Видимо, шансы на открытие крупных планетаров есть лишь в зоне 0,01-0,05 пс: если бы они имелись ближе, их бы уже наверняка открыли, а более далёкие слишком слабы. Впрочем, вероятность нахождения в этой зоне планетара невелика, порядка 0,1 %, если принять среднюю концентрацию 2 пс<sup>−3</sup>). Помимо скорости, планетары должны отличаться от транснептуновых объектов Солнечной системы своим расположением: они не должны концентрироваться к плоскости эклиптики.
== Использованные формулы и величины ==
В работе ''Possibility of Life-Sustaining Planets in Interstellar Space''<ref>[http://www.researchgate.net/publication/237427218_Possibility_of_Life-Sustaining_Planets_in_Interstellar_Space D. J. Stevenson, Possibility of Life-Sustaining Planets in Interstellar Space]</ref> приводится формула для вычисления температуры на поверхности планетара:
* T=Т<sub>0</sub>·x<sup>1/12</sup>·(1000f)<sup>0,36</sup> Кельвин, где T0 = 275 для ледяных планет и Т0 = 425 для каменных планет, х — отношение массы планеты к массе Земли, f — отношение массы атмосферы к массе планеты.
Минимальная масса планеты, при которой она способна удержать некий газ, определяется следующим условием: расстояние, на котором орбитальная скорость молекул равна средней скорости их теплового движения, должно быть больше радиуса планеты:
* M<sub>min</sub>=4,5(πρ)<sup>-1/2</sup>(kT/Gm)<sup>3/2</sup>, где G — гравитационная постоянная, k — постоянная Больцмана, Т=30 K — кинетическая температура межзвёздного газа, m — масса молекулы газа, ρ — средняя плотность планеты. В настоящем очерке везде принято значение ρ=3 г/см<sup>3</sup>, характерное для ледяных планет. У каменных планет с ρ=5,5 г/см<sup>3</sup> пороговые значения массы несколько меньше вышеуказанных.
== Ссылки ==