행성을 거느리는 별

Planet-hosting star

행성을 거느리는 별들은 행성을 호스트하는 별들이며, 따라서 행성계를 형성합니다.

이 기사는 별들의 특징과 별 주위를 도는 행성들의 특징, 그리고 별들과 행성들 사이의 다른 연관성에 대해 설명합니다.

행성이 있는 별의 비율

대부분의 별들은 행성을 가지고 있지만, 아직 모든 행성을 발견할 수 있는 것은 아니기 때문에 정확히 어떤 비율의 별들이 행성을 가지고 있는지는 불확실합니다.이는 별 [1][2]한 개당 평균 최소 한 개의 행성이 존재한다고 계산되었다고 한다.태양과 비슷한[a] 별 다섯 개 중 한 개가 거주 가능 지역에 "지구 크기의"[b] 행성을 가질 것으로 예상된다.반지름-속도법과 통과법(그들 사이의 대부분의 탐지에 책임이 있음)은 작은 궤도의 큰 행성에 가장 민감합니다.그래서 알려진 많은 외계 행성들은 "뜨거운 목성들"로, 목성 질량이거나 그보다 큰 행성들은 단지 며칠의 주기로 매우 작은 궤도에 있다.2005년 반지름 속도로 검출된 행성들을 조사한 결과 태양과 비슷한 별들 중 약 1.2%가 뜨거운 목성을 가지고 있는 것으로 밝혀졌는데, 여기서 "태양과 비슷한 별"은 가까운 [3]동반성이 없는 F, G 또는 K 초기 스펙트럼 등급의 주계열성을 지칭한다.이 1.2%는 케플러 우주선에 의해 감지된 뜨거운 목성의 두 배 이상의 주파수인데, 이는 케플러 시야가 별의 금속성이 [4]다른 은하수의 다른 영역을 덮고 있기 때문일 수 있습니다.또한 태양과 비슷한 별의 3-4.5%가 공전 주기가 100일 이하인 거대한 행성을 소유하고 있는 것으로 추정되며, 여기서 "거대 행성"은 지구 [5]질량이 최소 30개인 행성을 의미합니다.

(대략 지구와 질량이 비슷하거나 다소 큰) 작은 행성들이 거대한 [6]행성들보다 더 흔하다고 알려져 있다.또한 작은 궤도에 있는 행성보다 큰 궤도에 있는 행성들이 더 많은 것으로 보인다.이를 바탕으로 태양과 비슷한 별의 20%가 적어도 하나의 거대한 행성을 가지고 있는 반면, 최소 40%는 더 작은 [5][7][8]질량의 행성을 가지고 있을 것으로 추정됩니다.중력 microlensing 자료 2002년과 2007년 사이에 수집된 2012년 연구의 행성과 별들의 비율 훨씬 높고 1.6행성의 평균 0.5와 10AU스타에 은하수에서 사이의 궤도를 선회하는 것으로 추산하고, 이 연구의 저자들은"별들은 원칙적으로 행성이, 예외라기보다는 orbited 있"을 맺다 결론을 내리고 있다.[2]2013년 11월, 태양과 비슷한[a] 별의 22±8%가 거주 가능 지역에[c] [9][10]지구 크기의[b] 행성을 가지고 있다는 것이 발표되었다.

행성이 있는 별의 비율이 어떻든 간에, 외계행성의 총 수는 매우 클 것입니다.은하수에는 적어도 2천억 개의 별이 있기 때문에, 수백억에서 수천억 개의 행성이 있을 것이다.

별의 유형, 분광 분류

모건-키난 스펙트럼 분류

대부분의 알려진 외부 행성은 태양과 거의 비슷한 별들, 즉 스펙트럼 범주 F, G 또는 K의 주계열성 주위를 돌고 있습니다.한 가지 이유는 행성 탐사 프로그램이 그러한 별에 집중하는 경향이 있기 때문이다.또한 통계 분석에 따르면 질량이 작은 별(분광학적 범주 M의 적색왜성)은 반지름 속도법에 [5][11]의해 검출될 정도로 질량이 큰 행성을 가질 가능성이 낮다.그럼에도 불구하고, 적색왜성 주변의 많은 행성들은 케플러 우주선에 의해 작은 행성들을 탐지할 수 있는 통과 방법으로 발견되었다.

스펙트럼 범주 A의 별들은 전형적으로 매우 빠르게 회전하는데, 이것은 스펙트럼 선이 매우 [12]넓기 때문에 궤도를 도는 행성에 의해 유발되는 작은 도플러 변화를 측정하는 것을 매우 어렵게 만든다.그러나 이런 유형의 질량이 큰 별은 결국 더 느리게 회전하는 차가운 적색 거성으로 진화하며, 따라서 반지름 속도법을 [12]사용하여 측정할 수 있습니다.적색 거성 주변에서 수십 개의 행성이 발견되었다.

스피처 우주 망원경을 사용한 관측 결과, 태양보다 훨씬 뜨거운 스펙트럼 범주 O의 극도로 무거운 별들이 행성 [13]형성을 억제하는 광증발 효과를 만들어 낸다는 것을 알 수 있습니다.O형 별이 초신성을 띠게 되면 생성된 행성은 별 질량의 손실로 인해 자유롭게 떠다니게 됩니다. 단, 그 결과로 생긴 잔해의 나탈 킥이 행성을 탈출하는 [14]행성과 같은 방향으로 밀어내지 않는 한 말이죠.초신성 동안 궤도를 벗어나지 못한 물질의 폴백 원반은 중성자별과 블랙홀 [15]주위에 행성을 형성할 수 있다.

다양한 별 주변의 도플러 조사에 따르면 태양의 두 배 질량을 가진 별 6개 중 1개는 목성 크기의 행성이 돌고 있는데 반해 태양과 비슷한 별 16개 중 1개는 목성 크기의 행성이 돌고 있고 적색왜성은 50개 중 1개만 돌고 있습니다.반면 마이크로렌즈 조사에 따르면 해왕성 질량의 장주기 행성은 적색왜성 3개 중 1개꼴로 발견된다.[16] 케플러 우주 망원경의 최대 1년 주기 행성 관측 결과, M, K, G, F 별 주위의 지구~해왕성 크기의 행성(1-4 지구 반지름)의 발생률이 차갑고 질량이 작은 [17]별들을 향해 연속적으로 높은 것으로 나타났습니다.

항성 형성의 가장 낮은 질량의 끝에는 수소를 융합하지 않는 준항성 물체, 즉 L, T, Y로 분류된 갈색왜성과 준갈색왜성이 있습니다.행성과 원시 행성계 원반은 갈색왜성 주변에서 발견되었으며(예: OTS 44) 원반은 갈색왜성 주변에서 발견되었습니다.

행성에서 방출된 불량 행성은 [18]위성 시스템을 유지할 수 있다.

금속성

보통의 별들은 주로 수소와 헬륨의 가벼운 원소들로 구성되어 있다.또한 무거운 원소의 적은 비율도 포함되어 있으며, 이 분율은 별의 금속성이라고 불리며([3]전통적인 의미에서 원소가 금속이 아니더라도), [m/H]로 표시되며 로그 척도로 표현됩니다. 여기서 0은 태양의 금속성입니다.금속 함량이 높은 별은 금속 함량이 낮은 별보다 행성, 특히 거대한 행성을 가질 가능성이 더 높습니다.

케플러가 우주선의 2012년 연구는 radii가 해왕성의 것보다 작고 작은 행성, metallicities 범위는 별들 주위에 있는 −0.6 &lt는 것이 발견되었다. 발견[m/H]<>+0.5(약 4배가 태양보다 3배 더 적은 양)[d]는 반면에 더 큰 행성 있다는 것을 대부분 주변의 별들과 metallicities에서 상위의. 이 벨이 울렸다e(태양 금속성 이상).이 연구에서 작은 행성들은 태양보다 금속성이 큰 별들 주위에서 큰 행성들보다 약 3배 더 자주 발생했지만, 그것들은 태양보다 금속성이 작은 별들에 대해서는 약 6배 더 자주 발생하였습니다.저금속성 별 주위에 가스 거성이 없는 것은 원시 행성계 원반의 금속성이 행성 중심핵이 얼마나 빨리 형성될 수 있는지와 가스가 소멸되기 전에 가스 외피층을 형성하는지 여부에 영향을 미치기 때문일 수 있습니다.그러나 케플러는 항성에 매우 가까운 행성만 관측할 수 있고, 발견된 가스 거대 행성들은 아마도 더 멀리 떨어진 곳에서 이동했을 것이기 때문에, 저금속 원반에서의 이동 효율의 감소도 이러한 [19]발견을 부분적으로 설명할 수 있을 것이다.

2014년 연구에 따르면 거대 행성뿐만 아니라 모든 크기의 행성들은 금속이 부족한 별들에 비해 금속이 풍부한 별 주변에서 더 많은 발생률을 보이고 있다. 그러나 행성이 클수록 금속 함량이 증가할수록 그 발생률은 더 커진다.이 연구는 반지름에 따라 행성을 세 개의 그룹으로 나누었다: 가스 행성, 가스 왜성, 그리고 지구 반지름 1.7과 3.9의 구분선을 가진 지상 행성.이 세 그룹의 경우 행성 발생률은 금속이 풍부한 별이 금속이 부족한 별보다 각각 9.30배, 2.03배, 1.72배 더 높습니다.금속이 풍부한 별들이 더 큰 경향이 있기 때문에 작은 행성들을 발견하는 것에 대한 편견이 있는데, 이는 이러한 발생률의 증가가 더 낮은 [20]한계임을 의미한다.

다른 유형의 [21]별에서는 이러한 상관관계가 전혀 보이지 않지만, 행성을 가진 태양과 비슷한 별들은 리튬이 부족할 가능성이 훨씬 더 높은 것으로 나타났다.하지만, 이 주장된 관계는 행성 천체물리학계에서 논쟁거리가 되었고, 자주[22][23] 부인되지만 [24][25]또한 지지를 받고 있다.

다중 별

별의 다중성은 별의 질량과 함께 증가하는데, 적색왜성의 경우 다중계일 확률이 약 25%, 태양과 비슷한 별의 경우 약 45%, 질량이 가장 큰 별의 경우 약 80%까지 상승합니다.다중성 중 약 75%가 쌍성이고 나머지는 고차 [26]승수입니다.

쌍성계의 한 구성원(예: 55 Cancri, 아마도 센타우루스자리 알파 Bb)[27]을 돌고 있는 100개 이상의 행성이 발견되었고, 쌍성계의 두 구성원(예: PSR B1620-26 b, Kepler-16b)을 돌고 있는 여러 개의 주회 행성이 발견되었습니다.삼중성계에는 수십 개의 행성이 알려져 있으며(예: 백조자리 16개),[28] 4중성계 케플러 64와 30개 아리에티스에는 [29]두 개가 알려져 있습니다.

케플러의 결과에 따르면 공전 행성계는 비교적 흔하다(2013년 10월 현재 탐사된 약 1000개의 일식 쌍성 중 7개의 공전 행성을 발견했다).한 가지 난해한 발견은 비록 쌍성의 절반이 2.7일 이하의 공전 주기를 가지고 있지만, 둘레 행성이 있는 쌍성들 중 어떤 것도 7.4일 미만의 주기를 가지고 있지 않다는 것이다.케플러의 또 다른 놀라운 발견은 행성들이 임계 불안정 반지름에 가까운 별 주위를 도는 경향이 있다는 것입니다(이론적인 계산으로 볼 때 최소 안정적인 거리는 별 분리 크기의 [30]약 2~3배입니다).

2014년, 동반성 탐색에 대한 통계적 연구를 통해, 외계행성 성단의 절반 정도가 동반성을 가지고 있으며, 보통 [31][32]100AU 이내에 있는 것으로 추정되었다.이는 단일로 여겨졌던 많은 외계 행성 성주별들이 쌍성이기 때문에 많은 경우 행성이 실제로 어떤 별들을 공전하는지 알 수 없으며, 행성 반지름과 별로부터의 거리가 항성 매개변수에 의해 도출되기 때문에 행성에 대한 발표된 매개변수가 상당히 부정확할 수 있다는 것을 의미합니다.동반자를 찾거나 제외하기 위해서는 이미징을 통한 후속 연구(스펙클 이미징과 같은)가 필요하며(그리고 쌍성을 매우 가깝게 감지하기 위해서는 반지름 속도 기법이 요구될 수 있음) 대부분의 외계 행성 숙주 별에 대해서는 아직 수행되지 않았습니다.2015년 연구에서 케플러-296 행성들이 밝은 [34]별 주위를 돌고 있을 가능성이 있는 것으로 밝혀졌음에도 불구하고, 행성이 어떤 별들 중 어떤 별들을 공전하는지 알려지지 않은 알려진 쌍성들의 예로는 케플러-132와 케플러-296이 [33]있다.

오픈 클러스터

대부분의 별들은 산개 성단에서 형성되지만 산개 성단에서 발견된 행성은 매우 적기 때문에 산개 성단 환경이 행성 형성을 방해한다는 가설로 이어졌습니다.그러나 2011년 연구는 그러한 [35]가설을 만들기에 충분한 수의 클러스터 조사가 없었다고 결론지었다.우리 은하에는 적절한 산개성단이 상대적으로 적기 때문이다.산개성단 내 거대[36] 행성과 저질량[37] 행성에 대한 최근의 발견은 산개성단 내 행성 발생률이 필드 별 주변과 비슷한 것과 일치합니다.

산개성단 NGC 6811에는 두 개의 알려진 행성계 케플러-66과 케플러-67이 포함되어 있습니다.

나이

별진학

별의 활동

추가 정보

레퍼런스

  1. ^ a b 이 통계량의 목적상, "태양"은 G형 별을 의미한다.태양형 별에 대한 데이터를 사용할 수 없으므로 이 통계는 K형 별에 대한 데이터에서 추론한 것입니다.
  2. ^ a b 이 5분의 1 통계량의 목적상, 지구 크기는 지구 반지름 1-2개를 의미한다.
  3. ^ 이 5분의 1 통계의 목적상, "거주 가능 구역"은 지구의 0.25~4배(태양의 경우 0.5~2AU에 해당)의 항성 플럭스를 가진 지역을 의미한다.
  4. ^ 로그 스케일 [m/H]를 태양 금속성의 배수로 변환: [(10−0.60.5 / 1/4), (10 ) 3)
  1. ^ "Planet Occurrence Rate Papers". NASA Exoplanet Archive. 27 June 2022. Retrieved 4 July 2022.
  2. ^ a b Cassan, A.; Kubas, D.; Beaulieu, J. P.; Dominik, M; et al. (2012). "One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations". Nature. 481 (7380): 167–169. arXiv:1202.0903. Bibcode:2012Natur.481..167C. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108.
  3. ^ a b Marcy, G.; et al. (2005). "Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities". Progress of Theoretical Physics Supplement. 158: 24–42. arXiv:astro-ph/0505003. Bibcode:2005PThPS.158...24M. doi:10.1143/PTPS.158.24. Archived from the original on 2008-10-02. Retrieved 2020-05-07.
  4. ^ 태양형 별 근처를 도는 뜨거운 목성의 빈도, J. T. 라이트, G. W. 마시, A. W. 하워드, 존 애셔 존슨, T. 모튼, D.A. Fischer, (2012년 5월 10일 제출)
  5. ^ a b c Andrew Cumming; R. Paul Butler; Geoffrey W. Marcy; et al. (2008). "The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 120 (867): 531–554. arXiv:0803.3357. Bibcode:2008PASP..120..531C. doi:10.1086/588487.
  6. ^ 케플러, 앤드류 W에서 태양형 별 0.25AU 이내의 행성 발생.Howard 등 (2011년 3월 13일 제출)
  7. ^ Amos, Jonathan (19 October 2009). "Scientists announce planet bounty". BBC News. Retrieved 2010-03-31.
  8. ^ David P. Bennett; Jay Anderson; Ian A. Bond; Andrzej Udalski; et al. (2006). "Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star". Astrophysical Journal Letters. 647 (2): L171–L174. arXiv:astro-ph/0606038. Bibcode:2006ApJ...647L.171B. doi:10.1086/507585.
  9. ^ Sanders, R. (4 November 2013). "Astronomers answer key question: How common are habitable planets?". newscenter.berkeley.edu. Archived from the original on 7 November 2014. Retrieved 7 January 2020.
  10. ^ Petigura, E. A.; Howard, A. W.; Marcy, G. W. (2013). "Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars". Proceedings of the National Academy of Sciences. 110 (48): 19273. arXiv:1311.6806. Bibcode:2013PNAS..11019273P. doi:10.1073/pnas.1319909110. PMC 3845182.
  11. ^ Bonfils, Xavier; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; Udry, Stéphane; Mayor, Michel; Perrier, Christian; Bouchy, François; Pepe, Francesco; Queloz, Didier; Bertaux, Jean-Loup (2005). "The HARPS search for southern extra-solar planets VI: A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581". Astronomy and Astrophysics. 443 (3): L15–L18. arXiv:astro-ph/0509211. Bibcode:2005A&A...443L..15B. doi:10.1051/0004-6361:200500193. S2CID 59569803.
  12. ^ a b 은퇴한 A 스타와 그 동료: 세 개의 중간질량 준거성 주위를 도는 외계 행성, 존 A.존슨, 데브라 A.피셔, 제프리 W. 마시, 제이슨 T.라이트, 피터 드리스콜, R.P. 버틀러, 사스키아 헤커, 사빈 레퍼트, 스티븐 S.Vogt, 2007년 4월 19일
  13. ^ L. Vu (3 October 2006). "Planets Prefer Safe Neighborhoods". Spitzer Science Center. Archived from the original on 13 July 2007. Retrieved 2007-09-01.
  14. ^ Wayback Machine, Thorsett, S.E. Dewey, R.J. 16-Sep-1993에 보관된 2015-06-22 라디오 펄서 타이밍으로 질량이 큰 별 주위를 도는 행성의 한계
  15. ^ 새로 태어난 컴팩트 오브젝트 주변의 폴백 물질의 운명, 로잘바 페르나, 폴 더펠, 마테오 칸티에로, 앤드류 맥파덴(2013년 12월 17일 제출)
  16. ^ J. A. Johnson (2011). "The Stars that Host Planets". Sky & Telescope (April): 22–27.
  17. ^ 별의 질량에 의존하는 행성 발생률의 감소, Gijs D.멀더스, 일라리아 파스쿠치, 다니엘 아파이 (2014년 6월 28일 제출)
  18. ^ J. H. Debes, S. S. S. S. S. S. S. S. S. 시구르드손의 달이 있는 지구 행성의 생존율
  19. ^ Buchhave, L. A.; et al. (2012). "An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities". Nature. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038/nature11121.
  20. ^ 태양형 별 주변의 다양한 크기의 행성들에 대한 보편적 행성-금속성 상관 관계, 지왕, 데브라 A.Fischer, (2013년 10월 29일 제출(v1), 2014년 10월 16일 최종 개정(본 버전, v3))
  21. ^ Israelian, G.; et al. (2009). "Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets". Nature. 462 (7270): 189–191. arXiv:0911.4198. Bibcode:2009Natur.462..189I. doi:10.1038/nature08483. PMID 19907489. ... confirm the peculiar behaviour of Li in the effective temperature range 5600–5900 K ... We found that the immense majority of planet host stars have severely depleted lithium ... At higher and lower temperatures planet-host stars do not appear to show any peculiar behaviour in their Li abundance.
  22. ^ Baumann, P.; Ramírez, I.; et al. (2010). "Lithium depletion in solar-like stars: no planet connection". Astronomy and Astrophysics. 519: A87. doi:10.1051/0004-6361/201015137. ISSN 0004-6361.
  23. ^ Ramírez, I.; Fish, J. R.; et al. (2012). "Lithium abundances in nearby FGK dwarf and subgiant stars: internal destruction, galactic chemical evolution, and exoplanets". The Astrophysical Journal. 756 (1): 46. doi:10.1088/0004-637X/756/1/46. hdl:2152/34872. ISSN 0004-637X.
  24. ^ Figueira, P.; Faria, J. P.; et al. (2014). "Exoplanet hosts reveal lithium depletion". Astronomy & Astrophysics. 570: A21. doi:10.1051/0004-6361/201424218. ISSN 0004-6361.
  25. ^ Delgado Mena, E.; Israelian, G.; et al. (2014). "Li depletion in solar analogues with exoplanets". Astronomy & Astrophysics. 562: A92. doi:10.1051/0004-6361/201321493. ISSN 0004-6361.
  26. ^ 항성 다중성, 가스파드 뒤첸(1,2), 아담 크라우스(3)(1) UC 버클리, (2) 플라네톨로지외 그르노블, (3) 하버드-스미소니언 CfA(2013년 3월 12일 제출)
  27. ^ Wayback Machine에서 보관된 2014-10-31년 Richard Schwarz에 의해 유지 관리된 외부행성의 바이너리 카탈로그는 2013년 9월 28일 회수되었습니다.
  28. ^ "Archived copy". Archived from the original on 2015-09-19. Retrieved 2020-01-07.{{cite web}}: CS1 maint: 제목으로 아카이브된 복사(링크)
  29. ^ Schwarz, Richard; Bazsó, Ákos (2019). "Catalogue of exoplanets in binary star systems". doi:10.1093/mnras/stw1218. Retrieved 2020-08-02.
  30. ^ Welsh, William F.; Doyle, Laurance R. (2013). "Worlds with Two Suns". Scientific American. 309 (5): 40. doi:10.1038/scientificamerican1113-40.
  31. ^ One Planet, Two Stars: 이전에 생각했던 것보다 더 일반적인 시스템 2014-10-31 Wayback Machine에서 2014년 9월 4일 섀넌 홀에 의해 아카이브됨
  32. ^ 케플러 외계 행성 후보 별들의 대부분의 준 아크 초 동반성은 중력에 묶여 있습니다, 엘리엇 P.호치, 스티브 B.하웰, 마크 E에버렛, 데이비드 R.Ciardi, 2014년 9월 3일
  33. ^ 케플러의 다중 행성 후보 검증. II: Jack J. Lissauer, Geoffrey W. Marcy, Stephen T.의 통계 프레임워크와 특별한 관심 시스템의 설명.브라이슨, 제이슨 FRowe, Daniel Jontof-Hutter, Eric Agol, William J. Borucki, Joshua A.카터, 에릭 BFord, Ronald L. Gililliand, Rea Kolbl, Kimberly M. Star, Jason H. Steffen, Gillermo Torres (2014년 2월 25일 제출)
  34. ^ 케플러-296 쌍성계의 5개 행성 모두 주성 주위를 돌고 있다: 통계 및 분석 분석 분석, 토마스 바클레이, 엘리사 V.퀸타나, 프레드 C애덤스, 데이비드 R.치아디, 다니엘 휴버, 다니엘 포먼-맥키, 벤자민 T.2015년 5월 7일 더글러스 콜드웰 몬테
  35. ^ 산개성단 통과 조사의 앙상블 분석: 장과 일치하는 단주기 행성의 빈도에 대한 상한, 제니퍼 L. 반 새더스, B.Scott Gaudi, (2010년 9월 15일 제출)
  36. ^ M67 별 주위에 있는 세 개의 행성 동반성, A. 브루칼라시(1,2), L. 파스퀴니(3), R. 사글리아(1,2), M. T. 루이즈(4), P. 보니파시오(5), L. R. 베딘(6), K. 비아(7), C.Melo (8), C. Lovis (9), S. Randich (10) (1) MPI Munich, (2) UOM-LMU Munchen, (3) ESO Garching, (4) 천문.Dpt. de Chile, (5) GEPI Paris, (6) INAF-OAPD, (7) INAF-OACT, (8) ESO Santiago, (9) 옵서버, (10) INAF-OAPI (2014년 1월 20일 제출)
  37. ^ 별들의 성단 안과 바깥에 있는 행성들의 같은 빈도, 쇠렌 메이봄, 기예르모 토레스, 프랑수아 프레신, 데이비드 W. 라담, 제이슨 F.Rowe, David R.치아디, 스티븐 T브라이슨, 레슬리 A로저스, 크리스토퍼 E헨즈, 케네스 제네스, 시드니 A반스, 제프리 W. 마시, 하워드 아이작슨, 데브라 A피셔, 스티브 B하웰, 엘리엇 P.호치, 존 M. 젠킨스, 사이먼 C슐러 & 저스틴 크레이프 네이처 499, 55–58 (2013년 7월 4일)doi:10.1038/nature 12279 2012년 11월 6일 접수 2013년 5월 2일 2013년 6월 26일 온라인 공개