Exoplaneta

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Impresia artistului despre o exolună de HD 188753 Ab , prima exoplanetă descoperită într-un sistem multiplu de trei stele ( stea triplă )
Numărul descoperirilor de exoplanete pe an (începând cu 23 februarie 2021). Culorile indică metoda de detectare:

     Viteze radiale

     Tranzit

     Momentul pulsarului

     Imagistica directă

     Microlensare

O exoplanetă sau exoplanetă este o planetă care nu aparține sistemului solar , orbitând adică în jurul unei stele diferită de Soare .

Începând cu 2 august 2021 [1] sunt cunoscute 4802 de exoplanete în 3552 de sisteme planetare diferite (dintre care 790 sunt multiple); în plus, 2498 este numărul de planete candidate și alte 206 planete posibile așteaptă confirmare sau sunt controversate. Lista completă a exoplanetelor cunoscute poate fi găsită în lista exoplanetelor confirmate și în lista exoplanetelor neconfirmate sau controversate . Punctul de reper simbolic al celei de-a 1000-a planete cunoscute a fost atins pe 22 octombrie 2013, odată cu anunțul a unsprezece Jupiteri fierbinți de către proiectul SuperWASP [2] . A 2000-a planetă confirmată este Kepler-406 b : a fost descoperită în 2014 și confirmată la 25 noiembrie 2015 ca parte a misiunii Kepler cu metoda de tranzit .

Descoperirea exoplanetelor este posibilă prin metode de observare indirectă sau prin observații telescopice . Datorită limitărilor tehnicilor actuale de observare, majoritatea planetelor identificate sunt uriași gazoși precum Jupiter și, într-o măsură mai mică, planete masive de rocă de tipul Super Pământ . Fracțiunea planetelor mai mici în creștere constantă, în special datorită misiunii Kepler , ne permite deja să definim o schiță a clasificării exoplanetare în funcție de mărimea lor. [3]

Exoplanetele cunoscute aparțin sistemelor planetare care orbitează o stea. Cu toate acestea, există numeroase observații neconfirmate ale obiectelor de masă planetară care nu sunt legate de constrângeri gravitaționale cu nicio stea (așa-numitele planete interstelare ): aceste corpuri cerești nu pot fi definite ca „planete” conform definiției actuale a Uniunii Astronomice Internaționale . [4]

Interesul științific pentru exoplanete a crescut din ce în ce mai mult din 1992 , anul primei descoperiri confirmate ( PSR B1257 + 12 ). Inițial, ritmul descoperirilor a fost foarte lent, dar din anii 2000 a cunoscut o creștere reală, trecând de la 20 de planete descoperite în 2000, la 189 în 2011, la aproape 2000 în 2015.

Posibilitatea sistemelor planetare în jurul stelelor asemănătoare Soarelui este evaluată foarte diferit: mulți astronomi cred că aceasta este norma, în timp ce alții estimează că doar 10% din stelele asemănătoare solare posedă un sistem planetar [5] .

Adesea căutarea exoplanetelor coincide cu căutarea unor lumi capabile să găzduiască o formă de viață extraterestră . Kepler-22 b - rotindu-se în jurul unei pitici galbene , Kepler-22 , la aproximativ 600 de ani lumină distanță de sistemul solar - a fost prima exoplanetă de tip terestru (clasificată printre Super Pământuri) descoperită orbitând în zona locuibilă a sistemului său în 2011; de fapt, ar avea o temperatură medie a suprafeței de aproximativ 22 ° C, ceea ce permite prezența apei în stare lichidă, o condiție prealabilă pentru prezența vieții. O altă planetă descoperită de Kepler în 2015, Kepler-442 b , se credea a fi cea mai apropiată planetă asemănătoare Pământului identificată vreodată. [6]

Mai multe telescoape și instrumente concepute special pentru detectarea exoplanetelor sunt în prezent în construcție, inclusiv Finder automatizat de planete , CHEOPS și telescopul spațial TESS funcțional din iunie 2018. [7] De asemenea, misiunile spațiale SIM (inițial programate pentru 2015, dar apoi anulate în 2010) și Terrestrial Planet Finder (programat după 2015 și anulat și în 2010), au avut ca scop principal căutarea exoplanetelor.

Istoria descoperirilor

Complet confirmată abia în 1995 , existența exoplanetelor a fost considerată mult timp mai mult decât plauzibilă, astfel încât speculațiile științifice de acest tip datează cel puțin de la începutul secolului al XVIII-lea : a fost formulată prima ipoteză a existenței acestor corpuri cerești. de Isaac Newton în 1713 .

Anunțurile despre presupuse descoperiri s-au succedat de-a lungul secolului al XIX-lea , dar tehnicile de observare ale vremii nu erau suficient de exacte și dezvoltate tehnologic pentru a le confirma cu certitudine. Un caz semnificativ, în acest sens, a fost controversa privind steaua binară 70 Ophiuchi . În 1855 , căpitanul WS Jacob, de la observatorul Madras al Companiei Indiilor , a măsurat astfel de anomalii pe orbita stelei, încât a considerat că este „ foarte probabil ” că acestea se datorează prezenței unei planete. [8] Între 1896 și 1899 , Thomas JJ See , astronom la Universitatea din Chicago , și Observatorul Naval al Statelor Unite au susținut că anomaliile s-au datorat prezenței unui însoțitor întunecat cu o perioadă orbitală de 36 de ani legată de o cele două stele ale sistemului binar . [9] [10] Această teză a fost împotrivită de Forest Ray Moulton care, în 1899, și-a publicat propriile analize conform cărora un sistem de trei corpuri cu parametrii orbitali descriși de See ar fi fost extrem de instabil. [10]

Primul anunț într-un mod mare al descoperirii unei exoplanete datează din 1963 : Peter van de Kamp a susținut că a descoperit - prin măsurători astrometrice prelungite timp de douăzeci de ani - un însoțitor invizibil care orbitează în jurul stelei lui Barnard și cu o masă egală cu 1, De 6 ori cea a lui Jupiter. [11] Cu toate acestea, zece ani mai târziu, în 1973 , John Hershey a dovedit inexistența planetei: anomalia măsurată de van de Kamp a fost produsul unei erori sistematice în mecanica telescopului pe care l-a folosit.

Sistemul nostru solar comparativ cu cel din 55 Cancri

În 1984 , un nou orizont se deschide în știința exoplanetelor: un disc circumstelar este descoperit în jurul stelei β Pictoris . La douăzeci de ani de la această descoperire, sunt cunoscute multe sute de discuri circumstelare care reprezintă regiunile în care se desfășoară formarea de noi planete sau reziduurile acestui proces.

Câțiva ani mai târziu, în 1989 , David Latham a anunțat descoperirea unui însoțitor substelar în jurul stelei HD 114762 . [12] Planeta presupusă ( HD 114762 b ) are o masă de cel puțin unsprezece ori mai mare decât cea a lui Jupiter, condiții foarte apropiate de limita de ardere a deuteriului . Începând din 2006 , natura sa nu este încă clară: ar putea fi un gigant gazos supermasiv, dar și - considerată o limită superioară ipotetică de 145 de mase de Jupiter - o pitică maro sau o pitică roșie . [13] [14]

În 1992 , astronomii Alexander Wolszczan și Dale Frail au anunțat descoperirea a două planete foarte exotice cu mase de cel puțin 3,4 și 2,8 ori mai mari decât Pământul [15] și care orbitează respectiv 0,36 și 0,47 UA în jurul Pământului . Pulsar PSR B1257 + 12 in constelația Fecioară . [16] Descoperirea celor două planete provine din analiza datelor - publicată între 1992 și 1994 - a unei campanii de observație efectuată în 1990 de observatorul Arecibo care îi condusese deja pe cei doi astronomi să identifice pulsarul menționat anterior. În 1994 a fost identificată și a treia planetă, cu o masă egală cu de două ori Luna și orbitând la 0,19 UA. Aceasta este prima descoperire a unui sistem planetar extrasolar.

În anul următor, în 1993 , Gordon Walker susține ipoteza că oscilațiile vitezei radiale ale stelei Alrai ( γ Cephei ) ar putea deriva din prezența unei planete cu o masă egală cu dublul celei a lui Jupiter, confirmată de fapt de observații.efectuate în 2002 .

Partea interioară a sistemului nostru solar suprapusă pe orbita planetelor HD 179949 b , HD 164427 b , Epsilon Reticuli Ab și Mu Arae b

La 5 octombrie 1995 , Michel Mayor și Didier Queloz , de la Observatorul de la Geneva , au anunțat că au descoperit prima exoplanetă de masă comparabilă cu cea a lui Jupiter în jurul stelei 51 Pegasi , similară Soarelui [17] . Câteva zile mai târziu, pe 12 octombrie, americanii Geoff Marcy și Robert Butler - în desfășurarea unei campanii de observație similare cu cea a astronomilor elvețieni - au confirmat, de asemenea, existența planetei, dar au afirmat, de asemenea, că variațiile vitezei radiale nu sunt atribuite. la activitatea de suprafață a stelei, după cum indică detractorii descoperirii.

În anii următori, descoperirile au implicat în mare parte giganți gazosi care orbitează stelele lor la distanțe scurte. [18] Acest tip de planete, numite Jupiter fierbinți , afectează foarte mult viteza radială a stelelor lor și trec frecvent în fața lor, facilitând identificarea lor, iar acest lucru părea să indice o supremație cantitativă clară a acestor planete asupra celorlalte, datorită a efectului de selecție . [19] instrumentele de căutare s-au îmbunătățit, inversând tendința; a devenit astfel evident că prevalența corpurilor telurice asemănătoare Pământului era mai mare decât cea a planetelor uriașe . [20] [21]

În 1999, primul sistem planetar multiplu a fost descoperit în jurul unei stele secvențiale principale , Upsilon Andromedae , și în același an, pentru prima dată, s-a observat că o planetă trece în fața stelei sale mamă, HD 209458 b (Osiris). Metoda de tranzit a fost un nou mod deja propus de câțiva ani pentru a descoperi planete, dar a fost cu lansarea dedicat telescoape spațiale că numărul descoperirilor a crescut considerabil, cum ar fi european CoRoT și american Kepler , care a lansat în 2011 , a analizat mai mult peste 530.000 de stele, descoperind 2 662 de planete, cu alți candidați în așteptarea confirmării, [22] inclusiv Kepler-16 , prima planetă circumbinară descoperită, care orbitează o pereche de stele secvenței principale .

Metode de detectare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Metode de detectare a exoplanetelor .
Animație care arată cum un corp mai mic (planeta) care orbitează un corp mult mai mare (steaua) provoacă modificări în poziția și viteza celui de-al doilea, deoarece ambele corpuri orbitează de fapt în jurul centrului comun de masă

Comparativ cu stelele, planetele emit mult mai puțină lumină în cosmos . Din acest motiv, identificarea directă a exoplanetelor este extrem de dificilă: în condiții normale de vizibilitate, planetele au de obicei o luminozitate egală cu aproximativ un milion de ori mai mică decât cea a unei stele. În plus față de această dificultate intrinsecă de detectare, luminozitatea mai mare a stelelor, în jurul căreia orbitează planetele, provoacă o strălucire care tinde să acopere lumina care este slab reflectată de corpurile cerești ale sistemului respectiv.

Din aceste motive, telescoapele actuale pot furniza informații indirecte numai asupra parametrilor fizici și orbitali ai exoplanetelor, iar prezența lor poate fi detectată numai în circumstanțe extraordinare utilizând tehnici de investigație indirectă . Mai exact, este posibil să se identifice cele mai masive planete (considerabil mai mari decât Jupiter ), suficient de îndepărtate de steaua lor și recent formate (astfel încât, fiind mai calde, să fie capabile de emisii intense în spectrul infraroșu ).

Începând cu 2008 , au fost determinate șase metode de observare indirectă a exoplanetelor. Majoritatea exoplanetelor cunoscute au fost descoperite cu tehnici de acest tip.

Toate exoplanetele descoperite la 31 august 2004 (abscisa semi-majoră , masele ordonate de Jupiter ):
Punctele albastre reprezintă planete descoperite cu metoda vitezei radiale.
În roșu cele cu metoda de tranzit.
în galben cu microlentele gravitaționale.
Imaginea arată, de asemenea, limitele capacităților de detectare ale următoarelor instrumente (linii colorate), atât terestre, cât și spațiale, din 2006 până în 2015.
În cele din urmă, imaginea arată, de asemenea, poziția planetelor sistemului solar : acestea sunt cele mai mari puncte cu inițiala numelui englez.
  • Astrometrie : Astrometria constă în măsurarea exactă a poziției unei stele pe cer și observarea modului în care această poziție se schimbă în timp. Dacă steaua are o planetă, atunci influența gravitațională a planetei în sine va determina steaua să facă o ușoară mișcare circulară sau o orbită eliptică în jurul unui centru comun de masă. Această mișcare este determinată de efectul Doppler .
  • Viteze radiale : această metodă este, de asemenea, cunoscută sub numele de metoda Doppler . Variațiile vitezei cu care steaua se apropie sau se îndepărtează de Pământ - această viteză este definită exact ca viteza radială a stelei față de Pământ - poate duce la deducerea prezenței unei planete, din cauza dezechilibrelor din linia spectrală a stelei, în acord cu efectul Doppler . De-a lungul timpului, aceasta a devenit cea mai productivă tehnică folosită de „vânătorii de planete”. Cu această metodă se poate determina masa și greutatea unei exoplanete.
  • Variații ale intervalelor de emisie a pulsului : un pulsar (rămășița mică, ultra-densă a unei stele care a explodat într-o supernovă ), rotitoare, emite unde radio la intervale extrem de regulate. Ușoare anomalii în intervalele de emisie pot fi utilizate pentru a urmări modificările mișcării pulsare cauzate de prezența uneia sau mai multor planete.
  • Metoda tranzitului : dacă o planetă traversează (sau tranzitează ) în fața stelei sale, atunci este observabilă o reducere a luminozității stelei eclipsate . Cantitatea de variație depinde de mărimea planetei și de steaua în sine. Exoplanetele se disting de stelele variabile eclipsante prin faptul că există o singură variație în curba de lumină a primei, în timp ce în cea din urmă există două variații. Cu această metodă se pot determina dimensiunile exoplanetei.
  • Variația timpului de tranzit : în sistemele în care a fost deja descoperită o planetă în tranzit, este posibil să descoperiți alte planete cu cea în tranzit observând orice variații din perioada orbitală a planetei deja cunoscute datorită atracției gravitaționale a altei planete care nu tranzitează. . [23] Acest sistem poate permite, de asemenea, estimarea maselor de planete în rezonanță orbitală între ele, ca în cazul celor din sistemul TRAPPIST-1 . [24]
  • Microlent gravitațional : efectul lentilei gravitaționale apare atunci când câmpurile gravitaționale ale două corpuri cerești cooperează pentru a concentra lumina unei stele îndepărtate. Dacă primul corp ceresc (cel mai apropiat de observator) este o planetă, aceasta înseamnă că are un câmp gravitațional care contribuie într-un mod important la efectul microlentelor gravitaționale. Un studiu statistic de cinci ani publicat în decembrie 2016 realizat folosind tehnica de microlensare a sugerat că cele mai frecvente planete reci sunt de masă Neptuniană [25]
  • Discuri circumstelare și protoplanetare : norii de praf înconjoară multe stele și pot fi identificați deoarece sunt capabili să absoarbă lumina stelelor și să o reemită sub formă de radiații infraroșii . Analizând cu atenție norii de praf, este posibil să se identifice elemente care sugerează prezența planetelor și / sau a protoplanetelor .

Pentru viitor, sunt planificate numeroase misiuni spațiale care vor îmbunătăți tehnicile de detectare a exoplanetelor . Măsurătorile astronomice făcute din spațiu permit o sensibilitate mai mare decât cele făcute de la suprafața Pământului : de fapt, efectul de distorsionare al atmosferei Pământului este anulat, iar instrumentele cu infraroșu pot detecta și radiațiile blocate de atmosferă. Unele dintre aceste misiuni ar trebui să fie capabile să detecteze planete de tip terestru . În cele din urmă, telescoapele spațiale mari ar putea obține imagini directe ale exoplanetelor.

Nomenclatură

În mod normal, de când au fost descoperite primele planete, o planetă este numită stea părinte, cu adăugarea unei litere mici. În mod normal, prima planetă descoperită este indicată cu litera „b”, și treptat cu alte litere (c, d etc.) dacă alte planete din jurul stelei sunt descoperite mai târziu. Dacă, pe de altă parte, mai multe planete din jurul unei stele sunt descoperite simultan, cea cu cea mai apropiată orbită de stea va primi litera b, a doua cea mai apropiată de litera „c”, deci să urmeze pentru orice planetă mai departe de stea.

Dacă o planetă orbitează una dintre stelele unui sistem binar , va primi numele stelei cu o majusculă care să indice componenta în jurul căreia orbitează planeta, apoi litera mică care identifică planeta însăși. Dacă este o planetă circumbinară , adică dacă orbitează două sau mai multe stele din sistem, atunci toate literele majuscule care identifică componentele stelare în jurul cărora se rotește corpul planetar sunt adăugate înainte de minuscula care identifică planeta. [26]

În 2014, Uniunea Astronomică Internațională a inițiat un proces pentru a da nume proprii exoplanetelor. Procesul este practic o competiție în care, prin propuneri și voturi, noile nume ale diferitelor planete vor fi anunțate în 2015. Competiția se referă la o listă de 305 de planete descoperite până la 31 decembrie 2008. Există câteva cazuri sporadice de nume date unor exoplanete, cum ar fi Osiris ( HD 209458 b ), Bellerophon ( 51 Pegasi b ) și Methuselah ( PSR B1620-26 b ) [27] [28] .

Ciudățenii sistemelor extrasolare

Mulți astronomi se întreabă de ce multe exoplanete mari de gaze gigantice sunt situate foarte aproape de steaua lor, în comparație cu cele din sistemul nostru solar . De exemplu, τ Bootis are o planetă de patru ori mai mare decât Jupiter la mai puțin de un sfert de unitate astronomică (AU) distanță (adică un sfert din distanța Pământ-Soare). HD 114762 are o planetă de unsprezece ori mai mare decât Jupiter, la mai puțin de jumătate UA. Un posibil răspuns este că metodele de cercetare de astăzi favorizează identificarea acestui tip de sisteme: o planetă mare plasată la o distanță mică amplifică oscilațiile stelei și sunt ușor de identificat prin efectul Doppler . O planetă mai mică, la o distanță mai mare, provoacă oscilații mult mai mici și mai greu de văzut.

O altă explicație este că planetele s-au format la distanțe mai mari și apoi s-au deplasat spre interior datorită interacțiunilor gravitaționale ale celuilalt. Acest model a fost numit modelul Jupiter sărit , un nume care oferă o idee bună.

Analiza unor exoplanete a relevat, de asemenea, prezența vânturilor foarte rapide la suprafață cu vârfuri de 14 000 km / h . Aceste vânturi mențin temperatura acestor planete constantă pe întreaga suprafață cu excursii de temperatură foarte mici [29] .

Analiza proceselor de fotosinteză terestră i-a determinat pe cercetătorii NASA să facă ipoteza că, pe unele exoplanete, pot exista organisme capabile să exploateze parțial banda infraroșie pentru fotosinteză. Potrivit acestor cercetători, viitoarele telescoape spațiale vor trebui să țină seama de această posibilitate în faza de construcție [30] .

Un studiu [31] bazat pe datele a opt ani de observații de la telescopul Kepler ar fi evidențiat unele particularități ale sistemelor exoplanetare: dimensiunea planetelor dintr-un sistem dat nu ar fi aleatorie; prezența unei planete de dimensiuni considerabile ar favoriza formarea de planete cu raze și mase similare, mai degrabă decât alte planete cu dimensiuni extrem de variabile. Mai mult, procentul de metalicitate al stelei gazdă ar fi legat de mărimea razei planetare mediane a unui sistem. [32]

Exoplanete descoperite

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: exoplanete confirmate și exoplanete notabile .

Reperul exoplanetelor a fost stabilit în 1992 de astronomii Wolszczan și Frail care au publicat rezultatele observației lor în revista Nature , care a început cu doi ani mai devreme la radiotelescopul Arecibo . Cei doi astronomi descoperiseră prezența a două planete în jurul pulsarului PSR B1257 + 12 : au fost primele exoplanete identificate cu certitudine, dar relevanța lor este legată în principal de faptul că au orbitat în jurul unui pulsar , o condiție care până acum era mai degrabă rar. Majoritatea astronomilor, la momentul descoperirii, se așteptau să descopere planete doar în jurul stelelor aparținând secvenței principale și chiar și astăzi există doar două pulsare cu siguranță echipate cu un sistem planetar, PSR B1620-26 și PSR B1257 + 12.

Mai târziu descoperirile s-au succedat din ce în ce mai rapid, odată cu introducerea unor instrumente mai avansate și precise și a unor noi metode de detectare. Numărul exoplanetelor include acum planete care orbitează pitici roșii, stele de secvență principală, giganți, rămășițe stelare sau două stele în același timp, așa-numitele planete circumbinare . Cunoaștem planete cu mase de la cea a lui Mercur până la de câteva ori cea a lui Jupiter , până la întrebarea unde este linia de separare între planete și piticii bruni , în timp ce perioadele orbitale variază de la câteva ore la milenii. Prin microlentele gravitaționale, a fost identificată chiar o planetă candidată în galaxia Andromeda , PA-99-N2 b , dar nu poate fi niciodată confirmată, deoarece aliniamentele care produc microlensarea sunt unice și irepetabile.

Vânătoarea gemenilor Pământului a oferit candidați din ce în ce mai asemănători, până la Ross 128 b , Kepler-438 b , Gliese 3323 b și TRAPPIST-1 d , care, cu un indice de similaritate al pământului (ESI), respectiv de 86%, 88%, 89% și 90%, în iulie 2018 au fost considerate cele mai asemănătoare planete cu ale noastre descoperite vreodată, chiar dacă Kepler-438b, datorită prezenței periodice a furtunilor stelare puternice și a dozei mari de radiații primite de lumină (care poate să fi evaporat orice posibil ocean), este posibil să nu fie locuibil în ciuda ESI ridicat. [6]

La 22 februarie 2017, un grup de astronomi condus de Michaël Gillon de la Institutul STAR al Universității din Liège , Belgia , a anunțat printr-o declarație a agenției spațiale americane ( NASA ), descoperirea că pe orbita piticii roșii ultra-reci. steaua TRAPPIST- 1 există un sistem planetar care include șapte exoplanete stâncoase, cu caracteristici foarte asemănătoare cu ale noastre. Descoperirea a fost publicată în revista științifică Nature . [33]

Notă

  1. ^ Enciclopedia Planetei Extrasolare - Listare Catalog , pe exoplanet.eu . Adus pe 2 august 2021 .
  2. ^ (EN) Jacob Aron, Hot Jupiters împinge numărul de exoplanete peste 1000 de etape , New Scientist, 22 octombrie 2013. Accesat la 22 octombrie 2013.
  3. ^ (EN) O nouă schemă de clasificare pentru dimensiunile exoplanetei , pe phys.org.
  4. ^ (EN) Grupul de lucru privind planetele extrasolare, definiția unei "planete" , în poziția declarației IAU, 28 februarie 2003. Accesat la 2 septembrie 2009 (depus de 'Original url 16 septembrie 2006).
  5. ^ (EN) Geoffrey Marcy și colab. , Proprietăți observate ale exoplanetelor: mase, orbite și metalicități , în curs de desfășurare a fizicii teoretice , n. 158, 2005, pp. 24-42, DOI : 10.1143 / PTPS.158.24 . Accesat la 2 septembrie 2009 .
  6. ^ A b (EN) Laboratory Planetary habitability, The Habitable Exoplanet Catalog on phl.upr.edu, Universitatea din Puerto Rico. Adus la 15 mai 2013 .
  7. ^ (EN) TESS Observații pe tess.mit.edu. Adus la 1 octombrie 2018 .
  8. ^ Jacob, WS (1855). „Despre anumite anomalii prezentate de steaua binară 70 Ophiuchi”. Notificări lunare ale Royal Astronomical Society 15: 228.
  9. ^ Vezi, Thomas Jefferson Jackson (1896). „Cercetări pe orbita lui F.70 Ophiuchi și pe o perturbare periodică în mișcarea sistemului care decurge din acțiunea unui corp nevăzut”. Jurnalul Astronomic 16:17.
  10. ^ a b Thomas J. Sherrill, O carieră de controversă: anomalia TJJ Vezi ( PDF ), în Jurnalul pentru istoria astronomiei , vol. 30, 1999. Adus la 27 august 2007 .
  11. ^ Peter van de Kamp , Analiza dinamică alternativă a stelei lui Barnard , în The Astronomical Journal , vol. 74, august 1969, pp. 757-759. Adus 27-08-2007 .
  12. ^ Latham, David W. și colab., The unseen companion of HD114762 - A probable brown pit , in Nature , vol. 339, 1989, pp. 38-40.
  13. ^ Alan Hale , Despre natura companionului la HD 114762 , în Societatea Astronomică din Pacific , vol. 107, 1995, pp. 22-26.
  14. ^ Marcy și colab. , Două noi planete candidate în orbite excentrice [ link rupt ] , în Astrophysical Journal , vol. 520, 1999, pp. 239-247.
  15. ^ Măsurători ulterioare mai precise vor duce la valori de 4,3 +/- 0,2 și 3,9 +/- 0,2 mase de pământ . Konacki, M. și Wolszczan, A. Masele și înclinațiile orbitale ale planetelor în PSR B1257 + 12 System Astrophysical Journal, Volumul 591, Numărul 2, pp. L147-L150, 2003 ..
  16. ^ Wolszczan, A. și DA Frail. Un sistem planetar în jurul pulsarului de milisecundă PSR 1257 + 12. Nature 355 (6356): 145-7, 9 ianuarie 1992.
  17. ^(RO) Primar, Michel; Queloz, Didier, un tovarăș de masă Jupiter al unei stele de tip solar , în Nature , vol. 378, 1995, pp. 355-359.
  18. ^ (EN) Morgan Bettex, Learning from hot Jupiters , on space.mit.edu, MIT Kavli Institute, 15 decembrie 2010. Adus pe 11 iulie 2016 (depus de „url original 9 iulie 2015).
  19. ^ ( ES ) Javier Armentia, Otro planeta extrasolar: un Júpiter "templado" , su elmundo.es , El Mundo, 17 marzo 2010.
  20. ^ ( EN ) Charles Q. Choi, Out There: A Strange Zoo of Other Worlds , su space.com , 14 febbraio 2010. URL consultato il 26 gennaio 2015 .
  21. ^ ( EN ) Elizabeth Howell, Alien Super-Earth Planets Plentiful in Exoplanet Search , su space.com , Astrobiology , 3 dicembre 2013.
  22. ^ Kepler, the Little NASA Spacecraft That Could, No Longer Can , su nytimes.com , New York Times.
  23. ^ Marco Malaspina, Il pianeta c'è ma non si vede , su media.inaf.it , Istituto nazionale di astrofisica , 2012.
  24. ^ Michaël Gillon et al. , Seven temperate terrestrial planets around the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1 ( PDF ), vol. 542, 23 febbraio 2017, pp. 456-460, DOI : 10.1038/nature21360 .
  25. ^ Microlensing : la massa planetaria più comune dei pianeti esterni , su nasa.gov .
  26. ^ FV Hessman et al. , On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets , 2010. arΧiv : 1012.0707
  27. ^ ( EN ) IAU Press Release , su iau.org , UAI, 9 luglio 2014. URL consultato il 12 luglio 2014 .
  28. ^ We've found hundreds of new planets. And now they're going to get cool names , su vox.com . URL consultato il 12 luglio 2014 .
  29. ^ Temperatura dei pianeti extrasolari , su lescienze.espresso.repubblica.it .
  30. ^ Il colore delle piante extrasolari , su lescienze.espresso.repubblica.it , Le scienze. URL consultato il 12 aprile 2007 .
  31. ^ ( EN ) Sarah Millholland et al., Kepler Multi-planet Systems Exhibit Unexpected Intra-system Uniformity in Mass and Radius , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 849, n. 2, 9 novembre 2017, DOI : 10.3847/2041-8213/aa9714 .
  32. ^ ( EN ) Susanna Kohler, Kepler Planets Tend to Have Siblings of the Same Size , su AAS (a cura di), aasnova.org , 20 novembre 2017.
    «Sarah Millholland et al 2017 ApJL 849 L33. doi:10.3847/2041-8213/aa9714» .
  33. ^ La scoperta dei 7 esopianeti , su ilpost.it .

Bibliografia

  • Alan Boss. L'universo affollato. Alla ricerca di pianeti abitati . Le Scienze, 2010.

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Progetti di ricerca

Approfondimenti

  • ( EN ) The Extrasolar Planets Encyclopaedia di Jean Schneider [1]
  • ( EN ) Transiting planets di Frederic Pont [2]
  • ( EN ) IAU Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) [3] Archiviato il 17 maggio 2006 in Internet Archive .
  • ( EN ) Lista di pianeti confermati dalla IAU [4]
  • ( EN ) Definizione di pianeta IAU [5]
  • ( EN ) Report of the ESA-ESO working group on Extra-Solar Planets (2005) [6]
  • ( EN ) Perryman M.(2000), Extra-solar planets [7]
  • ( EN ) L'annuncio della prima osservazione visuale di un pianeta extrasolare, ESO (2004) [8]
  • ( EN ) Andrew Collier Cameron, Extrasolar planets , Physics World (January 2001). (See the online version .)
  • Filmato audio ( EN ) ESO , ESO Cosmic Duologues 2020: The atmospheres of Exoplanets , su YouTube , 20 luglio 2020. URL consultato il 20 gennaio 2021 .

Notizie

Divulgazione

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 53839 · LCCN ( EN ) sh96011308 · GND ( DE ) 4456110-6 · BNF ( FR ) cb13181541m (data)
Astronomia Portale Astronomia : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica