Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu

Vvedenie

Teoreticheskoe izuchenie processa formirovaniya planet imeet dolguyu istoriyu. Mnozhestvo fundamental'nyh idei o formirovaniya planet zemnogo tipa bylo vydvinuto Safronovym (1969) v ego klassicheskoi monografii "Evolyuciya protoplanetnogo oblaka i formirovanie Zemli i planet". V nachale 80-h godov proshlogo veka poyavilis' osnovnye elementy teorii akkrecii na yadro dlya ob'yasneniya formirovaniya gazovyh gigantov (Mizuno, 1980). Ogromnoe kolichestvo novyh dannyh, poluchennyh v techenie poslednego desyatiletiya – vklyuchaya nablyudeniya protoplanetnyh diskov, otkrytie Poyasa Koipera v Solnechnoi sisteme i obnaruzhenie mnozhestva vnesolnechnyh planetnyh sistem – vnov' vozbudilo interes k etoi probleme. Hotya nablyudeniya i podtverdili nekotorye predskazaniya teoretikov, oni takzhe priveli k neobhodimosti issledovat' novye napravleniya v teorii.

Glavnye voprosy, kotorye vstali pered issledovatelyami:

  1. Kak formiruyutsya planety zemnogo tipa i planety-giganty?
  2. S kakoi skorost'yu evolyucioniruyut orbity planet srazu posle ih formirovaniya?
  3. Yavlyaetsya li stroenie Solnechnoi sistemy tipichnym?
  4. Naskol'ko rasprostraneny obitaemye planety?
Glavnaya cel' etih lekcii – obespechit' znakomstvo chitatelya s osnovnymi koncepciyami, neobhodimymi dlya ponimaniya processa formirovaniya planet. Odnako prezhde, chem my zakopaemsya v teoriyu, my rassmotrim osnovnye nablyudaemye svoistva Solnechnoi sistemy i vnesolnechnyh planetnyh sistem, kotorye teoriya formirovaniya planet dolzhna umet' ob'yasnit'.

A. Nablyudeniya Solnechnoi sistemy

1. Stroenie

Orbital'nye svoistva planet Solnechnoi sistemy i ih massy predstavleny v Tablice 1 (vse velichiny iz etoi tablicy vzyaty na saite JPL).

V osnove stroeniya Solnechnoi sistemy – 2 gazovyh giganta (Yupiter i Saturn), sostoyashie v osnovnom iz vodoroda i geliya (hotya ih sostav otlichaetsya ot solnechnogo himicheskogo sostava). Pro Saturn izvestno, chto on obladaet solidnym yadrom. Po mere umen'sheniya massy nablyudaemyh tel stanovyatsya zametny ledyanye giganty (Uran i Neptun), sostoyashie iz vody, ammiaka, metana, silikatov i metallov, okruzhennye sravnitel'no malomassivnoi atmosferoi iz vodoroda i geliya, 2 bol'shie planety zemnogo tipa (Zemlya i Venera) plyus dve nebol'shie planety zemnogo tipa (Mars i Merkurii). Za isklyucheniem Merkuriya, vse planety imeyut nizkie ekscentrisitety i nakloneniya orbit. Oni vrashayutsya v ploskosti, primerno perpendikulyarnoi osi vrasheniya Solnca (tochnee, otklonennoi ot etogo perpendikulyara na 7 gradusov).

V Solnechnoi sisteme planety-giganty i planety zemnogo tipa chetko razdeleny po velichine bol'shoi poluosi ih orbit. Krome togo, planety-giganty zanimayut zonu bol'shih poluosei orbit, kotoraya sovpadaet s nashimi ozhidaniyami – ishodya iz togo, chto v etoi zone protoplanetnyi disk byl dostatochno prohladen dlya sushestvovaniya l'dov. Eto vazhnoe nablyudenie v klassicheskoi teorii formirovaniya planet-gigantov.

2. Massa i uglovoi moment

Massa Solnca ravna 1.989 x 1033 g, ono sostoit iz vodoroda (massovaya dolya H=0.73), geliya (massovaya dolya Y=0.25) i "metallov" (massovaya dolya Z=0.02). Kazhdyi tut zhe zametit, chto bol'shinstvo tyazhelyh elementov v Solnechnoi sisteme sosredotocheno v Solnce. Esli predpolozhit', chto bol'shaya chast' massy Solnca v processe formirovaniya zvezdy proshla cherez protoplanetnyi disk, to eto oznachaet, chto process formirovaniya planet dolzhen byt' ne slishkom effektivnym.

Uglovoi moment Solnechnoi sistemy v osnovnom sosredotochen v orbital'nom uglovom momente planet. Uglovoi moment vrasheniya Solnca
$$L_\odot = k^2 M_\odot R^2_\odot \Omega$$ (1)

(dlya prostoty schitaem, chto Solnce vrashaetsya tverdotel'no)

Imeya Ω = 2.9 x 10-6 sek-1, i schitaya k2=0.1 (sootvetstvuyushii zvezdam s luchistym yadrom), poluchaem Lo=3 x 1048 g.sm2/s. Dlya sravneniya, orbital'nyi uglovoi moment Yupitera raven

$$L_J = M_J \sqrt{GM_\odot a\,}=2\times10^{50}\textrm{g\,sm}^2\,\textrm{s}^{-1}\,.$$ (2)

To, chto uglovoi moment Solnechnoi sistemy sosredotochen v osnovnom v planetah, ne kazhetsya chem-to osobenno udivitel'nym, odnako tochnoe znanie togo, kakim obrazom uglovaya skorost' malomassivnoi zvezdy menyaetsya na rannih etapah ee evolyucii, ostaetsya predmetom aktivnyh issledovanii (Herbst i dr., 2007).

3. Minimal'naya massa protosolnechnoi tumannosti

My mozhem ispol'zovat' nablyudaemye znacheniya mass i sostav planet Solnechnoi sistemy dlya nahozhdeniya nizhnego predela na to kolichestvo gaza, kotoroe dolzhno bylo prisutstvovat' na stadii formirovaniya planet. Etot predel nazyvaetsya "minimal'noi massoi protosolnechnoi tumannosti" (Weidenschilling, 1977). Procedura takova:

Kak okazalos' (esli proignorirovat' poyas asteroidov), mezhdu Veneroi i Neptunom eta plotnost' okazyvaetsya proporcional'noi Σ ~ r-3/2. Poluchat' tochnoe znachenie iz podobnoi "prikidki na pal'cah" bessmyslenno, no tipichnyi profil' vyglyadit kak:
$$\Sigma=10^3 \left(\frac{r}{\textrm{a.e.}}\right)^{-3/2}\, \textrm{g\,sm}^2\,.$$ (3)

Integriruya eto vyrazhenie do rasstoyanii 30 a.e., poluchim massu diska, ravnuyu ~0.01 massy Solnca, chto sopostavimo s tipichnoi massoi protoplanetnogo diska vokrug drugih zvezd, ocenennoi s pomosh'yu nablyudenii izlucheniya pyli v millimetrovom diapazone. Ne stoit zabyvat', chto eto – minimal'naya massa. Eto ne ocenka massy diska v epohu formirovaniya protosolnechnoi tumannosti, i net nikakih prichin nadeyat'sya, chto shkala plotnosti ~ r-3/2 predstavlyaet soboi ustanovivshiisya profil' poverhnostnoi plotnosti protoplanetnogo diska. Bol'shinstvo teoreticheskih modelei diska predskazyvayut znachitel'no bolee pologii naklon, takoi kak Plotnost' ~r-1 (Bell i dr., 1997)

4. Rezonansy

Rezonans proishodit, kogda est' pochti tochnoe otnoshenie mezhdu harakternymi chastotami dvizheniya dvuh tel. Naprimer, rezonans srednego dvizheniya proishodit mezhdu dvumya planetami s periodami R1 i R2, esli
$$\frac{P_1}{P_2} = \frac{i}{j}\,,$$ (4)
gde i i j – celye chisla (rezonans stanovitsya osobenno vazhen, esli i i j – nebol'shie celye chisla). V Solnechnoi sisteme Neptun i Pluton (vmeste so mnozhestvom drugih ob'ektov Poyasa Koipera) nahodyatsya v rezonanse 3:2, a Yupiter i Saturn blizki k rezonansu 5:2, izvestnomu kak "bol'shoe neravenstvo" (Lovett, 1895). Sredi glavnyh planet Solnechnoi sistemy net prostyh rezonansov. Odnako mnogo rezonansnyh par est' sredi sputnikov planet.

5. Malye tela

V ochen' grubom priblizhenii Solnechnaya sistema dinamicheski polna, t.e. bol'shinstvo orbit, stabil'nyh v techenie 5 milliardov let, uzhe zanyato nebol'shimi nebesnymi telami. Vo vnutrennei i srednei chasti Solnechnoi sistemy glavnym rezervuarom malyh tel yavlyaetsya Glavnyi asteroidnyi poyas – s rezkim umen'sheniem kolichestva asteroidov v "lyukah Kirkvuda", chto predstavlyaet porazitel'nuyu illyustraciyu vazhnosti rezonansov (v dannom sluchae s Yupiterom) v dinamicheskih vzaimodeistviyah.

Svoistva ob'ektov, raspolozhennyh za Neptunom (Chiang et al., 2007; Jewitt & Luu, 1993) nakladyvayut vazhnye ogranicheniya kak na rannyuyu evolyuciyu vneshnei chasti Solnechnoi sistemy (Malhotra, 1993), tak i na "stolknovitel'nye" (udarnye) modeli formirovaniya planet (Kenyon, 2002).

Svoistva Poyasa Koipera vklyuchayut v sebya:

  1. Znachitel'nuyu populyaciyu ob'ektov s orbitami, podobnymi orbite Plutona, i nahodyashihsya s Neptunom v rezonanse 3:2 (t.n. "plutino")
  2. Nedostatok ob'ektov na orbitah s bol'shoi poluos'yu 36 < a < 39 a.e.
  3. Yavnuyu granicu v raspredelenii klassicheskih ob'ektov poyasa Koipera na rasstoyanii okolo 50 a.e. (Trujillo, Jewitt & Luu, 2001).
  4. Priblizhenno stepennoe differencial'noe raspredelenie razmerov tel s pokazatelem stepeni q ~ 4.

Ob'ekty Poyasa Koipera obychno klassificiruyutsya po neskol'kim razlichnym dinamicheskim semeistvam. Rezonansnye ob'ekty poyasa Koipera – podobno Plutonu – imeyut rezonans srednego dvizheniya s Neptunom. Centavry – nerezonansnye ob'ekty, ch'e perigeliinoe rasstoyanie lezhit vnutri orbity Neptuna. Klassicheskie ob'ekty poyasa Koipera – udalennye ob'ekty, ch'i orbity malo vzaimodeistvuyut s Neptunom. I, nakonec, rasseyannyi disk ob'ektov Poyasa Koipera vklyuchaet v sebya tela s perigeliyami za orbitoi Neptuna, kotorye ne popali v ostal'nye klassy.

Naibolee zagadochnym ob'ektom za predelami Poyasa Koipera yavlyaetsya Sedna – krupnyi ob'ekt s bol'shoi poluos'yu 480 40 a.e., ekscentrisitetom e = 0.84 0.01 i nakloneniem i = 12 gradusov (Brown, Trujillo & Rabinowitz, 2004). Tak kak Sedna byla otkryta vblizi perigeliya, to ves'ma veroyatno, chto ona yavlyaetsya pervym predstavitelem novogo klassa ob'ektov, ch'i perigeliinye rasstoyaniya lezhat daleko za predelami orbity Neptuna. Vozmozhno, etot ob'ekt – iz vnutrennei chasti Oblaka Oorta.

6. Vozrast

Datirovka vozrasta meteoritov radiohimicheskim metodom pozvolyaet opredelit' absolyutnyi vozrast Solnechnoi sistemy vmeste s ogranicheniyami na masshtab vremeni nekotoryh etapov formirovaniya planet. Detal'noe opisanie etogo metoda vyhodit za ramki etih lekcii. Tipichnoe znachenie vozrasta Solnechnoi sistemy sostavlyaet 4.57 mlrd. let, vremya formirovaniya krupnyh tel v poyase asteroidov okazyvaetsya men'she 5 millionov let, a vremya okonchatel'nogo formirovaniya Zemli sostavlyaet okolo 100 mln. let.

7. Sputniki

Bol'shinstvo planet imeet sistemy sputnikov, nekotorye iz etih sistem ves'ma obshirny. Razlichnye aspekty formirovaniya sputnikovyh sistem obsuzhdalis' Canup & Ward (2002) i Nesvorny et al. (2003), no chto eti sistemy govoryat ob obshei kartine formirovaniya planet (isklyuchaya svidetel'stvo togo, chto planety-giganty v processe formirovaniya byli okruzheny protosputnikovymi diskami), poka ne yasno.

B. Vnesolnechnye planety

1. Metody obnaruzheniya i osnovnye tendencii

V nastoyashee vremya naibolee vazhnymi metodami obnaruzheniya i issledovaniya vnesolnechnyh planet yavlyayutsya:
  1. Nablyudeniya luchevyh skorostei dostatochno blizkih zvezd, pohozhih na Solnce (Butler et al., 1996). Etim sposobom otkryto priblizitel'no 200 planet.
  2. Nablyudeniya tranzitov, t.e. prohodov planety po disku zvezdy, i posleduyushee podtverzhdenie planetnoi prirody tranzitnogo kandidata izmereniyami luchevoi skorosti roditel'skoi zvezdy. Etim sposobom otkryto 14 planetnyh sistem (na moment perevoda – 19), odnako eto kolichestvo skoro vozrastet v svyazi s prodolzhayushimisya nazemnymi nablyudeniyami, a takzhe zapuskom kosmicheskih missii KOROT i Kepler – (Baglin et al., 2002), (Borucki et al., 2003).
  3. Gravitacionnoe mikrolinzirovanie (Beaulieu et al., 2006).
  4. Taiming pul'sarov (Wolszczan & Frail, 1992).

Takie metody, kak neposredstvennoe poluchenie izobrazhenii ekzoplanet, astrometriya i taiming tranzitov, imeyut znachitel'nyi potencial, i budut ispol'zovat'sya v budushem. Iz sushestvuyushih metodov samyi vazhnyi – metod izmereniya luchevyh skorostei zvezd. 51 Pegasa – pervaya izvestnaya planeta u normal'noi zvezdy – byla otkryta imenno etim sposobom. Bol'shinstvo vnesolnechnyh planet, otkrytyh k nastoyashemu momentu, takzhe otkryty metodom izmereniya luchevyh skorostei (Marcy et al., 2005).

Risunok 1. planeta s massoi mr vrashaetsya vokrug obshego centra mass na rasstoyanii a1, a zvezda s massoi m* vrashaetsya vokrug nego na rasstoyanii a2. sistema nablyudaetsya pod uglom i k kartinnoi ploskosti.

Metod izmereniya luchevyh skorostei osnovan na postroenii zavisimosti luchevoi skorosti zvezdy ot vremeni v prisutstvii planety, vrashayusheisya vokrug etoi zvezdy. Dlya planety na krugovoi orbite geometriya sistemy pokazana na Risunke 1. Zvezda vrashaetsya vokrug centra mass sistemy so skorost'yu:
$$v_* \simeq \left(\frac{M_p}{M_*}\right) \sqrt{\frac{GM_*}{a}\,} \,.$$ (5)

Nablyudaya sistemu pod uglom i (naklonenie orbity k luchu zreniya), my vidim izmenenie luchevoi skorosti zvezdy s poluamplitudoi K:
$$K \propto M_p a^{-1/2} \sin i\,.$$ (6)

Esli naklonenie i neizvestno, izmerennaya nami velichina K daet nizhnii predel na massu planety Mr. Zametim, chto massa zvezdy M ne opredelyaetsya iz grafika zavisimosti luchevoi skorosti ot vremeni, no ona mozhet byt' opredelena iz osobennostei zvezdnogo spektra. Esli planeta nahoditsya na ekscentrichnoi orbite, ekscentrisitet mozhet byt' opredelen iz nesinusoidal'noi formy grafika zavisimosti luchevoi skorosti ot vremeni.

Sredi istochnikov shuma pri nablyudeniyah luchevoi skorosti zvezdy izvestny: fotonnyi shum, sobstvennye kolebaniya zvezdy (iz-za konvektivnyh dvizhenii v atmosfere ili zvezdnyh oscillyacii) i instrumental'nye effekty. Amplituda vseh etih effektov menyaetsya (inogda dramaticheski) ot zvezdy k zvezde. Odnako esli my voobrazim nekii idealizirovannyi obzor, dlya kotorogo shum v kazhdom nablyudenii budet konstantoi, togda vybrannyi predel budet opredelyat'sya:
$$\left. M_p \sin i\right\vert_{\min}=C a^{1/2}\,.$$ (7)

Planety s massoi nizhe etogo poroga ne budut obnaruzheny, ravno kak i planety s periodom, prevyshayushem prodolzhitel'nost' vremeni nablyudeniya (eto proishodit ottogo, chto pri nebol'shom otnoshenii signal/shum pri nablyudenii tol'ko chasti orbity planety orbital'nye resheniya okazyvayutsya slishkom netochnymi). Oblast', ocherchennaya etimi predelami, shematicheski pokazana na Risunke 2.

Risunok 2. Kraine shematicheskaya illyustraciya "funkcii obnaruzhimosti planet" v idealizirovannom obzore luchevyh skorostei zvezd. Minimal'naya massa planety, kotoraya eshe mozhet byt' obnaruzhena, zavisit ot bol'shoi poluosi ee orbity kak a1/2, a orbital'nyi period planety ogranichen prodolzhitel'nost'yu vremeni nablyudeniya.

K nastoyashemu momentu, nailuchshee srednekvadratichnoe otklonenie dlya orbital'nogo resheniya, ob'yavlennogo dlya zvezdy, imeyushei planety, sostavlyaet okolo 1 m/sek, a samaya nizkaya poluamplituda luchevoi skorosti zvezdy – 2.2 m/sek. Nel'zya zabyvat', chto eto – nailuchshie znacheniya: polnyi spisok vnesolnechnyh planet, kotoryi podhodit dlya statisticheskih issledovanii, sushestvuet lish' dlya K > 30 m/sek (Fischer & Valenti, 2005). V sravnenii s etimi chislami, v Solnechnoi sisteme skorost' Solnca,
"navodimaya" Yupiterom $v_* \approx 12$ m/s, (8)
"navodimaya" Zemlei $v_* \approx 0.1$ m/s,

Neobhodimo detal'noe modelirovanie, chtoby ocenit' vozmozhnost' obnaruzheniya ekscentrichnoi planety (esli na pal'cah, to planeta s vysokim ekscentrisitetom vyzyvaet bol'shuyu luchevuyu skorost' zvezdy, kogda ona v periastre, odnako bol'shuyu chast' vremeni planeta budet dvigat'sya daleko i medlenno, i vyzovet men'shuyu luchevuyu skorost'). Cumming (2004) obnaruzhil, chto tekushie obzory predubezhdeny protiv obnaruzheniya planet s ochen' vysokim ekscentrisitetom.

2. Nablyudaemye svoistva

Dlya bol'shinstva izvestnyh vnesolnechnyh planet nashi znaniya ogranicheny temi velichinami, kotorye mozhno poluchit' iz izmerenii luchevoi skorosti zvezdy: nizhnim predelom na massu planety m sin i, bol'shoi poluos'yu orbity a, ekscentrisitetom e i argumentom pericentra w. Krome togo, dostupny ocenki massy roditel'skoi zvezdy i ee metallichnosti. Raspredelenie planet po Mr sin i, a i e predstavleny na Risunkah 3, 4 i 5 (ispol'zovalis' dannye po planetam, obnaruzhennym metodom izmereniya luchevyh skorostei, iz raboty Batlera – Butler et al. (2006)).

Risunoku 3. Raspredelenie izvestnyh vnesolnechnyh planet po velichine bol'shoi poluosi a i ekscentrisitetu e (krasnye treugol'niki). Planety Solnechnoi sistemy pokazany zelenymi kvadratami, dlya sravneniya. Golubaya krivaya liniya pokazyvaet liniyu postoyannogo rasstoyaniya v periastre. Risunok vklyuchaet v sebya vse planety, perechislennye Batlerom, dlya kotoryh Mp sin i < 10 mass Yupitera.

Gruppa Marsi (Marcy et al. (2005)) ukazyvaet na sleduyushie rezul'taty obzorov na Likskoi observatorii, observatorii im. Keka i observatorii AAT, gde v techenie poslednih 10 let proizvodilsya monitoring 1330 zvezd spektral'nyh klassov F, G, K, M:

  1. Planety-giganty s bol'shoi poluos'yu orbity, men'shei 5 a.e., obnaruzheny primerno u 7% zvezd. Konechno, eto tol'ko nizhnii predel, tak kak mnozhestvo planet-gigantov ne popadayut v vybrannuyu oblast' parametrov iz-za svoei udalennosti ot roditel'skoi zvezdy.
  2. Goryachie yupitery s a < 0.1 a.e. obnaruzheny primerno u 1% zvezd. Chislo planet (opredelennoe kak dNp/d log a) rastet s uvelicheniem orbital'nogo rasstoyaniya.
  3. Za predelami oblasti vblizi zvezdy, gde orbity bystro skruglyayutsya prilivnymi silami, ves'ma obychny orbity s vysokimi ekscentrisitetami (Risunok 3). Naideno neskol'ko planet s ochen' vysokim ekscentrisitetom. Srednee znachenie ekscentrisiteta ekzoplanet blizko k 0.25. I, nakonec, ne obnaruzheno yavnoi zavisimosti ekscentrisiteta planety ot ee massy.
  4. Funkciya planetnyh mass padaet s rostom massy planety (t.e. chem bol'she massa planety, tem rezhe oni vstrechayutsya) (Butler et al., 2006; Tabachnik & Tremaine, 2002).
  5. Veroyatnost' obnaruzhit' planetu bystro rastet s rostom metallichnosti roditel'skoi zvezdy. Eta zavisimost', pokazannaya na Risunke 6 i postroennaya po dannym Fisher i Valenti (Fischer & Valenti (2005), ochen' sil'naya: sravnitel'no nebol'shoe uvelichenie metallichnosti privodit k znachitel'nomu povysheniyu veroyatnosti obnaruzhit' planetu ryadom so zvezdoi.
  6. Ves'ma obychny mnogoplanetnye sistemy, vo mnogih iz nih nablyudayutsya rezonansy srednego dvizheniya.
Risunok 4. Raspredelenie izvestnyh vnesolnechnyh planet po velichine bol'shoi poluosi orbity a i minimal'noi masse m sin i. Linii postoyannoi poluamplitudy navedennoi luchevoi skorosti K, pokazannye punktirnymi sinimi liniyami, privedeny k masse roditel'skoi zvezdy, ravnoi masse Solnca. Ochevidno, chto tipichnaya vnesolnechnaya planeta – ne goryachii yupiter, a skoree planeta s a > 1 a.e.
Risunok 5. Ekscentrisitety i massy izvestnyh vnesolnechnyh planet, otdel'no dlya planet s korotkimi periodami (a < 0.1 a.e., pokazany sinimi treugol'nikami) i otdel'no dlya vseh ostal'nyh sistem (pokazany krasnymi kvadratami). Korotkoperiodicheskie planety imeyut men'shii ekscentrisitet vsledstvie skrugleniya orbit prilivnymi silami so storony roditel'skoi zvezdy. Ne vidno zametnoi korrelyacii mezhdu massoi i ekscentrisitetom planet.
Risunok 6. Procentnaya dolya zvezd, imeyushih izvestnye ekzoplanety, kak funkciya zvezdnoi metallichnosti. Po dannym Fishera i Valenti (2005).

Dopolnitel'no, nablyudeniya tranzitov obnaruzhili nebol'shuyu populyaciyu planet s ochen' korotkimi periodami – rekord prinadlezhit planete OGLE-TR-56 b s orbital'nym periodom 1.2 dnya. Nablyudaemye radiusy vseh tranzitnyh planet govoryat o tom, chto oni yavlyayutsya gazovymi gigantami, hotya razbros nablyudaemyh radiusov ne podtverzhdaet prosteishie teoreticheskie predskazaniya. V chastnosti, nekotorye planety (vklyuchaya HD209458 b kak naibolee izuchennyi primer) vyglyadyat znachitel'no bol'she, chem ozhidalos', vozmozhno, kak rezul'tat vysokoi metallichnosti ih roditel'skih zvezd (Burrows et al., 2006). Sravnitel'no nebol'shoi radius odnoi iz planet ukazyvaet na to, chto u nee est' bol'shoe massivnoe yadro (planeta s massoi Saturna, vrashayushayasya vokrug zvezdy HD149026, dlya kotoroi Sato i dr. (2005) vyveli massu yadra v 70 mass Zemli).

Publikacii s klyuchevymi slovami: planety - planetnaya sistema - ekzoplaneta
Publikacii so slovami: planety - planetnaya sistema - ekzoplaneta
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [6]
Ocenka: 2.9 [golosov: 104]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya