Ekstrasolar planet

En ekstrasolar planet eller eksoplanet [ 1 ]​ [ 2 ]​ er en planet som går i bane rundt en annen stjerne enn Solen og derfor ikke tilhører solsystemet . Ekstrasolare planeter ble gjenstand for vitenskapelig forskning på 1900  -tallet . Mange astronomer antok deres eksistens, men manglet midler til å identifisere dem. Den første bekreftede påvisningen ble gjort i 1992, med oppdagelsen av flere jordmasseplaneter i bane rundt Lich Pulsar (Wolszczan). [ 3] Den første bekreftede påvisningen av en ekstrasolar planet i bane rundt enhovedsekvensstjerne(Dimidium), ble gjort i1995av astronomeneMichel MayorogDidier Queloz. [ 4 ] Siden den gang har antallet funn vokst år etter år, selv om deres vitenskapelig baserte søk går tilbake til minst 1959. Den første nasjonale og internasjonale kongressen om planeter utenom solen var i mars 1997, i Puerto de la Cruz, Tenerife , Kanariøyene, Spania. Organisert av Institutt for astrofysikk på Kanariøyene (IAC).

Fra 2. juli 2020 har 3092 planetsystemer blitt oppdaget som inneholder totalt 4171 planetlegemer, 671 av disse systemene er multiple og 155 av disse planetene er over 13 MJ (1 MJ er massen til Jupiter ) . ) så de er mest sannsynlig brune dverger . [ 5 ]​ [ 6 ]

De fleste kjente ekstrasolare planeter er gasskjemper som er lik eller mer massive enn planeten Jupiter , med baner svært nær stjernen deres og svært korte omløpsperioder, også kjent som varme jupitere . Imidlertid antas dette å være et resultat av informasjonsskjevhet skapt av gjeldende deteksjonsmetoder, som lettere finner planeter av denne størrelsen enn mindre jordiske planeter. Imidlertid begynner eksoplaneter som kan sammenlignes med vår å bli oppdaget, ettersom deteksjonsevnen og studietiden øker. Det første oppdagede ekstrasolsystemet med mer enn én planet var Upsilon Andromedae .

I følge dagens definisjon av "planet" må en planet gå i bane rundt en stjerne . [ 7 ] Imidlertid anses eksistensen av planetariske kropper som ikke er bundet av tyngdekraften til noen stjerne som mulig. Slike kropper ville blitt kastet ut av systemet de ble dannet i og blir ofte referert til i vitenskapelig litteratur som vandrende planeter eller interstellare planeter .

NASA kunngjorde i juni 2010 at Kepler-sonden , som ble lansert i mars 2009, oppdaget tegn på 706 nye eksoplaneter i løpet av de første 43 dagene av drift, hvorav 400 har dimensjoner mellom Neptun og Jorden . De offisielle resultatene av dette oppdraget vil bli publisert i februar 2011, [ 8 ]​ [ 9 ]​ men de foreløpige resultatene indikerer at minst 60 av planetene som oppdages vil være like i størrelse som jorden (dobbelt så store som jorden, eller mindre). [ 10 ]

12. januar 2012 publiserer tidsskriftet Nature en artikkel utviklet av internasjonale forskere der det ved hjelp av gravitasjonsmikrolinsemetoden sikres at hver stjerne i Melkeveien må ha mellom 0,71 og 2,32 planeter i bane. [ 11 ]

Den mest bekreftede jordlignende eksoplaneten som er oppdaget i bane rundt i den beboelige sonen er, fra mai 2020, Teegarden b , med en likhetsindeks til jorden på 93 %, [ 12 ] med en estimert temperatur på 13 grader varmere enn jorden. [ 13 ] KOI -4878.01 , en planetkandidat, har en høyere IST (98%). [ 14 ] Hvis dens tilstedeværelse bekreftes, vil den være en mulig analog til Jorden .

Historikk

Tilbaketrukket funn

Ikke bekreftet før i 1992 , ekstrasolare planeter har lenge vært gjenstand for diskusjon og spekulasjoner. På 1500  -tallet fremmet den italienske filosofen Giordano Bruno , en av de tidligste tilhengerne av den kopernikanske teorien om at Jorden og de andre planetene går i bane rundt Solen , synspunktet om at fiksstjerner ligner på Solen og at de også er ledsaget for sine egne planeter. [ 15 ] På 1700  -tallet ble den samme muligheten nevnt av Isaac Newton i essayet " General Scholium ", som han inkluderte i sin Principia . Ved å sammenligne med solens planeter skrev han "Og hvis fiksstjernene er sentrene til lignende systemer, vil de alle bli bygget i henhold til en lignende design og underlagt Ones herredømme . " [ 16 ] Påstander om påvisninger av eksoplaneter har blitt laget siden 1800  -tallet . Noen av de tidligste involverer binærstjernen 70 Ophiuchi . I 1855 rapporterte kaptein W.S. Jacob ved British East India Companys Madras - observatorium at orbitale anomalier gjorde det "svært sannsynlig" at en "planetarisk body" eksisterte i dette systemet. [ 17 ] På 1890 -tallet uttalte Thomas JJ See , ved University of Chicago og United States Naval Observatory , at orbitale anomalier beviste eksistensen av et planetarisk legeme. mørkt i 70 Ophiuchi-systemet med en omløpsperiode på 36 år rundt en av stjernene [ 18 ] Imidlertid publiserte Forest Ray Moulton senere en artikkel som viser at et system med t. Tre kropper med disse orbitalparametrene ville være svært ustabile. [ 19 ] I løpet av 1950- og 1960-årene ble det fremsatt en annen stor serie påstander om deteksjon av Peter van de Kamp fra Swarthmore College , denne gangen for planeter som kretser rundt stjernen Barnard . [ 20 ] Astronomer rapporterer nå generelt at alle de første deteksjonsrapportene var feilaktige. [ 21 ] I 1991 hevdet Andrew Lyne , M. Bailes og SL Shemar å ha oppdaget en pulsarplanet i bane rundt PSR 1829-10 , ved å bruke metodene for variasjoner av en pulsar . [ 22 ] Påstanden fikk en kort stund intens oppmerksomhet, men Lyne og teamet hennes trakk den snart tilbake. [ 23 ]

Bekreftede funn

Aleksander Wolszczan , en polsk astronom kunngjorde i 1992 oppdagelsen av 3 lavmasse sub-stjerneobjekter som kretser rundt pulsaren PSR B1257+12 . [ 3 ] Dette var de første ekstrasolare planetene som ble oppdaget, og kunngjøringen var ganske overraskende. Disse planetene antas å ha dannet seg fra restene av supernovaeksplosjonen som produserte pulsaren.

De første ekstrasolare planetene rundt hovedsekvensstjerner ble oppdaget på 1990- tallet , i en tøff konkurranse mellom sveitsiske og amerikanske lag. Den første ekstrasolare planeten ble annonsert av Michel Mayor og Didier Queloz fra den sveitsiske gruppen 6. oktober 1995 . Hovedstjernen var 51 Pegasi og planeten ble kalt 51 Pegasi b . [ 24 ] Noen måneder senere annonserte det amerikanske teamet, ledet av Geoffrey Marcy fra University of California, oppdagelsen av 2 nye planeter. Kappløpet for å finne nye planeter hadde bare så vidt begynt. Tallrike annonser i pressen og på TV har publisert noen av disse oppdagelsene, sett på som en helhet som en av revolusjonene innen astronomi på slutten av 1900  -tallet .

Det er for tiden mange prosjekter av NASA og ESA romorganisasjoner som utvikler oppdrag som er i stand til å oppdage og karakterisere overflod av planeter, samt oppdage jordiske planeter (den første oppdaget til dags dato: Gliese 876 d ). [ 25 ] De to største oppdragene til dags dato er det europeiske Corot - oppdraget , [ 26 ] [ 27 ] og det nordamerikanske Kepler - oppdraget , [ 28 ] som begge bruker transittsystemet . De ambisiøse Darwin (ESA) og TPF (NASA)-oppdragene, som nå er kansellert, [ 29 ]​ [ 30 ]​ [ 31 ]​ ville ha vært i stand til å analysere atmosfæren til disse jordiske planetene, og være i stand til å oppdage utenomjordisk liv gjennom spektralen analyse av disse atmosfærene. Disse dataene ville ha gjort det mulig å statistisk adressere dyptgripende spørsmål som overfloden av planetsystemer som ligner på vårt, eller hvilken type stjerner det er lettere for planeter å danne seg i. Innsatsen til begge byråene er nå fokusert på store bakkebaserte teleskoper, som E-ELT og GMT , med mindre kapasitet og tilsvarende kostnad, men med mye lengre levetid.

I desember 2014 hadde Kepler-teleskopobservasjoner funnet mer enn 4000 eksoplaneter, 997 bekreftede og 3216 i påvente av bekreftelse. [ 32 ]​ [ 33 ]​ Basert på oppdragsdata har astronomer estimert eksistensen av 40 milliarder jordstore planeter som kretser rundt stjernene sine i den beboelige sonen (hvorav 11 milliarder rundt sollignende stjerner). Disse tallene betyr at den nærmeste beboelige eksoplaneten kan være så lite som 12 lysår unna. [ 34 ]​ [ 35 ]​ [ 36 ]

Til dags dato er de bekreftede eksoplanetene med den høyeste likhetsindeksen til jorden Kepler-296e (93%) og Kepler-395c (91%). Det er en kandidat med høyest poengsum, KOI-4878.01 (98%), som fortsatt venter på bekreftelse. [ 14 ]​ [ 37 ]

Deteksjonsmetoder

Planeter er kilder til veldig svakt (reflektert) lys sammenlignet med stjernene deres. Ved synlige bølgelengder er de vanligvis mindre enn en milliondel så lyssterke som foreldrestjernen. Det er ekstremt vanskelig å oppdage denne typen svake lyskilder, og dessuten har foreldrestjernen et blendende lys som nesten gjør det umulig.

Av disse grunnene har teleskoper ikke avbildet mer enn et dusin eksoplaneter direkte. Dette har bare vært mulig for planeter som er spesielt store (vanligvis mye større enn Jupiter) og svært fjernt fra sin overordnede stjerne. De fleste av de direkte avbildede planetene er også veldig varme, så de sender ut intens infrarød stråling, så bildene er laget i infrarødt i stedet for synlige bølgelengder, for å redusere problemet med stjerneskinn.

For øyeblikket er imidlertid det store flertallet av kjente ekstrasolare planeter bare blitt oppdaget gjennom indirekte metoder. Følgende er de indirekte metodene som har vist seg å være nyttige:

Radielle hastigheter

Denne metoden er basert på dopplereffekten . [ 38 ] ​[ 39 ]​ Planeten, ved å gå i bane rundt den sentrale stjernen, utøver også en gravitasjonskraft på den slik at stjernen roterer rundt systemets felles massesenter . Stjernens slingring kan oppdages ved små endringer i spektrallinjene når stjernen nærmer seg oss (blått skift) eller trekker seg tilbake (rødt skift). Denne metoden har vært den mest vellykkede for å finne nye planeter, men den er bare effektiv på de gigantiske planetene nærmest hovedstjernen, så den kan bare oppdage en liten brøkdel av de eksisterende planetene.

Astrometri

Siden stjernen roterer rundt massesenteret , kan vi prøve å registrere variasjonene i stjernens posisjon og svingninger. Selv om disse variasjonene er svært små. I 2002 lyktes Hubble-romteleskopet med å bruke astrometri til å karakterisere en tidligere oppdaget planet rundt stjernen Gliese 876 . [ 40 ]

Transport

Den består i å fotometrisk observere stjernen og oppdage subtile endringer i lysintensiteten når en planet går i bane foran den. [ 41 ] Transitmetoden , sammen med metoden med radiell hastighet, kan brukes til å karakterisere en planets atmosfære bedre, som i tilfellene med HD209458b [ 42 ] og planetene OGLE-TR-40 og OGLE-TR -10. Denne metoden, i likhet med radialhastighetsmetoden, finner store planeter mer effektivt, men den har den fordelen at planetens nærhet til stjernen ikke er relevant, så spekteret av planeter som kan oppdages øker betraktelig. Teknologiske fremskritt innen fotometri [ 28 ] har gjort det mulig for Kepler -sonden , [ 28 ] som ble lansert i 2009 med en estimert driftskostnad på 600 millioner dollar, [ 43 ] å ha tilstrekkelig følsomhet til å oppdage planeter på størrelse med jorden. Jorden , et faktum som skjedde ved slutten av 2011 med oppdagelsen av Kepler-20e og Kepler-20f . Oppdraget forventes fullført i 2016 . [ 44 ]

Variasjon i transittid (VTT)

VTT er en variant av transittmetoden, der endringer i transitt av en planet kan brukes til å oppdage en annen. Den første planetariske kandidaten som ble oppdaget på denne måten er eksoplaneten WASP-3c , som bruker WASP-3b i WASP-3-systemet ved Rozhen-observatoriet , Jena-observatoriet og Torun Center for Astronomy . [ 45 ] Denne nye metoden er potensielt i stand til å oppdage jordlignende planeter eller eksomooner. [ 45 ] Denne metoden ble vellykket brukt for å bekrefte massene til de seks planetene til Kepler-11 .

Måling av radiopulser fra en pulsar

En pulsar (det er den lille ultratette resten av en stjerne som har eksplodert som en supernova ) sender ut radiobølger veldig regelmessig mens den roterer. Små anomalier i tidspunktet for dens observerte radiopulser kan brukes til å spore endringer i pulsarens bevegelse forårsaket av tilstedeværelsen av planeter. [ 46 ]

Eclipsing binær

Hvis en planet har en stor bane som tar den rundt to formørkende medlemmer av et dobbeltstjernesystem , så kan planeten oppdages gjennom små variasjoner i tidspunktet for stjernenes formørkelser av hverandre. [ 47 ]​ [ 48 ]​ [ 49 ]​ Planetene Kepler-16b , Kepler-34b og Kepler-35b er sirkumbinære planeter oppdaget med denne metoden.

Gravitasjonsmikrolinsing

Gravitasjonslinsing oppstår når planetens og stjernens gravitasjonsfelt virker for å forstørre eller fokusere lyset fra en fjern stjerne . For at metoden skal fungere, må alle tre objektene være nesten perfekt justert. Hovedfeilen ved denne metoden er at mulige deteksjoner ikke kan repeteres , så planeten som ble oppdaget på denne måten bør studeres i tillegg ved hjelp av en av de tidligere metodene. Denne strategien var vellykket med å oppdage den første lavmasseplaneten i en bred bane, kalt OGLE-2005-BLG-390Lb . [ 50 ]

Gravitasjonsforstyrrelser i støvskiver

Hos unge stjerner med circumstellare støvskiver rundt seg, er det mulig å oppdage uregelmessigheter i fordelingen av materiale i circumstellar-skiven forårsaket av gravitasjonsinteraksjon med en planet. Dette er en mekanisme som ligner på den som virker i tilfellet med Saturns hyrdesatellitter . På denne måten har det vært mulig å utlede tilstedeværelsen av en planet som kretser rundt stjernen Beta pictoris [ 51 ]​ [ 52 ]​ og en annen planet som kretser rundt stjernen Fomalhaut (HD 216956). [ 53 ] [ 54 ] I enda yngre stjerner vil tilstedeværelsen av en gigantisk planet i formasjon kunne påvises fra gapet av gassformig materiale som er igjen i akkresjonsskiven .

Direkte visuell gjenkjenning

Helt fra begynnelsen har det å skaffe bilder/fotografier av ekstrasolare planeter vært et av de mest ønskede målene for eksoplanetarisk forskning. Enten synlig lys eller infrarød fotografering kan avsløre mye mer informasjon om en planet enn noen annen kjent teknikk. Dette har imidlertid vist seg å være mye mer teknisk vanskelig enn noen av de andre tilgjengelige teknikkene. Årsakene til dette er flere, men blant de viktigste er forskjellen mellom stjernenes og planetenes lysstyrke. I det synlige lysspekteret er en gjennomsnittlig stjerne milliarder av ganger lysere enn noen av dens hypotetiske planeter, og inntil nylig kunne ingen detektor identifisere planeter fra stjernelysstyrke.

Det første bildet av en mulig ekstrasolar planet er et infrarødt bilde av den brune dvergen 2M1207 tatt av Very Large Telescope i 2004 . Det avbildede legemet ( 2M1207b ), [ 55 ] ​[ 56 ]​ er en ung planet med høy masse (4 jovianske masser) som kretser rundt 40  AU fra stjernen 2M1207 . Denne planeten har en temperatur på rundt 2500 Kelvin , på grunn av dens nylige dannelse, beregnet på omtrent 10 millioner år. Eksperter anser at 2M1207 og 2M1207b er et atypisk eksempel, siden stjernen og planeten i dette systemet er langt unna (40 ganger avstanden fra jorden til solen) og begge sender ut sammenlignbare mengder infrarød stråling, siden stjernen er en dvergbrun, og planeten er fortsatt veldig varm, så begge er godt synlige på bildet. Imidlertid er planeter av alder og baner som kan sammenlignes med jordens, fortsatt umulig å oppdage.

Nomenklatur

Systemet som brukes i vitenskapelig litteratur for å navngi ekstrasolare planeter er veldig likt systemet som brukes til å navngi binære stjerner . Den eneste modifikasjonen er at små bokstaver brukes for planeten i stedet for store bokstaver som brukes for stjernene. Den lille bokstaven er plassert etter stjernenavnet, og starter med bokstaven "b" fra den første planeten som ble funnet i systemet (for eksempel 51 Pegasi b ); [ 24 ] Bokstaven "a" hoppes over for å unngå forveksling med primærstjernen. Den neste planeten i systemet er merket med neste bokstav i alfabetet. For eksempel vil eventuelle ekstra planeter funnet rundt 51 Pegasi bli oppført som 51 Pegasi c og 51 Pegasi d, og så videre. Hvis to planeter oppdages samtidig, tildeles den som er nærmest stjernen neste bokstav, etterfulgt av planeten lengst unna. I noen tilfeller har en planet blitt funnet nærmere stjernen enn andre kjente planeter, så rekkefølgen på bokstavene følger ikke rekkefølgen til planetene fra stjernen. For eksempel, i 55 Cancri -systemet er den sist oppdagede planeten kjent som 55 Cancri f , selv om den er nærmere stjernen enn 55 Cancri d . Fra august 2010 er den største bokstaven i bruk "h", brukt på nevnte planet HD 10180 h . [ 57 ]

Hvis en planet går i bane rundt et medlem av et flerstjernesystem, vil en stor bokstav for stjernen bli fulgt av en liten bokstav for planeten. Eksempler inkluderer planetene 16 Cygni Bb [ 58 ] og 83 Leonis Bb . [ 59 ] Men hvis planeten går i bane rundt den primære stjernen i systemet, og de sekundære stjernene ble oppdaget enten etter planeten, eller er relativt langt fra primærstjernen og planeten, er hovedbokstaven vanligvis hoppet over. For eksempel går Tau Bootis b [ 60 ] i bane rundt et binært system, men fordi sekundærstjernen, oppdaget etter planeten, er veldig langt fra primærstjernen og planeten, brukes begrepet "Tau Bootis Ab" svært sjelden.

Bare to planetsystemer har planeter som er uvanlige navngitte. Før oppdagelsen av 51 Pegasi b i 1995 ble to pulsarplaneter ( PSR B1257 +12 B og PSR B1257 +12 C ) [ 3 ] oppdaget fra radiomålinger av deres døde stjerne. Siden det ikke var noen offisiell måte å navngi planetene på den tiden, ble de kalt "B" og "C", på samme måte som planetene heter i dag. Imidlertid ble det brukt store bokstaver , sannsynligvis på grunn av måten binære stjerner heter på. Da en tredje planet ble oppdaget, ble den betegnet PSR B1257 +12 A (rett og slett fordi planeten var nærmere enn de to andre). [ 61 ]

Til slutt har flere planeter fått uoffisielle navn som kan sammenlignes med planetene i solsystemet . Slik er tilfellet med Osiris (HD 209458 b), Bellerophon (51 Pegasi b) og Methuselah (PSR B1620-26 b). [ 62 ] Den internasjonale astronomiske union (IAU) har foreløpig ingen planer om å offisielt tildele slike navn til planeter utenfor solen, med tanke på at det ville være upraktisk. [ 63 ]

Definisjon

Den offisielle International Astronomical Union (IAU) definisjon av en planet dekker kun solsystemet og tar derfor ingen stilling til eksoplaneter. [ 64 ] [ 65 ] Fra april 2010 er den eneste definisjonserklæringen utstedt av Den internasjonale astronomiske union angående eksoplaneter en arbeidsdefinisjon publisert i 2001 og endret i 2003. [ 66 ] Denne definisjonen inneholder følgende kriterier:

Denne artikkelen følger den forrige definisjonen av arbeid. Derfor diskuteres bare planeter som kretser rundt stjerner eller brune dverger . (Det har også vært flere rapporter om påvisninger av planetariske objekter , noen ganger kalt " rogue planets " som ikke går i bane rundt noen foreldrekropp. [ 67 ] Noen av disse kan ha tilhørt et enkeltstjernes planetsystem før de ble kastet ut fra hun .)

Det skal imidlertid bemerkes at IAUs arbeidsdefinisjon ikke er universelt akseptert. Et alternativt forslag er at planeter bør skilles fra brune dverger på grunnlag av dannelse. Det er en utbredt oppfatning at gigantiske planeter dannes gjennom kjerneakkresjon, og denne prosessen kan noen ganger produsere planeter med masser over deuteriumfusjonsterskelen; [ 68 ] ​[ 69 ]​ Massive planeter av denne typen kan allerede ha blitt observert. [ 70 ] Dette synet støtter også muligheten for sub-brune dverger , som har planetariske masser, men som dannes som stjerner ved direkte kollaps av gassskyer.

Generelle egenskaper

Antall stjerner med planeter

Planetjaktprogrammer har oppdaget planeter som kretser rundt en betydelig brøkdel av stjernene de har studert. Imidlertid er den totale andelen stjerner med planeter usikker på grunn av observasjonsseleksjonseffekter . Radialhastighetsmetoden og transittmetoden (som mellom dem er ansvarlige for de aller fleste deteksjoner) er mer følsomme for store planeter i små baner. Av den grunn er mange kjente eksoplaneter av typen «hot Jupiter»: planeter rundt massen til Jupiter i svært små baner, med perioder på bare noen få dager. Mellom 1 % og 1,5 % av sollignende stjerner er nå kjent for å ha en slik planet, der sollignende stjerne refererer til en hvilken som helst hovedsekvensstjerne i spektralklassene F, G eller K uten en nær stjernefølgesvenn. [ 71 ] Oppdagelsen av utenomjordiske planeter har økt interessen for muligheten for utenomjordisk liv . [ 72 ] Det er videre anslått at 3 % til 4,5 % av sollignende stjerner har en gigantisk planet med en omløpsperiode på 100 dager eller mindre, der "gigantisk planet" betyr en planet med minst tretti jordmasser. [ 73 ]

Fraksjonen av stjerner med mindre eller fjernere planeter er fortsatt vanskelig å anslå. Ekstrapolering av resultatene tyder på at små planeter (med lignende masse som Jorden) er mer vanlige enn gigantiske planeter. Det ser også ut til at planeter i store baner kan være mer vanlige enn planeter i små baner. Basert på en slik ekstrapolering anslås det at kanskje 20 % av sollignende stjerner har minst én gigantisk planet, mens minst 40 % kan ha planeter med lavere masse. [ 73 ]​ [ 74 ]​ [ 75 ]

Uavhengig av den eksakte andelen stjerner med planeter, må det totale antallet eksoplaneter være veldig stort. Siden vår egen galakse Melkeveien har minst 100 milliarder stjerner, bør den også inneholde milliarder av planeter om ikke hundrevis av milliarder av dem.

I januar 2013 brukte astronomer ved Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) data fra Kepler for å anslå at «minst 17 milliarder» eksoplaneter på jordstørrelse befinner seg i Melkeveien . [ 36 ] I november 2014 ga de nye dataene anslag til 40 milliarder terrestriske eksoplaneter som kretser rundt stjernene sine i den beboelige sonen (11 milliarder av dem rundt sollignende stjernelegemer). [ 34 ]​ [ 35 ]​ [ 36 ]

Kjennetegn på stjerner som er vert for planeter

De fleste kjente eksoplaneter går i bane rundt stjerner som er omtrent lik vår sol , det vil si hovedsekvensstjerner i spektralkategoriene F, G eller K. En grunn er ganske enkelt at planetjaktprogrammer har hatt en tendens til å konsentrere seg om slike stjerner. . Men selv etter å ha tatt dette i betraktning, indikerer statistisk analyse at stjerner med lavere masse ( røde dverger , av stjernekategori M) har mindre sannsynlighet for å ha planeter eller planeter som i seg selv har lavere masse og derfor vanskeligere å finne. [ 76 ] Stjerner i stjernekategori A roterer vanligvis veldig raskt, noe som gjør det svært vanskelig å måle de små Doppler-forskyvningene indusert av planeter i bane, siden spektrallinjene er så brede. Imidlertid blir denne typen massive stjerner etter hvert en kjøligere rød kjempe som roterer saktere og kan derfor måles ved hjelp av radialhastighetsmetoden. Fra begynnelsen av 2011 hadde rundt 30 planeter av Jupiter-typen blitt funnet rundt K-gigantiske stjerner som Pollux , Gamma Cephei og Iota Draconis . Doppler-studier av en lang rekke stjerner indikerer at omtrent 1 av 6 stjerner to ganger solens masse er i bane rundt en eller flere planeter på størrelse med Jupiter, mot 1 av 16 for stjerner som ligner på Solen, og bare 1 av 50 for M-klassen av røde dverger. På den annen side indikerer søk med mikrolinser at massive planeter av Neptun-typen finnes rundt 1 av 3 M dverger. [ 77 ] Nyere observasjoner fra Spitzer Space Telescope indikerer at stjerner i stjernekategori O , som er mye varmere enn vår sol, produsere en foto-fordampningseffekt som hemmer planetdannelse. [ 78 ]

Stjerner er hovedsakelig laget av lette elementer som hydrogen og helium . De inneholder også en liten brøkdel av tyngre grunnstoffer som jern , og denne brøkdelen refererer til en stjernes metallisitet . Stjerner med høyere metallisitet er mye mer sannsynlig å ha planeter, og planetene de har har en tendens til å være mer massive enn de til stjerner med lavere metallisitet. [ 71 ] Oppdagelsen av utenomjordiske planeter har økt interessen for muligheten for utenomjordisk liv . [ 72 ]

Metallisitet

Vanlige stjerner består hovedsakelig av lette elementer som hydrogen og helium. De inneholder også en liten andel tyngre grunnstoffer, og denne fraksjonen er kjent som en stjernes metallisitet (selv om grunnstoffene ikke er metaller i tradisjonell forstand), [ 71 ] betegnet [m/h] og uttrykt på en skala logaritmisk der null er solmetallisiteten.

En studie fra 2012 av Kepler-oppdragsdata fant at de minste planetene med radier mindre enn Neptuns ble funnet rundt stjerner med metallisiteter i området -0,6 < [m/H] < +0,5 (fra omtrent fire ganger mindre enn solen til tre ganger mer enn solen), mens de største planetene stort sett ble funnet rundt stjerner med metallisitet i den øvre enden av dette området (solmetallisiteter og større). I denne studien dukket små planeter opp omtrent tre ganger hyppigere enn store planeter rundt stjerner med høyere metallisitet enn solen, og seks ganger oftere for stjerner med mindre metallisitet enn solen. Fraværet av gassgiganter rundt stjerner med lav metallisitet kan skyldes at metallisiteten til protoplanetariske skiver påvirker hastigheten som planetkjerner kan dannes med og akkresjon inn i en gassformig omhylling før gassen forsvinner. Imidlertid kan Kepler bare observere planeter svært nær stjernen sin, og gassgigantene som ble oppdaget migrerte sannsynligvis lenger unna, så en reduksjon i migrasjonseffektivitet i lavmetalliske skiver kan også delvis forklare disse resultatene. [ 79 ]

Stjerner med planeter har også vist seg å være mer sannsynlig å ha litiummangel. [ 80 ]

Flere stjerner

De fleste kjente planetene går i bane rundt enkeltstjerner, men noen går i bane rundt ett medlem av et dobbeltstjernesystem, [ 81 ] og flere sirkumbinære planeter har blitt oppdaget i bane rundt begge medlemmene av en dobbeltstjerne. Noen få planeter i trippelstjernesystemer er kjent [ 82 ] og en annen i det firedoble Kepler 64-systemet. Kepler-resultatene indikerer at sirkumbinære planetsystemer er relativt vanlige (per oktober 2013 hadde romfartøyet funnet syv planeter fra rundt 1000 søkte formørkelser binære filer). Et forvirrende funn er at ingen av de søkte nærliggende binærstjernene ser ut til å ha formørkende planeter. Halvparten av stjernene har en omløpsperiode på 2,7 dager eller mindre, men ingen av binærene med planeter har en periode på mindre enn 7,4 dager. Et annet overraskende Kepler-funn er at sirkumbinære planeter har en tendens til å gå i bane rundt stjernene sine nær den kritiske radiusen for ustabilitet (teoretiske beregninger indikerer at den minste stabile avstanden er omtrent to til tre ganger størrelsen på stjerneseparasjonen). [ 83 ]

Temperatur og sammensetning

Det er mulig å beregne temperaturen til en eksoplanet basert på intensiteten til lyset den mottar fra sin overordnede stjerne. For eksempel anslås planeten OGLE-2005-BLG-390Lb å ha en overflatetemperatur på rundt –220 °C (omtrent 50 K). Imidlertid kan disse estimatene være vesentlig feil fordi de avhenger av den generelt ukjente albedoen til planeten, og faktorer som drivhuseffekten kan introdusere ukjente komplikasjoner. Få planeter har fått målt temperaturen ved å observere variasjonen i infrarød stråling når planeten beveger seg i sin bane og overstråles av sin moderstjerne. For eksempel har planeten HD 189733 b blitt funnet å ha en gjennomsnittstemperatur på 1205 ± 9 K (932 ± 9 °C) på dagsiden og 973 ± 33 K (700 ± 33 °C) på nattsiden. . [ 84 ]

Hvis en planet er detekterbar med både radiell hastighet og transittmetoder, kan dens sanne masse og radius måles og planetens tetthet kan bli kjent som et resultat. Planeter med lav tetthet antas å bestå hovedsakelig av hydrogen og helium, mens planeter med middels tetthet antas å ha vann som en hovedkomponent. En planet med høy tetthet antas å være steinete, som Jorden og de andre jordiske planetene i solsystemet .

Spektroskopiske målinger kan brukes til å studere den atmosfæriske sammensetningen til en planet i transitt. [ 85 ] På denne måten har de blitt oppdaget i atmosfæren til forskjellige eksoplaneter: vanndamp, natriumdamp, metan og karbondioksid. Teknikken kan muligens avdekke atmosfæriske trekk som antyder tilstedeværelsen av liv på en eksoplanet, men den oppdagelsen er ennå ikke gjort.

En annen informasjonslinje om eksoplanetære atmosfærer kommer fra observasjoner av banefasefunksjoner . Ekstrasolare planeter har faser som ligner på månens faser . Ved å se på den nøyaktige variasjonen av lysstyrke med fase, kan astronomer beregne størrelsen på partikler i atmosfæren til slike planeter.

På den annen side blir stjernelys polarisert når det samhandler med molekyler i atmosfæren, som kan oppdages med et polarimeter . Så langt har bare én planet blitt studert med denne metoden.

Massedistribusjon

Når en planet blir funnet ved hjelp av radialhastighetsmetoden, er dens banehelling i ukjent. Metoden kan ikke bestemme planetens sanne masse , men gir i stedet minimumsmassen M sin i . I noen tilfeller kan en tilsynelatende eksoplanet faktisk være et mer massivt objekt, for eksempel en brun dverg eller rød dverg. Imidlertid tar faktoren for sin i statistisk en gjennomsnittlig verdi på π / 4≈0,785, og derfor har de fleste planetene visse masser, ganske nær minimumsmassen. [ 73 ] På den annen side, hvis planetens bane er nesten vinkelrett på himmelen (med en helning på ca. 90°), kan planeten også oppdages ved transittmetoden. Helningen vil da bli avslørt, og den faktiske massen til planeten kan bestemmes. Videre kan astrometriske observasjoner og dynamiske betraktninger i multiplanetsystemer noen ganger brukes til å begrense den faktiske massen til en planet.

De aller fleste eksoplaneter som er oppdaget så langt har høye masser. Alle bortsett fra tjuefem av de som er oppdaget siden januar 2010, er mer enn ti ganger jordens masse. [ 6 ] Mange er betydelig mer massive enn Jupiter, den mest massive planeten i solsystemet . Imidlertid skyldes disse høye massene i stor grad en observasjonsseleksjonseffekt : alle deteksjonsmetoder er mye mer følsomme for oppdagelsen av massive planeter. Denne skjevheten gjør statistisk analyse vanskelig, men det ser ut til at planeter med lav masse faktisk er mer vanlige enn høyere masse, i det minste innenfor et bredt masseområde som inkluderer alle gigantiske planeter. Dessuten tyder det faktum at astronomer har oppdaget flere planeter bare noen få ganger mer massive enn Jorden, til tross for de store vanskelighetene med å oppdage dem, at disse planetene er ganske vanlige. [ 71 ]

Resultater fra de første 43 dagene av Kepler-oppdraget "antyder at små planetkandidater med perioder på mindre enn 30 dager er mye mer vanlige enn store planetkandidater med perioder på mindre enn 30 dager, og at bakkebaserte funn viser den lange størrelsesfordelingen . [ 86 ]

En konferanse av Project Kepler -forskere i juli 2010 viste at fordelingen av massene funnet på planeter utenfor solen er veldig lik det vi observerer i vårt solsystem, [ note 1 ] med et stort antall planeter av lignende størrelse som Jorden. I følge disse siste dataene viser estimater rundt 100 millioner planeter som er like store som Jorden i vår galakse alene.

Fysiske egenskaper

I løpet av de første årene med oppdagelser av ekstrasolare planeter, var de fleste av disse særegne systemer med små omløpsperioder og eksentriske baner svært nær sentralstjernen.

Radialhastighetsmetoden favoriserte oppdagelsen av gigantiske planeter svært nær sin sentrale stjerne, noen av dem i baner mindre enn banen til Merkur . Disse planetene kalles noen ganger varme Jupitere . De siste årene har astronomer vært i stand til å avgrense metodene sine ved å finne planetsystemer som ligner mer på våre egne. Imidlertid har en betydelig brøkdel av planetsystemer gigantiske planeter i små baner, svært forskjellige fra vårt solsystem.

Inntil nylig virket deteksjonen av jordlignende planeter utenfor dagens teknologiske evner. Uansett er de fleste av de ekstrasolare planetene som er oppdaget til dags dato gassgiganter , med store masser som kan sammenlignes med Jupiters , selv om de vanligvis er mer massive, siden de er lettere å oppdage. Nye planetariske kandidater med masse på omtrent femten ganger jordens masse har nylig blitt oppdaget, det vil si sammenlignbare med Neptun og også kandidater med opptil dobbelt så stor masse som jorden, som tilsvarer kategorien super -jordar . [ 88 ] De siste årene har det blitt oppdaget planeter med masse som ligner på og enda mindre enn jordens.

De mest massive og nærmeste objektene til hovedstjernen har revolusjonert teoriene om planetdannelse. Det er en viss konsensus om dannelsen av disse planetene i ytre baner og deres tidlige migrasjon til indre baner. Denne migrasjonen bestemmes av gravitasjonsinteraksjon med den circumstellare skiven av materiale som planeten dannes i. I denne delen ser det ut til å være et visst forhold mellom metallisiteten til den sentrale stjernen og tilstedeværelsen av planeter.

Den ekstrasolare planeten HD 209458 b , også kalt Osiris , er en varm planet av Jupiter-typen med massen til en gassgigant, men som kretser svært nær sin moderstjerne. Planeten passerer foran stjernen sin med jevne mellomrom og tilbyr transitter som det har vært mulig å få mer informasjon om dens bane, størrelse og atmosfære med.

Orbital parametere

De fleste av de kjente ekstrasolare planetkandidatene har blitt oppdaget ved hjelp av indirekte metoder, så bare noen få punktomløps- og fysiske parametere kan bestemmes. For eksempel, av de seks uavhengige elementære parameterne som definerer en bane, kan den radielle hastighetsmetoden bestemme fire: semimajor-akse , eksentrisitet , periastronlengde og periastrontid. To parametere forblir ukjente: helning og lengde på den stigende noden .

Mange eksoplaneter har baner med svært små semi-hovedakser og er mye nærmere sin overordnede stjerne enn noen annen planet i vårt solsystem er solen. Dette faktum skyldes imidlertid hovedsakelig observasjonsvalg: Radialhastighetsmetoden er mer følsom for planeter med små baner. Astronomer ble i utgangspunktet veldig overrasket over disse varme Jupiterne , men det er nå klart at de fleste eksoplaneter (eller i det minste de fleste eksoplaneter med høy masse) har større baner, noen lokalisert i beboelige soner, hvor de kan eksistere. flytende vann og liv [ 73 ] Det virker plausibelt at i de fleste eksoplanetariske systemer er det en eller to gigantiske planeter med baner med dimensjoner som kan sammenlignes med Jupiter og Saturns i vårt eget solsystem.

Orbital eksentrisitet er et mål på hvor elliptisk (forlenget) en bane er. De fleste eksoplaneter med korte omløpsperioder (20 dager eller mindre) har nesten sirkulære baner med svært lav eksentrisitet. Det antas å skyldes tidevannssirkularisering, en effekt der gravitasjonsinteraksjonen mellom to kropper gradvis reduserer deres orbitale eksentrisitet. Derimot har de fleste kjente eksoplaneter med lengre omløpsperioder svært eksentriske baner. Dette er ikke en observasjonsseleksjonseffekt siden en planet kan oppdages like uavhengig av eksentrisiteten til dens bane. Utbredelsen av elliptiske baner er et stort puslespill, ettersom gjeldende teorier om planetdannelse sterkt antyder at planeter bør dannes med sirkulære (dvs. ikke eksentriske) baner. En teori er at små følgesvenner, som T-dverger ( metanholdige brune dverger ) kan lure i planetsystemer og føre til at planetenes baner er ekstreme. [ 89 ]

Utbredelsen av eksentriske baner kan også indikere at vårt solsystem er noe uvanlig, ettersom alle planetene unntatt Merkur har nesten sirkulære baner. [ 71 ] Imidlertid har det blitt antydet at noen av de rapporterte høye eksentrisitetsverdiene for eksoplaneter kan være overestimerte, siden simuleringer viser at mange observasjoner også stemmer overens med to planeter i sirkulære baner. Planeter rapportert som moderat eksentriske enkeltplaneter har ~15 % sjanse for å være en del av et par. [ 90 ] Denne tolkningen er spesielt sannsynlig hvis de to planetene går i bane med en 2:1-resonans. En gruppe astronomer har konkludert med at "(1) omtrent 35 % av de publiserte eksentriske løsningene for en enkelt planet er statistisk umulig å skille fra planetsystemer i 2:1 orbital resonans [ 91 ]

Ved å kombinere astrometriske og radielle hastighetsmålinger har det blitt funnet at, i motsetning til solsystemet, trenger ikke planetene nødvendigvis å bevege seg i baner i samme baneplan rundt stjernen sin, men de kan ha svært forskjellige helninger . [ 92 ]

Flere varme Jupitere har blitt funnet å ha retrograde baner , noe som setter spørsmålstegn ved teorier om dannelsen av planetsystemer. [ 93 ] Ved å kombinere nye observasjoner med gamle data ble det funnet at mer enn halvparten av alle "varme Jupitere" som ble studert har baner som er feiljustert med stjernenes spinnakse, og seks eksoplaneter i denne studien har retrograd bevegelse.

Ubesvarte spørsmål

Mange ubesvarte spørsmål gjenstår om egenskapene til eksoplaneter, for eksempel detaljene i deres sammensetning og sannsynligheten for å ha måner . Et annet spørsmål er om de kunne romme liv. Flere planeter har baner i den beboelige sonen til foreldrestjernen deres der det skal være mulig for jordlignende forhold å råde. De fleste av planetene er mer enn Jupiter-lignende kjemper på jordstørrelse, og hvis disse planetene har store måner, kan satellitter være et mer sannsynlig oppholdssted for liv.

Ulike beregninger er gjort av hvor mange planeter som kan bære enkelt liv eller til og med intelligent liv. For eksempel anslår Alan Boss fra Carnegie Institution of Science at det kan være hundre milliarder jordiske planeter i Melkeveisgalaksen vår , mange av dem med enkle livsformer. Han tror også at det kan være tusenvis av sivilisasjoner i galaksen vår. Nylig arbeid av Duncan Forgan fra University of Edinburgh har også forsøkt å beregne antall intelligente sivilisasjoner i vår galakse. Forskning tyder på at det kan være tusenvis av dem. [ 94 ] Men på grunn av stor usikkerhet om opprinnelse og utvikling av liv og intelligens, må alle estimater anses som ekstremt spekulative. Bortsett fra hypotesen om en utenomjordisk sivilisasjon som sender ut kraftige signaler, er deteksjon av liv i interstellare avstander en enormt vanskelig teknisk oppgave som ikke vil være gjennomførbar på mange år, selv om slikt liv er vanlig.

Eksoplanetklassifisering

Forskere klassifiserer først eksoplaneter basert på massene deres. Grovt sett er denne klassifiseringen, som går fra minst til største masse, jordene , superjordene , neptunerne og gasskjemperne . [ 95 ] ​[ 96 ]​ Hver kategori har blitt teoretisert av forskere til å ha egenskaper basert på deres temperaturer. [ 97 ]​ [ 98 ]

Klassifisering etter masse

Jorder er eksoplaneter som varierer fra 0,5 til to jordmasser og superjorder er planeter mellom to til ti ganger jordens masse . [ 96 ] Neptunerne varierer fra 10 til 50 jordmasser, og gasskjemper varierer fra 50 jordmasser (omtrent halvparten av massen til Saturn ) til omtrent tolv ganger massen til Jupiter . [ 96 ]

Objekter som går i bane rundt stjerner over tolv jovianske masser opp til åtti jovianske masser regnes som brune dverger, og objekter under 0,5 jordmasser regnes som underjorden , Merkur og asteroider . [ 96 ]

Klassifisering etter temperatur

Innenfor hver kategori har det vært forsøk på å underklassifisere dem basert på deres temperaturer eller nærhet til stjernene. Således, for gassgigantene, har Sudarsky-klassifiseringen for gigantiske planeter blitt opprettet , [ 98 ] for neptunerne klassifiseringen av varme Neptuner og kalde Neptuner og for jordene og superjordene den termiske klassifiseringen av planetarisk beboelighet . [ 97 ]

Temperaturklassifisering av planeter med eksentriske baner rundt stjernene er vanskeligere siden deres egenskaper og utseende kan bli sterkt påvirket når de krysser banene til disse banene, og svinger mellom varme somre og iskalde vintre.

Klassifisering etter masse Kaldt (mindre enn -100 °C) Kaldt (-100 til -50 °C) Middels lav (-50 til 0 °C) Middels (0 til 50 °C) Middels høy (50 til 100 °C) Varm (100 til 600 °C) Varm (600 til 1100 °C) Varmt (større enn 1100 °C) variabel temperatur
Jovians (50  M ⊕  - 12  M J ) Klasse I: Ammoniakkskyer Klasse II:
Vannskyer med ammoniakkskyer
ved polene		 Klasse II: Vannskyer Klasse II: Vannskyer Klasse III: Klart
med vannskyer og sulfider
ved polene		 Klasse III: Klar Klasse IV: Skyer av alkalimetaller Klasse V: Silikatskyer eksentrisk jovian
Neptunianere (10  M ⊕  - 50  M ⊕ ) kald neptun kald neptun Neptun i beboelig sone Neptun i beboelig sone Neptun i beboelig sone varm neptun varm neptun varm neptun eksentrisk neptun
Mini- Neptunes [ 99 ]​ (5  M ⊕  - 10  M ⊕ ) kald mini neptun kald mini neptun hycean planet hycean planet hycean planet hot mini neptun hot mini neptun hot mini neptun eksentrisk mini neptun
Havplaneten [ 99 ]​ (2  M ⊕  - 5  M ⊕ ) isplanet isplanet beboelig havplanet beboelig havplanet beboelig havplanet ikke noe klart eksempel ikke noe klart eksempel ikke noe klart eksempel eksentrisk oseanisk
Superjordarter (over 2  M ⊕ ) hypopsykroplanet hypopsykroplanet psykroplanet mesoplanet termoplanet hypertermoplanet hypertermoplanet lava planet eksentrisk superjord
Land (0,5  M ⊕  - 2  M ⊕ ) hypopsykroplanet hypopsykroplanet psykroplanet mesoplanet termoplanet hypertermoplanet hypertermoplanet lava planet eksentrisk land

Klassifisering etter sammensetning

For planeter mellom 2 og 10 jordmasser er det gjort en teoretisk innsats for å skille mellom faste planeter ( superjorder ), flytende planeter ( havplanet ) og gassdvergplaneter ( mini- Neptunes ). [ 100 ] [ 101 ]​ For å løse disse tvilene, brukes spektral- og tetthetsanalyser på eksoplaneter som er i transitt mellom observatøren og dens stjerne. [ 101 ] Å skille mini-Neptun-varianten fra andre typer er ved å finne eller ikke finne gasser som hydrogen eller helium i spektralanalyse og skille dem fra andre komponenter. [ 101 ]

I løpet av 2004 teoretiserte Christophe Sotin og et team av samarbeidspartnere fra Frankrike at planeter mellom 2 og 10 jordmasser økte andelen av is eller væsker sammenlignet med deres steinete komponenter, og mange av disse planetene var oseaniske . For planeter mellom 6 og 8 jordmasser er andelen is eller væsker med stein omtrent 50 %. Mellom 5 og 10 jordmasser eller over det dobbelte av jordens diameter, tiltrekker planetariske legemer aktivt hydrogen eller helium for å bli mini-Neptuner eller, hvis de er i den beboelige sonen, Hicean-planeter . [ 102 ]​ [ 103 ]​ [ 99 ]

I tillegg til en termisk klassifisering, er Sudarsky-klassifiseringen for gigantiske planeter en komposisjonsklassifisering for gassgiganter. Denne klassifiseringen teoretiserer sammensetningen av gassplaneter med temperaturer som er forskjellige fra de som presenteres i gigantene i solsystemet vårt. Tilstedeværelsen av alkalimetaller eller silikater i varme Jovians har blitt bekreftet ved spektralanalyse, og dermed utledes deres svært sannsynlige utseende som WASP-96b, Kepler-7b eller HD 189733 b .

Sammensetning av planeter av mindre og middels størrelse
For astronomen Geoffrey Marcy er planetene med faste overflater under 1,5 terrestriske radier, de oseaniske planetene er mellom 1,5 og 2 terrestriske radier, og mini-Neptunes og hyceanplanetene er over 2 terrestriske radier. [ 99 ]  
Neptuns indre struktur minner oss om egenskapene til hver av de forskjellige eksoplanetene, jern- og silikatkjernen som minner om jord og superjord , vannmantelen til overflaten av oseaniske planeter og atmosfæren av hydrogen og helium til Hycean , Mini -Neptun og Neptunian   planeter

Overflod av hver type

Solsystemet har to underjordar , to jordarter, to klasse I gasskjemper (kalde jovianere) og to kalde neptunere, men bortsett fra funnene fra dagens teknologi, regnes det som atypisk siden mange planetsystemer har varme joviere og varme neptunere og to tredjedeler av eksoplanetene som er funnet er superjord og mini-Neptun, og ingen av disse finnes i systemet vårt.

På grunn av den samme teknologiske begrensningen er det vanskeligere å finne planeter i brede baner som kan være kalde Neptuner, hypopsykroplaneter og psykroplaneter og derfor færre funn av denne typen planeter.

Andre klassifiseringer

På den annen side antas det at mange planeter kan ha flytende overflater i stedet for faste eller gassformige overflater, så vel som andre særegne og særegne egenskaper:

Bemerkelsesverdige funn

1988

1989

1992

1995

1996

1998

1999

2001

2003

2004

2005

2006

2007

2008

2009

2010

2011

2012

2013

2014

2015

2016

2017

2019

2020

Observatorier og metoder

Oppdrag

  • COROT - lansert i 2006
  • Kepler-oppdrag - lansert i 2009
  • PEGASE - ingen utgivelsesdato
  • Space Interferometry Mission (SIM) —ingen lanseringsdato— kansellert
  • ACESat (i prosjekt)

Se også

systemer Beboelighet Studier astronomer Diverse

Notater

  1. ↑ Grafikken, som senere ble ansett for å være en utilsiktet lekkasje, vises klokken 8:27 av videoen. [ 87 ]

Referanser

  1. ^ "Hastende spansk stiftelse" . Hentet 6. juli 2020 . 
  2. ↑ ASALE, RAE-. «exoplanet | Ordbok over det spanske språket» . «Ordbok for det spanske språket» - Utgave av Jubileet . Hentet 17. desember 2020 . 
  3. ↑ abcd Wolszczan , A .; D.A. Friar (1992). "Et planetsystem rundt millisekundpulsaren PSR1257+12" . Nature 355 : 145-147. doi : 10.1038/355145a0 .  
  4. ↑ Michel Mayor og Didier Queloz (1995). "En følgesvenn med Jupitermasse til en stjerne av soltypen" . Natur 378 . 355-359 . 
  5. ↑ Schneider, J. "Interactive Extra-solar Planets Catalog" . Encyclopedia of the Extrasolar Planets . 
  6. ^ a b Schneider, Jean (22. oktober 2007). "Interaktiv Extrasolar Planets Catalog" . The Extrasolar Planets Encyclopedia . Hentet 24. oktober 2019 . 
  7. ^ "Arbeidsgruppe for ekstrasolare planeter: Definisjon av en "planet " " . IAU posisjonserklæring . 28. februar 2003 . Arkivert fra originalen 2006-09-16 . Hentet 9. september 2006 . 
  8. ↑ "NASA oppdager 700 mulige nye planeter utenfor solsystemet." 17. juni 2010. ABC . Hentet 17. juni 2010.
  9. ↑ "Løpet akselererer for å finne den første beboelige eksoplaneten." 17. juni 2010. Landet . Hentet 17. juni 2010.
  10. ^ "Galaksen er rik på jordlignende planeter" . Hentet 28. juli 2010 . 
  11. ^ "En eller flere bundne planeter per MilkyWay-stjerne fra mikrolinseobservasjoner" . Hentet 2012-01-12 . 
  12. ^ "The Habitable Exoplanets Catalog - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo" . phl.upr.edu . Hentet 31. mars 2020 . 
  13. ↑ NacióDigital. «Oppdag to planeter som ligner på jorden | Born Digital» . www.naciodigital.cat (på katalansk) . Hentet 17. april 2020 . 
  14. ↑ a b c d e "Planetary Habitability Laboratory" . PHL University of Puerto Rico i Arecibo (på engelsk) . Hentet 17. desember 2014 . 
  15. ^ "Cosmos" i The New Encyclopædia Britannica (15. utgave, Chicago, 1991) 16 :787:2a. "For hans talsmann for en uendelighet av soler og jorder, ble han brent på bålet i 1600."
  16. ^ Newton, Isaac; I. Bernard Cohen og Anne Whitman (1999 [1713]). Principia: En ny oversettelse og veiledning . University of California Press . s. 940 . 
  17. ^ W. S. Jacob (1855). "Om visse anomalier presentert av Binary Star 70 Ophiuchi" . Månedlige meldinger fra Royal Astronomical Society 15 :228. 
  18. ^ Se TJJ (1896). «Forskning om banen til F.70 Ophiuchi, og om en periodisk forstyrrelse i bevegelsen til systemet som oppstår fra handlingen til en usett kropp». Astronomisk tidsskrift 16 : 17. doi : 10.1086/102368 .  
  19. ↑ Sherrill, TJ (1999). "A Career of Controversy: The Anomaly of TJJ See" . Tidsskrift for astronomiens historie 30 (98): 25-50.  
  20. ^ Van de Kamp, P. (1969). Alternativ dynamisk analyse av Barnards stjerne. Astronomical Journal 74 : 757-759. Bibcode : 1969AJ.....74..757V . doi : 10.1086/110852 .  
  21. ↑ Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Search for Living Planets . Grunnbøker. s. 31-32 . ISBN  978-0-465-00936-7 . 
  22. ↑ Bailes, M., AG Lyne, SL Shemar (1991). "En planet som kretser rundt nøytronstjernen PSR1829-10" . Nature 352 : 311-313. doi : 10.1038/352311a0 .  
  23. ↑ Lyne, AG, M. Bailes (1992). "Ingen planet i bane rundt PS R1829-10" . Nature 355 (6357): 213. doi : 10.1038/355213b0 .  
  24. ↑ a b major, Michael; Queloz, Didier (1995). "En følgesvenn med Jupitermasse til en stjerne av soltypen". Nature 378 (6555): 355--359. doi : 10.1038/378355a0 . 
  25. ^ Rivera, E. et al. (2005). "En ~7,5 M ⊕ planet som kretser rundt den nærliggende stjernen, GJ 876" . The Astrophysical Journal 634 (1): 625-640. 
  26. ^ "COROT oppdager sin første eksoplanet og overrasker forskere" . DETTE. 3. mai 2007 . Hentet 2. august 2008 . 
  27. ^ "Suksess for de første observasjonene av Corot-satellitten: En eksoplanet oppdaget og første stjernesvingninger" . CNRS. 3. mai 2007 . Hentet 2. august 2008 . 
  28. ^ a b c "Kepler: NASAs første oppdrag som er i stand til å finne planeter i jordstørrelse " . Hentet 7. mars 2009 . 
  29. ↑ Mullen, Leslie (2. juni 2011). "Rage Against the Dying of the Light" . Astrobiology Magazine . Hentet 7. juni 2011 . 
  30. ↑ Farvel, Dennis (12. mai 2013). Finner av nye verdener . New York Times . Hentet 13. mai 2014 . 
  31. ^ "Darwin: studie avsluttet, ingen ytterligere aktiviteter planlagt" . European Space Agency . 23. oktober 2009 . Hentet 27. oktober 2009 . 
  32. ↑ Wall, Mike (14. juni 2013). "Sviktende NASA-teleskop oppdager 503 nye fremmede planetkandidater" . Space.com . Tech Media Network . Hentet 15. juni 2013 . 
  33. ^ "NASAs Exoplanet Archive KOI-tabell" . GRYTE. Arkivert fra originalen 26. februar 2014 . Hentet 28. februar 2014 . 
  34. ^ a b Overbye, Dennis (4. november 2013). "Fjern planeter som jorden prikker galaksen" . New York Times . Hentet 5. november 2013 . 
  35. ↑ a b Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Marcy, Geoffrey W. (31. oktober 2013). "Utbredelse av planeter i jordstørrelse som kretser rundt sollignende stjerner" . Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America . Bibcode : 2013PNAS..11019273P . arXiv : 1311.6806 . doi : 10.1073/pnas.1319909110 . Hentet 5. november 2013 . 
  36. ↑ a b c Staff (7. januar 2013). "17 milliarder fremmede planeter på jordstørrelse bor i Melkeveien" . Space.com . Hentet 8. januar 2013 . 
  37. ^ "NASA Exoplanet Archive" . NASA Exoplanet Science Institute . Hentet 17. desember 2014 . 
  38. ↑ Scott Russell, John (1848). "På visse effekter produsert på lyd av observatørens raske bevegelse" . Rapport fra det atten møte i British Association for the Advancement of Science (John Murray, London i 1849) 18 (7): 37-38 . Hentet 8. juli 2008 . 
  39. ↑ Alec Eden The search for Christian Doppler , Springer-Verlag, Wien 1992. Inneholder en faksimileutgave med engelsk oversettelse.
  40. ^ Benedict et al. ; McArthur, BE; Forveille, T.; Delfosse, X.; Nelan, E.; Butler, RP; Spiesman, W.; Marcy, G. et al. (2002). "En masse for den ekstrasolare planeten Gliese 876b bestemt fra Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities" . The Astrophysical Journal Letters 581 (2): L115-L118. doi : 10.1086/346073 . 
  41. ↑ Hidas, M.G.; Ashley, M.C.B.; Webb, et al. (2005). "Universitetet i New South Wales Extrasolar Planet Search: metoder og første resultater fra et felt sentrert på NGC 6633" . Månedlige meldinger fra Royal Astronomical Society 360 (2): 703-717. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x . 
  42. ↑ Jackson, Brian; Richard Greenberg, Rory Barnes (2008). "Tidevannsoppvarming av ekstrasolare planeter". Astrophysical Journal 681 : 1631. doi : 10.1086/587641 . arΧiv : 0803.0026 . ; Gregory Laughlin et al. (2005). «OM EKSENTRISITETEN AV HD 209458b». The Astrophysical Journal 629 : L121-L124.   
  43. ^ "Kepler begynner søket etter jordlignende planeter" . Hentet 7. mars 2009 . 
  44. ↑ http://www.nasa.gov/centers/ames/news/releases/2012/12-33AR.html
  45. ↑ a b http://www.scientificcomputing.com/news-DS-Planet-Hunting-Finding-Earth-like-Planets-071910.aspx Arkivert 2010-07-28 på Wayback Machine . "Planetjakt: Finne jordlignende planeter"
  46. ↑ Townsend, Rich (27. januar 2003). Søket etter ekstrasolare planeter (forelesning) . Institutt for fysikk og astronomi, Astrophysics Group, University College, London. Arkivert fra originalen 2005-09-15 . Hentet 10. september 2006 . 
  47. ↑ Doyle, Laurance R.; Hans-Jorg Deeg (2002). "Tidsdeteksjon av formørkende binære planeter og transiterende ekstrasolare måner". Bioastronomi 7 . "Bioastronomy 2002: Life Among the Stars" IAU Symposium 213, RP Norris og FH Stootman (red), ASP, San Francisco, California, 80-84. 
  48. ↑ Deeg, Hans-Jorg; Laurance R. Doyle, VP Kozhevnikov, J Ellen Blue, L. Rottler og J. Schneider (2000). "Et søk etter planeter med jovisk masse rundt CM Draconis ved bruk av eclipse minima timing" . Astronomi og astrofysikk (358): L5-L8. 
  49. ^ Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, JM Jenkins, J. Schneider, Z. Ninkov, RPS Stone, JE Blue, H. Götzger, B, Friedman og MF Doyle (1998). "Detekterbarhet av Jupiter-til-brun-dvergmasse-ledsager rundt små formørkende binære systemer" . Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, ASP Conference Proceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, R. Rebolo, EL Martin og MRZ Osorio (koordinatorer), ASP Conference Series 134, San Francisco, California, 224-231.
  50. ^ a b Beaulieu, J.-P.; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M.Dominik; U.G. Jørgensen; D.Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K.Hill; J. Menzies; P. D. Sackett; M. Albrow; S. Brilliant; JAR Caldwell; JJ Calitz; KH Cook; E. innhegninger; M. Desort; S. Dieters; D.Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K.Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski (2006). "Oppdagelse av en kul planet med 5,5 jordmasser gjennom gravitasjonsmikrolinsing" . Nature 439 (7075): 437-440. PMID  16437108 . doi : 10.1038/nature04441 . 
  51. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza et al. (2004). "Et tidlig ekstrasolart planetsystem avslørt av planetesimale belter i β Pictoris" . Nature 431 (7009): 660-663. PMID  15470420 . doi : 10.1038/nature02948 . 
  52. ^ Burnham, Robert (2004). "Å lage planeter på Beta Pictoris" . Astronomy Magazine . Hentet 2. september 2008 . 
  53. ^ a b "Langt fra, de første optiske bildene av en eksoplanet" . AFP. 13. november 2008. Arkivert fra originalen 20. desember 2008. 
  54. ↑ Paul Kalas (13. november 2008). "Direkte bilde av Extrasolar Planet" . Arkivert fra originalen 6. januar 2022 . Hentet 14. november 2008 . 
  55. ↑ Chauvin, G.; AM Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I.Song; J.-L. Beuzit; P. Lowrance (2004). "En gigantisk planetkandidat nær en ung brun dverg" . Astronomi og astrofysikk 425 : L29-L32. doi : 10.1051/0004-6361:200400056 . 
  56. ^ "Ja, det er bildet av en eksoplanet (pressemelding)" . IT-nettsted . 30. april 2005 . Hentet 9. juli 2010 . 
  57. ^ a b "Det rikeste planetariske systemet oppdaget" . 24. august 2010 . Hentet 240. august . 
  58. ↑ Cochran, W. et al. (1997). "Oppdagelsen av en planetarisk følgesvenn til 16 Cygni B" . Astrophysical Journal 483 : 457 - 463.  ( brutt lenke tilgjengelig på Internet Archive ; se historikk , første og siste versjon ).
  59. ↑ Marcy et al. ; Butler, R. Paul; Vogt, Steven S.; Fischer, Debra A.; Henry, Gregory W.; Laughlin, Greg; Wright, Jason T.; Johnson, John A. (2005). "Fem nye ekstrasolare planeter" . The Astrophysical Journal 619 (1): 570-584. doi : 10.1086/426384 . 
  60. ↑ Butler et al. ; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Erik; Hauser, Heather; Skjorter, Phil (1997). "Tre nye 51 Pegasi-planeter" . The Astrophysical Journal 474 : L115-L118. doi : 10.1086/310444 . 
  61. ^ "Å gi navn til ekstrasolare planeter (nomenklatur)" . Ekstrasolare planeter . Universitetet i Miami . Arkivert fra originalen 15. desember 2009 . Hentet 6. desember 2009 . 
  62. ↑ Sigurdsson, S.; Richer, H.B.; Hansen, B.M.; Trapper, IH; Thorsett, SE (2003). "En ung hvit dvergfølge til Pulsar B1620-26: Bevis for tidlig planetdannelse". Science 301 (5630): 193-196. PMID  12855802 . doi : 10.1126/science.1086326 . 
  63. ↑ "Planeter rundt andre stjerner" . International Astronomical Union . Hentet 6. desember 2009 . 
  64. ^ "IAU 2006 generalforsamling: Resultat av IAU-resolusjonsstemmene" . 2006 . Hentet 2010-04-25 . 
  65. ^ Brit, R.R. (2006). "Hvorfor planeter aldri vil bli definert" . Space.com . Arkivert fra originalen 30. august 2008 . Hentet 13. februar 2008 .  
  66. ^ "Arbeidsgruppe for ekstrasolare planeter: Definisjon av en "planet " " . IAU posisjonserklæring . 28. februar 2003. Arkivert fra originalen 16. september 2006 . Hentet 9. september 2006 .  
  67. ↑ Marsh, Kenneth A.; J. Davy Kirkpatrick og Peter Plavchan (2009). "Et ungt planetarisk masseobjekt i rho Oph Cloud Core" . Astrophysical Journal Letters (kommer) .  
  68. ↑ Mordasini, C. et al. (2007). "Gigant Planet Formation by Core Accretion". . 
  69. ↑ Baraffe, I. et al. (2008). «Struktur og utvikling av super-jorden til super-Jupiter-eksoplaneter. I. Tungelementberikelse i interiøret» . Astronomi og astrofysikk 482 (1): 315-332. doi : 10.1051/0004-6361:20079321 . 
  70. ↑ Bouchy, F. et al. (2009). «SOPHIE-søket etter nordlige ekstrasolare planeter. I. En følgesvenn rundt HD 16760 med masse nær planeten/brun-dverg-overgangen» . Astronomi og astrofysikk 505 (2): 853-858. doi : 10.1051/0004-6361/200912427 . 
  71. ↑ a b c de Marcy , G., et al . (2005). "Observerte egenskaper til eksoplaneter: masser, baner og metallisiteter" . Progress of Theoretical Physics Supplement 158 : 24-42. doi : 10.1143/PTPS.158.24 . Arkivert fra originalen 22. september 2017.  
  72. ^ a b "Terrestrial Planet Finder vitenskapsmål: Å oppdage tegn på liv" . Terrestrisk Planet Finder . JPL / NASA . Arkivert fra originalen 12. august 2006 . Hentet 21. juli 2006 . 
  73. ↑ 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" . Publikasjoner fra Astronomical Society of the Pacific 120 : 531-554. doi : 10.1086/588487 . Arkivert fra originalen 05/2008. 
  74. ^ "Forskere kunngjør pris på planeten" . BBCNews . 19. oktober 2009 . Hentet 31. mars 2010 . 
  75. ↑ Bennett, David P.; Jay Anderson, Ian A. Bond, Andrzej Udalski og Andrew Gould (2006). "Identifisering av OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star" . Astrophysical Journal Letters 647 : L171-L174. 
  76. ↑ Bonfils, X., et al . (2005). «HARPS-søket etter sørlige ekstrasolplaneter: VI. En Neptun-masseplanet rundt den nærliggende M-dvergen Gl 581». Astronomi og astrofysikk 443 : L15-L18. doi : 10.1051/0004-6361:200500193 .  
  77. ^ Johnson, J.A. (2011). "Stjernene som er vertskap for planeter". Sky & Telescope (april): 22.-27.  
  78. ↑ L. Vu (3. oktober 2006). "Planeter foretrekker trygge nabolag" . Spitzer vitenskapssenter . Arkivert fra originalen 15. oktober 2007 . Hentet 1. september 2007 .  
  79. ↑ Buchhave, LA; et al. (2012). "En overflod av små eksoplaneter rundt stjerner med et bredt spekter av metallisiteter". Natur . Bibcode : 2012Natur.486..375B . doi : 10.1038/nature11121 .  
  80. ↑ Israelian, G.; et al. (2009). "Forbedret litiumutarming i sollignende stjerner med planeter i bane". Nature 462 (7270): 189-191. Bibcode : 2009 Natur.462..189I . PMID 19907489 . arXiv : 0911.4198 . doi : 10.1038/nature08483 .   
  81. ↑ BINÆR KATALOG OVER ESOLANETTER Arkivert 31. oktober 2014, på Wayback Machine , vedlikeholdt av Richard Schwarz], Hentet 28. september 2013
  82. ^ "Arkiveret kopi" . Arkivert fra originalen 19. september 2015 . Hentet 23. juli 2014 . 
  83. ^ Welsh, William F.; Doyle, Laurance R. (2013). "Verdener med to soler" . Scientific American 309 (5): 40. doi : 10.1038/scientificamerican1113-40 .  
  84. ↑ Heather Knutson, David Charbonneau, Lori Allen, et al. (2007). "Et kart over dag-natt-kontrasten til den ekstrasolare planeten HD 189733b" . Nature 447 (7141): 183-186. PMID 17495920 . doi : 10.1038/nature05782 . Arkivert fra originalen 5. oktober 2007.   
  85. ↑ D. Charbonneau, T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). "Når ekstrasolare planeter passerer sine foreldrestjerner" . Protostjerner og planeter V. University of Arizona Press .  
  86. ↑ Borucki, William J. og Kepler-teamet. "Kennetegn ved Kepler planetariske kandidater basert på det første datasettet: Flertallet er funnet å være Neptun-størrelse og mindre." Presentert 14. juni 2010.
  87. ^ "Dimitar Sasselov: Hvordan vi fant hundrevis av planeter i jordstørrelse " . Arkivert fra originalen 27. juli 2010 . Hentet 28. juli 2010 . 
  88. ↑ «HARPS søker etter sørlige ekstrasolplaneter, XVIII. En jordmasseplanet i planetsystemet GJ 581. . 15. juni 2009. 
  89. ↑ "Forskere knipser bilder av den første brune dvergen i planetsystemet (nyhetsmelding)" . Eberly College of Science . 18. september 2006 . Hentet 28. september 2006 .  
  90. ↑ Rodigas, T.; Hinz (2009). "Hvilke eksoplaneter med radiell hastighet har uoppdagede ytre følgesvenner?". . 
  91. ^ Guillem Anglada-Escudé, Mercedes López-Morales og John E. Chambers (2010). "Hvordan eksentriske orbitale løsninger kan skjule planetariske systemer i 2:1 resonansbaner" . Astrophysical Journal 709 (1): 168.  
  92. ↑ Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary System , www.scientificamerican.com, 24. mai 2010
  93. ↑ Snu planetteori på hodet
  94. ^ "Antall fremmede verdener kvantifisert" . London: BBCNews . 5. februar 2009 . Hentet 3. desember 2009 .  
  95. ↑ Hva er en eksoplanet? exoplanets.nasa.gov Hentet 12. juni 2021
  96. ↑ a b c d En masseklassifisering for både solare og ekstrasolare planeter The Planetary Habitability Laboratory. Hentet 14. juni 2021
  97. ^ a b Mendez, Abel (4. august 2011). « A Thermal Planetary Habitability Classification for Exoplanets » (på engelsk). Planet Habitability Laboratory. Åpnet 13. juni 2021
  98. ^ a b Sudarsky, D., Burrows, A., Pinto, P. (2000). "Albedo og refleksjonsspektra av ekstrasolare gigantiske planeter" . The Astrophysical Journal 538 : 885-903. doi : 10.1086/309160 .  . Hentet 13. juni 2021
  99. ↑ a b c d Monica Young (2014) Er superjord virkelig super? Skyandtelescope.org. Hentet 27. april 2022
  100. ↑ Hvordan skille mini-Neptunes fra maxi-earths Neofronteras.com. Hentet 5. juli 2021
  101. ^ a b c Bjorn Benneke og Sara Seager (2013) Hvordan skille mellom skyede mini-neptuner og vann/flyktige-dominerte Super-Earths Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA 02139; BRUKER
  102. ↑ Marcus Chown (2004) Giant Waterworld Planets Could Harbor Life The Independent - Storbritannia
  103. ↑ Sotin et. til. (2007) Masse-radiuskurve for ekstrasolare jordlignende planeter og havplaneter Icarus bind 191, utgave 1, side 337-351
  104. ↑ Lewin, Sarah (19. juni 2017). "NASAs Kepler-romteleskop finner hundrevis av nye eksoplaneter, øker totalt til 4034" . NASA . Hentet 19. juni 2017 . 
  105. ↑ Farvel, Dennis (19. juni 2017). "Planeter i jordstørrelse blant de endelige tallene til NASAs Kepler-teleskop" . New York Times . 
  106. ↑ [1]
  107. ^ Campbell, B.; GAH Walker, S. Yang (1988). "Et søk etter understellare følgesvenner til stjerner av soltypen." Astrophysical Journal 331 : 902-921. Bibcode : 1988ApJ...331..902C . doi : 10.1086/166608 .  
  108. ↑ Cochran, W.D. et. til. (2002). "En planetarisk følgesvenn til binærstjernen Gamma Cephei" . Arkivert fra originalen 12. mai 2009 . Hentet 2. mai 2010 . 
  109. ^ Walker, GAH (2008). "Den første høypresisjons radielle hastighetssøkingen etter ekstrasolare planeter". . 
  110. ↑ Latham, DW et al. (1989). «Den usette følgesvennen til HD114762 - En sannsynlig brun dverg». Natur 339 : 38-40. doi : 10.1038/339038a0 . 
  111. ^ Schneider, J. "Notes for star HD 114762" . The Extrasolar Planets Encyclopaedia . Hentet 2. mai 2010 . 
  112. ^ "HD 114762 b" . Exoplanet Data Explorer . Arkivert fra originalen 7. juli 2010 . Hentet 2. mai 2010 . 
  113. ↑ a b Ordfører, M., et al. (2009). «HARPS-søket etter sørlige ekstrasolplaneter: XVIII. En jordmasseplanet i planetsystemet GJ 581. Astronomi og astrofysikk 507 : 487-494. doi : 10.1051/0004-6361/200912172 . arΧiv : 0906.2780 .  
  114. ↑ J. N. Wilford (26. juni 1998). "Ny planet oppdaget rundt en stjerne 15 lysår unna" . New York Times . Hentet 17. juli 2008 .  
  115. ↑ B. Edgar, M. Watzke, C. Rasmussen. "Flere planeter oppdaget rundt Upsilon Andromedae" . AFOEs nettsted . Hentet 6. desember 2009 .  
  116. ^ Henry, GW, et al. (2000). "En transittende "51 Peg-lignende" planet". Astrophysical Journal Letters 529 (1): L41-L44. doi : 10.1086/312458 .  
  117. ↑ Charbonneau, D. et al. (2002). "Deteksjon av en ekstrasolar planetatmosfære". Astrophysical Journal 568 (1): 377-384. doi : 10.1086/338770 .  
  118. ↑ Frink, S., et al. (2002). "Oppdagelse av en substellar følgesvenn til K2 III Giant Iota Draconis". Astrophysical Journal 576 (1): 478-484. doi : 10.1086/341629 .  
  119. ↑ Sigurdsson, S., et al . (2003). "En ung hvit dvergfølge til Pulsar B1620-26: Bevis for tidlig planetdannelse". Science 301 (5630): 193-196. PMID 12855802 . doi : 10.1126/science.1086326 .   
  120. ↑ "Fjorten ganger jorden – ESO HARPS-instrument oppdager den minste ekstrasolplaneten noensinne" . European Space Agency . 25. august 2004. Arkivert fra originalen 7. juni 2007 . Hentet 7. mai 2006 .  
  121. ↑ "Astronomer bekrefter det første bildet av en planet utenfor vårt solsystem" . European Space Agency . 30. april 2005. Arkivert fra originalen 6. august 2009 . Hentet 6. desember 2009 . 
  122. ↑ S. Mohanty, R. Jayawardhana, N. Huelamo, E. Mamajek (2007). "The Planetary Mass Companion 2MASS 1207-3932B: Temperatur, masse og bevis for en kant-på-disk". American Astronomical Society 657 : 1064-1091. doi : 10.1086/510877 . arΧiv : astro-ph/0610550 .  
  123. ↑ Charbonneau, D., et al. (2005). "Deteksjon av termisk utslipp fra en ekstrasolar planet". Astrophysical Journal 626 (1): 523-529. doi : 10.1086/429991 .  
  124. ↑ Deming, D. et al. (2005). "Infrarød stråling fra en ekstrasolar planet". Nature 434 (7034): 740-743. doi : 10.1038/nature03507 .  
  125. ↑ Rivera, EJ, et al. (2005). "En 7,5 M ⊕ planet som kretser rundt den nærliggende stjernen GJ 876". Astrophysical Journal 634 (1): 625-640. doi : 10.1086/491669 .  
  126. ↑ Sato, B. et al . (2005). "N2K Consortium II: A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core". Astrophysical Journal 633 : 465-473. doi : 10.1086/449306 .  
  127. ^ "Kiwi hjelper til med å oppdage ny planet" . OneNews . 26. januar 2006 . Hentet 7. mai 2006 .  
  128. ^ "Trio av Neptunes og beltene deres" . European Space Agency . 18. mai 2006. Arkivert fra originalen 1. mars 2008 . Hentet 9. juni 2007 . 
  129. ↑ "NASAs Spitzer først til å åpne lyset fra fjerne verdener." 21. februar 2007. Spitzer.caltech.edu . Åpnet 17. juli 2008
  130. ^ "Et spekter av en ekstrasolar planet." Nature.com 2007-02-01 Nature 445, 892-895 (22. februar 2007); doi:10.1038/nature05636. Åpnet 17. juli 2008.
  131. ↑ 'Klare tegn på vann' på den fjerne planeten arkivert 2008-08-30 på Wayback Machine på Space.com
  132. ^ Udry et al. ; Bonfils, X.; Delfosse, X.; Forveille, T.; Major, M.; Perrier, C.; Bouchy, F.; Lovis, C. et al. (2007). «HARPS søker etter sørlige ekstrasolplaneter, XI. Superjord (5 og 8 M ⊕ ) i et 3-planetsystem» . Astronomi og astrofysikk 469 (3): L43-L47. doi : 10.1051/0004-6361:20077612 . 
  133. ↑ a b Ker Than (24. april 2007). "Stor oppdagelse: New Planet Could Harbor Water and Life" . Hentet 24. april 2007 . 
  134. ↑ Selsis et al.; Kasting, JF; Levrard, B.; Paillet, J.; Ribas, I.; Delfosse, X. (2007). "Beboelige planeter rundt stjernen Gl 581?" . Astronomi og astrofysikk 476 : forhåndstrykk. doi : 10.1051/0004-6361:20078091 . 
  135. ^ von Bloh et al. (2007) "The Habitability of Super-Earths in Gliese 581" .'Astronomy & Astrophysics 476 :1365-1371 . Hentet 20. juli 2008 . 
  136. ↑ Fox, Maggie (16. mai 2007). "Varm "is" kan dekke nylig oppdaget planet" . Reuters . Hentet 23. april 2009 . 
  137. ↑ "Største kjente eksoplanet oppdaget" . SPACE.com . 6. august 2007 . Hentet 26. august 2007 . 
  138. ↑ "Solarsystem som vårt funnet" . SPACE.com . 14. februar 2008 . Hentet 19. februar 2008 . 
  139. ^ "Nøkkelorganisk molekyl oppdaget på Extrasolar Planet" . SPACE.com . 20. mars 2008 . Hentet 20. mars 2008 . 
  140. ↑ Barnes et al. (13. januar 2009). "HD 40307 planetarisk system: Super-Earths eller Mini-Neptunes?" . arXiv . Hentet 19. januar 2010 . 
  141. ↑ Major et al. (16. juni 2008). "Trio av 'superjorder' oppdaget" . BBC-nyheter (London) . Hentet 17. juni 2008 . 
  142. ↑ Den direkte avbildede planeten rundt den unge solanalogen 1RXS J160929.1-210524: Bekreftelse av vanlig riktig bevegelse, temperatur og masse
  143. ↑ "Hubble observerer direkte en planet som kretser rundt en annen stjerne" . Hentet 13. november 2008 . 
  144. ↑ a b John Timmer. "Tre planeter observert direkte i bane rundt en fjern stjerne" . Arkivert fra originalen 9. januar 2009 . Hentet 13. november 2008 . 
  145. ↑ "Eksoplaneter kommer endelig til syne" . London: BBCNews. 13. november 2008 . Hentet 23. april 2009 . 
  146. ^ "ESA Portal - COROT oppdager den minste eksoplaneten ennå, med en overflate å gå på" . Det.int. 3. februar 2009 . Hentet 23. april 2009 . 
  147. ^ "Nye funn tyder på at planeter med lav masse er vanlige rundt stjerner i nærheten" . Astronomy.com. 14. desember 2009 . Hentet 21. desember 2009 . 
  148. ^ "Astronomer finner super-jorden ved å bruke amatør, hyllevareteknologi" . Astronomy.com. 16. desember 2009 . Hentet 21. desember 2009 . 
  149. ↑ "Den nest minste eksoplaneten funnet til dags dato ved Keck" . News and Outreach (WM Keck Observatory). 7. januar 2010 . Hentet 20. januar 2010 . 
  150. ^ Janson, M. (13. januar 2010). "VLT fanger det første direkte spekteret til en eksoplanet" . ESO (The Chair Observatory) . Hentet 20. januar 2010 . 
  151. ↑ Deeg, HJ; Moutou, C.; Erikson, A.; et al. (2010), «En transiterende gigantisk planet med en temperatur mellom 250 K og 430 K», Nature 464 (7287): 384-387, doi : 10.1038/nature08856  .
  152. ↑ "Eksoplanet fanget på farten" . 10. juni 2010 . Hentet 10. juni 2010 . 
  153. ↑ Ignas AG Snellen et al. (2010). "Orbitalbevegelsen, absolutt masse og vinder i høy høyde til eksoplaneten HD 209458b". Nature 465 : 1049-1051. doi : 10.1038/nature09111 . 
  154. ^ Vogt, Steven S.; Butler, R. Paul ; Rivera, Eugenio J.; Haghighipour, Nader; Henry, Gregory W.; Williamson, Michael H. (29. september 2010). "The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M_Earth Planet in the Habitable Zone of the Nearby M3V Star Gliese 581" . akseptert av Astrophysical Journal . Hentet 29. september 2010 . 
  155. ↑ http://exoplanet.eu/star.php?st=Kepler-42&showPubli=yes&sortByDate ( ødelagt lenke tilgjengelig på Internet Archive ; se historikk , første og siste versjon ).
  156. ↑ abc Wall , Mike (16. oktober 2012). "Oppdagelse! Jord-størrelse fremmed planet på Alpha Centauri er nærmest noensinne sett» . Space.Com nettsted . Tech Media Network . Hentet 17. oktober 2012 . 
  157. ↑ Dumusque, X.; Pepe, F.; Lovis, C.; et al. (2012-10). "En jordmasseplanet som kretser rundt Alpha Centauri B" . Natur . Hentet 17. oktober 2012 . 
  158. ↑ "Eksoplaneten ved siden av: Verden på størrelse med jorden oppdaget i det nærliggende α Centauri-stjernesystemet". Eric Hand, Nature , 16. oktober 2012. Besøkt 16. oktober 2012.
  159. ↑ "Planet funnet i nærmeste stjernesystem til Jorden, ESOs HARPS-instrument finner eksoplaneter av jordtypen i bane rundt Alpha Centauri B."
  160. ↑ "Minste planet ennå oppdaget av NASA utenfor vårt solsystem" . scienceworldreport.com. 21. februar 2013 . Hentet 21. februar 2013 .  (på engelsk)
  161. ^ Gibney, Elizabeth (30. oktober 2013). "Exoplanet er bygget som jorden, men mye, mye varmere . " Natur . Hentet 30. oktober 2013 . 
  162. ^ "NASA Exoplanet Archive" . NASA Exoplanet Science Institute . 25. desember 2014 . Hentet 25. desember 2014 . 
  163. ↑ Kipping, DM og andre (2014). "Oppdagelse av en transiterende planet nær snølinjen." The Astrophysical Journal , 795 (1): 25.
  164. ^ "NASA Exoplanet Archive" . NASA Exoplanet Science Institute . 3. desember 2014 . Hentet 3. desember 2014 . 
  165. ↑ "The Extrasolar Planet Encyclopaedia—Catalog Listing" . exoplanet.eu . Hentet 2022-01-22 . 
  166. ^ "Cheops avslører en rugbyballformet eksoplanet" . www.esa.int (på engelsk) . Hentet 2022-01-22 . 
  167. ↑ "Åtte nye planeter funnet i "Gulllokk"-sonen" . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics . 6. januar 2015. 
  168. ^ "Live: Solsystem med seks 'jordar' funnet på en fjern stjerne" . ABC . 22. februar 2017 . Hentet 22. februar 2017 . 
  169. ^ "The Habitable Exoplanets Catalog - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo" . phl.upr.edu . Hentet 24. mars 2020 . 
  170. ↑ Benneke, Bjørn; Wong, Ian; Piaulet, Caroline; Knutson, Heather A.; Crossfield, Ian JM; Lothringer, Joshua; Morley, Caroline V.; Gao, Peter et al . (2019). "Vanndamp på eksoplaneten K2-18b med beboelig sone". . 
  171. ↑ "[VIDEO] TOI 700d : en planet fra jordens hale oppdaget i en "beboelig sone " " . midilibre.fr (på fransk) . Hentet 17. april 2020 . 

Eksterne lenker