer mysteriöser”. Verdrahtet. Abgerufen 18. Februar 2014.
  54. ^ “Die NASA findet mögliche Anzeichen von fließendem Wasser auf dem Mars”. voanews.com. Archiviert von das Original am 17. September 2011. Abgerufen 5. August 2011.
  55. ^ “Weint der Mars salzige Tränen?”. news.sciencemag.org. Archiviert von das Original am 14. August 2011. Abgerufen 5. August 2011.
  56. ^ Webster, Guy; Brown, Dwayne (10. Dezember 2013). “NASA Mars Spacecraft enthüllt einen dynamischeren roten Planeten”. NASA. Abgerufen 10. Dezember 2013.
  57. ^ A’Hearn, Michael F.; Feldman, Paul D. (1992). “Wasserverdampfung auf Ceres”. Ikarus. 98 (1): 54–60. Bibcode:1992Icar … 98 … 54A. doi:10.1016 / 0019-1035 (92) 90206-M.
  58. ^ Salvador, A.; Massol, H.; Davaille, A.; Marcq, E.; Sarda, P.; Chassefière, E. (2017). “Der relative Einfluss von H2O und CO2 auf die primitiven Oberflächenbedingungen und die Entwicklung felsiger Planeten”. Journal of Geophysical Research: Planeten. 122 (7): 1458–1486. Bibcode:2017JGRE..122.1458S. doi:10.1002 / 2017JE005286. ISSN 2169-9097.
  59. ^ “Rückblende: Wasser auf dem Mars vor 10 Jahren angekündigt”. SPACE.com. 22. Juni 2000. Abgerufen 19. Dezember 2010.
  60. ^ “Rückblende: Wasser auf dem Mars vor 10 Jahren angekündigt”. SPACE.com. 22. Juni 2010. Abgerufen 13. Mai 2018.
  61. ^ “Science @ NASA, der Fall des fehlenden Marswassers”. Archiviert von das Original am 27. März 2009. Abgerufen 7. März, 2009.
  62. ^ Scully, Jennifer EC; Russell, Christopher T.; Yin, An; Jaumann, Ralf; Carey, Elizabeth; Castillo-Rogez, Julie; McSween, Harry Y.; Raymond, Carol A.; Reddy, Vishnu; Le Corre, Lucille (2015). “Geomorphologischer Nachweis für vorübergehenden Wasserfluss auf Vesta”. Earth and Planetary Science Letters. 411: 151–163. Bibcode:2015E & PSL.411..151S. doi:10.1016 / j.epsl.2014.12.004. ISSN 0012-821X.
  63. ^ Raponi, Andrea; De Sanctis, Maria Cristina; Frigeri, Alessandro; Ammannito, Eleonora; Ciarniello, Mauro; Formisano, Michelangelo; Combe, Jean-Philippe; Magni, Gianfranco; Tosi, Federico; Carrozzo, Filippo Giacomo; Fonte, Sergio; Giardino, Marco; Joy, Steven P.; Polanskey, Carol A.; Rayman, Marc D.; Capaccioni, Fabrizio; Capria, Maria Teresa; Longobardo, Andrea; Palomba, Ernesto; Zambon, Francesca; Raymond, Carol A.; Russell, Christopher T. (2018). “Variationen in der Menge an Wassereis auf der Oberfläche von Ceres deuten auf einen saisonalen Wasserkreislauf hin.”. Fortschritte in der Wissenschaft. 4 (3): eaao3757. Bibcode:2018SciA …. 4O3757R. doi:10.1126 / sciadv.aao3757. ISSN 2375-2548. PMC 5851659. PMID 29546238.
  64. ^ https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA21471 PIA21471: Erdrutsche auf Ceres
  65. ^ Budyko, MI (1969). “Die Auswirkung von Variationen der Sonnenstrahlung auf das Erdklima”. Erzähl uns. 21 (5): 611–619. Bibcode:1969TellA..21..611B. CiteSeerX 10.1.1.696.824. doi:10.1111 / j.2153-3490.1969.tb00466.x.
  66. ^ Verkäufer, William D. (Juni 1969). “Ein globales Klimamodell basierend auf der Energiebilanz des Erd-Atmosphären-Systems”. Zeitschrift für Angewandte Meteorologie. 8 (3): 392–400. Bibcode:1969JApMe … 8..392S. doi:10.1175 / 1520-0450 (1969) 008<0392:AGCMBO>2.0.CO; 2.
  67. ^ North, Gerald R. (November 1975). “Theorie der Energiebilanz-Klimamodelle”. Zeitschrift für Atmosphärische Wissenschaften. 32 (11): 2033–2043. Bibcode:1975JAtS … 32.2033N. doi:10.1175 / 1520-0469 (1975) 032<2033:TOEBCM>2.0.CO; 2.
  68. ^ Rasool, I.; De Bergh, C. (Juni 1970). “Das außer Kontrolle geratene Gewächshaus und die Ansammlung von CO2 in der Venusatmosphäre “ (PDF). Natur. 226 (5250): 1037–1039. Bibcode:1970Natur.226.1037R. doi:10.1038 / 2261037a0. ISSN 0028-0836. PMID 16057644. S2CID 4201521.[permanent dead link]
  69. ^ Hart, MH (1979). “Bewohnbare Zonen um Hauptreihensterne”. Ikarus. 37 (1): 351–357. Bibcode:1979Icar … 37..351H. doi:10.1016 / 0019-1035 (79) 90141-6.
  70. ^ Spiegel, DS; Raymond, SN; Dressing, CD; Scharf, CA; Mitchell, JL (2010). “Generalisierte Milankovitch-Zyklen und langfristige klimatische Bewohnbarkeit”. Das astrophysikalische Journal. 721 (2): 1308–1318. arXiv:1002.4877. Bibcode:2010ApJ … 721.1308S. doi:10.1088 / 0004-637X / 721/2/1308. S2CID 15899053.
  71. ^ Abe, Y.; Abe-Ouchi, A.; Schlaf, NH; Zahnle, KJ (2011). “Grenzen der bewohnbaren Zone für trockene Planeten”. Astrobiologie. 11 (5): 443–460. Bibcode:2011AsBio..11..443A. doi:10.1089 / ast.2010.0545. PMID 21707386.
  72. ^ ein b c Vladilo, Giovanni; Murante, Giuseppe; Silva, Laura; Provenzale, Antonello; Ferri, Gaia; Ragazzini, Gregorio (März 2013). “Die bewohnbare Zone erdähnlicher Planeten mit unterschiedlichem Luftdruck”. Das astrophysikalische Journal. 767 (1): 65–?. arXiv:1302,4566. Bibcode:2013ApJ … 767 … 65V. doi:10.1088 / 0004-637X / 767/1/65. S2CID 49553651.
  73. ^ Kopparapu, Ravi Kumar; et al. (2013). “Bewohnbare Zonen um Hauptreihensterne: Neue Schätzungen”. Das astrophysikalische Journal. 765 (2): 131. arXiv:1301.6674. Bibcode:2013ApJ … 765..131K. doi:10.1088 / 0004-637X / 765/2/131. S2CID 76651902.
  74. ^ Leconte, Jeremy; Vergiss, Francois; Charnay, Benjamin; Wordsworth, Robin; Pottier, Alizee (2013). “Erhöhte Sonneneinstrahlungsschwelle für außer Kontrolle geratene Gewächshausprozesse auf der Erde wie Planeten”. Natur. 504 (7479): 268–71. arXiv:1312.3337. Bibcode:2013Natur.504..268L. doi:10.1038 / nature12827. PMID 24336285. S2CID 2115695.
  75. ^ Gomez-Leal, Illeana; Kaltenegger, Lisa; Lucarini, Valerio; Lunkeit, Frank (2019). “Klimasensitivität gegenüber Ozon und seine Relevanz für die Bewohnbarkeit erdähnlicher Planeten”. Ikarus. 321: 608–618. arXiv:1901.02897. Bibcode:2019Icar..321..608G. doi:10.1016 / j.icarus.2018.11.019. S2CID 119209241.
  76. ^ Cuntz, Manfred (2013). “S-Typ- und P-Typ-Bewohnbarkeit in stellaren binären Systemen: Ein umfassender Ansatz. I. Methode und Anwendungen”. Das astrophysikalische Journal. 780 (1): 14. arXiv:1303,6645. Bibcode:2014ApJ … 780 … 14C. doi:10.1088 / 0004-637X / 780/1/14. S2CID 118610856.
  77. ^ Vergiss, F.; Pierrehumbert, RT (1997). “Erwärmung des frühen Mars mit Kohlendioxidwolken, die Infrarotstrahlung streuen”. Wissenschaft. 278 (5341): 1273–6. Bibcode:1997Sci … 278.1273F. CiteSeerX 10.1.1.41.621. doi:10.1126 / science.278.5341.1273. PMID 9360920.
  78. ^ Mischna, M; Kasting, JF; Pawlow, A; Freedman, R. (2000). “Einfluss von Kohlendioxidwolken auf das frühe Marsklima”. Ikarus. 145 (2): 546–54. Bibcode:2000Icar..145..546M. doi:10.1006 / icar.2000.6380. PMID 11543507.
  79. ^ Vu, Linda. “Planeten bevorzugen sichere Nachbarschaften” (Pressemitteilung). Spitzer.caltech.edu. NASA / Caltech. Abgerufen 22. April, 2013.
  80. ^ Buccino, Andrea P.; Lemarchand, Guillermo A.; Mauas, Pablo JD (2006). “UV-Strahlungsbeschränkungen um die zirkumstellaren bewohnbaren Zonen”. Ikarus. 183 (2): 491–503. arXiv:astro-ph / 0512291. Bibcode:2006Icar..183..491B. CiteSeerX 10.1.1.337.8642. doi:10.1016 / j.icarus.2006.03.007. S2CID 2241081.
  81. ^ ein b Barnes, Rory; Heller, René (März 2013). “Bewohnbare Planeten um weiße und braune Zwerge: Die Gefahren einer kühlenden Grundschule”. Astrobiologie. 13 (3): 279–291. arXiv:1203,5104. Bibcode:2013AsBio..13..279B. doi:10.1089 / ast.2012.0867. PMC 3612282. PMID 23537137.
  82. ^ ein b Yang, J.; Cowan, NB; Abbot, DS (2013). “Die Stabilisierung des Wolkenfeedbacks erweitert die bewohnbare Zone von gezeitengesperrten Planeten dramatisch”. Das astrophysikalische Journal. 771 (2): L45. arXiv:1307.0515. Bibcode:2013ApJ … 771L..45Y. doi:10.1088 / 2041-8205 / 771/2 / L45. S2CID 14119086.
  83. ^ Agol, Eric (April 2011). “Transitvermessungen für Erden in den bewohnbaren Zonen der Weißen Zwerge”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 731 (2): L31. arXiv:1103.2791. Bibcode:2011ApJ … 731L..31A. doi:10.1088 / 2041-8205 / 731/2 / L31. S2CID 118739494.
  84. ^ Ramirez, Ramses; Kaltenegger, Lisa (2014). “Bewohnbare Zonen von Sternen vor der Hauptsequenz”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 797 (2): L25. arXiv:1412.1764. Bibcode:2014ApJ … 797L..25R. doi:10.1088 / 2041-8205 / 797/2 / L25. S2CID 119276912.
  85. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2007). Eine Einführung in die moderne Astrophysik (2. Aufl.).
  86. ^ Richmond, Michael (10. November 2004). “Späte Evolutionsstadien für massearme Sterne”. Rochester Institute of Technology. Abgerufen 2007-09-19.
  87. ^ Guo, J.; Zhang, F.; Chen, X.; Han, Z. (2009). “Wahrscheinlichkeitsverteilung terrestrischer Planeten in bewohnbaren Zonen um Wirtssterne”. Astrophysik und Weltraumforschung. 323 (4): 367–373. arXiv:1003,1368. Bibcode:2009Ap & SS.323..367G. doi:10.1007 / s10509-009-0081-z. S2CID 118500534.
  88. ^ Kasting, JF; Ackerman, TP (1986). “Klimatische Folgen sehr hoher Kohlendioxidwerte in der frühen Erdatmosphäre”. Wissenschaft. 234 (4782): 1383–1385. Bibcode:1986Sci … 234.1383K. doi:10.1126 / science.11539665. PMID 11539665.
  89. ^ ein b Franck, S.; von Bloh, W.; Bounama, C.; Steffen, M.; Schönberner, D.; Schellnhuber, H.-J. (2002). “Bewohnbare Zonen und die Anzahl der Schwestern von Gaia” (PDF). In Montesinos Benjamin; Giménez, Alvaro; Guinan, Edward F. (Hrsg.). ASP-Konferenzreihe. Die sich entwickelnde Sonne und ihr Einfluss auf planetare Umgebungen. Astronomische Gesellschaft des Pazifiks. S. 261–272. Bibcode:2002ASPC..269..261F. ISBN 1-58381-109-5. Abgerufen 26. April 2013.
  90. ^ Croswell, Ken (27. Januar 2001). “Rot, willig und fähig” ((Vollständiger Nachdruck). Neuer Wissenschaftler. Abgerufen 5. August 2007.
  91. ^ Alekseev, IY; Kozlova, OV (2002). “Sternflecken und aktive Regionen auf dem Emissions-Rotzwergstern LQ Hydrae”. Astronomie und Astrophysik. 396: 203–211. Bibcode:2002A & A … 396..203A. doi:10.1051 / 0004-6361: 20021424.
  92. ^ ein b Alpert, Mark (7. November 2005). “Red Star Rising”. Wissenschaftlicher Amerikaner. 293 (5): 28. Bibcode:2005SciAm.293e..28A. doi:10.1038 / Scientificamerican1105-28. PMID 16318021.
  93. ^ Research Corporation (19. Dezember 2006). “Andrew West: ‘Weniger Fackeln, Sternflecken für ältere Zwergsterne‘“”. EarthSky. Abgerufen 27. April 2013.
  94. ^ Kain, Fraser; Homosexuell, Pamela (2007). “AstronomyCast Folge 40: Treffen der American Astronomical Society, Mai 2007”. Universum heute. Archiviert von das Original am 26.09.2007. Abgerufen 2007-06-17.
  95. ^ Ray Villard (27. Juli 2009). “Leben in einem sterbenden Sonnensystem, Teil 1”. Astrobiologie. Abgerufen 8. April 2016.
  96. ^ Christensen, Bill (1. April 2005). “Rote Riesen und Planeten zum Leben”. Space.com. TechMediaNetwork. Abgerufen 27. April 2013.
  97. ^ ein b c d Ramirez, Ramses; Kaltenegger, Lisa (2016). “Bewohnbare Zonen von Post-Main-Sequenzsternen”. Das astrophysikalische Journal. 823 (1): 6. arXiv:1605.04924. Bibcode:2016ApJ … 823 …. 6R. doi:10.3847 / 0004-637X / 823/1/6. S2CID 119225201.
  98. ^ ein b Lopez, B.; Schneider, J.; Danchi, WC (2005). “Kann sich das Leben in den erweiterten bewohnbaren Zonen um rote Riesensterne entwickeln?” Das astrophysikalische Journal. 627 (2): 974–985. arXiv:astro-ph / 0503520. Bibcode:2005ApJ … 627..974L. doi:10.1086 / 430416. S2CID 17075384.
  99. ^ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; McKay, Christopher P. (1997). “Titan unter einer roten Riesensonne: Eine neue Art von” bewohnbarem “Mond”. Geophysikalische Forschungsbriefe. 24 (22): 2905–2908. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827. doi:10.1029 / 97GL52843. ISSN 0094-8276. PMID 11542268.
  100. ^ Voisey, Jon (23. Februar 2011). “Plausibilitätsprüfung – Bewohnbare Planeten um rote Riesen”. Universum heute. Abgerufen 27. April 2013.
  101. ^ Außerirdisches Leben wahrscheinlicher auf ‘Dünen’-Planeten Archiviert 2. Dezember 2013, an der Wayback-Maschine, 01.09.11, Charles Q. Choi, Astrobiology Magazine
  102. ^ Abe, Y; Abe-Ouchi, A; Schlaf, NH; Zahnle, KJ (2011). “Grenzen der bewohnbaren Zone für trockene Planeten”. Astrobiologie. 11 (5): 443–60. Bibcode:2011AsBio..11..443A. doi:10.1089 / ast.2010.0545. PMID 21707386.
  103. ^ Drake, Michael J. (April 2005). “Ursprung des Wassers in den terrestrischen Planeten”. Meteoritics & Planetary Science. 40 (4): 519–527. Bibcode:2005M & PS … 40..519D. doi:10.1111 / j.1945-5100.2005.tb00960.x. S2CID 12808812.
  104. ^ Drake, Michael J.; et al. (August 2005). “Ursprung des Wassers in den terrestrischen Planeten”. Asteroiden, Kometen und Meteore (IAU S229). 229. Symposium der Internationalen Astronomischen Union. 1. Búzios, Rio de Janeiro, Brasilien: Cambridge University Press. S. 381–394. Bibcode:2006IAUS..229..381D. doi:10.1017 / S1743921305006861. ISBN 978-0-521-85200-5.
  105. ^ Kuchner, Marc (2003). “Flüchtige Planeten mit erdreicher Masse in der bewohnbaren Zone”. Astrophysikalisches Journal. 596 (1): L105 – L108. arXiv:astro-ph / 0303186. Bibcode:2003ApJ … 596L.105K. doi:10.1086 / 378397. S2CID 15999168.
  106. ^ Charbonneau, David; Zachory K. Berta; Jonathan Irwin; Christopher J. Burke; Philip Nutzman; Lars A. Buchhave; Christophe Lovis; Xavier Bonfils; et al. (2009). “Eine Supererde, die einen nahe gelegenen Stern mit geringer Masse durchquert”. Natur. 462 (17. Dezember 2009): 891–894. arXiv:0912.3229. Bibcode:2009Natur.462..891C. doi:10.1038 / nature08679. PMID 20016595. S2CID 4360404.
  107. ^ Kuchner, Seager; Hier-Majumder, M.; Militzer, CA (2007). “Masse-Radius-Beziehungen für feste Exoplaneten”. Das astrophysikalische Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ … 669.1279S. doi:10.1086 / 521346. S2CID 8369390.
  108. ^ Vastag, Brian (5. Dezember 2011). “Der neueste außerirdische Planet hat genau die richtige Temperatur für das Leben”. Die Washington Post. Abgerufen 27. April 2013.
  109. ^ Robinson, Tyler D.; Catling, David C. (2012). “Ein analytisches strahlungskonvektives Modell für Planetenatmosphären”. Das astrophysikalische Journal. 757 (1): 104. arXiv:1209,1833. Bibcode:2012ApJ … 757..104R. doi:10.1088 / 0004-637X / 757/1/104. S2CID 54997095.
  110. ^ Shizgal, BD; Arkos, GG (1996). “Nichtthermische Flucht aus den Atmosphären von Venus, Erde und Mars”. Bewertungen der Geophysik. 34 (4): 483–505. Bibcode:1996RvGeo..34..483S. doi:10.1029 / 96RG02213. S2CID 7852371.
  111. ^ Chaplin, Martin (8. April 2013). “Wasserphasendiagramm”. Ices. London South Bank Universität. Abgerufen 27. April 2013.
  112. ^ DP Hamilton; JA Burns (1992). “Orbitalstabilitätszonen um Asteroiden. II – Die destabilisierenden Effekte exzentrischer Bahnen und Sonnenstrahlung” (PDF). Ikarus. 96 (1): 43–64. Bibcode:1992Icar … 96 … 43H. CiteSeerX 10.1.1.488.4329. doi:10.1016 / 0019-1035 (92) 90005-R.
  113. ^ Becquerel P. (1950). “Die Suspension der 1/20 K absoluten Entmagnetisierung adiabatique de l’alun de fer dans le vide les plus eléve”. CR Acad. Sci. Paris (auf Französisch). 231: 261–263.
  114. ^ Horikawa, Daiki D. (2012). Alexander V. Altenbach, Joan M. Bernhard und Joseph Seckbach (Hrsg.). Anoxie-Evidenz für das Überleben von Eukaryoten und paläontologische Strategien (21 ed.). Springer Niederlande. S. 205–217. doi:10.1007 / 978-94-007-1896-8_12. ISBN 978-94-007-1895-1.
  115. ^ Kane, Stephen R.; Gelino, Dawn M. (2012). “Die bewohnbare Zone und extreme Planetenbahnen”. Astrobiologie. 12 (10): 940–945. arXiv:1205.2429. Bibcode:2012AsBio..12..940K. doi:10.1089 / ast.2011.0798. PMID 23035897. S2CID 10551100.
  116. ^ Paul Gilster; Andrew LePage (30.01.2015). “Ein Rückblick auf die besten Kandidaten für einen bewohnbaren Planeten”. Centauri Dreams, Tau Zero Foundation. Abgerufen 24.07.2015.
  117. ^ Giovanni F. Bignami (2015). Das Geheimnis der sieben Sphären: Wie Homo Sapiens den Weltraum erobern wird. Springer. p. 110. ISBN 978-3-319-17004-6.
  118. ^ Wethington, Nicholos (16. September 2008). “Wie viele Sterne gibt es in der Milchstraße?”. Universum heute. Abgerufen 21. April 2013.
  119. ^ ein b Torres, Abel Mendez (26. April 2013). “Zehn potenziell bewohnbare Exoplaneten jetzt”. Bewohnbarer Exoplaneten-Katalog. Universität von Puerto Rico. Abgerufen 29. April 2013.
  120. ^ Borenstein, Seth (19. Februar 2011). “Die kosmische Volkszählung findet eine Menge Planeten in unserer Galaxie”. Associated Press. Archiviert von das Original am 27. September 2011. Abgerufen 24. April 2011.
  121. ^ Choi, Charles Q. (21. März 2011). “Neue Schätzung für außerirdische Erden: 2 Milliarden allein in unserer Galaxie”. Space.com. Abgerufen 2011-04-24.
  122. ^ Catanzarite, J.; Shao, M. (2011). “Die Vorkommensrate von analogen Planeten der Erde, die sonnenähnliche Sterne umkreisen”. Das astrophysikalische Journal. 738 (2): 151. arXiv:1103.1443. Bibcode:2011ApJ … 738..151C. doi:10.1088 / 0004-637X / 738/2/151. S2CID 119290692.
  123. ^ Williams, D.; Pollard, D. (2002). “Erdähnliche Welten auf exzentrischen Umlaufbahnen: Exkursionen über die bewohnbare Zone hinaus”. Internationale Zeitschrift für Astrobiologie. 1 (1): 61–69. Bibcode:2002IJAsB … 1 … 61W. doi:10.1017 / S1473550402001064.
  124. ^ Williams, D.; Pollard, D. (2002). “Erdähnliche Welten auf exzentrischen Umlaufbahnen: Exkursionen über die bewohnbare Zone hinaus”. Internationale Zeitschrift für Astrobiologie. 1 (1): 61–69. Bibcode:2002IJAsB … 1 … 61W. doi:10.1017 / S1473550402001064.
  125. ^ Sudarsky, David; et al. (2003). “Theoretische Spektren und Atmosphären extrasolarer Riesenplaneten”. Das astrophysikalische Journal. 588 (2): 1121–1148. arXiv:astro-ph / 0210216. Bibcode:2003ApJ … 588.1121S. doi:10.1086 / 374331. S2CID 16004653.
  126. ^ Jones, BW; Schlaf, PN; Underwood, DR (2006). “Bewohnbarkeit bekannter exoplanetarer Systeme basierend auf gemessenen stellaren Eigenschaften”. Das astrophysikalische Journal. 649 (2): 1010–1019. arXiv:astro-ph / 0603200. Bibcode:2006ApJ … 649.1010J. doi:10.1086 / 506557. S2CID 119078585.
  127. ^ Butler, RP; Wright, JT; Marcy, GW; Fischer, DA; Vogt, SS; Tinney, CG; Jones, HRA; Carter, BD; Johnson, JA; McCarthy, C.; Penny, AJ (2006). “Katalog der nahe gelegenen Exoplaneten”. Das astrophysikalische Journal. 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph / 0607493. Bibcode:2006ApJ … 646..505B. doi:10.1086 / 504701. S2CID 119067572.
  128. ^ Barnes, JW; O’Brien, DP (2002). “Stabilität von Satelliten um nahegelegene extrasolare Riesenplaneten”. Das astrophysikalische Journal. 575 (2): 1087–1093. arXiv:astro-ph / 0205035. Bibcode:2002ApJ … 575.1087B. doi:10.1086 / 341477. S2CID 14508244.
  129. ^ Canup, RM; Ward, WR (2006). “Eine gemeinsame Massenskalierung für Satellitensysteme gasförmiger Planeten”. Natur. 441 (7095): 834–839. Bibcode:2006Natur.441..834C. doi:10.1038 / nature04860. PMID 16778883. S2CID 4327454.
  130. ^ Lovis; et al. (2006). “Ein extrasolares Planetensystem mit drei Neptun-Massenplaneten”. Natur. 441 (7091): 305–309. arXiv:astro-ph / 0703024. Bibcode:2006Natur.441..305L. doi:10.1038 / nature04828. PMID 16710412. S2CID 4343578.
  131. ^ ein b “Astronomen entdecken Rekord-Fünfter Planet in der Nähe von Star 55 Cancri”. Sciencedaily.com. 6. November 2007. Archiviert vom Original am 26. September 2008. Abgerufen 2008-09-14.
  132. ^ Fischer, Debra A.; et al. (2008). “Fünf Planeten umkreisen 55 Cancri”. Das astrophysikalische Journal. 675 (1): 790–801. arXiv:0712.3917. Bibcode:2008ApJ … 675..790F. doi:10.1086 / 525512. S2CID 55779685.
  133. ^ Ian Sample, Wissenschaftskorrespondent (7. November 2007). “Könnte dies der nahe Zwilling der Erde sein? Einführung des Planeten 55 Cancri f”. Der Wächter. London. Archiviert vom Original am 2. Oktober 2008. Abgerufen 17. Oktober 2008.
  134. ^ Than, Ker (2007-02-24). “Planet Hunters Edge näher an ihrem Heiligen Gral”. space.com. Abgerufen 2007-04-29.
  135. ^ Robertson, Paul; Mahadevan, Suvrath; Endl, Michael; Roy, Arpita (3. Juli 2014). “Stellare Aktivität, die sich als Planeten in der bewohnbaren Zone des M-Zwergs Gliese 581 tarnt”. Wissenschaft. 345 (6195): 440–444. arXiv:1407.1049. Bibcode:2014Sci … 345..440R. CiteSeerX 10.1.1.767.2071. doi:10.1126 / science.1253253. PMID 24993348. S2CID 206556796.
  136. ^ “Forscher finden potenziell bewohnbaren Planeten” (auf Französisch). maxisciences.com. 2011-08-30. Abgerufen 2011-08-31.
  137. ^ “Kepler 22-b: Erdähnlicher Planet bestätigt”. BBC. 5. Dezember 2011. Abgerufen 2. Mai, 2013.
  138. ^ Scharf, Caleb A. (08.12.2011). “Man kann einen Exoplaneten nicht immer an seiner Größe erkennen”. Wissenschaftlicher Amerikaner. Abgerufen 2012-09-20.: “Wenn es [Kepler-22b] hatte eine ähnliche Zusammensetzung wie die Erde, dann betrachten wir eine Welt mit mehr als 40 Erdmassen “.
  139. ^ Anglada-Escude, Guillem; Arriagada, Pamela; Vogt, Steven; Rivera, Eugenio J.; Butler, R. Paul; Crane, Jeffrey D.; Shectman, Stephen A.; Thompson, Ian B.; Minniti, Dante (2012). “Ein Planetensystem um den nahe gelegenen M-Zwerg GJ 667C mit mindestens einer Supererde in seiner bewohnbaren Zone”. Das astrophysikalische Journal. 751 (1): L16. arXiv:1202.0446. Bibcode:2012ApJ … 751L..16A. doi:10.1088 / 2041-8205 / 751/1 / L16. S2CID 16531923.
  140. ^ Mitarbeiter (20. September 2012). “LHS 188 – Star mit hoher Eigenbewegung”. Centre de données astronomiques de Strasbourg (Astronomisches Datenzentrum Straßburg). Abgerufen 20. September 2012.
  141. ^ Méndez, Abel (29. August 2012). “Ein heißer potentieller bewohnbarer Exoplanet um Gliese 163”. Universität von Puerto Rico in Arecibo (Planetary Habitability Laboratory). Abgerufen 20. September 2012.
  142. ^ Redd (20. September 2012). “Newfound Alien Planet ist ein Top-Anwärter auf Host Life”. Space.com. Abgerufen 20. September 2012.
  143. ^ “Ein heißer potentieller bewohnbarer Exoplanet um Gliese 163”. Spacedaily.com. Abgerufen 2013-02-10.
  144. ^ Tuomi, Mikko; Anglada-Escude, Guillem; Gerlach, Enrico; Jones, Hugh RR; Reiners, Ansgar; Rivera, Eugenio J.; Vogt, Steven S.; Butler, Paul (2012). “Super-Earth-Kandidat für eine bewohnbare Zone in einem Sechs-Planeten-System um den K2.5V-Stern HD 40307”. Astronomie und Astrophysik. 549: A48. arXiv:1211.1617. Bibcode:2013A & A … 549A..48T. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201220268. S2CID 7424216.
  145. ^ Aron, Jacob (19. Dezember 2012). “In der Nähe von Tau Ceti befinden sich möglicherweise zwei für das Leben geeignete Planeten.”. Neuer Wissenschaftler. Reed Geschäftsinformationen. Abgerufen 1. April, 2013.
  146. ^ Tuomi, M.; Jones, HRA; Jenkins, JS; Tinney, CG; Butler, RP; Vogt, SS; Barnes, JR; Wittenmyer, RA; o’Toole, S.; Horner, J.; Bailey, J.; Carter, BD; Wright, DJ; Salter, GS; Pinfield, D. (2013). “Im Radialgeschwindigkeitsrauschen eingebettete Signale”. Astronomie & Astrophysik. 551: A79. arXiv:1212.4277. Bibcode:2013A & A … 551A..79T. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201220509. S2CID 2390534.
  147. ^ Torres, Abel Mendez (1. Mai 2013). “Der Katalog der bewohnbaren Exoplaneten”. Universität von Puerto Rico. Abgerufen 1. Mai, 2013.
  148. ^ Lauren M. Weiss und Geoffrey W. Marcy. “”Die Masse-Radius-Beziehung für 65 Exoplaneten, die kleiner als 4 Erdradien sind“”
  149. ^ “Sonnenvariabilität und terrestrisches Klima”. NASA Science. 08.01.2013.
  150. ^ “Stellar Luminosity Calculator”. Astronomie-Bildungsgruppe der Universität von Nebraska-Lincoln.
  151. ^ Rat, Nationale Forschung (18. September 2012). Die Auswirkungen der Sonnenvariabilität auf das Erdklima: Ein Workshop-Bericht. doi:10.17226 / 13519. ISBN 978-0-309-26564-5.
  152. ^ Die meisten Zwillinge der Erde sind nicht identisch oder sogar nahe!Von Ethan. 5. Juni 2013.
  153. ^ “Gibt es Ozeane auf anderen Planeten?”. Nationale ozeanische und atmosphärische Verwaltung. 6. Juli 2017. Abgerufen 2017-10-03.
  154. ^ Moskowitz, Clara (9. Januar 2013). “Möglicherweise erdähnlicher außerirdischer Planet gefunden”. Space.com. Abgerufen 9. Januar 2013.
  155. ^ Barclay, Thomas; Burke, Christopher J.; Howell, Steve B.; Rowe, Jason F.; Huber, Daniel; Isaacson, Howard; Jenkins, Jon M.; Kolbl, Rea; Marcy, Geoffrey W. (2013). “Ein Planet in Super-Erdgröße, der in oder in der Nähe der bewohnbaren Zone um einen sonnenähnlichen Stern kreist”. Das astrophysikalische Journal. 768 (2): 101. arXiv:1304.4941. Bibcode:2013ApJ … 768..101B. doi:10.1088 / 0004-637X / 768/2/101. S2CID 51490784.
  156. ^ ein b Johnson, Michele; Harrington, JD (18. April 2013). “Kepler der NASA entdeckt die bislang kleinsten Planeten der ‘Habitable Zone'”. NASA. Abgerufen 18. April 2013.
  157. ^ ein b Auf Wiedersehen, Dennis (18. April 2013). “Zwei vielversprechende Orte zum Leben, 1.200 Lichtjahre von der Erde entfernt”. Die New York Times. Abgerufen 18. April 2013.
  158. ^ Borucki, William J.; et al. (18. April 2013). “Kepler-62: Ein Fünf-Planeten-System mit Planeten mit 1,4 und 1,6 Erdradien in der bewohnbaren Zone”. Science Express. 340 (6132): 587–90. arXiv:1304.7387. Bibcode:2013Sci … 340..587B. doi:10.1126 / science.1234702. hdl:1721.1 / 89668. PMID 23599262. S2CID 21029755.
  159. ^ Chang, Kenneth (17. April 2014). “Wissenschaftler finden einen ‘Erdzwilling’ oder vielleicht einen Cousin”. Die New York Times. Abgerufen 17. April 2014.
  160. ^ Chang, Alicia (17. April 2014). “Astronomen entdecken den bisher erdähnlichsten Planeten”. AP Nachrichten. Abgerufen 17. April 2014.
  161. ^ Morelle, Rebecca (17. April 2014). “”‘Der erdähnlichste Planet, den Kepler bisher entdeckt hat “. BBC News. Abgerufen 17. April 2014.
  162. ^ Wall, Mike (3. Juni 2014). “Gefunden! Ältester bekannter außerirdischer Planet, der das Leben unterstützen könnte”. Space.com. Abgerufen 10. Januar 2015.
  163. ^ ein b Clavin, Whitney; Chou, Felicia; Johnson, Michele (6. Januar 2015). “Kepler der NASA markiert die 1000. Entdeckung eines Exoplaneten und deckt mehr kleine Welten in bewohnbaren Zonen auf”. NASA. Abgerufen 6. Januar 2015.
  164. ^ Jensen, Mari N. (16. Januar 2015). “Drei fast erdgroße Planeten umkreisen einen nahe gelegenen Stern: Einer in der ‘Goldlöckchen’-Zone”. Science Daily. Abgerufen 25. Juli 2015.
  165. ^ Jenkins, Jon M.; Twicken, Joseph D.; Batalha, Natalie M.; Caldwell, Douglas A.; Cochran, William D.; Endl, Michael; Latham, David W.; Esquerdo, Gilbert A.; Seader, Shawn; Bieryla, Allyson; Petigura, Erik; Ciardi, David R.; Marcy, Geoffrey W.; Isaacson, Howard; Huber, Daniel; Rowe, Jason F.; Torres, Guillermo; Bryson, Stephen T.; Buchhave, Lars; Ramirez, Ivan; Wolfgang, Angie; Li, Jie; Campbell, Jennifer R.; Tenenbaum, Peter; Sanderfer, Dwight; Henze, Christopher E.; Catanzarite, Joseph H.; Gilliland, Ronald L.; Borucki, William J. (23. Juli 2015). “Entdeckung und Validierung von Kepler-452b: Ein 1,6 R⨁ Super Earth Exoplanet in der bewohnbaren Zone eines G2-Sterns”. Das astronomische Journal. 150 (2): 56. arXiv:1507.06723. Bibcode:2015AJ …. 150 … 56J. doi:10.1088 / 0004-6256 / 150/2/56. ISSN 1538-3881. S2CID 26447864.
  166. ^ “Das NASA-Teleskop entdeckt einen erdähnlichen Planeten in der bewohnbaren Zone des Sterns”. BNO Nachrichten. 23. Juli 2015. Abgerufen 23. Juli 2015.
  167. ^ “Drei potenziell bewohnbare Welten in der Nähe des ultrakühlen Zwergsterns”. Europäische Südsternwarte. 2. Mai 2016.
  168. ^ Dressing, Courtney D.; Vanderburg, Andrew; Schlieder, Joshua E.; Crossfield, Ian JM; Knutson, Heather A.; Newton, Elisabeth R.; Ciardi, David R.; Fulton, Benjamin J.; Gonzales, Erica J.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard; Livingston, John; Petigura, Erik A.; Sinukoff, Evan; Everett, Mark; Horch, Elliott; Howell, Steve B. (2017). “Charakterisierung von K2-Kandidaten-Planetensystemen, die massearme Sterne umkreisen. II. Planetensysteme, die während der Kampagnen 1–7 beobachtet wurden” (PDF). Das astronomische Journal. 154 (5): 207. arXiv:1703.07416. Bibcode:2017AJ …. 154..207D. doi:10.3847 / 1538-3881 / aa89f2. ISSN 1538-3881. S2CID 13419148.
  169. ^ Dittmann, Jason A.; Irwin, Jonathan M.; Charbonneau, David; Bonfils, Xavier; Astudillo-Defru, Nicola; Haywood, Raphaëlle D.; Berta-Thompson, Zachory K.; Newton, Elisabeth R.; Rodriguez, Joseph E.; Winters, Jennifer G.; Tan, Thiam-Guan; Almenara, Jose-Manuel; Bouchy, François; Delfosse, Xavier; Forveille, Thierry; Lovis, Christophe; Murgas, Felipe; Pepe, Francesco; Santos, Nuno C.; Udry, Stephane; Wünsche, Anaël; Esquerdo, Gilbert A.; Latham, David W.; Dressing, Courtney D. (2017). “Eine gemäßigte felsige Supererde, die einen nahe gelegenen kühlen Stern durchquert”. Natur. 544 (7650): 333–336. arXiv:1704.05556. Bibcode:2017Natur.544..333D. doi:10.1038 / nature22055. PMID 28426003. S2CID 2718408.
  170. ^ Bradley, Sian (2017-11-16). “Astronomen strahlen Techno in den Weltraum, damit Aliens ihn entschlüsseln können”. Wired UK.
  171. ^ “Im Hinterhof der Erde: Der neu entdeckte außerirdische Planet kann eine gute Wette fürs Leben sein”.
  172. ^ K2-155 d. Exoplanetenerkundung. 2018.
  173. ^ Mack, Eric (13. März 2018). “Eine Supererde um einen roten Stern könnte nass und wild sein”. CNET.
  174. ^ Whitwam, Ryan (14. März 2018). “Kepler entdeckt potenziell bewohnbare Super-Erde, die den Stern in der Nähe umkreist”. ExtremeTech.
  175. ^ Luque, R.; Pallé, E.; Kossakowski, D.; Dreizler, S.; Kemmer, J.; Espinoza, N. (2019). “Planetensystem um den nahe gelegenen M-Zwerg GJ 357, einschließlich eines durchgehenden, heißen, erdgroßen Planeten, der für die atmosphärische Charakterisierung optimal ist”. Astronomie & Astrophysik. 628: A39. arXiv:1904.12818. Bibcode:2019A & A … 628A..39L. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201935801. ISSN 0004-6361.
  176. ^ Schulze-Makuch, Dirk; Heller, Rene; Guinan, Edward (18. September 2020). “Auf der Suche nach einem Planeten, der besser ist als die Erde: Top-Kandidaten für eine überbewohnbare Welt”. Astrobiologie. doi:10.1089 / ast.2019.2161. PMID 32955925. Abgerufen 5. Oktober 2020.
  177. ^ Torres, Abel (2012-06-12). “Flüssiges Wasser im Sonnensystem”. Abgerufen 2013-12-15.
  178. ^ Munro, Margaret (2013), “Bergleute tief im Untergrund im Norden Ontarios finden das älteste jemals bekannte Wasser”, Nationale Postabgerufen 2013-10-06
  179. ^ Davies, Paul (2013), Der Ursprung des Lebens II: Wie hat es angefangen? (PDF)abgerufen 2013-10-06[permanent dead link]
  180. ^ Taylor, Geoffrey (1996), “Life Underground” (PDF), Planetary Science Research Entdeckungenabgerufen 2013-10-06
  181. ^ Doyle, Alister (4. März 2013), “Tief unter der Erde herrschen Würmer und” Zombie-Mikroben “, Reutersabgerufen 2013-10-06
  182. ^ Nicholson, WL; Moeller, R.; Horneck, G.; PROTECT Team (2012). “Transkriptomische Reaktionen von keimenden Bacillus subtilis-Sporen, die 1,5 Jahre Weltraum ausgesetzt waren, und simulierte Marsbedingungen auf dem EXPOSE-E-Experiment PROTECT”. Astrobiologie. 12 (5): 469–86. Bibcode:2012AsBio..12..469N. doi:10.1089 / ast.2011.0748. PMID 22680693.
  183. ^ Decker, Heinz; Holde, Kensal E. (2011). “Sauerstoff und die Erforschung des Universums”. Sauerstoff und die Evolution des Lebens. pp. 157–168. doi:10.1007 / 978-3-642-13179-0_9. ISBN 978-3-642-13178-3.
  184. ^ ein b Stewart, Ian; Cohen, Jack (2002). Den Alien weiterentwickeln. Ebury Press. ISBN 978-0-09-187927-3.
  185. ^ Goldschmied, Donald; Owen, Tobias (1992). Die Suche nach dem Leben im Universum (2. Aufl.). Addison-Wesley. p. 247. ISBN 978-0-201-56949-0.
  186. ^ Vaclav Smil (2003). Die Biosphäre der Erde: Evolution, Dynamik und Veränderung. MIT Press. p. 166. ISBN 978-0-262-69298-4.
  187. ^ Reynolds, RT; McKay, CP; Kasting, JF (1987). “Europa, gezeitenbeheizte Ozeane und bewohnbare Zonen um Riesenplaneten”. Fortschritte in der Weltraumforschung. 7 (5): 125–132. Bibcode:1987AdSpR … 7..125R. doi:10.1016 / 0273-1177 (87) 90364-4. PMID 11538217.
  188. ^ Guidetti, R.; Jönsson, KI (2002). “Langfristiges anhydrobiotisches Überleben bei semi-terrestrischen Mikrometazoen”. Zeitschrift für Zoologie. 257 (2): 181–187. CiteSeerX 10.1.1.630.9839. doi:10.1017 / S095283690200078X.
  189. ^ Baldwin, Emily (26. April 2012). “Flechte überlebt raue Marsumgebung”. Skymania Nachrichten. Archiviert von das Original am 28. Mai 2012. Abgerufen 27. April 2012.
  190. ^ de Vera, J.-P.; Kohler, Ulrich (26. April 2012). “Das Anpassungspotential von Extremophilen an die Oberflächenbedingungen des Mars und seine Auswirkungen auf die Bewohnbarkeit des Mars” (PDF). Europäische Union der Geowissenschaften. Archiviert von das Original (PDF) am 4. Mai 2012. Abgerufen 27. April 2012.
  191. ^ ein b Onofri, Silvano; de Vera, Jean-Pierre; Zucconi, Laura; Selbmann, Laura; Scalzi, Giuliano; Venkateswaran, Kasthuri J.; Rabbow, Elke; de la Torre, Rosa; Horneck, Gerda (2015). “Überleben antarktischer kryptoendolithischer Pilze unter simulierten Marsbedingungen an Bord der Internationalen Raumstation”. Astrobiologie. 15 (12): 1052–1059. Bibcode:2015AsBio..15.1052O. doi:10.1089 / ast.2015.1324. ISSN 1531-1074. PMID 26684504.
  192. ^ Isler, K.; van Schaik, C. P. (2006). “Stoffwechselkosten der Entwicklung der Gehirngröße”. Biologie-Briefe. 2 (4): 557–560. doi:10.1098 / rsbl.2006.0538. ISSN 1744-9561. PMC 1834002. PMID 17148287.
  193. ^ Palca, Joe (29. September 2010). “”‘Die Temperatur des Goldlöckchen-Planeten ist genau richtig fürs Leben “. NPR. NPR. Abgerufen 5. April, 2011.
  194. ^ “Project Cyclops: Eine Designstudie eines Systems zur Erkennung von außerirdischem intelligentem Leben” (PDF). NASA. 1971. Abgerufen 28. Juni 2009.
  195. ^ Joseph A. Angelo (2007). Leben im Universum. Infobase Publishing. p. 163. ISBN 978-1-4381-0892-6. Abgerufen 26. Juni 2013.
  196. ^ Turnbull, Margaret C.; Tarter, Jill C. (2003). “Zielauswahl für SETI. I. Ein Katalog von bewohnbaren Stellarsystemen in der Nähe”. Die Astrophysical Journal Supplement Series. 145 (1): 181–198. arXiv:astro-ph / 0210675. Bibcode:2003ApJS..145..181T. doi:10.1086 / 345779. S2CID 14734094.
  197. ^ Siemion, Andrew PV; Demorest, Paul; Korpela, Eric; Maddalena, Ron J.; Werthimer, Dan; Cobb, Jeff; Howard, Andrew W.; Langston, Glen; Lebofsky, Matt (2013). “Eine 1,1 bis 1,9 GHz SETI-Umfrage der Kepler Feld: I. Eine Suche nach Schmalbandemission von ausgewählten Zielen “. Das astrophysikalische Journal. 767 (1): 94. arXiv:1302.0845. Bibcode:2013ApJ … 767 … 94S. doi:10.1088 / 0004-637X / 767/1/94. S2CID 119302350.
  198. ^ Wall, Mike (2011). “HabStars: Beschleunigen in der Zone”. Abgerufen 2013-06-26.
  199. ^ Zaitsev, AL (Juni 2004). “Übertragung und vernünftige Signalsuche im Universum”. Horizonte des Universums Передача и поиски разумных сигналов во Вселенной. Plenarpräsentation auf der Nationalen Astronomischen Konferenz WAC-2004 “Horizonte des Universums”, Moskau, Moskauer Staatliche Universität, 7. Juni 2004 (in russischer Sprache). Moskau. Abgerufen 2013-06-30.
  200. ^ Grinspoon, David (12. Dezember 2007). “Wer spricht für die Erde?”. Seedmagazine.com. Abgerufen 2012-08-21.
  201. ^ PC Gregory; DA Fischer (2010). “Ein Bayes’sches Periodogramm findet Hinweise auf drei Planeten in 47 Ursae Majoris”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 403 (2): 731–747. arXiv:1003,5549. Bibcode:2010MNRAS.403..731G. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.16233.x. S2CID 16722873.
  202. ^ B. Jones; Underwood, David R.; et al. (2005). “Perspektiven für bewohnbare” Erden “in bekannten exoplanetaren Systemen”. Astrophysikalisches Journal. 622 (2): 1091–1101. arXiv:astro-ph / 0503178. Bibcode:2005ApJ … 622.1091J. doi:10.1086 / 428108. S2CID 119089227.
  203. ^ Moore, Matthew (9. Oktober 2008). “Nachrichten von der Erde, die Bebo an den fernen Planeten gesendet hat”. London: .telegraph.co.uk. Archiviert vom Original am 11. Oktober 2008. Abgerufen 09.10.2008.

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