Exoplanetary System(외계 행성계)란 무엇입니까?
Exoplanetary System 외계 행성계 - This integrable problem is widely used in studying the orbital evolution of both artificial celestial bodies and astronomical objects of a great variety of classes: meteor streams, asteroids, planetary satellites, and exoplanetary systems. [1] Exoplanetary systems are seen outside the solar system which may be similar or may vary drastically with the solar system. [2] Such stars constitute excellent opportunities to address the question of the evolution of exoplanetary systems directly after the RGB phase of evolution. [3] It’s challenging enough to figure out what exoplanetary systems look like today. [4] Similar radio burst may also be observed from the exoplanetary systems. [5] We describe the data collection and analysis phases of this work and identify several stars with large infrared excess, although none that is also known to be the host of an exoplanetary system. [6] This distribution enhances habitability in our solar system and may be equally applicable to exoplanetary systems. [7] Star–planet interaction can be studied by analyzing exoplanetary orbit and stellar rotation modulations of the transit emissions from exoplanetary systems. [8] The HADES and CARMENES programs aim to carry out extensive searches of exoplanetary systems around this type of stars in the northern hemisphere, allowing us to address statistically the properties of the planets orbiting these objects. [9] Then, focusing of DM streams could also occur in exoplanetary systems, suggesting for the first time the carrying out of investigations by searching for the associated stellar activity as a function of the exoplanetary orbital phases. [10] Quantifying the composition of the material in protoplanetary disks is essential to determining the potential for exoplanetary systems to produce and support habitable environments. [11] Magnetic induction heating of planetary satellites in our current Solar System appears unimportant for each of these effects, but may have been greater in the past, in exoplanetary systems, or for other celestial binaries. [12] Numerous results suggest that (internal or external) dynamical perturbation alters the architectures of some exoplanetary systems. [13] Our model of gas release due to slow heating may also work for exoplanetary systems and provide the first real physical mechanism for the gas observations. [14] Although successful testing of GR in exoplanetary systems depends on ideal situations as stated above, we will be able to verify the GR precession in near future, considering the rapidly increasing population of discovered exoplanets and the improvement in precision of detecting instruments. [15] Tidal disruption and subsequent accretion of planetesimals by white dwarfs can reveal the elemental abundances of rocky bodies in exoplanetary systems. [16] Exoplanetary systems are prime targets for the Search for Extraterrestrial Intelligence (SETI). [17] The study of exoplanetary systems can help us understand the formation and evolution of the solar system itself and search for terrestrial planets in the habitable and extrasolar lives in exoplanetary systems. [18] SISTER allows one to control a set of observational parameters including: (1) the starshade design, position, orientation, and glint properties; (2) the telescope and optical system pupil, aberrations, bandpass, and throughput including a detector model; (3) the exoplanetary system, including stellar distance and spectral type, parallax and proper motion, planet size, reflection properties, orbital parameters, and exozodiacal dust; and (4) background objects. [19] This work aims to investigate whether this hypothesis holds for exoplanetary systems. [20] If solved, this understanding would provide valuable insights into the architecture, dynamics, and formation of exoplanetary systems. [21] The impact of satellite migration on the evolution of giant planet obliquities may be a general phenomenon that could also be relevant for Jupiter and exoplanetary systems. [22] A systematic study of families of planar symmetric periodic orbits of the elliptic restricted three-body problem is presented, in exoplanetary systems. [23] If so, their aftereffects may perhaps be observed as puzzling features in the spectra of individual stars (such as idiosyncratic chemical enrichments) and/or in the structures of exoplanetary systems (such as unusually high planet densities or short orbital periods). [24] Giant planets in short-period orbits around bright stars represent optimal candidates for atmospheric and dynamical studies of exoplanetary systems. [25] Nowadays, direct imaging provides a unique opportunity to probe the outer part of exoplanetary systems beyond 10 au to explore planetary architectures, as highlighted by the discoveries of: one new exoplanet, one new brown dwarf companion, and three new debris disks during this early phase of SHINE. [26] As part of the Far-Ultraviolet M-dwarf Evolution Survey, the Hubble Space Telescope has observed 10 early-to-mid M dwarfs with ages ranging from ∼24 Myr to several Gyr in order to evaluate how the incident UV radiation evolves through the lifetime of exoplanetary systems. [27] Polstar will also characterize processes that lead to the assembly of exoplanetary systems and that affect exoplanetary atmospheres and habitability. [28] Our findings could indicate that later-type, active dwarfs could be a safer environment for exoplanetary systems CME-wise than previously thought, and atmosphere loss due to radiation effects would play a stronger role in exoplanetary atmosphere evolution than CMEs. [29] Exploration of the heliosphere and the far reaches of our solar system by the Voyagers and New Horizons and near-Earth observations of the Kuiper Belt and exoplanetary systems have all profoundly changed how we view our own home in space. [30] We briefly review the various proposed scenarios that may lead to nonthermal radio emissions from exoplanetary systems (planetary magnetospheres, magnetosphere-ionosphere and magnetosphere-satellite coupling, and star-planet interactions), and the physical information that can be drawn from their detection. [31] The architecture of exoplanetary systems is often different from the solar system, with some exoplanets being in close orbits around their host stars and having orbital periods of only a few days. [32] It aims at enhancing our understanding of the radiative properties of hot gaseous media to allow for improved analysis and interpretation of the large mass of data available on the thousands of exoplanets and exoplanetary systems known to date. [33] There they form super-Earths or hot and warm gas giants, producing systems that are inconsistent with the configuration of the solar system, but consistent with some exoplanetary systems. [34] The so far unique role of our Solar System in the universe regarding its capacity for life raises fundamental questions about its formation history relative to exoplanetary systems. [35] We present LOFAR-LBA circularly polarized beamformed observations of the exoplanetary systems 55 Cancri, $\upsilon$ Andromedae, and $\tau$ Bootis. [36] However, sufficient flash heating is achieved by a Jupiter mass planet in a 5 times more massive disk, which is a conceivable scenario for the young solar nebula and exoplanetary systems. [37] It is shown that orbital period ratios of successive planets in the Solar System, of satellites in giant planet systems and of exoplanets in exoplanetary systems are preferentially closer to irreducible fractions formed with Fibonacci numbers between 1 and 8 than to other fractions, in a ratio of approximately 60% vs 40%. [38] Exoplanetary systems host giant planets on substantially non-circular, close-in orbits. [39] With the discovery over the last two decades of a large diversity of exoplanetary systems, it is now of prime importance to characterize star-planet interactions and how such systems evolve. [40] The current state and possible future evolutions of this project are then discussed in the context of the next generation of space missions to visit icy objects in the Solar System and longer term perspectives on future observations of protoplanetary discs and exoplanetary systems. [41] These information may include the location and dynamics of the radio sources, the type of current system leading to electron acceleration and their energy and, for exoplanetary systems, the magnetic field strength, the orbital period of the emitting body and the rotation period, tilt and offset of the planetary magnetic field. [42] It is important to clarify the water delivery mechanism to rocky planets in habitable zones in exoplanetary systems, as well as that to the Earth and Mars. [43] These information may include the location and dynamics of the radio sources, the type of current system leading to electron acceleration and their energy and, for exoplanetary systems, the magnetic field strength, the orbital period of the emitting body and the rotation period, tilt and offset of the planetary magnetic field. [44] We discuss the implications of our results for both our Solar system and exoplanetary systems. [45] Further, the recent passage of the potentially interstellar object 1I/’Oumuamua within the solar system has re-ignited interest in minor body flux through exoplanetary systems. [46] We investigate a series of parameters, namely spectral resolution, wavelength coverage of the observations, and sky coordinates and systemic velocity of the exoplanetary systems, to find the values that optimize detectability of O2. [47] These interactions between Earth's environment and these solar and interplanetary phenomena also occur in slightly different forms at other planets in our solar system and are thought to exist in many other exoplanetary systems. [48] We examine the effects that dynamical instability has on shaping the orbital properties of exoplanetary systems. [49] The growth of spectroscopic observations of exoplanetary systems allows the possibility of testing theoretical models and studying the interaction that exoplanetary atmospheres have with the wind and the energetic photons from the star. [50]이 적분 가능한 문제는 인공 천체와 유성류, 소행성, 행성 위성 및 외계 행성계와 같은 다양한 클래스의 천체의 궤도 진화를 연구하는 데 널리 사용됩니다. [1] 외계행성계는 태양계 외부에서 볼 수 있으며, 이는 태양계와 유사하거나 크게 다를 수 있습니다. [2] 그러한 별은 RGB 진화 단계 직후에 외행성 시스템의 진화 문제를 해결할 수 있는 훌륭한 기회를 제공합니다. [3] 오늘날 외계 행성계가 어떻게 생겼는지 파악하는 것은 충분히 어렵습니다. [4] 유사한 전파 폭발이 외계 행성계에서도 관찰될 수 있습니다. [5] 우리는 이 작업의 데이터 수집 및 분석 단계를 설명하고 외행성 시스템의 호스트로 알려진 별은 없지만 적외선 과잉이 큰 여러 별을 식별합니다. [6] 이 분포는 우리 태양계의 거주 가능성을 향상시키며 외계 행성계에도 동일하게 적용될 수 있습니다. [7] 별-행성 상호작용은 외행성 시스템에서 방출되는 통과 방출의 외계 궤도 및 항성 회전 변조를 분석하여 연구할 수 있습니다. [8] HADES 및 CARMENES 프로그램은 북반구에서 이러한 유형의 별 주변의 외행성 시스템에 대한 광범위한 검색을 수행하여 이러한 천체를 공전하는 행성의 속성을 통계적으로 다룰 수 있도록 하는 것을 목표로 합니다. [9] 그런 다음, DM 스트림의 초점은 외행성 시스템에서도 발생할 수 있으며, 이는 외행성 궤도 단계의 함수로 관련된 항성 활동을 검색하여 조사를 수행하는 것을 처음으로 제안합니다. [10] 원시행성 원반의 물질 구성을 정량화하는 것은 외계 행성계가 거주 가능한 환경을 생성하고 지원할 가능성을 결정하는 데 필수적입니다. [11] 현재 태양계에서 행성 위성의 자기 유도 가열은 이러한 각 효과에 대해 중요하지 않은 것처럼 보이지만 과거, 외계 행성계 또는 다른 천체 쌍성에서 더 컸을 수 있습니다. [12] 수많은 결과는 (내부 또는 외부) 동적 섭동이 일부 외계 행성 시스템의 구조를 변경한다는 것을 시사합니다. [13] 느린 가열로 인한 가스 방출 모델은 외계 행성계에서도 작동할 수 있으며 가스 관측을 위한 최초의 실제 물리적 메커니즘을 제공할 수 있습니다. [14] 외행성 시스템에서 GR의 성공적인 테스트는 위에서 언급한 이상적인 상황에 달려 있지만, 발견된 외계 행성의 급속한 인구 증가와 탐지 장비의 정확도 향상을 고려할 때 가까운 장래에 GR 세차를 검증할 수 있을 것입니다. [15] 조석의 붕괴와 백색 왜성에 의한 유성체의 강착은 외계 행성계에 있는 암석체의 원소 풍부성을 드러낼 수 있습니다. [16] 외행성 시스템은 외계 지능 검색(SETI)의 주요 표적입니다. [17] 외계행성계에 대한 연구는 우리가 태양계 자체의 형성과 진화를 이해하고 외계행성계에서 거주 가능한 생명체와 외계 생명체에서 지구형 행성을 찾는 데 도움이 될 수 있습니다. [18] SISTER를 사용하면 다음을 포함한 일련의 관찰 매개변수를 제어할 수 있습니다. (2) 망원경 및 광학 시스템 동공, 수차, 대역통과, 검출기 모델을 포함한 처리량, (3) 항성 거리 및 스펙트럼 유형, 시차 및 고유 운동, 행성 크기, 반사 속성, 궤도 매개변수 및 외 황도대 먼지를 포함한 외계 행성계; 및 (4) 배경 개체. [19] 이 작업은 이 가설이 외계행성 시스템에 적용되는지 여부를 조사하는 것을 목표로 합니다. [20] 해결된다면, 이 이해는 외행성 시스템의 구조, 역학 및 형성에 대한 귀중한 통찰력을 제공할 것입니다. [21] 거대한 행성 경사의 진화에 대한 위성 이동의 영향은 목성과 외행성 시스템에도 관련될 수 있는 일반적인 현상일 수 있습니다. [22] 외행성 시스템에서 제한된 타원 3체 문제의 평면 대칭 주기 궤도의 가족에 대한 체계적인 연구가 제시됩니다. [23] 만약 그렇다면, 그 후유증은 개별 별의 스펙트럼(특이한 화학적 농축과 같은) 및/또는 외계행성계의 구조(예: 비정상적으로 높은 행성 밀도 또는 짧은 공전 주기)의 수수께끼 같은 특징으로 관찰될 수 있습니다. [24] 밝은 별 주위의 단주기 궤도에 있는 거대한 행성은 외행성 시스템에 대한 대기 및 역학 연구를 위한 최적의 후보입니다. [25] 오늘날 직접 이미징은 이 초기 단계에서 하나의 새로운 외계행성, 하나의 새로운 갈색 왜성 동반자 및 세 개의 새로운 파편 원반의 발견으로 강조된 것처럼 행성 구조를 탐색하기 위해 10au를 초과하는 외행성 시스템의 외부 부분을 탐사할 수 있는 독특한 기회를 제공합니다. 샤인의. [26] 원자외선 M-왜성 진화 조사의 일환으로, 허블 우주 망원경은 입사 UV 복사가 일생 동안 어떻게 진화하는지 평가하기 위해 ~24 Myr에서 수 Gyr 범위의 나이를 가진 10개의 초기에서 중간 M 왜성을 관찰했습니다. 외계행성 시스템. [27] Polstar는 또한 외계 행성계의 집합으로 이어지고 외계 행성의 대기와 거주 가능성에 영향을 미치는 과정을 특성화할 것입니다. [28] 우리의 연구 결과는 후기형의 활성 왜성이 이전에 생각했던 것보다 CME 측면에서 외행성 시스템에 더 안전한 환경이 될 수 있으며 복사 효과로 인한 대기 손실이 CME보다 외행성 대기 진화에서 더 강한 역할을 할 것임을 나타낼 수 있습니다. [29] 보이저호와 뉴 호라이즌스호의 태양권 탐사와 태양계의 원거리 탐사, 지구 근방의 카이퍼 벨트 및 외계행성 관측은 모두 우리가 우주에서 우리 자신의 집을 보는 방식을 근본적으로 바꿔 놓았습니다. [30] 우리는 외계행성 시스템(행성 자기권, 자기권-전리층 및 자기권-위성 결합, 항성-행성 상호 작용)에서 비열적 전파 방출로 이어질 수 있는 다양한 제안 시나리오와 탐지에서 도출할 수 있는 물리적 정보를 간략하게 검토합니다. [31] 외행성 시스템의 구조는 종종 태양계와 다르며, 일부 외계 행성은 호스트 항성 주위에 가까운 궤도에 있고 공전 주기는 며칠에 불과합니다. [32] 현재까지 알려진 수천 개의 외계행성 및 외계행성 시스템에서 사용할 수 있는 방대한 데이터의 분석 및 해석을 개선할 수 있도록 고온 가스 매체의 복사 특성에 대한 이해를 높이는 것을 목표로 합니다. [33] 그곳에서 그들은 슈퍼 지구 또는 뜨겁고 따뜻한 가스 거인을 형성하여 태양계의 구성과 일치하지 않지만 일부 외계 행성계와 일치하는 시스템을 생성합니다. [34] 생명 능력에 관한 우주에서 우리 태양계의 지금까지 독특한 역할은 외행성 시스템과 관련된 형성 역사에 대한 근본적인 질문을 제기합니다. [35] 우리는 외계 행성계 55 Cancri, $\upsilon$ Andromedae 및 $\tau$ Bootis에 대한 LOFAR-LBA 원형 편광 빔 형성 관측을 제시합니다. [36] 그러나 목성 질량 행성이 5배 더 무거운 원반 안에 있으면 충분한 섬광 가열이 이루어지며, 이는 젊은 태양 성운과 외계 행성계에 대해 생각할 수 있는 시나리오입니다. [37] 태양계의 연속적인 행성, 거대 행성계의 위성 및 외계 행성의 외행성의 궤도 주기 비율은 약 60% 대 40%. [38] 외계 행성계는 거의 원형이 아닌 근접 궤도에서 거대한 행성을 호스팅합니다. [39] 지난 20년 동안 다양한 외계행성 시스템이 발견됨에 따라 이제 항성-행성 상호작용과 그러한 시스템이 어떻게 진화하는지 특성화하는 것이 가장 중요합니다. [40] 이 프로젝트의 현재 상태와 가능한 미래 진화는 태양계의 얼음 물체를 방문하는 차세대 우주 임무의 맥락에서 논의되고 원시 행성 디스크 및 외행성 시스템의 미래 관측에 대한 장기적인 관점에서 논의됩니다. [41] 이러한 정보에는 무선 소스의 위치와 역학, 전자 가속을 유도하는 현재 시스템의 유형 및 에너지, 그리고 외계 행성 시스템의 경우 자기장 강도, 방출체의 궤도 주기 및 회전 주기, 기울기 및 행성 자기장의 오프셋. [42] 지구와 화성뿐만 아니라 외계 행성계의 거주 가능 구역에 있는 암석 행성에 대한 물 전달 메커니즘을 명확히 하는 것이 중요합니다. [43] 이러한 정보에는 무선 소스의 위치와 역학, 전자 가속을 유도하는 현재 시스템의 유형 및 에너지, 그리고 외계 행성 시스템의 경우 자기장 강도, 방출체의 궤도 주기 및 회전 주기, 기울기 및 행성 자기장의 오프셋. [44] 우리는 우리의 결과가 태양계와 외계 행성계에 미치는 영향에 대해 논의합니다. [45] 게다가, 태양계 내에서 잠재적인 성간 물체 1I/'Oumuamua의 최근 통과는 외계 행성계를 통한 소량의 신체 플럭스에 대한 관심을 다시 촉발시켰습니다. [46] 스펙트럼 분해능, 관측 파장 범위, 외행성 시스템의 하늘 좌표 및 전신 속도와 같은 일련의 매개변수를 조사하여 O2의 탐지 가능성을 최적화하는 값을 찾습니다. [47] 지구 환경과 이러한 태양 및 행성간 현상 사이의 이러한 상호 작용은 우리 태양계의 다른 행성에서도 약간 다른 형태로 발생하며 많은 다른 외계 행성계에도 존재하는 것으로 생각됩니다. [48] 우리는 동역학적 불안정성이 외계 행성계의 궤도 특성을 형성하는 데 미치는 영향을 조사합니다. [49] 외계행성계에 대한 분광학적 관측의 증가는 이론적인 모델을 시험하고 외계행성 대기가 별의 에너지 광자와 바람과의 상호작용을 연구하는 가능성을 허용합니다. [50]
Compact Exoplanetary System
Tidal forces are important for understanding how close binary stars and compact exoplanetary systems form and evolve. [1] Potential applications include the formation of Earth's Moon, the evolution of the inner Saturn system, the martian and uranian moons, and compact exoplanetary systems. [2] Compact exoplanetary systems frequently experience spin–orbit coupling driven by secular resonances, which can shape their architecture, allowing the planet to maintain a large obliquity and inducing the piling up of planets just wide of the first-order resonance. [3]조석력은 쌍성계와 조밀한 외계행성계가 어떻게 형성되고 진화하는지 이해하는 데 중요합니다. [1] 잠재적인 응용에는 지구의 달 형성, 토성 내부 시스템의 진화, 화성 및 우라니아 위성, 소형 외행성 시스템이 포함됩니다. [2] 조밀한 외계 행성계는 구조를 형성할 수 있는 세속 공명에 의해 구동되는 스핀-궤도 결합을 자주 경험하며, 이는 행성이 큰 경사를 유지하도록 하고 1차 공명만큼 넓은 행성의 누적을 유도합니다. [3]
Dwarf Exoplanetary System
In the coming years when more TESS M and K dwarf exoplanetary systems have been detected and characterised, it will be possible to determine the dominant starspot distribution. [1] The next study examines the detectability of radio emission from M-dwarf exoplanetary systems generated through sub-Alfvenic interaction between the exoplanet and stellar wind. [2]앞으로 더 많은 TESS M 및 K 왜성 외행성계가 탐지되고 특성화되면 지배적인 별점 분포를 결정하는 것이 가능할 것입니다. [1] 다음 연구는 외계행성과 항성풍 사이의 알프베닉 이하 상호작용을 통해 생성된 M형 왜성 외행성 시스템의 전파 방출 탐지 가능성을 조사합니다. [2]
Three Exoplanetary System
Weighted mean values were used to estimate the parameters from BVRI filters for three exoplanetary systems and compared them with previous published results. [1] We studied three exoplanetary systems with transiting planets: WASP-92, WASP-93 and WASP-118. [2]가중 평균 값은 세 개의 외계 행성계에 대한 BVRI 필터의 매개변수를 추정하고 이전에 발표된 결과와 비교하는 데 사용되었습니다. [1] 우리는 WASP-92, WASP-93, WASP-118과 같이 행성을 통과하는 세 가지 외계 행성계를 연구했습니다. [2]