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超级适居行星

超级适居行星（Superhabitable planet）是指比地球更适合生命起源与演化的一类假设存在的太阳系外行星或系外卫星。这项概念是在2014年由天文学家雷内·海勒（René Heller）与约翰·阿姆斯壮（John Armstrong）提出[2]，并用以批评搜寻适居行星的现有模式；他们并提出澄清以表示适居带的概念并不足以定义行星的适居性[3]。海勒和阿姆斯壮表示目前仍不清楚地球应该为生命体提供的最合适物理化学的参数，因为有的行星“可能与地球并不相像，但提供比地球更适宜生命起源与演化的条件”。虽然他们仍然认定生命需要水，但假设地球并不能做为提供最佳生物多样性的最佳行星适居性的代表。换句话说，他们假设一个超级适居天体是一个能维持比地球更多样性植物相和动物相的类地行星或卫星，并根据经验显示这类天体的生态环境比地球更适合生命起源与演化。

一颗可能的超级适居行星想像图。红色色调代表该行星植被[1]。

海勒和阿姆斯壮还指出，并不是所有位于适居带的类地行星都适合生命存在，而且潮汐加热可使位于适居带以外的类地行星或冰行星（类似表面被冰封的木卫二内部海洋）也适合生命存在[4][n. 1]。海勒和阿姆斯壮表示，为了确认行星的适居甚至超级适居性，必须建立以生物为中心，而非地球或人类中心的表征概念[2]。两人建议根据行星系统中恒星的类型、质量和位置等特征建立特定系外行星的状态。根据两人的研究，超级适居行星可能比地球更大、表面比地球更温暖、比地球更古老，并且母恒星为橙矮星（即K型主序星）。

一般特征

海勒和阿姆斯壮指出，将系外行星或系外卫星分类为超级适居天体需要以下一系列特征[7][2][8][9][10]：质量与体积部分需要至少2倍地球质量、而1.3倍地球半径天体的体积为板块构造的最佳条件[11]。另外，这样的天体将拥有更大的重力吸引力，让行星在形成期间能保留更多气体[10]。因此，这类天体将拥有比地球更浓密的大气层，可聚集更多氧和温室气体，从而使行星表面温度提升到植物生长的最佳水准，大约298 K（25 °C）[12][13]。更浓密的大气层也可能影响行星表面地形，使其更加接近一致，并且海盆的范围也将缩小，使浅海区海洋生物的多样性更佳[14]。

其他要考虑的因子包含了行星系统中母恒星的光谱类型。K型恒星的质量低于太阳，并且可在主序星阶段停留极长时间（150至300亿年；相较之下，属于G型恒星的太阳在主序带约100亿年）[15][16]，这让邻近行星上有更多时间可以让生命诞生与演化。一颗超级适居天体也需要长时间位于母恒星适居带接近中央位置[17][18]。

行星表面、体积与组成成分

 
左起第二颗行星为半径为1.6 R⊕的潜在适居行星开普勒62e，地球位于最右侧。本图天体半径依照比例绘制。

一颗体积大于地球，或地势比地球更复杂、表面比地球更大比例被液态水覆盖的系外行星可能比地球更适合生命存在[19]。由于行星的体积往往与其质量直接相关，质量越大，天体的重力也越强，通常可产生比地球更浓密的大气层[20]。

部分研究指出，在1.6 R⊕这个天然上限以下的行星几乎都是主要由铁、岩石、水组成的类地行星 [21]。一般来说，质量小于6 M⊕的天体其组成成分很可能与地球相近[22]。超过6倍地球质量的行星，其密度会随着体积增加而下降，形成的行星将是“水世界”、甚至是气态巨行星[23][24]。此外，大多数超级地球的高质量可能造成其表面缺乏板块构造[11]。 因此，天文学家认为密度接近地球，并且半径小于1.6 R⊕的系外行星可能适合生命生存[13]。然而，其他研究认为海洋行星对应传统行星分类的迷你海王星和类地行星的过渡阶段，特别是它们的母恒星如果是红矮星或橙矮星[25][26]。虽然海洋行星可能适合生命生存，其表面海洋的平均深度与缺乏陆地的状态可能不符合海勒和阿姆斯壮定义的超级适居天体[27]。从地质学角度来看，一颗行星最适合生命存在的质量为2 M⊕，因此在密度与地球接近相等的条件下，其半径大约为1.2至1.3 R⊕[28]。

海洋的平均深度也会影响行星的适居性。考虑到吸收的光与热能，浅海区域通常更加适合水生生物生存，因此海洋平均深度较浅的系外行星较适合生命存在[27][29]。较巨大的系外行星通常倾向拥有较规则强度分布的表面重力，这可能意味着深度更浅、更适合生命生存的海盆[30]。

地质

板块构造结合行星上大量的水体可以使大气层保持大量的二氧化碳（CO2）[31][32]，这个过程似乎在拥有活跃地质活动且自转速度较快的类地行星很常见[33]。行星体的质量越大，行星内部的热能产生时间就越长，而这是板块构造的一个主要因素[11]。然而，因为地幔压力和黏度增加，过大的质量也会使板块构造的运动速度下降，使岩石圈的流动受到阻碍[11]。研究显示，行星体质量在1到5 M⊕之间时，板块运动会达到顶峰，而最佳质量大约2 M⊕[28]。

如果地质活动的强度不足，无法产生使行星表面温度上升到水的冰点以上的足够温室气体，那行星就可能会处于永久的大冰期，除非该过程被潮汐加热等强烈的行星内部热源或恒星照射抵消[34]。

磁层

行星另一个有利生命起源的特征是形成强度足以保护行星表面和大气层抵御宇宙线和恒星风的潜在天体，尤其是在红矮星周围的天体（英语：Habitability of red dwarf systems）[35]。质量较低和自转缓慢，甚至受到潮汐锁定的天体，其磁场强度较低甚至无全球性磁场。而这样的天体其大气层会随着时间借着流体动力散逸（英语：Hydrodynamic escape）而大部分流失，尤其是氢的明显损失[11]。

 
温暖和潮湿的类地系外行星表面气候可能类似地球热带地区。本图为位于柬埔寨的红树林。

温度与气候

尽管地球上的生物多样性在地球的温暖时期变得更明显，但是类地球生命体的最佳生存温度目前不明[36]。因此，表面平均温度稍高于地球的系外行星可能更适合生命存在[37]。位于适居带的系外行星如拥有大面积海洋，则海洋的温度调节作用可使表面温度维持在适中范围[38][37]。在这样情形下，沙漠的面积将更加受到限制，并将出现栖息地丰富的沿海环境[37]。

然而，研究显示地球已经位于接近太阳系适居带内部边缘的位置[39]，随着主序星光度随时间逐渐增加，该区域的长期适居性将被破坏，并且适居带将向外推移，更加远离母恒星[40][41]。因此，超级适居系外行星的表面温度比需比地球更温暖，但和母恒星的距离必须大于日地距离，并且更接近该系统的适居带中心位置[42][17]。这样的行星可产生比地球更浓密的大气层或浓度更高的温室气体[43][44]。

母恒星

 
地球和一些与地球最相似，以及平均温度与地球接近的行星在各自系统适居带的相对位置[45][n. 2]。

恒星的类型很大程度上决定了行星系统的适居条件[46][47]。质量最高的O、B与A型恒星寿命极短，将很快离开主序带[48][49]。此外，O和B型恒星的光致蒸发效应也让其周围难以吸积形成行星[50][51]。

另一方面，低质量的红矮星和橙矮星是至今宇宙中最常见且寿命最长的恒星，但这类恒星支持生命诞生与演化的潜力仍在研究中[46][51]。这类恒星因光度较低，其适居带区域也较小，并且经常暴露于紫外线辐射爆发中，尤其是在这些天体生命中的第一个十亿年内[15]。当一颗行星的轨道半径太短时，行星会被母恒星潮汐锁定，将永远以同一个半球面对母恒星，即“昼半球”[52][51]。即使生命可能在这样的系统中存在，任何红矮星周围的系外行星并不被认为是超级适居天体[46]。

忽略前述两类极端状态恒星，K型恒星为生命提供了最佳的适居区域[15][51]。K型恒星周围可以让行星形成，并且有很长预期寿命，以及不因过于靠近恒星而受到影响的稳定适居区域[51]。此外，K型恒星够高的辐射量可让复杂生命体在无需臭氧层的大气条件下生存[15][53][54]。K型恒星也是最稳定的一类恒星，并且周围适居带范围在这类恒星生命期间并不会有太大移动，所以在K型恒星附近的类地行星体在母恒星几乎整个主序星状态期间也许都是适合生命生存的[15]。

轨道运动与自转

 
罗斯128b的想像图，这颗行星可能的地球相似体（英语：Earth analog）之一。一些超级适居行星可能外观与其相似，并可能与地球没有重大差异。

相关领域专家至今尚未就适居系外型星的最佳自转速度达成共识，但它不可太快或太慢。如自转速度太慢可能会发生与天文学家在金星上观察到的问题：金星自转周期为243地球日，因此不能产生像地球一样的磁场[55][56]。

理想状态下，超级适居天体的轨道应该在所属行星系的适居带中心位置[57][43]。

大气层

现在没有可靠的论证来解释地球的大气层是否拥有维持生命的最佳组成[43]。在地球历史上，煤首次形成期间的地球大气层中氧气（O
2）含量高达35%，并与生物多样性最丰富的时期吻合[58]。所以，假设大气层中大量的氧气对于系外行星上复杂生命体的形成至关重要[59][43]，相对于大气层整体的氧气百分比似乎限制了行星实现最佳的适居性和充足的生物多样性的上限体积[需要解释]。

此外，大气层密度在质量较地球高的行星上也要更高，这加强了超级地球可以提供超级适居条件的假设[43]。

年龄

 
宇宙中第一批形成的恒星是无金属的恒星，可能让行星在当时无法形成。

在生物学背景下，较地球古老的行星可能有更多的生物多样性，这是因为行星上的物种有更多的时间演化、适应与稳定环境条件以维持适合该星球上生命体后代的生活环境[16]。

然而，天文学家在之前多年来一般认为，较年老恒星系统因为低金属量，应该显现较少的行星形成，因此这样的古老行星在较早期宇宙中较少[60]。但宇宙中的金属量在宇宙形成之后一直逐渐上升[61]。第一批被发现的系外行星大多数是与母恒星极为接近的气态巨行星，即“热木星”，这显示行星在低金属量的恒星系统中是少见的，这使第一批类地行星出现的时间限制受到怀疑[62]。稍后，在2012年时，开普勒太空望远镜的观测资料让专家发现，热木星的形成比先前预期更多地受到恒星系统金属量的限制，并且类地行星在某种程度上会在比太阳金属量低得多的恒星周围形成[61]。现在一般认为第一批地球质量天体在70至120亿年前形成[61]。鉴于橙矮星（K型光谱）与太阳（G型光谱）相比之下稳定性更高，预期寿命更长。超级适居行星因此可能在K型恒星周围出现，这样的行星其轨道位于母恒星适居带内，并可能提供比地球更长时间、更稳定和更适合生命的环境[15]。

总结

 
开普勒442b（左，1.34 R⊕）的想像图，以及和地球（右）的体积比较。

尽管缺乏可用资讯，以上所述超级适居行星的假设可以总结为以下初步状况，尽管目前没有科学共识[10]：

  • 质量：大约2 M⊕。
  • 半径：为了维持与地球相近的密度，半径应该要在1.2到1.3 R⊕。
  • 海洋：海洋覆盖于行星表面百分比必须要与地球相近，但必须比地球更加分散于表面各处，并且没有大面积大陆陆块。海洋深度必须要浅，使光线在海洋中穿透时更容易使海中动物群和植物群吸收，刺激海洋中的生物群使演化更丰富。
  • 距离：要比地球更接近适居带中心。
  • 温度：表面平均温度大约298 K（25 °C）[12]。
  • 恒星与其年龄：比太阳年龄（45亿年）更老，但低于70亿年的中等K型恒星。
  • 大气层：密度比地球大气层更高，且氧气含量要高于地球。可使生命体体积更大、种类更丰富。

目前没有证据显示发现了符合以上所有要求的系外行星。在2015年7月23日系外行星数据库更新后，最接近以上要求的天体是开普勒442b。它的母恒星为橙矮星、半径1.34 R⊕、质量2.34 M⊕，但表面温度估计值为270.35 K（−2.80 °C）[63][64]。

外观

一般来说，超级适居行星的外观应该与地球非常相似[18]。从前述列出条件显示这类行星与地球最主要的差别在于质量。因为超级适居行星表面不同区域之间的热量差异极小，其密度比地球更高的大气层可能会让冰层无法形成[43]。而且这类行星的云量较高，雨量充沛。

由于空气密度、降水量、表面温度和恒星辐射通量都较地球高，超级适居行星的植被可能与地球极为不同。因为光源来自K型恒星，植被的颜色可能不会是绿色[1][65]。而在太空中可见到超级适居行星的植被覆盖区域超过地球 [18]。

一般来说，超级适居行星的气候将是温暖、潮湿与均衡的，并且拥有气候稳定的陆地区域使生命能在整个行星表面扩张，而不会出现明显的数量分布差异。这与地球表面的冰川、沙漠等荒凉区域呈明显对比[37]。如果行星大气层中有足够的氧分子，即使没有太空装的保护，只要大气层中没有过量有毒气体，人类在这类行星上也可以存活。不过人类在这样的行星上需要适应比地球更高的重力，例如要增加肌肉和骨质密度等等[18][26][66]。

数量

海勒和阿姆斯壮推测超级适居行星数量可能远超过地球相似体（英语：Earth analog）[67]：主序带上低质量恒星的数量远多于大质量明亮恒星，所以橙矮星的数量多于类太阳恒星 [68]。天文学家估计银河系中9%的恒星为K型恒星[69]。

另一个超级适居行星比地球相似体更占优势的地方在于，和后者不同的是，超级适居行星大多数必要条件是可以自发性地形成并拥有比地球更高的质量的共同条件达成[70]。这类质量接近2或3 M⊕的行星体应该会拥有持续运动时间更久的板块构造，并且表面积大于地球[10]。同样，由于重力在行星地壳的作用，这类行星的海洋可能更浅，重力场可能更强，大气层密度更高[12]。

相较之下，地球质量的行星体在这方面可能拥有更宽松的条件。例如这类行星可能在短时间内存在活动中的板块构造，因此最终的大气层密度可能低于地球，增加冰层发展至覆盖整个行星表面的可能性，甚至永久性的雪球地球情景[43]。大气层密度下降的另一个负面影响可经由热震荡呈现，这可能导致全球气候大幅变化，并增加灾难性事件发生的机会。此外，拥有较弱磁层的行星可能更容易经由流体动力散逸（英语：Hydrodynamic escape）失去大气层中的氢，最终变成沙漠行星 [43]。任何前述例子都可能让行星表面无法诞生生命[71]。无论如何，将位于类太阳恒星适居带区域内的地球质量天体转变成不适合生命起源与演化行星的众多事件较不太可能发生于满足超级适居天体基本条件的行星上，因此超级适居行星可能较适合生命的地球相似体常见[67]。

参见

注释

  1. ^ 适居带是每个恒星周围都会存在的一个区域，该区域内的类地行星或卫星如果拥有足够的大气压力和适当的大气层组成，液态水即可在此类天体表面存在[5][6]。然而，适居带内的行星也可能不适合生命存在，因为行星公转时的潮汐加热可能是导致行星发生失控温室效应的额外热源。
  2. ^ 缩写“HZD”，即“Habitable Zone Distance”（适居带距离），标记图中行星在各自行星系统中距离适居带中心位置（以0表示）的距离。HZD为负值代表该行星的轨道范围小于适居带中心，而正值则为轨道半径大于适居带中心半径。值为1和-1则是适居带的边界[42]。一颗超级适居行星的HZD值应该为0（适居带内的最佳位置）[17]

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 Nancy Y. Kiang. The color of plants on other worlds. Scientific American. April 2008, 298: 48–55 [2 March 2015]. Bibcode:2008SciAm.298d..48K. doi:10.1038/scientificamerican0408-48. （原始内容存档于2008-11-21）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 Heller & Armstrong 2014，第50页
  3. ^ Heller & Armstrong 2014，第51页
  4. ^ Reynolds, R.T.; McKay, C.P.; Kasting, J.F. Europa, tidally heated oceans, and habitable zones around giant planets. Advances in Space Research. 1987, (7): 125–132 [2018-06-08]. Bibcode:1987AdSpR...7..125R. doi:10.1016/0273-1177(87)90364-4. （原始内容存档于2019-10-24）. 
  5. ^ Mendez, Abel. Habitable Zone Distance (HZD): A habitability metric for exoplanets. PHL. 10 August 2011 [22 July 2015]. （原始内容存档于2019-05-11）. 
  6. ^ Planetary Habitability Laboratory. PHL de la UPRA. 2 April 2015 [17 July 2015]. （原始内容存档于2012-06-01）. 
  7. ^ Choi, Charles Q. Super-Habitable World May Exist Near Earth. Astrobiology Magazine. March 14, 2014 [2016-04-01]. （原始内容存档于2016-08-20）. 
  8. ^ Williams, D.M.; Kasting, J.F. Habitable Planets with High Obliquities. Icarus. September 1997, (1): 254–267 [2018-06-08]. Bibcode:1997Icar..129..254W. doi:10.1006/icar.1997.5759. （原始内容存档于2015-09-24）. 
  9. ^ Rushby, A.J.; Claire, M.W.; Osborn, H.; Watson, A.J. Habitable Zone Lifetimes of Exoplanets around Main Sequence (13). 18 September 2013: 833–849 [2018-06-08]. （原始内容存档于2015-07-02）.  |journal=被忽略 (帮助)
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 10.3 Heller & Armstrong 2014，第59页
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 Heller & Armstrong 2014，第55页
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Heller & Armstrong 2014，第55-58页
  13. ^ 13.0 13.1 Moyer, Michael. Faraway Planets May Be Far Better for Life. Scientific American. 31 January 2014 [20 April 2015]. （原始内容存档于2021-02-28）.  参数|journal=与模板{{cite web}}不匹配（建议改用{{cite journal}}或|website=） (帮助)
  14. ^ Heller & Armstrong 2014，第54-56页
  15. ^ 15.0 15.1 15.2 15.3 15.4 15.5 Heller & Armstrong 2014，第57页
  16. ^ 16.0 16.1 Heller & Armstrong 2014，第56-57页
  17. ^ 17.0 17.1 17.2 Heller & Armstrong 2014，第56页
  18. ^ 18.0 18.1 18.2 18.3 Heller & Armstrong 2014，第54-59页
  19. ^ Pierrehumbert, Raymond T. Principles of Planetary Climate. Cambridge University Press. [2018-06-08]. ISBN 9780521865562. （原始内容存档于2020-11-12）. 
  20. ^ Habitable Zone Atmosphere. PHL University of Puerto Rico at Arecibo. [16 July 2015]. （原始内容存档于2019-05-25）.  Authors list列表中的|first1=缺少|last1= (帮助)
  21. ^ Clery, Daniel. How to make a planet just like Earth. 5 January 2015 [16 April 2015]. （原始内容存档于2015-11-05）.  |journal=被忽略 (帮助)
  22. ^ New Instrument Reveals Recipe for Other Earths. 5 January 2015 [16 April 2015]. （原始内容存档于2015-07-31）.  |journal=被忽略 (帮助)
  23. ^ What Makes an Earth-Like Planet? Here's the Recipe. 21 January 2015 [2018-06-08]. （原始内容存档于2019-07-03）.  |journal=被忽略 (帮助)
  24. ^ Rogers, Leslie A. Most 1.6 Earth-radius Planets are Not Rocky. The Astrophysical Journal. 2015, 801 (1): 41 [5 August 2015]. Bibcode:2015ApJ...801...41R. arXiv:1407.4457  . doi:10.1088/0004-637X/801/1/41. 
  25. ^ Choi, Charles Q. Planets Orbiting Red Dwarfs May Stay Wet Enough for Life. Space.com. 17 February 2015 [23 April 2015]. （原始内容存档于2020-11-08）. 
  26. ^ 26.0 26.1 Howell, Elizabeth. Kepler-62f: A Possible Water World. 2 January 2014 [21 April 2015]. （原始内容存档于2018-06-13）.  |journal=被忽略 (帮助)
  27. ^ 27.0 27.1 Heller & Armstrong 2014，第54页
  28. ^ 28.0 28.1 Noack, L.; Breuer, D. Plate Tectonics on Earth-like Planets (6). 2011: 890–891. Bibcode:2011epsc.conf..890N.  |journal=被忽略 (帮助)
  29. ^ Gray, John S. Marine biodiversity: patterns, threats, and conservation needs (6). 1997: 153–175 [2018-06-08]. （原始内容存档于2018-12-05）.  |journal=被忽略 (帮助)
  30. ^ Lewis, Tanya. Super-Earth Planets May Have Watery Earthlike Climates. 9 January 2014 [16 April 2015]. （原始内容存档于2019-06-21）.  |journal=被忽略 (帮助)
  31. ^ Van Der Meer, Douwe G.; Zeebe, Richard E.; van Hinsbergen, Douwe J. J.; Sluijs, Appy; Spakman, Wim; Torsvik, Trond H. Plate tectonic controls on atmospheric CO2 levels since the Triassic. PNAS. 25 March 2014, 111 (12): 4380–4385. Bibcode:2014PNAS..111.4380V. PMC 3970481  . PMID 24616495. doi:10.1073/pnas.1315657111. 
  32. ^ NASA. Climate change: How do we know?. [19 April 2015]. （原始内容存档于2019-12-18）. 
  33. ^ Riguzzi, F.; Panza, G.; Varga, P.; Doglioni, C. Can Earth's rotation and tidal despinning drive plate tectonics?. Tectonophysics. 19 March 2010, 484 (1): 60–73 [2018-06-08]. Bibcode:2010Tectp.484...60R. doi:10.1016/j.tecto.2009.06.012. （原始内容存档于2019-06-29）. 
  34. ^ Walker, J.C.G.; Hays, P.B.; Kasting, J.F. A negative feedback mechanism for the long-term stabilization of the earth's surface temperature (86). 1981: 9776–9782 [2018-06-08]. （原始内容存档于2015-12-02）.  |journal=被忽略 (帮助)
  35. ^ Baumstark-Khan, C.; Facius, R. Life under conditions of ionizing radiation. 2002: 261–284 [2018-06-08]. （原始内容存档于2015-12-02）.  |journal=被忽略 (帮助)
  36. ^ Mayhew, P.J.; Bell, M.A.; Benton, T.G.; McGowan, A.J. Biodiversity tracks temperature over time 109 (38). 2012: 15141–15145 [2018-06-08]. Bibcode:2012PNAS..10915141M. doi:10.1073/pnas.1200844109. （原始内容存档于2018-12-05）.  |journal=被忽略 (帮助)
  37. ^ 37.0 37.1 37.2 37.3 Heller & Armstrong 2014，第55-56页
  38. ^ O'Neill, Ian. Oceans Make Exoplanets Stable for Alien Life. 21 July 2014 [21 April 2015]. （原始内容存档于2016-03-11）.  |journal=被忽略 (帮助)
  39. ^ Kopparapu, R.K.; Ramirez, R.; Kasting, J.; Eymet, V. Habitable Zones Around Main-Sequence Stars: New Estimates 765 (2). 2013: 131 [2018-06-08]. Bibcode:2013ApJ...765..131K. arXiv:1301.6674  . doi:10.1088/0004-637X/765/2/131. （原始内容存档于2015-07-13）.  |journal=被忽略 (帮助)
  40. ^ Perryman 2011，第283-284页
  41. ^ Cain, Fraser. How Long Will Life Survive on Earth?. 30 September 2013 [22 April 2015]. （原始内容存档于2021-02-27）.  |journal=被忽略 (帮助)
  42. ^ 42.0 42.1 Mendez, Abel. Habitable Zone Distance (HZD): A habitability metric for exoplanets. 30 July 2012 [22 April 2015]. （原始内容存档于2019-05-11）.  |journal=被忽略 (帮助)
  43. ^ 43.0 43.1 43.2 43.3 43.4 43.5 43.6 43.7 Heller & Armstrong 2014，第58页
  44. ^ Perryman 2011，第269页
  45. ^ PHL. HEC: Graphical Catalog Results. [24 April 2015]. （原始内容存档于2021-04-23）. 
  46. ^ 46.0 46.1 46.2 Schirber, Michael. Can Life Thrive Around a Red Dwarf Star?. Space.com. 9 April 2009 [17 April 2015]. （原始内容存档于2020-04-24）. 
  47. ^ Binary Star Systems: Classification and Evolution. Space.com. 23 August 2013 [17 April 2015]. （原始内容存档于2018-03-30）. 
  48. ^ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Scientific American. 13 July 2006 [11 May 2007]. （原始内容存档于2013-11-01）. 
  49. ^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. The End of the Main Sequence. The Astrophysical Journal. 1997, 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125. 
  50. ^ Dickinson, David. "Death Stars" Caught Blasting Proto-Planets. 13 March 2014 [21 April 2015]. （原始内容存档于2017-07-09）.  |journal=被忽略 (帮助)
  51. ^ 51.0 51.1 51.2 51.3 51.4 Perryman 2011，第285页
  52. ^ Redd, Nola T. Tidal Locking Could Render Habitable Planets Inhospitable. 8 December 2011 [21 April 2015]. （原始内容存档于2021-05-07）.  |journal=被忽略 (帮助)
  53. ^ Cockell, C.S. Carbon Biochemistry and the Ultraviolet Radiation Environments of F, G, and K Main Sequence Stars. Icarus. October 1999, 141 (2): 399–407 [2018-06-08]. Bibcode:1999Icar..141..399C. doi:10.1006/icar.1999.6167. （原始内容存档于2015-09-24）. 
  54. ^ Rushby, A.J.; Claire, M.W.; Osborn, H.; Watson, A.J. Habitable Zone Lifetimes of Exoplanets around Main Sequence 13 (9). 2013: 833–849 [2018-06-08]. Bibcode:2013AsBio..13..833R. doi:10.1089/ast.2012.0938. （原始内容存档于2015-07-13）.  |journal=被忽略 (帮助)
  55. ^ Choi, Charles Q. Planet Venus Facts: A Hot, Hellish & Volcanic Planet. 4 November 2014 [2 August 2015]. （原始内容存档于2014-04-16）.  |journal=被忽略 (帮助)
  56. ^ Heller & Armstrong 2014，第57-58页
  57. ^ Tate, Karl. How Habitable Zones for Alien Planets and Stars Work. 11 December 2013 [20 April 2015]. （原始内容存档于2021-04-22）. 
  58. ^ Falcon-Lang, H. J. 156. Fire ecology of a Late Carboniferous floodplain, Joggins, Nova Scotia. London: Journal of the Geological Society. 1999: 137–148. 
  59. ^ Harrison, J.F.; Kaiser, A.; VandenBrooks, J.M. Atmospheric oxygen level and the evolution of insect body size 277. 26 May 2010: 1937–1946 [2018-06-08]. （原始内容存档于2018-08-07）.  |journal=被忽略 (帮助)
  60. ^ Sanders, Ray. When Stellar Metallicity Sparks Planet Formation. 9 April 2012 [7 August 2015]. （原始内容存档于2016-08-14）.  |journal=被忽略 (帮助)
  61. ^ 61.0 61.1 61.2 Cooper, Keith. When Did the Universe Have the Right Stuff for Planets?. 4 September 2012 [24 April 2015]. （原始内容存档于2021-02-26）.  |journal=被忽略 (帮助)
  62. ^ Perryman 2011，第188-189页
  63. ^ NASA Exoplanet Archive. NASA Exoplanet Science Institute. [8 January 2015]. （原始内容存档于2018-12-11）.  Authors list列表中的|first1=缺少|last1= (帮助)
  64. ^ Planetary Habitability Laboratory. PHL University of Puerto Rico at Arecibo. [7 January 2015]. （原始内容存档于2012-06-01）.  Authors list列表中的|first1=缺少|last1= (帮助)
  65. ^ Than, Ker. Colorful Worlds: Plants on Other Planets Might Not Be Green. 11 April 2007 [2 March 2015]. （原始内容存档于2021-03-01）. 
  66. ^ Wall, Mike. What Might Alien Life Look Like on New 'Water World' Planets?. Space.com. 18 April 2013 [23 April 2015]. （原始内容存档于2021-04-28）. 
  67. ^ 67.0 67.1 Heller & Armstrong 2014，第61页
  68. ^ LeDrew, Glenn. The Real Starry Sky (PDF). Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 2001, 95 (686): 32–33 [16 July 2015]. Bibcode:2001JRASC..95...32L. ISSN 0035-872X. （原始内容 (PDF)存档于2022-05-23）. 
  69. ^ Croswell, Ken. Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems 1. Free Press. 1997: 84 [17 July 2015]. ISBN 0684832526. （原始内容存档于2016-07-18）. 
  70. ^ Heller & Armstrong 2014，第54-58页
  71. ^ Johnson, Michele; Harrington, J.D. NASA's Kepler Discovers First Earth-Size Planet In The 'Habitable Zone' of Another Star. NASA. 17 April 2014 [4 August 2015]. （原始内容存档于2014-04-17）. 

参考书目

外部链接

 
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