Visita Encydia-Wikilingue.com

Planeta extrasolar

planeta extrasolar - Wikilingue - Encydia

Quantitat d'exoplanetes descoberts fins avui: 464.[1]

Es denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita un estel diferent al Sol i que, per tant, no pertany al Sistema Solar. En 1995 Michel Mayor i Didier Queloz van descobrir mitjançant mètodes de detecció indirectes el primer planeta extrasolar orbitando un estel en la seqüència principal.[2] Des de llavors s'han succeït en ritme creixent els descobriments de nous planetes.

Fins a juny de 2010 s'han descobert 396 sistemes planetaris que contenen un total de 464 cossos planetaris. Quaranta-cinc[3] d'aquests sistemes són múltiples i 20 d'aquests planetes estan per sobre de les 13  MJ (1 MJ és la massa de Júpiter) pel que molt probablement siguin nanes marrons.[4]

La NASA va avançar al juny de 2010 que la Sonda Kepler, posada en òrbita al març de 2009, va detectar indicis de 706 exoplanetes nous en els seus primers 43 dies de funcionament, 400 dels quals tenen dimensions entre les de Neptú i la Terra. Els resultats oficials d'aquesta missió seran publicats al febrer de 2011.[5] [6]

Arxiu:The Star AB Pictoris and its Companion - Phot-14d-05-normal.jpg
Imatge coronógrafica d'AB Pictoris que mostra al seu petit company (inferior esquerra). Les dades van ser obtingudes el 16 de març de 2003 amb NACO en el VLT, utilitzant una màscara d'ocultació d'1,4 arcosegundos damunt d'AB Pictoris.
Imatge del descobriment del sistema de GJ 758, preses amb HiCIAO en el telescopi Subaru en l'infraroig proper.
Arxiu:HR 8799 planetary system.jpg
Una imatge de la banda K (2.2 micrones) AO del sistema planetari HR 8799 fent ús de Gemini / Altair / NIRI adquirits el 5 de setembre de 2008 (El nord està a dalt i l'Est a l'esquerra). Els tres planetes són designats amb cercles vermells. El flux estel·lar ha estat sostret amb ADI i la regió saturada central aquesta emmascarada. Observacions de Multi-Èpoques han demostrat moviment orbital Keplerianos en contra del sentit del rellotge per als tres planetes.
D'acord amb l'actual definició de "planeta", un planeta ha d'orbitar un estel.[7] No obstant això, es considera possible l'existència de cossos planetaris no lligats a la gravetat de cap estel. Tals cossos haurien estat expulsats del sistema en el qual es van formar i en la literatura científica els hi denomina freqüentment com a planetes errantes o planetes interestel·lars i no són objecte d'estudi en el present article.

La majoria de planetes extrasolars coneguts són gegants gasosos igual o més massius que el planeta Júpiter, amb òrbites molt properes al seu estel i períodes orbitales molt curts, també coneguts com Júpiteres calents. Això es creu és un resultat dels mètodes actuals de detecció, que troben més fàcilment planetes d'aquest tipus que planetes terrestres més petits. Amb tot, exoplanetes comparables al nostre comencen a ser detectats, conforme les capacitats de detecció i el temps d'estudi augmenten. L'exoplaneta conegut més semblant a la Terra en massa i posició orbital és Gliese 581 c, descobert en 2007 i la massa de la qual equival a unes 5 vegades la massa de la Terra, i del que es presumeix seria un planeta terrestre gran. Els experts creuen que aquest planeta està a la zona d'habitabilitat de Gliese 581, i que podria tenir aigua líquida en la seva superfície. El primer sistema extrasolar descobert amb més d'un planeta va ser Upsilon Andromedae. Encara que els coneixements actuals han posat a 55 Cancri com l'estel amb més planetes coneguts (5 fins a novembre de 2007).

Contingut

Història

Primera imatge directa confirmada d'un planeta extrasolar. La presa, reproduïda aquí en fals color, va ser captada en l'infraroig pel Very Large Telescope. El cos central (blau) és la nana marró 2M1207, té un company de massa planetària (vermell), 2M1207b.

Aleksander Wolszczan, un astrònom polonès va anunciar en 1992 el descobriment de 3 objectes sub-estel·lars de baixa massa orbitando el púlsar PSR 1257+12. Aquests van ser els primers planetes extrasolars descoberts i l'anunci va ser tota una sorpresa. Es creu que aquests planetes es van formar de les restes de l'explosió de supernova que va produir el púlsar.

Els primers planetes extrasolars al voltant d'estels de la seqüència principal van ser descoberts en la dècada de 1990, en una dura competició entre equips suïssos i nord-americans. El primer planeta extrasolar va ser anunciat per Michel Mayor i Didier Queloz, del grup suís, el 6 d'octubre de 1995. L'estel principal era 51 Pegasi i es va donar a cridar al planeta 51 Pegasi b. Uns mesos més tard l'equip americà, liderat per Geoffrey Marcy de la Universitat de Califòrnia va anunciar el descobriment de 2 nous planetes. La carrera per trobar nous planetes no havia fet més que començar. Nombrosos anuncis en premsa i televisió han divulgat alguns d'aquests descobriments, considerats en el seu conjunt com una de les revolucions de l'astronomia a la fi del segle XX.

En l'actualitat existeixen nombrosos projectes de les agències espacials NASA i AQUESTA desenvolupant missions capaces de detectar i caracteritzar l'abundància de planetes, així com de detectar planetes de tipus terrestre (el primer descobert fins avui: Gliese 876 d). Les dues missions més importants fins al moment són la missió europea Corot,i la missió nord-americana Kepler, ambdues utilitzant el sistema de trànsits. L'ambiciosa missió Darwin/TPF, prevista per a una data posterior al 2014, serà capaç d'analitzar les atmosferes d'aquests planetes terrestres, tenint la capacitat de detectar vida extraterrestre mitjançant l'anàlisi espectral d'aquestes atmosferes. Aquestes dades permetran abordar estadísticament qüestions profundes com l'abundància de sistemes planetaris semblances al nostre, o el tipus d'estels en els quals és més fàcil que es formin planetes.

Mètodes de detecció

Velocitats radials

Un estel (al centre) i un planeta girant al voltant del centre de massa mutu. Aquest moviment estel·lar és detectable pel mètode de velocitats radials.

Aquest mètode es basa en l'Efecte Doppler. El planeta, a l'orbitar l'estel central, exerceix també una força gravitacional sobre aquesta de manera que l'estel gira sobre el centre de massa comuna del sistema. Les oscil·lacions de l'estel poden detectar-se mitjançant lleus canvis en les línies espectrals segons l'estel s'apropa a nosaltres (corriment cap al blau) o s'allunya (corriment roent). Aquest mètode ha estat el més reeixit en la recerca de nous planetes, però només és eficaç als planetes gegants més propers a l'estel principal, per la qual cosa només pot detectar una lleu fracció dels planetes existents.

Astrometría

Atès que l'estel gira sobre el centre de massa es pot intentar registrar les variacions de posició i l'oscil·lar de l'estel. A pesar que aquestes variacions són molt petites, l'astrometría va permetre trobar un planeta extrasolar en 2009, denominat VB 10b.

Trànsits

Arxiu:Animation of the transiting exoplanet Corot-9b.ogvConsisteix a observar fotométricamente l'estel i detectar subtils canvis en la intensitat de la seva llum quan un planeta orbita per davant d'ella. El mètode de trànsits, juntament amb el de la velocitat radial, poden utilitzar-se per caracteritzar millor l'atmosfera d'un planeta, com en els casos d'HD209458b i els planetes OGLE-TR-40 i OGLE-TR-10. Aquest mètode, igual que el de la velocitat radial, troba de forma més eficient planetes de gran volum, però té l'avantatge que la proximitat del planeta a l'estel no és rellevant, per la qual cosa l'espectre de planetes que pot detectar augmenta considerablement. Els avanços tecnològics en fotometria han permès que la sonda Kepler, llançada en 2009, tingui sensibilitat suficient com per detectar planetes de la grandària de la terra, fet que s'espera que succeeixi al final de la seva missió, a la fi de 2012.

Mesura de polsos de radi d'un prémer

Un prémer (és el petit romanent, ultradenso d'un estel que ha explotat com una supernova) emet ones de ràdio molt regularment a mesura que gira. Lleus anomalies en el moment dels seus polsos de ràdio que s'observen poden ser utilitzats per rastrejar els canvis en el moviment del prémer causat per la presència de planetes.

Binària eclipsante

Si un planeta té una òrbita de gran grandària que la porta al voltant de dos membres d'un sistema d'estel doble eclipsantes , llavors el planeta es pot detectar a través de petites variacions en el moment dels eclipsis dels estels entre si. Fins a desembre de 2009, dos planetes s'han trobat per aquest mètode.

Microlentes gravitacionals

L'efecte de lent gravitacional ocorre quan els camps de gravetat del planeta i l'estel actuen per augmentar o focalitzar la llum d'un estel distant. Perquè el mètode funcioni, els tres objectes han d'estar gairebé perfectament alineats. El principal defecte d'aquest mètode és que les possibles deteccions no són repetibles pel que el planeta així descobert hauria de ser estudiat addicionalment per algun dels mètodes anteriors.

Pertorbacions gravitacionals en discos de pols

En estels joves amb discos circumestelares de pols a la seva al voltant és possible detectar irregularitats en la distribució de material en el disc circumestelar ocasionades per la interacció gravitatòria amb un planeta. Es tracta d'un mecanisme similar al que actua en el cas dels satèl·lits pastors de Saturn. D'aquesta manera ha estat possible inferir la presència de 3 planetes orbitando l'estavella Beta pictoris i d'un altre planeta orbitando l'estel Fomalhaut (HD 216956). En estels encara més joves la presència d'un planeta gegant en formació seria detectable a partir del buit de material gasós que deixaria en el disc d'acrecimiento.

Detecció visual directa

Des del principi, obtenir imatges/fotografies dels planetes extrasolars ha estat un dels objectius més desitjats de la investigació exoplanetaria. Les fotografies ja sigui de llum visible o infraroges podrien revelar molta més informació sobre un planeta que qualsevol altra tècnica coneguda. No obstant això això ha revelat ser molt més difícil tècnicament que qualsevol de les altres tècniques disponibles. Les raons d'això són vàries, però entre les principals, es troba la diferència entre la lluentor dels estels i el dels planetes. En l'espectre de la llum visible, una estavella mitjana és milers de milions de vegades més brillant que qualsevol dels seus hipotètics planetes, i fins fa poc cap detector podia identificar els planetes a partir de la lluentor estel·lar.

La primera fotografia d'un possible planeta extrasolar és una fotografia infraroja presa a la nana marró 2M1207 pel Very Large Telescope en 2004. El cos fotografiat (2M1207b), és un jove planeta de gran massa (4 masses jovianas) orbitado a 40 UA de l'estel 2M1207. Aquest planeta està a uns 2500 Kelvin de temperatura, a causa de la seva recent formació, calculada en aproximadament 10 milions d'anys. Els experts consideren que 2M1207 i 2M1207b són un exemple atípic, doncs en aquest sistema, l'estel i el planeta estan lluny (40 vegades la distància de la Terra al Sol) i tots dos emeten quantitats comparables de radiació infraroja, doncs l'estel és una nana marró, i el planeta és encara molt càlid, i per tant, ambdues són clarament visibles en la fotografia. No obstant això, planetes d'edat i òrbites comparables a la terrestre són encara impossibles de detectar.

Definició

La definició oficial de planeta de la Unió Astronòmica Internacional (UAI) només cobreix el Sistema Solar i per tant no assumeix cap postura sobre els exoplanetes.[8] [9] Fins a abril del 2010, l'única declaració de definició emesa per la Unió Astronòmica Internacional que pertany als exoplanetes és una definició de treball publicada en el 2001 i modificada en el 2003.[10] Aquesta definició conté els següents criteris:

  • Els objectes amb masses reals per sota de la massa límit per a la fusió termonuclear del deuteri (actualment calculada en 13 masses de Júpiter per a objectes de metalicidad solar) que orbitan estels o romanents estel·lars són planetes (no importa com es van formar). La massa mínima / grandària requerida perquè un objecte extrasolar sigui considerat com un planeta ha de ser la mateixa que la utilitzada en el nostre sistema solar.
  • Els objectes sub-estel·lars amb masses reals per sobre de la massa límit per a la fusió termonuclear del deuteri són "nanes marrons", no importa com es van formar ni on estan situats.
  • Els objectes que suren lliurement en cúmuls d'estels joves amb masses per sota de la massa límit per a la fusió termonuclear del deuteri no són planetes, però són sub-nanes marrons (o qualsevol nom que sigui el més apropiat).

En aquest article se segueix l'anterior definició de treball. Per tant, només es parla de planetes que orbitan estels o nanes marrons. (També hi ha hagut varis reportis de deteccions d'objectes de massa planetària, de vegades anomenats "planetes errantes" que no órbitan qualsevol cos pare.[11] Alguns d'aquests poden haver pertangut a un sistema planetari d'un estel abans de ser expulsats d'ella.)

No obstant això, cal assenyalar que la definició de treball de la IAU no és universalment acceptada. Un suggeriment alternatiu és que els planetes han de distingir-se de les nanes marrons sobre la base de la formació. La creença generalitzada és que els planetes gegants es formen a través de l'acreció del nucli, i aquest procés de vegades pot produir planetes amb masses per sobre del llindar de fusió del deuteri[12] [13] ; planetes massius d'aquest tipus pot ser que ja troba estat observats.[14] Aquest punt de vista també admet la possibilitat de nans sub-marrons, que tenen masses planetàries, però que es formen com els estels pel col·lapse directe dels núvols de gas.

Nombre d'estels amb planetes

La majoria dels planetes extrasolars descoberts es troben a uns 300 anys llum del Sistema Solar.

Els programes de recerca de planetes han descobert planetes orbitando al voltant d'una fracció substancial dels estels que han estudiat. No obstant això, la fracció total d'estels amb planetes és incerta a causa d'efectes de selecció observacional. El mètode de velocitat radial i el mètode de trànsit (que entre ells són responsable de la gran majoria de les deteccions) són més sensibles als grans planetes en òrbites petites. Per aquesta raó, molts exoplanetes coneguts són del tipus "Júpiter calent":planetes d'al voltant de la massa de Júpiter en òrbites molt petites, amb períodes de solament alguns dies. Ara se sap que entre 1% a 1.5% dels estels com el sol posseeixen aquest tipus de planeta, on l'estel semblant al sol es refereix a qualsevol estel de seqüència principal de classes espectrals F, G o K sense un company estel·lar proper.[15] El descobriment de planetes extrasolars ha intensificat l'interès en la possibilitat de vida extraterrestre.[16] s'estima a més que entre 3% a 4.5% d'estels semblants al sol posseeixen un planeta gegant amb un període orbital de 100 dies o menys, on "planeta gegant" significa un planeta d'almenys trenta masses de la terra.[17]

La fracció d'estels amb planetes més petits o més allunyats segueix sent difícil d'estimar. Extrapolant els resultats se suggereix que els planetes petits (amb similar massa a la de Terra) són més comunes que els planetes gegants. També sembla que els planetes en òrbites de gran grandària poden ser més comunes que els en petites òrbites.D'acord amb tal extrapolació, s'estima que potser els 20% d'estels semblants al sol tenen almenys un planeta gegant mentre que almenys el 40% poden tenir planetes de masses més baixes.[17] [18] [19]

Independentment de la fracció exacta dels estels amb planetes, el nombre total d'exoplanetes ha de ser molt gran. Des de la nostra pròpia galàxia la Via Làctica té almenys 100 mil milions d'estels, deuria també de contenir milers de milions de planetes si no centenars de milers de milions d'ells.

Característiques dels estels que alberguen planetes

La classificació espectral de Morgan-Keenan

La majoria dels exoplanetes coneguts orbitan estels més o menys similars al nostre Sol, és a dir, estels de seqüència principal de categories espectrals F, G o K. Una raó és simplement que els programes de recerca de planetes han tendit a concentrar-se en tals estels. Però fins i tot després de prendre això en compte, l'anàlisi estadística indica que els estels de menor massa (nana vermella, de categoria estel·lar M) són menys propenses a tenir planetes o tenen planetes que són ells mateixos de menor massa i per tant més difícils de detectar.[20] Observacions recents del Telescopi Espacial Spitzer indiquen que els estels de categoria estel·lar O, que són molt més calentes que el nostre Sol, produeixen un efecte de foto-evaporació que inhibeix la formació planetària.[21]

Els estels estan composts principalment d'elements lleugers com l'hidrogen i l'heli . També contenen una petita fracció d'elements més pesats com el ferro, i aquesta fracció es refereix a la metalicidad d'un estel . Estels de més alta metalicidad són molt més propenses a tenir planetes i els planetes que tenen, tendeixen a ser més massius que les d'estels de menor metalicidad.[15] El descobriment de planetes extrasolars ha intensificat l'interès en la possibilitat de la vida extraterrestre.[22] També s'ha demostrat que els estels amb planetes tenen més probabilitats de ser deficients en liti.[23]

Temperatura i composició

Comparació de grandàries dels planetes amb diferents composicions

És possible calcular la temperatura d'un exoplaneta basat en la intensitat de la llum que rep del seu estel mare. Per exemple, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb s'estima que té una temperatura superficial d'aproximadament -220 ° C (aproximadament 50 K) No obstant això, aquestes estimacions poden estar substancialment en un error perquè depenen de l'albedo en general desconeguts del planeta, i a causa de factors tals com l'efecte hivernacle pot introduir complicacions desconegudes. Pocs planetes han tingut la seva temperatura mesurada per l'observació de la variació en la radiació infraroja a mesura que el planeta es mou en la seva òrbita i es veu eclipsat pel seu estel mare. Per exemple, al planeta HD 189733b, s'ha trobat que té una temperatura mitjana de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) en el seu costat diürn i 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) en el seu costat nocturn.[24]

Si un planeta és detectable per tant la velocitat radial i els mètodes de trànsit, a continuació, tant la seva veritable massa i la seva ràdio es pot trobar. La densitat del planeta llavors es pot calcular. Els planetes amb baixa densitat s'infereixen a estar formats principalment per hidrogen i heli mentre que els planetes de densitat intermèdia s'infereix que tenen l'aigua com un gran component. Un planeta d'alta densitat es creu que és rocós, com la Terra i els altres planetes terrestres del Sistema Solar.

Mesures espectroscòpiques es poden utilitzar per estudiar la composició atmosfèrica d'un planeta en trànsit.[25]

D'aquesta manera el vapor d'aigua, vapor de sodi, metà i diòxid de carboni s'han detectat en les atmosferes de diferents exoplanetes. La tècnica possiblement podria descobrir característiques atmosfèriques que suggereixen la presència de la vida en un exoplaneta, però aquest descobriment no ha estat fet àdhuc.

Una altra línia d'informació sobre les atmosferes exoplanetarias prové de les observacions de funcions orbitales de fase.Els planetes extrasolars tenen fases similars a les fases de la Lluna. En observar la variació exacta de lluentor amb la fase, els astrònoms poden calcular les grandàries de les partícules en les atmosferes dels planetes.

La llum estel·lar es polaritza quan interactua amb les molècules de l'atmosfera, la qual cosa podria ser detectat amb un polarímetre. Fins ara, un planeta ha estat estudiada per aquest mètode.

Distribució de massa

Quan un planeta es troba pel mètode de la velocitat radial, la seva inclinació orbital i és desconeguda. El mètode no pot determinar la massa certa del planeta, sinó que dóna la seva massa mínima Msensei. En alguns casos un exoplaneta aparent en realitat pot ser un objecte més massiu, com una nana marró o nana vermella. No obstant això, estadísticament el factor de sensei pren un valor mitjana de π / 4≈0,785 i per tant la majoria dels planetes tenen masses certes, bastant prop de la massa mínima.[17] D'altra banda, si l'òrbita del planeta és gairebé perpendicular al cel (amb una inclinació de prop de 90°), el planeta també es poden detectar mitjançant el mètode del trànsit. La inclinació a continuació, es donarà a conèixer, i la massa real del planeta es pot trobar. A més, les observacions astrométricas i les consideracions dinàmiques en sistemes de múltiples planetes de vegades poden ser usades per restringir la massa real d'un planeta .

La gran majoria dels exoplanetes detectats fins ara tenen masses altes. A partir de gener de 2010, tots menys vint-i-cinc d'ells tenen més de deu vegades la massa de la Terra.[4] Molts són considerablement més massius que Júpiter, el planeta més massiu del Sistema Solar. No obstant això, aquestes altes masses són en gran part a causa d'un efecte de selecció observacional: tots els mètodes de detecció són molt més sensibles per al descobriment de planetes massius. Aquest biaix fa difícil l'anàlisi estadística, però sembla que els planetes de massa baixa són en realitat més comunes que els de major massa almenys dins d'un rang de masses ampli que inclou a tots els planetes gegants. A més, el fet que els astrònoms han descobert diversos planetes de només unes poques vegades més massius que la Terra, malgrat la gran dificultat de detectar-los, indica que aquests planetes són bastant comuns.[15]

Els resultats dels primers 43 dies de la missió Kepler "impliquen que petits planetes candidats amb períodes de menys de 30 dies són molt més comuns que els candidats a planetes grans amb períodes de menys de 30 dies i que els descobriments fets des de terra estan mostrant la llarga distribució de grandàries".[26]

Característiques físiques

Representació artística d'un planeta extrasolar gegant amb un satèl·lit similar a la terra, amb vasts oceans d'aigua

Durant els primers anys de descobriments de planetes extrasolars la majoria d'aquests eren sistemes peculiars amb períodes orbitales petits i òrbites excèntriques molt properes a l'estel central. El mètode de les velocitats radials afavoria el descobriment de planetes gegants molt propers al seu estel central, alguns d'ells en òrbites més petites que l'òrbita de Mercuri. Aquests planetes es diuen de vegades Júpiteres calents. En els últims anys els astrònoms han pogut refinar els seus mètodes trobant sistemes planetaris més semblats al nostre. No obstant això, una fracció important dels sistemes planetaris posseeix planetes gegants en òrbites petites, molt diferents al nostre sistema solar. La detecció de planetes tipus terrestre roman fora de les capacitats tecnològiques actuals. En tot cas tots els planetes extrasolars detectats fins avui són gegants gasosos, les seves masses són grans, comparables a la de Júpiter encara que típicament més massius. Recentment s'han descobert nous candidats planetaris amb masses d'unes 15 vegades la massa terrestre, és a dir, comparables a Neptú.

Els objectes més massius i propers a l'estel principal han revolucionat les teories sobre formació planetària. Existeix un cert consens sobre la formació d'aquests planetes en òrbites més externes i la seva migració primerenca cap a les òrbites interiors. Aquesta migració està determinada per la interacció gravitatòria amb el disc circumestelar de material en el qual es forma el planeta. En aquest apartat sembla haver-hi una certa relació entre la metalicidad de l'estel central i la presència de planetes.

El planeta extrasolar HD209458b, tambien anomenat Osiris. És un planeta del tipus Júpiter calent amb la massa d'un gegant gasós però orbitando molt prop del seu estel principal. El planeta passa per davant del seu estel periòdicament oferint trànsits amb els quals s'ha pogut obtenir una major informació sobre la seva òrbita, grandària i atmosfera.

Paràmetres orbitales

La majoria dels planetes candidats extrasolars coneguts han estat descoberts usant mètodes indirectes, per la qual cosa només alguns paràmetres físics i orbitales es poden determinar. Per exemple, dels sis paràmetres elementals independents que defineixen una òrbita, el mètode de velocitat radial pot determinar quatre: Semieix major, excentricitat, longitud del periastro, i l'hora del periastro. Dos paràmetres segueixen sent desconeguts: inclinació i longitud del node ascendent.

Molts exoplanetes tenen òrbites amb semieixos major molt petites, i estan molt més prop del seu estel mare que qualsevol altre planeta en el nostre sistema solar aquesta del sol. Aquest fet, no obstant això, es deu principalment a la selecció d'observació: El mètode de velocitat radial és més sensible a planetes amb òrbites petites. Els astrònoms van quedar inicialment molt sorpresos per aquests Júpiteres calents però ara és clar que la majoria dels exoplanetes (o, almenys, la majoria dels exoplanetes de gran massa) tenen òrbites més grans, alguns situats en zones habitables, on pot existir l'aigua líquida i la vida[17] Sembla plausible que en la majoria dels sistemes exoplanetarios, hi ha un o dos planetes gegants amb òrbites de dimensions comparables a les de Júpiter i Saturn del nostre propi sistema solar.

L'excentricitat orbital és la mesura de cuan el·líptica (allargada) és una òrbita. La majoria dels exoplanetes amb períodes orbitales curts (de 20 dies o menys) tenen òrbites gairebé circulars d'excentricitat molt baixa. Que es creu que és a causa de la circularización de marea un efecte en el qual la interacció gravitatòria entre dos cossos redueix gradualment la seva excentricitat orbital. Per contra, la majoria dels exoplanetes coneguts amb períodes orbitales mes llargs tenen òrbites molt excèntriques. Això no és un efecte de selecció observacional ja que un planeta pot ser detectat d'igual manera amb independència de l'excentricitat de la seva òrbita. La prevalença de les òrbites el·líptiques és un gran enigma, ja que les teories actuals de formació planetària suggereixen fortament que els planetes han de formar-se amb òrbites circulars (és a dir, no excèntriques). Una teoria és que els companys petits, com les nanes T ( nana marró que conté metà) es poden ocultar en els sistemes planetaris i poden causar que les òrbites dels planetes siguin extremes.[27]

La prevalença d'òrbites excèntriques també pot indicar que el nostre sistema solar és alguna cosa inusual, ja que tots els seus planetes amb excepció de Mercuri tenen òrbites gairebé circulars.[15] No obstant això, s'ha suggerit que alguns dels alts valors d'excentricitat divulgats pels exoplanets poden ser sobrestimaciones, des que la demostració feta en simulacions mostra que moltes observacions són també consistents amb dos planetes en òrbites circulars. Els planetes divulgats com a planetes únics moderadament excèntrics tenen una possibilitat del 15% de ser part de tal parell.[28]

Mitjançant la combinació de mesuraments de velocitat astrométricas i radial, s'ha constatat que, a diferència del sistema solar, els planetes no han de moure's necessàriament en òrbites en el mateix pla orbital al voltant del seu estel, però tenen inclinacions molt dispars.[29]

S'ha trobat que diversos Júpiteres calents tenen l'òrbita retrògrada i això posa en dubte les teories sobre la formació dels sistemes planetaris.[30] Mitjançant la combinació de noves observacions amb les dades antigues es va trobar que més de la meitat de tots els "Júpiter calents" estudiats tenen òrbites que estan desalineades amb l'eix de rotació dels seus estels, i sis exoplanetes en aquest estudi tenen moviment retrògrad.

Descobriments notables

1988

1989

1992

1995

1996

47 Ursae Majoris b: Aquest planeta similar a Júpiter va ser el primer planeta de llarg període descobert, orbitando a 2,11 UA de l'estel amb una excentricitat de 0,049. Hi ha un segon company que orbita a 3,39 AU, amb l'excentricitat de 0,220 ± 0,028 i un període de 2190 ± 460 dies.

1998

Gliese 876 b: El primer planeta descobert que orbita al voltant d'una estavella nana vermella (Gliese 876). La seva òrbita és més propera a l'estel que Mercuri és del sol. Més planetes han estat descoberts posteriorment prop de l'estel.[39]

1999

2001

2003

2004

2005

2006

2007

2008

2009

2010

Classificació de Sudarsky per a planetes gegants

El sistema de classificació de Sudarsky és un sistema teòric de classificació per predir l'aparença de planetes extrasolars gasosos gegants sobre la base de les seves temperatures. Va ser descrit pel científic David Sudarsky en el document Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets i ampliat sobre un altre article anomenat Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets.[81]

Els planetes gegants de gas es divideixen en cinc classes, usant nombres romans. El sistema assumeix que la composició gasosa de les atmosferes dels planetes és similar a les de Júpiter. Però en general, la composició química de planetes extrasolars no es coneix, i fer les observacions necessàries per determinar aquest requisit necessita de mètodes més avançats de detecció. Segons la classificació de Sudarsky, en el nostre sistema solar existeixen dos planetes que poden trobar-se pertanyents a la classe I, Saturn i Júpiter.

L'aparició de planetes que no són gegants gasosos no poden ser predits pel sistema de Sudarsky, per exemple, planetes terrestres com la Terra i Ogle-2005-BLG-390L b (5,5 masses terrestres), o els gegants de gel com Urà (14 masses terrestres) i Neptú (17 masses terrestres).

Captura de pantalla del programa Celestia que mostra els tipus de planetes gasosos gegants segons la classificació de Sudarsky:[81]

Classe I: núvols d'Amoniaco
Classe II: núvols d'aigua
Classe III: buidats
Classe IV: metalls alcalins
Classe V: núvols de silicat.

Classe I: Núvols d'Amoniaco

Els planetes d'aquesta classe tenen una aparença dominada pels núvols d'amoníac . Aquests planetes es troben en l'exterior de les regions d'un sistema planetari en la qual existeixen a temperatures inferiors a uns 150 Kelvin (-120 graus Celsius/-190 graus Fahrenheit). Les previsions de l'albedo en un planeta de classe I que aquesta entorn d'un estel com el Sol és d'aproximadament 0.57, en comparació d'un valor de 0.343 per a Júpiter, i 0.342 de Saturn. La diferència pot ser parcialment explicades pel tenint en compte el desequilibri amb els condensats de tolina o fòsfor, que són responsables dels núvols de colors en l'atmosfera joviana, i no aquesta modelada en els càlculs de Sudarsky.

Les temperatures de la classe I són de planetes freds o bé de planetes que se separin el bastant durant el seu perihelio pel que fa al seu estel com per aconseguir certes temperatures.

Classe II: Núvols d'aigua

Planetes en la classe II són massa calentes com per formar núvols d'amoníac : en lloc d'això els seus núvols estan composts per vapor d'aigua. En aquest tipus de planetes s'esperen temperatures que oscil·lin al voltant dels 250 Kelvin. Els núvols d'aigua són més reflexives que els núvols d'amoníac, i l'albedo de Bond prediu que la lluentor d'un planeta de classe II entorn d'un estel sigui d'al voltant de 0,81. A pesar que els núvols en aquest planeta serien similars a les de la Terra, aquestes atmosferes encara consisteixen principalment d'hidrogen sol, molècules riques en hidrogen i metà.

El rang de les temperatures en aquesta classificació és una mica ampli. Hi ha planetes que poden tenir zones en l'atmosfera (en particular els pols) que estan encara prou fredes per allotjar núvols d'amoníac . Per contra planetes molt calidos poden tenir una aparença groguenca per condensats de compostos sulfurosos i també poden fins i tot tenir núvols d'àcid sulfúric. Aquests planetes (a diferència dels altres dos) es creu que són més similars a Venus que a la Terra, i sovint són classificades com “Jóvianos Azufrosos”. Es creu que aquests planetes només tenen núvols sulfurosas en les capes superiors i en les capes inferiors es conserven àdhuc núvols d'aigua, per la qual cosa aquest tipus de planeta solament és una "subclasse" dels planetes de tipus II.

Els possibles planetes de classe II, que figuren en el document original de Sudarsky, inclouen: 47 Ursae Majoris b i Upsilon Andromedae d. El planeta HD 28185 b a causa de la seva òrbita circular entorn del centre del seu estel en una zona habitable se li considera com el prototip ideal per a aquesta classe de planetes. Iota Horologii b i Gamma Cephei Ab són els planetes més coneguts del tipus "Jovianos Azufrosos".

Classe III: Buidats

Planetes amb temperatures entre uns 350 Kelvin (170 ° F, 80 ° C) i 800 Kelvin (980 ° F, 530 ° C) no es poden formar cobertes de núvols d'algun tipus, ja que falta una aportació adequada de productes químics en l'atmosferes com per formar núvols. Aquests planetes es mostren com a gegantesques esferes de color blau a causa de la dispersió de Rayleigh i a l'absorció de metà en les seves atmosferes. A causa de la falta d'una capa reflectora de núvols, l'albedo és baix, d'al voltant de 0.12 de lluentor per a la classe III entorn del seu estel. Existeixen en regions a l'interior d'un sistema planetari similars a les distàncies que corresponen aproximadament a la ubicació de Mercuri pel que fa al nostre Sol.

Exoplanetes que figuren en el document de Sudarsky com a planetes de classe III són Gliese 876 b i Upsilon Andromedae c.

Classe IV: Metalls alcalins

Per sobre dels 900 Kelvin (630 ° C/1160 ° F), el monòxid de carboni es converteix en la principal molècula portadora de carboni en l'atmosfera d'aquests planetes (en lloc de metà). A més, l'abundància de metalls alcalins, com el sodi augmenten substancialment, i les línies espectrals del sodi i potassi dominen sobre l'espectre del planeta. Aquests planetes formen núvols coberts de ferro i silicats sota la resta dels núvols dels seus atmosferas, però això no afecta l'espectre del planeta. L'albedo de Bond dels planetes de la classe IV entorn del seu estel es preveu que sigui molt baixa, aproximadament al voltant de 0.03, a causa de la forta absorció de metalls alcalins. Planetes de les classes IV i V es denominen Jovianos Calentes.

Classe V: Núvols de silicat

Són els gegants de gas més calents, amb temperatures superiors a 1400 Kelvin (2100 ° F, 1100 ° C), estan coberts de núvols de silicat i de ferro, i es preveu que es trobin molt a dalt en l'atmosfera. Les previsions de l'albedo de Bond d'un planeta de la classe V al voltant del seu estel són de 0.55, això gràcies a la reflexió de la coberta de núvols. A aquestes temperatures, aquests planetes tenen una lluentor vermella per la radiació tèrmica. A causa d'això últim els estels amb una magnitud visual de 4.50 o major en el nostre cel, segons aquesta teoria, els planetes han de ser visibles als nostres instruments. Exemples de tals planetes podrien ser 51 Pegasi b. Però a aquesta última predicció li ha anat malament. Tau Boötis Ab amb 1621 Kelvin de la classe V de temperatura, el científic Leigh va trobar que el seu albedo no pot ser superior a 0.39. Upsilon Andromedae b i que el planeta HD 149026 b es van descobrir més foscos de l'esperat, com a HD 209458 b, que acull un fosc halo de núvol o cauda en la coberta superior ombrejant l'estratosfera.

Taula resumeixen

Article principal: Annex:Planetes extrasolars
Planetes extrasolars
CaracterísticaPlanetaEstelDataNotes
Més antic Matusalén (PSR B1620-26c) PSR B1620-26 12.700 milions d'anys d'edat.
Planeta més jove
Més pesat COROT-exo-3b COROT-exo-3 Múltiples planetes tenen masses properes al límit de la nana marró,
13 MJ · 1 VJ, límit per a la reacció de fusió del deuteri. Però aquest, posseeix
20M J · 1 VJ Pel que sembla és una nana cafè 100% "morta", en aquest cas el límit augmenta a 80 MJ · 1 VJ.
Més lleuger PSR 1257+12 A PSR 1257 2,01 MTerra

Nota: El sistema PSR 1257+12 podria contenir també objectes de massa asteroidal.

Major Osiris (HD 209458 b) HD 209458 Radio 1,32 RJúpiter

Nota: Només es coneixen els radis dels planetes que mostren trànsits.

Més petit Gliese 581 c Gliese 581 Radio 1,32 RTerra -- Massa = (m) 4,83 Terra
Més llunyà OGLE 2003-BLG-235 OGLE 2003-BLG-235 17.000 anys llum
Més proper ε Eridani b ε Eridani 10,4 anys llum
Major període orbital 2M1207 b 2M1207 2450+ anys
Menor període orbital OGLE-TR-56b OGLE-TR-56 1,2 dies
Òrbita més excèntrica HD 80606 b HD 80606 excentricitat= 0,93366
Menys excèntrica PSR 1257+12 A PSR 1257+12 excentricitat= 0,0
:Descobriments
Primer planeta descobert PSR 1257+12 B, C PSR 1257+12 1992 Primer planeta orbitando un prémer.
Bellerophon (51 Pegasi b) 51 Pegasi 1995 Primer planeta orbitando un estel de la seqüència principal.

Primer planeta descobert pel mètode de les velocitats radials.

Gliese 876 b Gliese 876 1998 Primer planeta orbitando una nana vermella.
Osiris (HD 209458 b) HD 209458 1999 Primer planeta amb trànsits.

Nota: OGLE-TR-56 b va ser el primer planeta descobert pel mètode de trànsits.

ι Draconis b ι Draconis 2002 Primer planeta al voltant d'un estel gegant.
OGLE 2003-BLG-235 OGLE 2003-BLG-235 2004 Primer planeta oposat per lents gravitacionals.
Matusalén (PSR B1620-26c) PSR B1620-26 1993 Primer planeta al voltant d'una nana blanca (confirmació en 2003).
2M1207 b 2M1207 2004 Primer planeta al voltant d'una nana marró. Primera imatge d'un planeta extrasolar.
Primer planeta lliure oposat S Ori 70 n/a 2004 Massa = 3 MJúpiter.
Primer planeta en un sistema múltiple 55 Cancri b 55 Cancri 1996
Primer planeta amb vapor d'aigua en la seva atmosfera HD 189733b HD 189733 2005 Massa = 1'15 Júpiter
Més semblat a la Terra Gliese 581 c Gliese 581 2007 Radio 1,32 RTerra -- Massa = (m) 4,83 Terra
Massa més propera a la massa terrestre PSR 1257+12 C PSR 1257+12 3,9 Mterrestres
Planeta d'òrbita més propera a 1 UA HD 142 b
HD 28185 b
HD 128311 b 		HD 142
HD 28185
HD 128311 		0,980 AU
1,0 AU
1,02 AU

Observatoris i mètodes

Missions

Classificacions

Sistemes

Habitabilitat

Estudis

Astrònoms

Vegeu també

Referències

  1. ↑ «The Extrasolar Planets Encyclopedia».
  2. ↑ Michel Mayor i Didier Queloz (1995). «A Jupiter-mass companion to a solar-type star». Nature 378. 355-359. http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html. 
  3. ↑ «The Extrasolar Planets Encyclopaedia».
  4. ↑ a b Schneider, Jean (2007-04-25). «Interactive Extra-solar Planets Catalog». The Extrasolar Planets Encyclopedia.
  5. ↑ NASA descobreix 700 possibles nous planetes fos del Sistema Solar. ABC, 17 de juny de 2010. Consultat el 17 de juny de 2010.
  6. ↑ S'accelera la carrera per trobar el primer exoplaneta habitable. El País, 17 de juny de 2010. Consultat el 17 de juny de 2010.
  7. ↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement (February 28, 2003).
  8. ↑ «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votis» (2006). Consultat el 2010-04-25.
  9. ↑ R.R. Brit (2006). «Why Planets Will Never Be Defined». Space.com. Consultat el 2008-02-13.
  10. ↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement (28 February 2003). Consultat el 2006-09-09.
  11. ↑ Kenneth A. Marsh, J. Davy Kirkpatrick, and Peter Plavchan (2009). «A Young Planetary-Mass Object in the rho Oph Cloud Core». Astrophysical Journal Letters (forthcoming). http://fr.arxiv.org/abs/0912.3774. 
  12. ↑ Mordasini, C. et al. (2007). "Giant Planet Formation by Core Accretion" arxiv:0710.5667v1 [astre-ph]. Consultat el 2008-10-04.
  13. ↑ Baraffe, I. et al. (2008). «Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior». Astronomy and Astrophysics 482 (1):  pàg. 315–332. doi:10.1051/0004-6361:20079321. http://arxiv.org/abs/0802.1810. 
  14. ↑ Bouchy, F. et al. (2009). «The SOPHIE search for northern extrasolar planets . I. A companion around HD 16760 with mass close to the planet/brown-dwarf transition». Astronomy and Astrophysics 505 (2):  pàg. 853–858. doi:10.1051/0004-6361/200912427. http://www.arxiv.org/abs/0907.3559. 
  15. ↑ a b c d G. Marcy et al . (2005). «Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities». Progress of Theoretical Physics Supplement 158:  pàg. 24–42. doi:10.1143/PTPS.158.24. http://ptp.ipap.jp/link?PTPS/158/24. 
  16. ↑ «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life». Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultat el 21-07-2006.
  17. ↑ a b c d 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:  pàg. 531–554. doi:10.1086/588487. Arxivat de l'original el 05/2008. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/588487. 
  18. ↑ «Scientists announce planet bounty», BBC News, 19-10-2009. Consultat el 31-03-2010.
  19. ↑ David P. Bennett, Jay Anderson, Ian A. Bond, Andrzej Udalski, and Andrew Gould (2006). «Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star». Astrophysical Journal Letters 647:  pàg. L171-L174. http://iopscience.iop.org/1538-4357/647/2/l171. 
  20. ↑ X. Bonfils et al . (2005). «[Expressió errònia: operador < inesperat The HARPS search for southern extra-solar planets: VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581]». Astronomy & Astrophysics 443:  pàg. L15–L18. doi:10.1051/0004-6361:200500193. 
  21. ↑ L. Vu (3 d'octubre de 2006). «Planets Prefer Safe Neighborhoods». Spitzer Science Center. Consultat el 01-09-2007.
  22. ↑ «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life». Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultat el 21-07-2006.
  23. ↑ G. Israelian et al . (2009). «Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets». Nature 462:  pàg. 189–191. doi:10.1038/nature08483. http://www.nature.com/nature/journal/v462/n7270/abs/nature08483.html. 
  24. ↑ Heather Knutson, David Charbonneau, Lori Allen, et.al. (2007). «A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733b». Nature 447 (7141):  pàg. 183–186. doi:10.1038/nature05782. PMID 17495920. Arxivat de l'original el 05/10/2007. http://www.nature.com/nature/journal/v447/n7141/abs/nature05782.html. 
  25. ↑ D. Charbonneau, T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). «When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars», Protostars and Planets V, University of Arizona Press.
  26. ↑ Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the First Data Set: The Majority llauri Found to be Neptune-Size and Smaller, William J. Borucki, for the Kepler Team (Submitted on 14 Jun 2010)
  27. ↑ Eberly College of Science (18 September 2006). «Scientists Snap Images of First Brown Dwarf in Planetary System (News Release)». Comunicat de premsa. Consultat el 2006-09-28.
  28. ↑ T. Rodigas (2009). "Which Radial Velocity Exoplanets Have Undetected Outer Companions?" arxiv:0907.0020 [astre-ph.EP].
  29. ↑ Out of Flatland: Orbits Llauri Askew in a Nearby Planetary System, www.scientificamerican.com, may 24, 2010
  30. ↑ Turning planetary theory upside down
  31. ↑ B. Campbell, G.A.H. Walker, S. Yang (1988). «[Expressió errònia: operador < inesperat A search for substellar companions to solar-type stars]». Astrophysical Journal 331:  pàg. 902–921. doi:10.1086/166608. Bibcode: 1988ApJ...331..902C. 
  32. ↑ Cochran, W.D. et al. (2002). «A Planetary Companion to the Binary Star Gamma Cephei». Consultat el 02-05-2010.
  33. ↑ Walker, G.A.H. (2008). "The First High-Precision Radial Velocity Search for Extra-Solar Planets" arxiv:0812.3169v1 [astre-ph]. Consultat el 2010-05-02.
  34. ↑ Latham, D. W. et al. (1989). «[Expressió errònia: operador < inesperat The unseen companion of HD114762 - A probable brown dwarf]». Nature 339:  pàg. 38–40. doi:10.1038/339038a0. 
  35. ↑ Schneider, J.. «Notis for star HD 114762». The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Consultat el 02-05-2010.
  36. ↑ «HD 114762 b». Exoplanets Data Explorer. Consultat el 02-05-2010.
  37. ↑ A. Wolszczan, D.A. Frail (1992). «A planetary system around the millisecond prémer PSR1257+12». Nature 355:  pàg. 145–147. doi:10.1038/355145a0. http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html. 
  38. ↑ a b M. Mayor et al. (2009). «[Expressió errònia: operador < inesperat The HARPS search for southern extra-solar planets: XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system]». Astronomy and Astrophysics 507:  pàg. 487–494. doi:10.1051/0004-6361/200912172. arΧiv:0906.2780. 
  39. ↑ J.N. Wilford (26 de juny de 1998). «New Planet Detected Around a Star 15 Light Years Away». The New York Times. Consultat el 17-07-2008.
  40. ↑ B. Edgar, M. Watzke, C. Rasmussen. «Multiple planets discovered around Upsilon Andromedae». AFOE website. Consultat el 06-12-2009.
  41. ↑ G.W. Henry et al. (2000). «[Expressió errònia: operador < inesperat A Transiting "51 Peg-like" Planet]». Astrophysical Journal Letters 529 (1):  pàg. L41–L44. doi:10.1086/312458. 
  42. ↑ D. Charbonneau et al. (2002). «[Expressió errònia: operador < inesperat Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere]». Astrophysical Journal 568 (1):  pàg. 377–384. doi:10.1086/338770. 
  43. ↑ S. Frink et al. (2002). «[Expressió errònia: operador < inesperat Discovery of a Substellar Companion to the K2 III Giant Iota Draconis]». Astrophysical Journal 576 (1):  pàg. 478–484. doi:10.1086/341629. 
  44. ↑ S. Sigurdsson et al . (2003). «[Expressió errònia: operador < inesperat A Young White Dwarf Companion to Prémer B1620-26: Evidence for Early Planet Formation]». Science 301 (5630):  pàg. 193–196. doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802. 
  45. ↑ European Space Agency (25 August 2004). «Fourteen Estafis the Earth – AIXÒ HARPS Instrument Discovers Smallest Ever Extra-Solar Planet». Comunicat de premsa. Consultat el 2006-05-07.
  46. ↑ European Space Agency (30 April 2005). «Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System». Comunicat de premsa. Consultat el 2009-12-06.
  47. ↑ S. Mohanty, R. Jayawardhana, N. Huelamo, I. Mamajek (2007). «[Expressió errònia: operador < inesperat The Planetary Mass Companion 2MASS 1207–3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk]». American Astronomical Society 657:  pàg. 1064–1091. doi:10.1086/510877. arΧiv:astre-ph/0610550. 
  48. ↑ D. Charbonneau et al. (2005). «[Expressió errònia: operador < inesperat Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet]». Astrophysical Journal 626 (1):  pàg. 523-529. doi:10.1086/429991. 
  49. ↑ D. Deming et al. (2005). «[Expressió errònia: operador < inesperat Infrared Radiation from an Extrasolar Planet]». Nature 434 (7034):  pàg. 740-743. doi:10.1038/nature03507. 
  50. ↑ I.J. Rivera et al. (2005). «[Expressió errònia: operador < inesperat A 7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star GJ 876]». Astrophysical Journal 634 (1):  pàg. 625–640. doi:10.1086/491669. 
  51. ↑ B. Sato et al . (2005). «[Expressió errònia: operador < inesperat The N2K Consortium II: A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Donin-se Core]». Astrophysical Journal 633:  pàg. 465–473. doi:10.1086/449306. 
  52. ↑ J.-P. Beaulieu et al . (2006). «Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing». Nature 439:  pàg. 437–440. doi:10.1038/nature04441. http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html. 
  53. ↑ «Kiwis help discover newplanet ». One News (26 de gener de 2006). Consultat el 07-05-2006.
  54. ↑ European Space Agency (18 May 2006). «Trio of Neptunes and their belt». Comunicat de premsa. Consultat el 2007-06-09.
  55. ↑ NASA's Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds Spitzer.caltech.edu 2007-02-21 Retrieved on 2008-07-17
  56. ↑ A spectrum of an extrasolar planet Nature.com 2007-02-01 Nature 445, 892-895 (22 February 2007); doi:10.1038/nature05636 Retrieved on 2008-07-17
  57. ↑ 'Clear Signs of Water' on Distant Planet at Space.com
  58. ↑ Udry et al.; Bonfils, X.; Delfosse, X.; Forveille, T.; Major, M.; Perrier, C.; Bouchy, F.; Lovis, C. et ál. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets, XI. Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet system». Astronomy and Astrophysics 469 (3):  pàg. L43–L47. doi:10.1051/0004-6361:20077612. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...469L..43O&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  59. ↑ a b Ker Than (24-04-2007). «Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life». Consultat el 24-04-2007.
  60. ↑ Selsis et al.; Kasting, J. F.; Levrard, B.; Paillet, J.; Ribas, I.; Delfosse, X. (2007). «Habitable planets around the star Gl 581?». Astronomy and Astrophysics 476:  pàg. preprint. doi:10.1051/0004-6361:20078091. http://arxiv.org/abs/0710.5294. 
  61. ↑ von Bloh et al. (2007) «The Habitability of Super-Earths in Gliese 581». Astronomy & Astrophysics 476:1365-1371. Consultat el 20-07-2008.
  62. ↑ Fox, Maggie.«Hot "hissi" may cover recently discovered planet», Reuters, 16-05-2007. Consultat el 23-04-2009.
  63. ↑ «Largest Known Exoplanet Discovered», SPACE.com, 06-08-2007. Consultat el 26-08-2007.
  64. ↑ «Solar System Like Ours Found», SPACE.com, 14-02-2008. Consultat el 19-02-2008.
  65. ↑ «Key Organic Molecule Detected at Extrasolar Planet», SPACE.com, 20-03-2008. Consultat el 20-03-2008.
  66. ↑ Barnes et al. (13-01-2009). «The HD 40307 Planetary System: Super-Earths or Mini-Neptunes?». arXiv. http://fr.arxiv.org/abs/0901.1698. 
  67. ↑ «Trio of 'super-Earths' discovered», BBC news, 16-06-2008. Consultat el 17-06-2008.
  68. ↑ The Directly Imaged Planet around the Young Solar Analog 1RXS J160929.1-210524: Confirmation of Common Proper Motion, Temperature and Mass
  69. ↑ «From afar, the first optical photos of an exoplanet», AFP, 13-11-2008.
  70. ↑ «Hubble Directly Observis a Planet Orbiting Another Star». Consultat el 13 de novembre de 2008.
  71. ↑ a b John Timmer. «Three planets directly observed orbiting distant star». Consultat el 13 de novembre de 2008.
  72. ↑ «Exoplanets finally menja into view», BBC News, 13-11-2008. Consultat el 23-04-2009.
  73. ↑ «AQUESTA Portal — COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on». Aquesta.int (03-02-2009). Consultat el 23-04-2009.
  74. ↑ «New discoveries suggest low-mass planets llauri common around nearby stars». Astronomy.com (14-12-2009). Consultat el 21-12-2009.
  75. ↑ «Astronomers find super-Earth using amateur, off-the-shelf technology». Astronomy.com (16-12-2009). Consultat el 21-12-2009.
  76. ↑ «Second Smallest Exoplanet Found To Dóna't At Keck», News and Outreach, W.M. Keck Observatory, 07-01-2010. Consultat el 20-01-2010.
  77. ↑ Janson, M. (13-01-2010). «VLT Capturis First Direct Spectrum of an Exoplanet». AIXÒ (La Silla Observatory). http://www.eso.org/public/news/eso1002/. 
  78. ↑ Deeg, H. J.; Moutou, C.; Erikson, A.; et al. (2010), «[Expressió errònia: operador < inesperat A transiting giant planet with a temperature between 250 K and 430 K]», Nature 464 (7287): 384–387, doi:10.1038/nature08856 
  79. ↑ «Exoplanet Caught on the Move» (10-06-2010). Consultat el 10 de juny de 2010.
  80. ↑ Ignas A. G. Snellen et al. (2010). «[Expressió errònia: operador < inesperat The orbital motion, absolute mass and high-altitude winds of exoplanet HD 209458b]». Nature 465:  pàg. 1049–1051. doi:10.1038/nature09111. 
  81. ↑ a b Sudarsky, D., Burrows, A., Pinto, P. (2000). «Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal 538:  pàg. 885 – 903. doi:10.1086/309160. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/309160. 

Enllaços externs

Obtingut de" http://ks312095.kimsufi.com../../../../articles/c/o/m/comunicaciones_de_Andorra_46cf.html"