Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

HD 209458 b

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
HD 209458 b
Exotic Atmospheres.jpg
O imagine artistică a HD 209458 b.
Mama vedetă HD 209458
Descoperire 5 noiembrie 1999
Descoperitori T. Brown , D. Latham , M. Mayor , GW Henry , G. Marcy , RP Butler , SS Vogt , D. Charbonneau
Clasificare Jovian cald
Distanța de la Soare 150 de ani lumină
(46 parsecs )
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv J2000.0 )
Axa semi-majoră 6 732 000 km
(0,04500 au )
Periastro 6 637 752 km
(0,04437063 au )
Afastro ~ 6 826 248 km
~ 0,04563 au
Perioadă orbitală 3,52474541 ± 0,00000025 zile
Înclinarea orbitală 86,1 ° ± 0,1 °
Excentricitate 0,014 [1] [2]
Argom. a periheliului 83 °
Date fizice
Raza medie 1,35 ± 0,05 r J
Masa
0,64 ± 0,09 M J [3]
Densitate medie 370 kg / m³
Accelerare de greutate la suprafață 8,7279185 m / s²
( 0,89 g )
Temperatura
superficial
1 130 ± 150 K (medie)

HD 209458 b (poreclit Osiris sau Osiris [4] [5] ) este o exoplanetă care orbitează în jurul stelei HD 209458 , o pitică galbenă asemănătoare Soarelui de magnitudine 8 vizibilă în constelația Pegasului , care este de aproximativ La 150 de ani lumină de sistemul solar . [6]

Planeta orbitează la o distanță de doar 7 milioane de kilometri de stea, aproximativ 0,047 unități astronomice (AU) ; raza sa este, prin urmare, o optime din raza orbitei lui Mercur în jurul Soarelui. O astfel de apropiere de steaua mamă înseamnă că un an pe această planetă este echivalent cu aproximativ 3,5 zile de pe Pământ și că pe suprafața sa există o temperatură foarte ridicată, egală cu la aprox 1 000 K. Masa planetei este de 220 de ori mai mare decât a Pământului (aproximativ 0,65 ori masa lui Jupiter [3] ), ceea ce indică faptul că este aproape sigur un gigant gazos .

HD 209458 b constituie o „piatră de hotar” în căutarea unor lumi extraterestre: este de fapt prima planetă extrasolară descoperită în timpul tranzitului său pe discul stelei părinte și prima a cărei atmosferă a fost confirmată și studiată direct prin intermediul tehnicilor spectroscopice. . [7] Investigațiile au arătat că acesta constă în principal din hidrogen , cu cantități echitabile de oxigen și carbon . Apropierea excesivă de stea o expune însă la forța vântului stelar , care o trage departe, generând o coadă lungă de gaz în direcția opusă; prin urmare, se estimează că în viitorul îndepărtat HD 209458 b poate deveni o planetă chtonică. Radiația enormă este, de asemenea, responsabilă de vânturile intense încărcate cu monoxid de carbon (CO), [3] care ating viteze între 5 000 și 10 000 km / h . [8] Pe baza noilor modele teoretice, dezvoltate în aprilie 2007 în urma descoperirilor făcute prin investigația spectroscopică, [7] s -a avansat ipoteza că urme de vapori de apă pot fi prezente în atmosfera planetei, [9] [10 ] Ipoteza ] [11] confirmată ulterior de datele observaționale din a doua jumătate a anului 2009 . [12] [13]

Descoperire

Tranzitele

Un exemplu de tranzit planetar cu scăderea relativă a luminozității stelei părinte.

Planeta a fost descoperită datorită studiilor spectroscopice din 5 noiembrie 1999 . Anterior, astronomii au dezvăluit datele de măsurare fotometrice ale mai multor stele (inclusiv HD 209458) în jurul cărora se credea că planetele ar putea orbita, în speranța de a putea observa o scădere a luminozității, semn al unui tranzit al planetei. suprafața stelei și, prin urmare, dovada existenței planetei în sine. Eșecul inițial al acestor încercări depinde de faptul că orbita planetei are o astfel de înclinație încât să nu favorizeze tranzitele.

La scurt timp după descoperire, două echipe separate, una condusă de David Charbonneau și Timothy Brown, cealaltă condusă de Gregory W. Henry, au reușit în sfârșit să detecteze un tranzit al planetei pe suprafața stelei; a fost primul tranzit al unei exoplanete observate vreodată. La 9 și 16 septembrie 1999, echipa lui Charbonneau a măsurat o scădere de 1,7% a luminozității HD 209458; [14] pe 8 noiembrie, echipa lui Henry a detectat aceeași scădere a luminozității și a determinat cu exactitate durata tranzitului: fiecare tranzit durează aproximativ trei ore, iar planeta acoperă aproximativ 1,5% din suprafața stelei.

Numeroasele măsurători ale vitezei radiale efectuate de satelitul Hipparcos au permis astronomilor să calculeze cu extremă precizie perioada orbitală a planetei, 3,524736 zile de pe Pământ. [15]

Identificare directă

Curba de lumină a HD 209458 b în comparație cu cea a TreS-1b . SST , NASA / ESA

La 22 martie 2005 , NASA a anunțat detecțiile efectuate de telescopul spațial Spitzer asupra emisiei în infraroșu a planetei: a fost prima detectare a luminii de pe o exoplanetă. Acest rezultat a fost obținut prin măsurarea radiației totale a stelei părinte și notând diferența de luminozitate între momentul în care nu există tranzit și momentul în care planeta tranzitează pe discul stelar. Noile măsurători obținute din observare au stabilit temperatura planetei în jur 1 000 kelvin (K) ; aceste sondaje au confirmat, de asemenea, circularitatea orbitei sale.

Imagine artistică a planetei în timp ce tranzitează în fața stelei părinte; notează coada de gaz care pleacă de pe planetă.

Observare infricosatoare

La 21 februarie 2007 , NASA a lansat știrea, publicată și în renumita revistă Nature , despre observarea directă a spectrului planetei, împreună cu cea a HD 189733 Ab ; [16] [17] această știre i-a determinat pe mulți oameni de știință să considere această tehnică ca o posibilă metodă de identificare a prezenței formelor de viață extraterestre nesensibile pe baza modificărilor chimice pe care le-ar induce în atmosfera planetei.

Un grup de cercetători condus de Jeremy Richardson de la NASA Goddard Space Flight Center a măsurat emisia atmosferică în bandă între 7,5 și 13,2 μm ; rezultatele măsurătorilor nu au confirmat în anumite privințe așteptările teoretice. Se aștepta inițial ca spectrul să arate un vârf la lungimea de undă a 10 μm , care ar fi indicat prezența vaporilor de apă în atmosferă; totuși acest vârf nu a fost găsit, probabil din cauza cantităților mici de vapori de apă identificate două luni mai târziu. [7] În plus, s-a observat un vârf neașteptat la 9,65 µm, pe care cercetătorii l-au atribuit norilor de praf și silicat , fenomen care anterior nu a fost observat. Un alt vârf neașteptat a fost urmărit la 7,78 μm , dar oamenii de știință nu au reușit să identifice cauza. O echipă independentă, condusă de Mark Swain de la Jet Propulsion Laboratory , și-a publicat datele simultan cu cele ale lui Richardson și ale colegilor săi, ajungând la aceleași concluzii ca și celălalt grup. [17]

Parametrii fizici

HD 209458 b Jupiter
Cerc - negru simple.svg Jupiter.jpg
Comparație între dimensiunile HD 209458 b și Jupiter

Analizele spectroscopice au arătat că planeta are o masă de 0,69 ori mai mare decât cea a lui Jupiter . [18] Frecvența tranzitelor le-a permis astronomilor să măsoare și raza planetei, lucru care nu s-a mai întâmplat până acum pentru nicio altă exoplanetă descoperită.

Apropierea ridicată de steaua mamă înseamnă că planeta are o insolație foarte mare, la originea temperaturii atmosferice ridicate cuantificate în aproximativ 750 ° C (1 020 K ); aceste caracteristici fac din HD 209458 b o planetă tipică fierbinte din Jupiter . În lumina legilor gazelor , se face ipoteza că planetele fierbinți Jupiters deosebit de apropiate de steaua lor au, datorită încălzirii intense a atmosferei externe, mai mare decât ar fi dacă ar fi la o distanță mai mare de stea: da de fapt, se vede că HD 209458 b, în ​​ciuda faptului că are o masă mai mică decât cea a lui Jupiter, are o rază mai largă, care datorită tranzitelor a fost posibilă măsurarea în 1,35 raze joviene (RJ) . Mai mult, încălzirea atribuită forțelor mareelor , cu contribuția excentricității orbitei, ar fi jucat un rol important în modelarea planetei în ultimii miliarde de ani. [19]

Se crede că, din nou din cauza forțelor de maree, planeta prezintă o rotație sincronă , adică durata unei zile pe HD 209458b ar fi identică cu perioada orbitală; prin urmare, planeta s-ar adresa întotdeauna aceeași porțiune de suprafață stelei, precum Luna către Pământ. Acest fenomen ar fi la originea unei diferențe enorme de încălzire la suprafața planetei, din cauza vânturilor violente identificate de Pământ. Studiind efectul Rossiter-McLaughlin , datorită tranzitului planetei în fața stelei sale, a fost posibil să se măsoare un unghi între momentul unghiular orbital (normal spre orbita planetară) și axa de rotație a stelei pare −4,4 ° ± 1,4 ° ; totuși acest unghi nu este unghiul total de dezaliniere între cele două axe, ci doar proiecția sa pe planul ortogonal la joncțiunea dintre observator și sistem. Prin urmare, se poate estima că unghiul de dezaliniere a sistemului este mai mare sau egal cu −4,4 ° ± 1,4 ° . [20] [21]

Atmosfera

Exosfera

La 27 noiembrie 2001, Telescopul Spațial Hubble (HST) a detectat urme de sodiu în exosfera planetei; aceasta este prima determinare a compoziției chimice a atmosferei unei exoplanete. [22][23] Analizele au arătat că partea centrală a liniei de sodiu se corelează cu presiuni variind de la 50 milli bar la un microbar, [24] și că cantitatea totală a elementului este de aproximativ o treime din cantitatea sa pe HD 189733 Ab . [25]

Impresia artistului despre HD 209458 b care arată învelișul de carbon și oxigen și coada hidrogenului care pleacă de pe planetă.

În 2003–2004 astronomii , folosind spectrograful HST, au descoperit în jurul planetei un vast anvelopă elipsoidală, formată din carbon , hidrogen și oxigen , care atinge temperaturi de ordinul 10 000 K. Această temperatură, conform distribuției maxwelliene a vitezei particulelor, determină atomii, în virtutea agitației lor termice , să se deplaseze la viteze mai mari decât viteza de evacuare de pe planetă, dând naștere unei cozi de gaz, în special hidrogen. , pe care o pleacă de pe planetă în direcția opusă stelei, atingând o lungime de aproximativ 200 000 km , aproape echivalent cu diametrul său. Se estimează că planeta va pierde 1-5 10 8 x kg de hidrogen pe secundă. Analiza luminii stelelor care trece prin plic arată că atomii mai grei de carbon și oxigen sunt expulzați de rezistența hidrodinamică mare cauzată de evaporarea atmosferei de hidrogen.

Se consideră că acest tip de scurgere atmosferică este comun pentru toate planetele care orbitează foarte aproape (aprox 0,1 au ) la stele asemănătoare Soarelui. Este probabil ca atmosfera HD 209458 b să nu se evapore complet; se crede că planeta ar fi pierdut doar 7% din masa sa totală în timpul vieții sale, estimată la 5 miliarde de ani . [26] Mai mult, este posibil ca câmpul magnetic al planetei să exercite o acțiune de protecție împotriva pierderii excesive de masă, deoarece, în timp ce exosfera este ionizată de stea, liniile de câmp ar reține ionii împiedicându-i să se piardă. [27]

Stratosferă și vârfuri de nori

Studiile altimetrice ale atmosferei planetare au arătat că nivelul zero sau punctul în care presiunea atinge valoarea 1 bar , este situat la 1,29 r J din centrul planetei, [28] în timp ce atmosfera este limpede (probabil datorită abundenței mari de hidrogen) în punctul în care presiunea ajunge 33 ± 5 milibari și împrăștierea Rayleigh este deja măsurabilă; [28] aici temperatura ajunge la i 2 200 ± 260 K. [28]

Observațiile efectuate de telescopul spațial MOST au limitat inițial albedoul planetei la o valoare sub 30% (cu un albedo geometric de 3,8% ± 4,5% ), ceea ce l-ar fi făcut un obiect extraordinar de întunecat; [29] pentru comparație, Jupiter are un albedo mult mai mare, egal cu 52%. Această valoare a condus la convingerea că cel mai înalt strat de nori HD 209458 b este alcătuit din mai puțin material reflectorizant decât amoniacul norilor jovieni . [30] Modelele dezvoltate au arătat că între vârful atmosferei și gazul fierbinte de înaltă presiune din jurul mantalei există o stratosferă de gaz cu temperatură intermediară; [31] [32] acest lucru ar implica existența unei învelișuri exterioare de nori fierbinți și opaci, cu o abundență echitabilă de oxizi de vanadiu și titan (așa cum se întâmplă în stelele VM ), deși existența altor compuși mai complexi, cum ar fi tolinele . [32] În partea superioară a stratosferei se află stratul de hidrogen fierbinte responsabil de împrăștierea Rayleigh, în timp ce deasupra acestuia se află porțiunea absorbantă a stratului tulbure, supusă unei presiuni de 25 milibari. [33]

Cantitățile de CO măsurate în atmosfera HD 209458 b sunt comparabile cu cele conținute pe Jupiter și Saturn , semn că aceste planete împărtășesc aceleași modalități de formare, în ciuda faptului că au îndeplinit ulterior destine diferite. [8]

Prezența vaporilor de apă

Impresia artistului asupra planetei.

La 10 aprilie 2007, Travis Barman, de la Observatorul Lowell , a anunțat existența probabilă a urmelor de vapori de apă în atmosfera exoplanetei. Folosind o combinație de măsurători obținute anterior de telescopul Hubble și de noi modele teoretice dezvoltate în luna februarie a aceluiași an, Barman a trasat indicii despre prezența liniilor de absorbție a apei în atmosfera planetei. [7] [9] [34]

Conform rezultatelor mai multor studii, liniile de absorbție a apei din atmosfera acestui tip de exoplanete apar foarte marcate în infraroșu, mai degrabă decât în vizibil . [34] Barman, studiind datele obținute de la telescopul Hubble, le-a aplicat la modelul teoretic dezvoltat și a identificat absorbția apei în atmosfera planetară. [7] [9]

Pe 24 aprilie, astronomul David Charbonneau , care fusese în fruntea grupului care efectuase măsurătorile cu telescopul Hubble, a avertizat însă că artefactele telescopului ar fi putut introduce variații care au însemnat că modelul teoretic a contemplat prezența vapori de apă pe planetă. Astronomul spera că toate îndoielile vor fi risipite în următoarele luni. [35]

La 20 octombrie 2009, prezența vaporilor de apă, a dioxidului de carbon și a metanului în atmosfera planetei a fost confirmată de cercetătorii de la Jet Propulsion Laboratory din NASA . [12] [13]

Prezența apei, monoxidului de carbon , cianurii de hidrogen , metanului , amoniacului și acetilenei a fost detectată cu spectrograful Giano-B al telescopului național Galileo . Prezența mai multor molecule care conțin carbon ar indica o atmosferă mai bogată în carbon decât oxigen, sugerând că planeta s-a format dincolo de linia de condensare a apei. În comparație cu sistemul solar, s-ar fi putut forma între orbitele lui Jupiter și Saturn și apoi a migrat în poziția sa actuală. Acest fapt ar mărturisi ipoteza că Jupiterii fierbinți s-au format mai departe de steaua lor. [36]

Vânturi și furtuni de mare viteză

Observațiile regiunii atmosferice cu fața către terminator , efectuate în timpul unor tranzite de către un grup de cercetare prin telescopul foarte mare ESO (VLT) și spectrograful CRIRES, au făcut posibilă identificarea prezenței pe planetă a vânturilor intense încărcate cu monoxid. carbon (CO): [3] s-a văzut de fapt că liniile de absorbție a CO suferă o deplasare albastră care diferă de valorile de deplasare ale liniilor spectrale atribuibile vitezei spațiale a sistemului. [3] Această schimbare de albastru a fost interpretată ca indicând prezența unui flux de gaz din partea zilei spre partea nocturnă a atmosferei planetare la presiuni cuprinse între 0,01 și 0,1 milibar ; [3] aceste vânturi sunt rezultatul vastului gradient termic generat de radiația stelară masivă incidentă pe suprafața iluminată a planetei, [8] care determină vânturile să atingă viteze variind de la 5 000 și 10 000 km / h . [8] [37] Simulațiile tridimensionale ale circulației atmosferice au arătat că la presiuni scăzute (<10 mbar) deplasările de aer din zona iluminată în zona umbrită se produc atât prin poli, cât și de-a lungul ecuatorului . [8]

Notă

  1. ^ Brian Jackson, Richard Greenberg, Rory Barnes, Tidal încălzirea planetelor extra-solare , în Astrophysical Journal , vol. 681, 2008, p. 1631, DOI : 10.1086 / 587641 . Adus la 1 mai 2019 ( arhivat la 24 aprilie 2019) .
  2. ^ Gregory Laughlin și colab. , Despre excentricitatea HD 209458 b , în Jurnalul astrofizic , vol. 629, 2005, pp. L121 - L124.
  3. ^ a b c d e f IAG Snellen, RJ de Kok, EJW de Mooij, S. Albrecht, Mișcarea orbitală, masa absolută și vânturile de mare altitudine ale exoplanetei HD 209458b , în Nature , vol. 465, 24 iunie 2010, pp. 1049-1051, DOI : 10.1038 / nature09111 . Adus la 25 iunie 2010 ( arhivat la 27 iunie 2010) .
  4. ^ Dying Planet Leaks Carbon-Oxygen , nasa.gov , NASA , 19 februarie 2004. Accesat la 11 aprilie 2007 ( arhivat la 14 mai 2007) .
  5. ^ A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, A. Lecavelier des Etangs, și colab. , Detectarea oxigenului și carbonului în atmosfera care scapă hidrodinamic al planetei extrasolare HD 209458b , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 604, 2004, pp. L69 - L72, DOI : 10.1086 / 383347 . Adus la 1 iunie 2009 ( arhivat la 25 septembrie 2019) .
  6. ^ Rezultatul interogării GCVS: V376 Peg , pe Catalogul general al stelelor variabile , Institutul Astronomic Sternberg, Moscova, Rusia. Accesat la 15 mai 2009 ( arhivat la 24 iulie 2011) .
  7. ^ a b c d e T. Barman,Identificarea caracteristicilor de absorbție într-o atmosferă a planetei extrasolare , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 661, nr. 2, 2007, pp. L191 - L194, DOI : 10.1086 / 518736 . ( Web Preprint Arhivat 7 august 2008 la Internet Archive .)
  8. ^ a b c d și HD 209458b: High Wind Rising , pe centauri-dreams.org . Adus la 25 iunie 2010 ( arhivat la 28 iunie 2010) .
  9. ^ a b c Apa găsită în atmosfera planetei extrasolare , pe space.com . Adus la 1 iunie 2009 ( arhivat la 30 decembrie 2010) .
  10. ^ Will Dunham, Semne de apă văzute pe planeta din afara sistemului solar . Reuters.com , Reuters , 10 aprilie 2007. Accesat la 1 mai 2019 ( arhivat la 10 februarie 2009) .
  11. ^ Apă identificată în atmosfera planetei extrasolare , pe lowell.edu , Observatorul Lowell , 10 aprilie 2007 (arhivat din original la 16 mai 2007) .
  12. ^ a b Astronomii o fac din nou: Găsiți molecule organice în jurul planetei gazoase , pe nasa.gov , 20 octombrie 2009. Adus 1 mai 2019 ( arhivat 7 august 2020) .
  13. ^ a b Molecule organice detectate în atmosfera exoplanetei , pe universetoday.com , 20 octombrie 2009. Accesat la 14 martie 2010 ( arhivat la 15 martie 2010) .
  14. ^ Henry și colab. IAUC 7307: HD 209458; SAX J1752.3-3138 Arhivat 23 decembrie 2014 la Internet Archive ., 12 noiembrie 1999; David Charbonneau et al., Detection of Planetary Transits Across a Sun-like Star Archived 1 mai 2006 la Internet Archive ., 19 noiembrie, raportează observații complete de tranzit pe 9 și 16 septembrie.
  15. ^ Castellano și colab. , Detectarea tranzitelor planetare ale stelei HD 209458 în setul de date Hipparcos , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 532, nr. 1, martie 2000, pp. L51 - L53, DOI : 10.1086 / 312565 . Adus la 1 iunie 2009 ( arhivat la 16 iunie 2020) .
  16. ^ Spitzer NASA, primul care sparge lumina deschisă a lumilor îndepărtate , la spitzer.caltech.edu . Adus la 1 iunie 2009 (arhivat din original la 15 iulie 2007) .
  17. ^ a b L. Jeremy Richardson și colab. , Un spectru al unei planete extrasolare , în natură , vol. 445, n. 7130, 2007, pp. 892–895, DOI : 10.1038 / nature05636 . Adus la 1 iunie 2009 ( arhivat la 13 octombrie 2019) .
  18. ^ Note pentru steaua HD 209458 , pe exoplanet.eu . Adus la 1 iunie 2009 ( arhivat la 5 mai 2012) .
  19. ^ Brian Jackson, Richard Greenberg, Rory Barnes, Tidal încălzirea planetelor extra-solare [ link rupt ] , în Astrophysical Journal , vol. 681, 2008, p. 1631, DOI : 10.1086 / 587641 .
  20. ^ Joshua N. Winn, Măsurarea parametrilor de tranzit exacți [ link rupt ] , pe arxiv.org , 2008.
  21. ^ Winn și colab. , Măsurarea alinierii spin-orbită într-un sistem planetar extrasolar [ link rupt ] , în Jurnalul Astrofizic , vol. 631, nr. 2, 2005, pp. 1215–1226, DOI : 10.1086 / 432571 .
  22. ^ IAG Snellen, S. Albrecht, EJW de Mooij, RS Le Poole, Detectarea la sol a sodiului în spectrul de transmisie al exoplanetei HD 209458b , în Astronomy and Astrophysics , vol. 487, 2008, pp. 357–362, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200809762 (arhivat din original la 30 august 2009) .
  23. ^ Seager și colab. , Curbele fotometrice ale luminii și polarizarea planetei gigantice extrasolare , în The Astrophysical Journal , vol. 540, nr. 1, 2000, pp. 504-520, DOI : 10.1086 / 309292 .
  24. ^ David K. Sing, A. Vidal-Madjar, A. Lecavelier des Etangs, și colab. , Determinarea condițiilor atmosferice la terminatorul Hot-Jupiter HD209458b [ link broken ] , pe arxiv.org , arXiv , 2008. Adus pe 2 iunie 2009 .
  25. ^ Seth Redfield, Michael Endl, William D. Cochran, Lars Koesterke, Absorbția de sodiu din atmosfera exoplanetară a HD 189733b detectată în spectrul de transmisie optică , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 673, nr. 673, 20 ianuarie 2008, pp. L87 - L90, DOI : 10.1086 / 527475 . Accesat la 2 iunie 2009 ( arhivat la 9 august 2018) .
  26. ^ G. Hébrard, A. Lecavelier Des Étangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, R. Ferlet, ASP Conference Proceedings, Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of Chthonian Planet , Extrasolar Planet: Today and Tomorrow , Institut d'astrophysique de Paris; Jean-Philippe Beaulieu, Alain Lecavelier des Étangs Caroline Terquem, 30 iunie - 4 iulie 2003, Vol. 321. Adus 1 mai 2019 ( arhivat 6 noiembrie 2015) .
  27. ^ I. Semeniuk, Poate magnetismul să salveze o planetă vaporizantă? , la skyandtelescope.com . Adus la 7 februarie 2013 (arhivat din original la 8 martie 2012) .
  28. ^ a b c A. Lecavelier des Etangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, D. Sing, Rayleigh scattering by H in the extrasolar planet HD 209458b , in Astronomy and Astrophysics , vol. 485, 2008, pp. 865-869, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200809704 .
  29. ^ JF Rowe și colab. , Către Albedo al unei exoplanete: MULTE observații prin satelit ale sistemelor exoplanetare în tranzit luminos [ link broken ] , pe arxiv.org , 2008. Accesat la 2 iunie 2009 .
  30. ^ J. Matthews, MOST Space Telescope joacă „Hide & Seek” cu o Exoplanetă; Află despre atmosferă și vremea unei lumi îndepărtate , pe astro.umontreal.ca , 2005. Accesat la 2 iunie 2009 (arhivat din original la 9 iulie 2009) .
  31. ^ Ivan Hubeny, Adam Burrows, Spectrum și modele de atmosferă ale planetelor gigant extrasolare în tranzit iradiate [ link rupt ] , pe arxiv.org , 2008.
  32. ^ a b Ian Dobbs-Dixon, Radiative Hydrodynamical Studies of Irradiated Atmospheres [ collegamento interrotto ] , su arxiv.org , 2008.
  33. ^ David K. Sing, A. Vidal-Madjar, A. Lecavelier des Etangs, et al , Determining Atmospheric Conditions at the Terminator of the Hot-Jupiter HD209458b [ collegamento interrotto ] , su arxiv.org , 2008. URL consultato il 2 giugno 2009 .
  34. ^ a b First sign of water found on an alien world - space - 10 April 2007 - New Scientist Space , su space.newscientist.com . URL consultato il 2 giugno 2009 (archiviato dall' url originale il 15 maggio 2008) .
  35. ^ JR Minkle, All Wet? Astronomers Claim Discovery of Earth-like Planet , su sciam.com , Scientific American , 24 aprile 2007. URL consultato il 2 giugno 2009 ( archiviato il 13 ottobre 2007) .
  36. ^ La storia della migrazione di un esopianeta scritta nell'impronta chimica della sua atmosfera , su globalscience.it , 8 aprile 2021. URL consultato il 9 aprile 2021 ( archiviato il 9 aprile 2021) .
  37. ^ P. Rincon, 'Superstorm' rages on exoplanet , BBC News London, 23 giugno 2010. URL consultato il 26 giugno 2010 ( archiviato il 26 giugno 2010) .

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Astronomia Portale Astronomia : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 5 maggio 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue