Հսկա մոլորակ

Հսկա մոլորակ` բազմազան տեսակի հսկա մոլորակ, շատ ավելի մեծ քան Երկիր մոլորակը։ Այս մոլորակները հիմնականում կազմվում են ցածր եռման կետ ունեցող նյութերից՝ գազերից կամ սառույցներից, այլ ոչ թե քարից կամ այլ պինդ նյութերից, բայց կան նաև զանգվածային պինդ մոլորակներ։ Արեգակնային համակարգում կան չորս հայտնի հսկա մոլորակներ՝ Յուպիտերը, Սատուրնը, Ուրանը և Նեպտունը։ Հայտնաբերվել են բազմաթիվ արտաարեգակնային հսկա մոլորակներ, որոնք պտտվում են աստղերի շուրջ։

Այս մոլորակները երբեմն կոչվում են Յովյան մոլորակներ՝ Յուպիտերի անունով («Յովե»-ն Հռոմեական աստված Յուպիտերի մեկ այլ անունն է)։ Նրանք նաև հայտնի են որպես գազային հսկաներ։ Այնուամենայնիվ, այժմ բազմաթիվ աստղագետներ գազային հսկաներ անվանում են միայն Յուպիտերին և Սատուրնին, իսկ Ուրանին և Նեպտունին, որոնք ունեն տարբեր կազմություն, դասակարգում են սառցե հսկաների շարքին^[1]։ Այս երկու անունները շփոթեցնող են․ բոլոր հսկա մոլորակները հիմնականում կազմված են հեղուկներից, որոնք գտնվում են իրենց կրիտիկական կետերից վեր, որտեղ որոշակի գազային և հեղուկ փուլեր չկան։ Յուպիտերի և Սատուրնի հիմնական բաղադրիչներն են ջրածինը և հելիումը, իսկ Ուրանինը և Նեպտունինը՝ ջուրը, ամոնիակը և մեթանը։

Քննարկվում են ցածր զանգված ունեցող շագանակագույն թզուկի և գազային հսկայի (~13M_J) միջև սահմանված տարբերությունները^[2]։ Մի մտքի դպրոցը հիմնվում է ձևավորման վրա, մյուսը՝ ինտերիերի^[2]։ Բանավեճի մի մասը վերաբերում է, թե արդյոք «շագանակագույն թզուկները», ըստ սահմանման, պետք է պատմության ինչ-որ կետում ենթարկվեն ջերմամիջուկային ռեակցիայի։

Տերմինաբանություն

Գազային հսկա տերմինը կիրառվել է գիտաֆանտաստիկ գրող Ջեյմս Բլիշի կողմից 1952 թվականին և ի սկզբանե օգտագործվել է բոլոր հսկա մոլորակների համար։ Կարելի է ասել, որ դա սխալ անվանում է, քանի որ այս մոլորակների ծավալի հիմնական մասում ճնշումը այնքան բարձր է, որ նյութը գազային վիճակում չէ^[3]։ Բացի մթնոլորտի վերին շերտերից^[4], ամբողջ նյութը, հավանաբար, գտնվում է կրիտիկական կետից այն կողմ, որտեղ հեղուկների և գազերի միջև չկա ոչ մի տարբերություն։ Հեղուկ մոլորակը ավելի համապատասխան տերմին կլիներ։ Իր կենտրոնական հատվածում Յուպիտերը նաև ունի մետաղական ջրածին, բայց իր ծավալի հիմնական մասը կազմում են ջրածինը, հելիումը և այլ գազերի խառնուրդները՝ իրենց կրիտիկական կետերից բարձր։ Այս բոլոր մոլորակների տեսանելի մթնոլորտները (ավելի քիչ, քան չափման միավորի օպտիկական խորությունն է), իրենց շառավիղների համեմատ բավականին բարակ են, բայց կարող են ընդարձակվել միայն կենտրոն տանող ճանապարհի 1 տոկոսը։ Այսպիսով, տեսանելի հատվածները գազային են (բացի Մարսից և Երկիր մոլորակից, որոնք ունեն գազային շերտեր, որի միջոցով էլ կեղևը կարող է երևալ)։

Այս անհասկանալի տերմինը տարածվել է, քանի որ մոլորակագետները սովորաբար օգտագործում են քար, գազ և սառույց տերմինները, որպես տարրերի և միացությունների դասակարգման սղագրություն, որոնք սովորաբար հանդիսանում են մոլորակի բաղադրիչները՝ անկախ նյութի վիճակից։ Արտաքին Արեգակնային համակարգում ջրածինն ու հելիումը կոչվում են գազեր, ջուրը, մեթանը և ամոնիակը՝ սառույցներ, իսկ սիլիկատներն ու մետաղները՝ քարեր։ Երբ հաշվի ենք առնում մոլորակների խորը կառուցվածքը, հնարավոր է նաև ասել, որ սառույց ասելով աստղագետները նկատի ունեն թթվածինն ու ածխածինը, քար ասելով՝ սիլիցիումը, իսկ գազ ասելով՝ ջրածինը և հելիումը։ Այն բազմաթիվ տարբերակները, որոնց միջոցով Ուրանը և Նեպտունը տարբերվում են Յուպիտերից և Սատուրնից, ստիպել են որոշներին տերմինը օգտագործել միայն այն մոլորակների համար, որոնք նման են վերջին երկու մոլորակներին։ Հաշվի առնելով այս տերմինաբանությունը, որոշ աստղագետներ սկսել են Ուրանը և Նեպտունը դասել սառցե հսկաների շարքին՝ ցույց տալով սառույցների գերակշռումը (հեղուկի տեսքով) դրանց ներքին կառուցվածքի մեջ^[5]։

Յովյան մոլորակ այլընտրանքային տերմինը կապում են հռոմեական աստված Յուպիտերի հետ, որի սեռական հոլովը Յովիսն է, հետևաբար Յովիան․ սա նախատեսված էր ցույց տալու, որ այս բոլոր մոլորակները նման են Յուպիտերին։

Այն օբյեկտները, որոնք բավականին մեծ են դեյտերիումի ռեակցիա սկսելու համար (արեգակնային կազմության համար 13 անգամ Յուպիտերի զանգվածից ծանր) կոչվում են շագանակագույն թզուկներ և զբաղեցնում են մեծ հսկա մոլորակների և ամենացածր զանգված ունեցող աստղերի զանգվածային միջակայքը։ 13 Յուպիտերի զանգվածի (M_J) անջատումը ավելի շուտ գործնական կանոն է, քան ճշգրիտ ֆիզիկական նշանակություն ունեցող ինչ-որ բան։ Ավելի մեծ օբյեկտները այրում են իրենց դեյտերիումի մեծ մասը, իսկ ավելի փոքրերը՝ մի փոքր հատվածը, իսկ 13M_J նշանակություն ունեցող օբյեկտները՝ նրանց միջինը^[6]։ Այրված դեյտերիումի քանակը կախված է ոչ միայն զանգվածից, այլ նաև մոլորակի կազմությունից, հատկապես առկա հելիումի և դեյտերիումի քանակից^[7]։ Արտաարեգակնային մոլորակների հանրագիտարանը ներառում է մինչև 60 Յուպիտերի զանգված ունեցող օբյեկտներ^[8], իսկ էկզոմոլորակների տվյալների շտեմարանը՝ մինչև 24 Յուպիտերի զանգված^[9]։

Նկարագրություն

Այս կտրված հատվածները պատկերում են հսկա մոլորակների ներքին մոդելները: Յուպիտերը ներկայացված է քարային միջուկով, որը ծածկված է մետաղական ջրածնի խորը շերտով:

Հսկա մոլորակը զանգվածային մոլորակ է և ունի ջրածնի և հելիումի խիտ մթնոլորտ։ Դրանք կարող են ունենալ քարային տարրերի խիտ հալված միջուկ, կամ միջուկը կարող է ամբողջությամբ լուծարվել ու տարածվել ամբողջ մոլորակով մեկ, եթե մոլորակը բավականաչափ տաքացած լինի^[10]։ «Ավանդական» հսկա մոլորակներում, ինչպիսիք են Յուպիտերն ու Սատուրնը (գազային հսկաները), ջրածինն ու հելիումը կազմում են մոլորակի զանգվածի մեծ մասը, մինչդեռ դրանք ընդամենը կազմում են Ուրանի և Նեպտունի արտաքին կեղևները, որոնք փոխարենը հիմնականում բաղկացած են ջրից, ամոնիակից և մեթանից, այդ իսկ պատճառով դրանք հիմնականում կոչվում են «սառցե հսկաներ»։

Արտաարեգակնային հսկա մոլորակները, որոնք շատ մոտ են պտտվում աստղերի շուրջը, այն էկզոմոլորակներն են, որոնց շատ հեշտ է հայտնաբերել։ Այս մոլորակները կոչվում են տաք Յուպիտերներ և տաք Նեպտուններ, քանի որ ունեն շատ բարձր մակերևութային ջերմաստիճաններ։ Մինչև տիեզերական աստղադիտակների հայտնվելը տաք Յուպիտերները համարվում էին հայտնի էկզոմոլորակների ամենատարածված տեսակները, քանի որ դրանք համեմատաբար ավելի հեշտությամբ էին հայտնաբերվում ցամաքային գործիքներով։

Սովորաբար ասում են, որ հսկա մոլորակները պինդ մակերևույթներ չունեն, բայց ավելի ճիշտ կլինի ասել, որ դրանք չունեն ընդհանուր մակերևույթներ, քանի որ դրանք կազմող գազերը, մոլորակների կենտրոններից հեռավորության վրա գտնվելով, գնալով դառնում են ավելի ու ավելի բարակ, որոնք ակնհայտորեն չեն տարբերվում միջմոլորակային միջավայրից։ Հետևաբար, հսկա մոլորակի վրա վայրեջք կատարելը կամ հնարավոր է, կամ հնարավոր չէ՝ կախված նրա միջուկի չափից և կառուցվածքից։

Ենթատեսակներ

Գազային հսկաներ

Սատուրնի հյուսիսային բևեռի պտույտը

Գազային հսկաները հիմնականում կազմված են ջրածնից և հելիումից։ Արեգակնային համակարգի գազային հսկաները՝ Յուպիտերն ու Սատուրնը, ավելի ծանր տարրեր ունեն, որոնք կազմում են իրենց ծավալի 3-13 տոկոսը^[11]։ Ենթադրվում է, որ գազային հսկաները բաղկացած են մոլեկուլային ջրածնի արտաքին շերտից՝ շրջապատելով մետաղական ջրածնի հեղուկ շերտը հնարավոր հալած միջուկի քարային միացությունով։

Յուպիտերի և Սատուրնի ջրածնի ամենահեռավոր հատվածը ունի բազմաթիվ տեսանելի ամպերի շերտեր, որոնք հիմնականում կազմված են ջրից և ամոնիակից։ Մետաղական ջրածնի շերտը կազմում է յուրաքանչյուր մոլորակի զանգվածը և կոչվում է «մետաղ», քանի որ չափազանց բարձր ճնշման պատճառով ջրածինը վերածվում է էլեկտրական հաղորդիչի։ Ենթադրվում է, որ այսպիսի բարձր ջերմաստիճանների (20000Կ) և ճնշման դեպքում միջուկը կազմված է լինում ավելի ծանր տարրերից, այդ պատճառով էլ դրանց հատկությունները դառնում են անհասկանալի^[11]։

Սառցե հսկաներ

Սառցե հսկաները իրենց կառուցվածքի կազմությամբ հստակ տարբերվում են գազային հսկաներից։ Արեգակնային համակարգի սառցե հսկաները՝ Ուրանը և Նեպտունը, ունեն ջրածնով հարուստ մթնոլորտ, որը տարածվում է ամպերի գագաթներից մինչև իրենց շառավիղ՝ Ուրանի դեպքում 80 տոկոսը, իսկ Նեպտունի՝ 85 տոկոսը։ Սրանցից ցածր տոկոսայնություն ունեցողները հիմնականում «սառցե» են անվանվում, այսինքն հիմնականում կազմված են ջրից, մեթանից և ամոնիակից։ Կան նաև որոշ քարեր և գազեր, բայց տարբեր սառույց-քար-գազ համամասնությունները երբեմն կարող են այնպես նմանվել մաքուր սառույցին, որ ճշգրիտ համամասնությունները մնան անհայտ^[12]։

Ուրանը և Նեպտունը ունեն շատ աղոտ մթնոլորտային շերտեր՝ մեթանի քիչ քանակությամբ,որնց շնորհիվ ստանում են ծովակնագույն գուներ, օրինակ բաց կապույտ կամ ուլտրամարին։ Երկու մոլորակներն էլ ունեն մագնիսական դաշտեր, որոնք կտրուկ տեքված են դեպի իրենց պտտման առանցքները։

Ի տարբերություն մյուս հսկա մոլորակների, Ուրանը ունի անսովոր թեքություն, որի պատճառով էլ իր փուլերը խիստ արտահայտված են։ Երկու մոլորակները նաև ունեն շատ աննկատ, բայց կարևոր տարբերություններ։ Ուրանը ավելի շատ է պարունակում ջրածին և հելիում, քան Նեպտունը, թեպետ, ընդհանուր առմամբ, զանգվածով ավելի քիչ է։ Հետևաբար, Նեպտունը ավելի խիտ է, ունի ավելի շատ ներքին ջերմություն ու ավելի ակտիվ մթնոլորտ։ Իրականում, ըստ Նիցցայի մոդելի, Նեպտունը Արեգակին ավելի մոտ է գտնվում, քան Ուրանը, հետևաբար պետք է ավելի ծանր տարրեր պարունակի։

Զանգվածային պինդ մոլորակներ

Պինդ մոլորակները, մինչև Երկիր մոլորակի զանգվածի հազարավոր մոլորակները, կարող են ձևավորվել զանգվածային աստղերի շուրջ (B դասի և O դասի աստղեր՝ 5-20 արեգակնային զանգվածով), որտեղ նախամոլորակային սկավառակը պետք է բավականին ծանր տարրեր պարունակի։ Բացի այդ, այս աստղերն ունեն բարձր ուլտրամանուշակագույն ճառագայթում և քամիներ, որոնք կարող են ֆոտոգոլորշիացնել գազը սկավառակներում՝ թողնելով ընդամենը ծանր տարրերը^[13]։ Համեմատություն կատարելու համար նշենք, որ Նեպտունի զանգվածը հավասար է 17 Երկիր մոլորակի զանգվածին, Յուպիտերի զանգվածը՝ 318 Երկիր մոլորակի զանգվածի, իսկ 13 Յուպիտերի զանգվածային սահմանը օգտագործվում էր էկզոմոլորակի վերաբերյալ Միջազգային աստղագիտական միության աշխատանքային սահմանման մեջ, որը հավասար է 4000 Երկիր մոլորակի զանգվածի^[13]։

Գերծանր մոլորակներ

Գերծանր մոլորակը (անգլ.՝ super-puff) էկզոմոլորակների տեսակ է, որի զանգվածը մի քանի անգամ մեծ է Երկրի զանգվածից, իսկ շառավիղը ավելի մեծ է, քան Նեպտունինը, որի պատճառով ունի շատ ցածր միջին խտություն^[14]։ Այս մոլորակները ավելի սառն են և ունեն ավելի քիչ զանգված, քան ընդարձակված ցածր խտություն ունեցող տաք Յուպիտերները^[14]։

Ամենահայտնի օրինակներն են Կեպլեր 51-ի շուրջ գտնվող երեք մոլորակները, որոնք բոլորն էլ Յուպիտերի չափսերն ունեն, բայց 0,1գ/սմ3-ից ցածր խտությամբ^[14]։

Արտաարեգակնային հսկա մոլորակներ

Նկարչի տեսակետը 79 Ceti b-ի՝ առաջին արտաարեգակնային հսկա մոլորակի մասին, որը ունի նվազագույն զանգված, ավելի քիչ քան Սատուրնը

Տվյալ զանգվածի տարբեր կառուցվածքով մոլորակների չափերի համեմատությունը

Էկզոմոլորակները հայտնաբերելու համար ներկայումս հասանելի սահմանափակ տեխնիկայի պատճառով, մինչ օրս հայտնաբերվածներից շատերը Արեգակնային համակարգում ասոցացվում են հսկա մոլորակների չափսերի հետ։ Քանի որ ենթադրվում է, որ այս մեծ մոլորակները ավելի շատ ընդհանուր նմանություններ ունեն Յուպիտերի հետ, քան մյուս հսկա մոլորակների, շատերը պնդում են որ «Յովիան մոլորակ»-ը ավելի ճշգրիտ տերմին է այս մոլորակների համար։ Էկզոմոլորակներից շատերը շատ ավելի մոտ են գտնվում իրենց մայր աստղերին, հետևաբար ավելի տաք են, քան Արեգակնային համակարգի հսկա մոլորակները՝ հնարավոր դարձնելով այն, որ այս մոլորակներից մի քանիսը այնպիսի տեսակներ են, որոնք Արեգակնային համակարգում չեն երևում։ Հաշվի առնելով տիեզերքում տարրերի հարաբերական բազմազանությունը (մոտավորապես 98 տոկոս ջրածին և հելիում), զարմանալի կլինի գտնել քարե մոլորակ, որի զանգվածը ավելի մեծ կլինի, քան Յուպիտերինը։ Մյուս կողմից, մոլորակային համակարգի ձևավորման մոդելները ենթադրում են, որ հսկա մոլորակները չեն կարող մոտ գտնվել իրենց աստղերին, քանի որ արտաարեգակնային հսկա մոլորակներից շատերը պտտվում են ուղեծիրում։

Մթնոլորտներ

Այն շերտերը, որոնք երևում են Յուպիտերի մթնոլորտում, պայմանավորված են նյութի հակառակ շրջանառվող հոսքերով, որոնք կոչվում են գոտիներ կամ զոնաներ և շրջապատում են մոլորակը իր հասարակածին զուգահեռ։ Գոտիները ավելի թեթև շերտեր են, որոնք գտնվում են մթնոլորտի ավելի մեծ բարձրությունների վրա։ Նրանք ներքին վերելք են ապրում և բարձր ճնշման շրջաններ են։ Զոնաները ավելի մութ շերտերն են և մթնոլորտում ավելի ցածր հատվածներում են գտնվում, ունեն ներքին ներքև հոսացող հոսք։ Նրանք ցածր ճնշման շրջաններ են։ Այս կառույցները ինչ-որ չափով նման են Երկրի մթնոլորտի բարձր և ցածր ճնշման բջիջներին, բայց ունեն շատ տարբեր կառույցներ՝ լայնական շերտեր, որոնք պտտվում են ամբողջ մոլորակի երկայնքով՝ ի տարբերություն ճնշման փոքր սահմանափակ բջիջների։ Թվում է, թե սա մոլորակի արագ պտույտի հիմքում ընկած համաչափության արդյունք է։ Չկան օվկիանոսներ կամ ցամաքային զանգվածներ, որոնք տեղական տաքացման պատճառ են դառնում, իսկ այդ պտույտի արագությունը շատ ավելի բարձր է քան Երկիր մոլորակինը։

Նաև կան ավելի փոքր կառույցներ՝ տարբեր գույների և չափսերի բծերով։ Յուպիտերի վրա այս կառույցներից ամենաուշագրավը մեծ կարմիր բիծն է, որը գոյություն ունի առնվազն 300 տարի։ Այս կառույցները հսկայական փոթորիկներ են։ Ամպրոպները նույնպես ունեն մի քանի նման բծեր։

Տես նաև

Ծանոթագրություններ

↑ Lunine, Jonathan I. (September 1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
↑ ^2,0 ^2,1 Burgasser, Adam J. (June 2008). «Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters» (PDF). Physics Today. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2013 թ․ մայիսի 8-ին. Վերցված է 2016 թ․ հունվարի 11-ին.
↑ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). «Giant Planet Formation». In S. Seager. (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. էջեր 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
↑ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). «Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch». Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID 221654962.
↑ Jack J. Lissauer; David J. Stevenson (2006). «Formation of Giant Planets» (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2009 թ․ փետրվարի 26-ին. Վերցված է 2006 թ․ հունվարի 16-ին.
↑ Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. (2013). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion». The Astrophysical Journal. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID 118553341.
↑ The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
↑ Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future, Jean Schneider, 4 Apr 2016
↑ Wright, J. T.; Fakhouri, O.; Marcy, G. W.; Han, E.; Feng, Y.; Johnson, John Asher; Howard, A. W.; Fischer, D. A.; Valenti, J. A.; Anderson, J.; Piskunov, N. (2010). «The Exoplanet Orbit Database». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 123 (902): 412–422. arXiv:1012.5676. Bibcode:2011PASP..123..412W. doi:10.1086/659427. S2CID 51769219.
↑ Rocky core solubility in Jupiter and giant exoplanets, Hugh F. Wilson, Burkhard Militzer, 2011
↑ ^11,0 ^11,1 The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
↑ L. McFadden; P. Weissman; T. Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. ISBN 978-0-12-088589-3.
↑ ^13,0 ^13,1 Seager, S.; Kuchner, M.; Hier‐Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Mass‐Radius Relationships for Solid Exoplanets». The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346. S2CID 8369390.
↑ ^14,0 ^14,1 ^14,2 The Featureless Transmission Spectra of Two Super-Puff Planets, Jessica E. Libby-Roberts, Zachory K. Berta-Thompson, Jean-Michel Desert, Kento Masuda, Caroline V. Morley, Eric D. Lopez, Katherine M. Deck, Daniel Fabrycky, Jonathan J. Fortney, Michael R. Line, Roberto Sanchis-Ojeda, Joshua N. Winn, 28 Oct 2019

Գրականություն

SPACE.com: Q&A: Միջազգային աստղագիտական միության առաջարկած մոլորակի սահմանումը 16․08․2006, 2:00
BBC News: Q&A Նոր մոլորակների առաջարկ չորեքշաբթի, 16․08․2006, 13:36, 14:36

Արտաքին հղումներ

SPACE.com: Q&A: Միջազգային աստղագիտական միության առաջարկած մոլորակի սահմանումը 16․08․2006, 2:00
BBC News: Q&A Նոր մոլորակների առաջարկ չորեքշաբթի, 16․08․2006, 13:36, 14:36
Գազային հսկաները գիտական ֆանտաստիկայում
«Հսկաներ»-ը The Science Channel «Մոլորակներ» հեռուստաշոուում

[Lunine_1993-1] Lunine, Jonathan I. (September 1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.

[PT-June2008-2] 2,0 ^2,1 Burgasser, Adam J. (June 2008). «Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters» (PDF). Physics Today. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2013 թ․ մայիսի 8-ին. Վերցված է 2016 թ․ հունվարի 11-ին.

[ddl2011-3] D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). «Giant Planet Formation». In S. Seager. (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. էջեր 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.

[dangelo2021-4] D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). «Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch». Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID 221654962.

[5] Jack J. Lissauer; David J. Stevenson (2006). «Formation of Giant Planets» (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2009 թ․ փետրվարի 26-ին. Վերցված է 2006 թ․ հունվարի 16-ին.

[bodenheimer2013-6] Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. (2013). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion». The Astrophysical Journal. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID 118553341.

[7] The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom

[8] Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future, Jean Schneider, 4 Apr 2016

[eod-9] Wright, J. T.; Fakhouri, O.; Marcy, G. W.; Han, E.; Feng, Y.; Johnson, John Asher; Howard, A. W.; Fischer, D. A.; Valenti, J. A.; Anderson, J.; Piskunov, N. (2010). «The Exoplanet Orbit Database». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 123 (902): 412–422. arXiv:1012.5676. Bibcode:2011PASP..123..412W. doi:10.1086/659427. S2CID 51769219.

[10] Rocky core solubility in Jupiter and giant exoplanets, Hugh F. Wilson, Burkhard Militzer, 2011

[Guillot-11] 11,0 ^11,1 The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004

[12] L. McFadden; P. Weissman; T. Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. ISBN 978-0-12-088589-3.

[mass/radius_sold-13] 13,0 ^13,1 Seager, S.; Kuchner, M.; Hier‐Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Mass‐Radius Relationships for Solid Exoplanets». The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346. S2CID 8369390.

[two-14] 14,0 ^14,1 ^14,2 The Featureless Transmission Spectra of Two Super-Puff Planets, Jessica E. Libby-Roberts, Zachory K. Berta-Thompson, Jean-Michel Desert, Kento Masuda, Caroline V. Morley, Eric D. Lopez, Katherine M. Deck, Daniel Fabrycky, Jonathan J. Fortney, Michael R. Line, Roberto Sanchis-Ojeda, Joshua N. Winn, 28 Oct 2019

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]