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Planeta extrasolar

planeta extrasolar - Wikilingue - Encydia

Quantidade de exoplanetas descobertos até a data: 464.[1]

Denomina-se planeta extrasolar ou exoplaneta a um planeta que orbita uma estrela diferente ao Sol e que, por tanto, não pertence ao Sistema Solar. Em 1995 Michel Maior e Didier Queloz descobriram mediante métodos de detecção indirectos o primeiro planeta extrasolar orbitando uma estrela na sequência principal.[2] Desde então sucederam-se em ritmo crescente as descobertas de novos planetas.

Até junho de 2010 descobriram-se 396 sistemas planetarios que contêm um total de 464 corpos planetarios. Quarenta e cinco[3] destes sistemas são múltiplos e 20 destes planetas estão acima das 13  MJ (1 MJ é a massa de Júpiter ) pelo que muito provavelmente sejam anãs marrones.[4]

A NASA adiantou em junho de 2010 que a Sonda Kepler, posta em órbita em março de 2009, detectou indícios de 706 exoplanetas novos em seus primeiros 43 dias de funcionamento, 400 dos quais têm dimensões entre as de Neptuno e a Terra. Os resultados oficiais desta missão serão publicados em fevereiro de 2011.[5] [6]

Arquivo:The Star AB Pictoris and its Companion - Phot-14d-05-normal.jpg
Imagem coronógrafica de AB Pictoris que mostra a seu pequeno colega (inferior esquerda). Os dados foram obtidos o 16 de março de 2003 com NACO no VLT, utilizando uma máscara de ocultação de 1,4 arcosegundos em cima de AB Pictoris.
Imagem da descoberta do sistema de GJ 758, tomadas com HiCIAO no telescópio Subaru no infravermelho próximo.
Arquivo:HR 8799 planetary system.jpg
Uma imagem da banda K (2.2 mícrons) AO do sistema planetario HR 8799 fazendo uso de Gemini / Altair / NIRI adquiridos o 5 de setembro de 2008 (O norte está acima e o Leste à esquerda). Os três planetas são designados com círculos vermelhos. O fluxo estelar tem sido sustraído com ADI e a região saturada central esta mascarada. Observações de Multi-Épocas têm demonstrado movimento orbital Keplerianos na contramão do sentido do relógio para os três planetas.
De acordo com a actual definição de planeta", um planeta tem que orbitar uma estrela.[7] No entanto, considera-se possível a existência de corpos planetarios não unidos à gravidade de nenhuma estrela. Tais corpos teriam sido expulsados do sistema no que se formaram e na literatura científica lhos denomina frequentemente como planetas errantes ou planetas interestelares e não são objecto de estudo no presente artigo.

A maioria de planetas extrasolares conhecidos são gigantes gasosos igual ou mais em massa que o planeta Júpiter, com órbitas muito próximas a sua estrela e períodos orbitais muito curtos, também conhecidos como Júpiteres quentes. Isto se crê é um resultado dos métodos actuais de detecção, que encontram mais facilmente planetas deste tipo que planetas terrestres mais pequenos. Com tudo, exoplanetas comparáveis ao nosso começam a ser detectados, conforme as capacidades de detecção e o tempo de estudo aumentam. O exoplaneta conhecido mais semelhante à Terra em massa e posição orbital é Gliese 581 c, descoberto em 2007 e cuja massa equivale a umas 5 vezes a massa da Terra, e do que se presume seria um planeta terrestre grande. Os experientes acham que este planeta está na zona de habitabilidad de Gliese 581, e que poderia ter água líquida em sua superfície. O primeiro sistema extrasolar descoberto com mais de um planeta foi Upsilon Andromedae. Ainda que os conhecimentos actuais têm posto a 55 Cancri como a estrela com mais planetas conhecidos (5 até novembro de 2007 ).

Conteúdo

História

Primeira imagem directa confirmada de um planeta extrasolar. A tomada, reproduzida aqui em falsa cor, foi captada no infravermelho pelo Very Large Telescope. O corpo central (azul) é a anã marrón 2M1207, tem um colega de massa planetaria (vermelho), 2M1207b.

Aleksander Wolszczan, um astrónomo polaco anunciou em 1992 a descoberta de 3 objectos sub-estelares de baixa massa orbitando o púlsar PSR 1257+12. Estes foram os primeiros planetas extrasolares descobertos e o anúncio foi toda uma surpresa. Acha-se que estes planetas formaram-se dos restos da explosão de supernova que produziu o púlsar.

Os primeiros planetas extrasolares ao redor de estrelas da sequência principal foram descobertos na década de 1990, em uma dura competição entre equipas suíças e norte-americanos. O primeiro planeta extrasolar foi anunciado por Michel Maior e Didier Queloz, do grupo suíço, o 6 de outubro de 1995 . A estrela principal era 51 Pegasi e deu-se em chamar ao planeta 51 Pegasi b. Em uns meses mais tarde a equipa americana, liderado por Geoffrey Marcy da Universidade de Califórnia anunciou a descoberta de 2 novos planetas. A carreira por encontrar novos planetas não tinha feito mais que começar. Numerosos anúncios em imprensa e televisão têm divulgado alguns destas descobertas, considerados em seu conjunto como uma das revoluções da astronomia no final do século XX.

Na actualidade existem numerosos projectos das agências espaciais NASA e ESSA desenvolvendo missões capazes de detectar e caracterizar a abundância de planetas, bem como de detectar planetas de tipo terrestre (o primeiro descoberto até a data: Gliese 876 d). As duas missões mais importantes até o momento são a missão européia Corot,e a missão norte-americana Kepler, ambas utilizando o sistema de trânsitos. A ambiciosa missão Darwin/TPF, prevista para uma data posterior ao 2014, será capaz de analisar as atmosferas destes planetas terrestres, tendo a capacidade de detectar vida extraterrestre mediante a análise espectral destas atmosferas. Estes dados permitirão abordar estatisticamente questões profundas como a abundância de sistemas planetarios parecidos ao nosso, ou o tipo de estrelas nos que é mais fácil que se formem planetas.

Métodos de detecção

Velocidades radiais

Uma estrela (ao centro) e um planeta girando ao redor do centro de massa mútuo. Este movimento estelar é detectable pelo método de velocidades radiais.

Este método baseia-se no Efeito Doppler. O planeta, ao orbitar a estrela central, exerce também uma força gravitacional sobre esta de maneira que a estrela gira sobre o centro de massa comum do sistema. As oscilações da estrela podem detectar-se mediante leves mudanças nas linhas espectrales segundo a estrela acerca-se a nós (corrimiento para o azul) ou se afasta (corrimiento ao vermelho). Este método tem sido o mais exitoso na busca de novos planetas, mas só é eficaz nos planetas gigantes mais próximos à estrela principal, pelo que só pode detectar uma leve fracção dos planetas existentes.

Astrometría

Dado que a estrela gira sobre o centro de massa pode-se tentar registar as variações de posição e o oscilar da estrela. Apesar de que estas variações são muito pequenas, a astrometría permitiu encontrar um planeta extrasolar em 2009, denominado VB 10b.

Trânsitos

Arquivo:Animation of the transiting exoplanet Corot-9b.ogvConsiste em observar fotométricamente a estrela e detectar subtis mudanças na intensidade de sua luz quando um planeta orbita por adiante dela. O método de trânsitos, junto com o da velocidade radial, podem utilizar-se para caracterizar melhor a atmosfera de um planeta, como nos casos de HD209458b e os planetas OGLE-TR-40 e OGLE-TR-10. Este método, ao igual que o da velocidade radial, encontra de forma mais eficiente planetas de grande volume, mas tem a vantagem de que a cercania do planeta à estrela não é relevante, pelo que o espectro de planetas que pode detectar aumenta consideravelmente. Os avanços tecnológicos em fotometría têm permitido que a sonda Kepler, lançada em 2009, tenha sensibilidade suficiente como para detectar planetas do tamanho da terra, facto que se espera que suceda ao termo de sua missão, no final de 2012.

Medida de pulsos de rádio de um pulsar

Um pulsar (é o pequeno remanente, ultradenso de uma estrela que tem explodido como uma supernova) emite ondas de rádio muito regularmente à medida que gira. Leves anomalías no momento de seus pulsos de rádio que se observam podem ser utilizados para rastrear as mudanças no movimento do pulsar causado pela presença de planetas.

Binária eclipsante

Se um planeta tem uma órbita de grande tamanho que a leva ao redor de dois membros de um sistema de estrela duplo eclipsantes , então o planeta se pode detectar através de pequenas variações no momento dos eclipses das estrelas entre si. Até dezembro de 2009, dois planetas encontraram-se por este método.

Microlentes gravitacionales

O efeito de lente gravitacional ocorre quando os campos de gravidade do planeta e a estrela actuam para aumentar ou focalizar a luz de uma estrela distante. Para que o método funcione, os três objectos têm que estar quase perfeitamente alinhados. O principal defeito deste método é que as possíveis detecções não são repetibles pelo que o planeta assim descoberto deveria ser estudado adicionalmente por algum dos métodos anteriores.

Perturbaciones gravitacionales em discos de pó

Em estrelas jovens com discos circumestelares de pó a seu ao redor é possível detectar irregularidades na distribuição de material no disco circumestelar ocasionadas pela interacção gravitatoria com um planeta. Trata-se de um mecanismo similar ao que actua no caso dos satélites pastores de Saturno . Deste modo tem sido possível inferir a presença de 3 planetas orbitando a estrela Beta pictoris e de outro planeta orbitando a estrela Fomalhaut (HD 216956). Em estrelas ainda mais jovens a presença de um planeta gigante em formação seria detectable a partir do oco de material gasoso que deixaria no disco de acrecimiento.

Detecção visual directa

Desde o princípio, obter imagens/fotografas dos planetas extrasolares tem sido um dos objectivos mais desejados da investigação exoplanetaria. As fotografias já seja de luz visível ou infravermelhas poderiam revelar muita mais informação sobre um planeta que qualquer outra técnica conhecida. No entanto isto tem revelado ser bem mais difícil tecnicamente que qualquer das outras técnicas disponíveis. As razões disto são várias, mas entre as principais, se encontra a diferença entre o brilho das estrelas e o dos planetas. No espectro da luz visível, uma estrela média é milhares de milhões de vezes mais brilhante que qualquer de seus hipotéticos planetas, e até faz pouco nenhum detector podia identificar os planetas a partir do brilho estelar.

A primeira fotografia de um possível planeta extrasolar é uma fotografia infravermelha tomada à anã marrón 2M1207 pelo Very Large Telescope em 2004 . O corpo fotografado (2M1207b), é um jovem planeta de grande massa (4 massas jovianas) orbitado a 40 UA da estrela 2M1207. Este planeta está a uns 2500 Kelvin de temperatura, devido a sua recente formação, calculada em aproximadamente 10 milhões de anos. Os experientes consideram que 2M1207 e 2M1207b são um exemplo atípico, pois neste sistema, a estrela e o planeta estão longe (40 vezes a distância da Terra ao Sol) e ambos emitem quantidades comparáveis de radiación infravermelha, pois a estrela é uma anã marrón, e o planeta é ainda muito cálido, e por tanto, ambas são claramente visíveis na fotografia. No entanto, planetas de idade e órbitas comparáveis à terrestre são ainda impossíveis de detectar.

Definição

A definição oficial de planeta da União Astronómica Internacional (UAI) só cobre o Sistema Solar e portanto não assume nenhuma postura sobre os exoplanetas.[8] [9] Até abril do 2010, a única declaração de definição emitida pela União Astronómica Internacional que pertence aos exoplanetas é uma definição de trabalho publicada em 2001 e modificada em 2003.[10] Esta definição contém os seguintes critérios:

  • Os objectos com massas reais por embaixo da massa limite para a fusão termonuclear do deuterio (actualmente calculada em 13 massas de Júpiter para objectos de metalicidad solar) que orbitam estrelas ou remanentes estelares são planetas (não importa como se formaram). A massa mínima / tamanho requerido para que um objecto extrasolar seja considerado como um planeta deve ser a mesma que a utilizada em nosso sistema solar.
  • Os objectos sub-estelares com massas reais acima da massa limite para a fusão termonuclear do deuterio são anãs marrones", não importa como se formaram nem onde estão localizados.
  • Os objectos que flutuam livremente em cúmulos de estrelas jovens com massas por embaixo da massa limite para a fusão termonuclear do deuterio não são planetas, mas são sub-anãs marrones (ou qualquer nome que seja o mais apropriado).

Neste artigo segue-se a anterior definição de trabalho. Portanto, só se fala de planetas que orbitam estrelas ou anãs marrones. (Também tem tido vários reportes de detecções de objectos de massa planetaria, às vezes chamados planetas errantes" que não órbitan qualquer corpo pai.[11] Alguns destes podem ter pertencido a um sistema planetario de uma estrela dantes de ser expulsos dela.)

No entanto, cabe assinalar que a definição de trabalho da IAU não é universalmente aceitada. Uma sugestão alternativa é que os planetas devem distinguir das anãs marrones sobre a base da formação. A crença generalizada é que os planetas gigantes se formam através da acreción do núcleo, e este processo às vezes pode produzir planetas com massas acima da ombreira de fusão do deuterio[12] [13] ; planetas em massa deste tipo pode que já acha sido observados.[14] Este ponto de vista também admite a possibilidade de anões sub-marrones, que têm massas planetarias, mas que se formam como as estrelas pelo colapso directo das nuvens de gás.

Número de estrelas com planetas

A maioria dos planetas extrasolares descobertos encontram-se a uns 300 anos luz do Sistema Solar.

Os programas de busca de planetas têm descoberto planetas orbitando ao redor de uma fracção substancial das estrelas que têm estudado. No entanto, a fracção total de estrelas com planetas é incerta devido a efeitos de selecção observacional. O método de velocidade radial e o método de trânsito (que entre eles são responsável pela grande maioria das detecções) são mais sensíveis aos grandes planetas em órbitas pequenas. Por essa razão, muitos exoplanetas conhecidos são do tipo "Júpiter quente":planetas de ao redor da massa de Júpiter em órbitas muito pequenas, com períodos de somente em alguns dias. Agora se sabe que entre 1% a 1.5% das estrelas como o sol possuem esse tipo de planeta, onde a estrela parecida ao sol se refere a qualquer estrela de sequência principal de classes espectrales F, G ou K sem um parceiro estelar próximo.[15] A descoberta de planetas extrasolares tem intensificado o interesse na possibilidade de vida extraterrestre.[16] estima-se ademais que entre 3% a 4.5% de estrelas parecidas ao sol possuem um planeta gigante com um período orbital de 100 dias ou menos, onde "planeta gigante" significa um planeta de pelo menos trinta massas da terra.[17]

A fracção de estrelas com planetas mais pequenos ou mais afastados segue sendo difícil de estimar. Extrapolando os resultados sugere-se que os planetas pequenos (com similar massa à de Terra) são mais comuns que os planetas gigantes. Também parece que os planetas em órbitas de grande tamanho podem ser mais comuns que os em pequenas órbitas.De acordo com tal extrapolación, estima-se que quiçá os 20% de estrelas parecidas ao sol têm pelo menos um planeta gigante enquanto pelo menos o 40% podem ter planetas de massas mais baixas.[17] [18] [19]

Independentemente da fracção exacta das estrelas com planetas, o número total de exoplanetas deve ser muito grande. Desde nossa própria galaxia a Via Láctea tem ao menos 100 mil milhões de estrelas, deveria também de conter milhares de milhões de planetas se não centos de milhares de milhões deles.

Características das estrelas que albergam planetas

A classificação espectral de Morgan-Keenan

A maioria dos exoplanetas conhecidos orbitam estrelas mais ou menos similares a nosso Sol, isto é, estrelas de sequência principal de categorias espectrales F, G ou K. Uma razão é simplesmente que os programas de busca de planetas têm tendido a se concentrar em tais estrelas. Mas inclusive após tomar isto em conta, a análise estatística indica que as estrelas de menor massa (anã vermelha, de categoria estelar M) são menos propensas a ter planetas ou têm planetas que são eles mesmos de menor massa e portanto mais difíceis de detectar.[20] Observações recentes do Telescópio Espacial Spitzer indicam que as estrelas de categoria estelar Ou, que são bem mais quentes que nosso Sol, produzem um efeito de foto-evaporación que inhibe a formação planetaria.[21]

As estrelas estão compostas principalmente de elementos ligeiros como o hidrógeno e o helio. Também contêm uma pequena fracção de elementos mais pesados como o ferro, e esta fracção se refere à metalicidad de uma estrela . Estrelas a mais alta metalicidad são bem mais propensas a ter planetas e os planetas que têm, tendem a ser mais em massa que as de estrelas de menor metalicidad.[15] A descoberta de planetas extrasolares tem intensificado o interesse na possibilidade da vida extraterrestre.[22] Também se demonstrou que as estrelas com planetas têm mais probabilidades de ser deficientes em litio .[23]

Temperatura e composição

Comparação de tamanhos dos planetas com diferentes composições

É possível calcular a temperatura de um exoplaneta baseado na intensidade da luz que recebe de sua estrela mãe. Por exemplo, o planeta OGLE-2005-BLG-390Lb estima-se que tem uma temperatura superficial de aproximadamente -220 ° C (aproximadamente 50 K) No entanto, estas estimativas podem estar substancialmente em um erro porque dependem do albedo pelo geral desconhecidos do planeta, e devido a factores tais como o efeito invernadero pode introduzir complicações desconhecidas. Poucos planetas têm tido sua temperatura medida pela observação da variação na radiación infravermelha à medida que o planeta move-se em sua órbita e vê-se eclipsado por sua estrela mãe. Por exemplo, no planeta HD 189733b, encontrou-se que tem uma temperatura média de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) em seu lado diurno e 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) em seu lado nocturno.[24]

Se um planeta é detectable por tanto a velocidade radial e os métodos de trânsito, a seguir, tanto sua verdadeira massa e sua rádio pode-se encontrar. A densidade do planeta então pode-se calcular. Os planetas com baixa densidade inferem-se a estar formados principalmente por hidrógeno e helio enquanto os planetas de densidade intermediária infere-se que têm a água como um grande componente. Um planeta de alta densidade acha-se que é rocoso, como a Terra e os outros planetas terrestres do Sistema Solar.

Medidas espectroscópicas podem-se utilizar para estudar a composição atmosférica de um planeta em trânsito.[25]

Desta maneira o vapor de água, vapor de sodio, metano e dióxido de carbono detectaram-se nas atmosferas de diferentes exoplanetas. A técnica possivelmente poderia descobrir características atmosféricas que sugerem a presença da vida em um exoplaneta, mas essa descoberta não tem sido feito ainda.

Outra linha de informação sobre as atmosferas exoplanetarias prove das observações de funções orbitais de fase.Os planetas extrasolares têm fases similares às fases da Lua. Ao observar a variação exacta de brilho com a fase, os astrónomos podem calcular os tamanhos das partículas nas atmosferas dos planetas.

A luz estelar se polariza quando interactúa com as moléculas da atmosfera, o que poderia ser detectado com um polarímetro. Até agora, um planeta tem sido estudada por este método.

Distribuição de massa

Quando um planeta se encontra pelo método da velocidade radial, sua inclinação orbital i é desconhecida. O método não pode determinar a massa verdadeira do planeta, senão que dá sua massa mínima Msemi. Em alguns casos um exoplaneta aparente em realidade pode ser um objecto mais em massa, como uma anã marrón ou anã vermelha. No entanto, estatisticamente o factor de semi toma um valor média de π / 4≈0,785 e portanto a maioria dos planetas têm massas verdadeiras, bastante cerca da massa mínima.[17] Por outra parte, se a órbita do planeta é quase perpendicular ao céu (com uma inclinação de cerca de 90°), o planeta também se podem detectar mediante o método do trânsito. A inclinação a seguir, dar-se-á a conhecer, e a massa real do planeta pode-se encontrar. Ademais, as observações astrométricas e as considerações dinâmicas em sistemas de múltiplos planetas às vezes podem ser usadas para restringir a massa real de um planeta .

A grande maioria dos exoplanetas detectados até agora têm massas altas. A partir de janeiro de 2010, todos menos vinte e cinco deles têm mais de dez vezes a massa da Terra.[4] Muitos são consideravelmente mais em massa que Júpiter, o planeta mais em massa do Sistema Solar. No entanto, estas altas massas são em grande parte devido a um efeito de selecção observacional: todos os métodos de detecção são bem mais sensíveis para a descoberta de planetas em massa. Este sesgo faz difícil a análise estatística, mas parece que os planetas de massa baixa são em realidade mais comuns que os de maior massa ao menos dentro de uma faixa de massas amplo que inclui a todos os planetas gigantes. Ademais, o facto de que os astrónomos têm descoberto vários planetas de só umas poucas vezes mais em massa que a Terra, apesar da grande dificuldade dos detectar, indica que estes planetas são bastante comuns.[15]

Os resultados dos primeiros 43 dias da missão Kepler "implicam que pequenos planetas candidatos com períodos de menos de 30 dias são bem mais comuns que os candidatos a planetas grandes com períodos de menos de 30 dias e que as descobertas feitas desde terra estão a mostrar a longa distribuição de tamanhos".[26]

Características físicas

Representação artística de um planeta extrasolar gigante com um satélite similar à terra, com vastos oceanos de água

Durante os primeiros anos de descobertas de planetas extrasolares a maioria destes eram sistemas peculiares com períodos orbitais pequenos e órbitas excêntricas muito próximas à estrela central. O método das velocidades radiais favorecia a descoberta de planetas gigantes muito próximos a sua estrela central, alguns deles em órbitas mais pequenas que a órbita de Mercurio . Estes planetas chamam-se às vezes Júpiteres quentes. Nos últimos anos os astrónomos têm podido refinar seus métodos encontrando sistemas planetarios mais parecidos ao nosso. No entanto, uma fracção importante dos sistemas planetarios possui planetas gigantes em órbitas pequenas, muito diferentes a nosso sistema solar. A detecção de planetas tipo terrestre permanece fora das capacidades tecnológicas actuais. Em todo o caso todos os planetas extrasolares detectados até a data são gigantes gasosos, suas massas são grandes, comparáveis à de Júpiter ainda que tipicamente mais em massa. Recentemente descobriram-se novos candidatos planetarios com massas de umas 15 vezes a massa terrestre, isto é, comparáveis a Neptuno .

Os objectos mais em massa e próximos à estrela principal têm revolucionado as teorias sobre formação planetaria. Existe um verdadeiro consenso sobre a formação destes planetas em órbitas mais externas e sua migração temporã para as órbitas interiores. Esta migração está determinada pela interacção gravitatoria com o disco circumestelar de material no que se forma o planeta. Neste apartado parece ter uma verdadeira relação entre a metalicidad da estrela central e a presença de planetas.

O planeta extrasolar HD209458b, tambien chamado Osiris. É um planeta do tipo Júpiter quente com a massa de um gigante gasoso mas orbitando bem perto de sua estrela principal. O planeta passa por adiante de sua estrela periodicamente oferecendo trânsitos com os que se pôde obter uma maior informação sobre sua órbita, tamanho e atmosfera.

Parámetros orbitais

A maioria dos planetas candidatos extrasolares conhecidos têm sido descobertos usando métodos indirectos, pelo que só alguns parámetros físicos e orbitais se podem determinar. Por exemplo, dos seis parámetros elementares independentes que definem uma órbita, o método de velocidade radial pode determinar quatro: Semieje maior, excentricidade, longitude do periastro, e a hora do periastro. Dois parámetros seguem sendo desconhecidos: inclinação e longitude do nó crescente.

Muitos exoplanetas têm órbitas com semiejes maior muito pequenas, e estão bem mais cerca de sua estrela mãe que qualquer outro planeta em nosso sistema solar esta do sol. Este facto, no entanto, deve-se principalmente à selecção de observação: O método de velocidade radial é mais sensível a planetas com órbitas pequenas. Os astrónomos ficaram inicialmente muito surpreendidos por estes Júpiteres quentes mas agora está claro que a maioria dos exoplanetas (ou, ao menos, a maioria dos exoplanetas de grande massa) têm órbitas maiores, alguns localizados em zonas habitables, onde pode existir a água líquida e a vida[17] Parece plausible que na maioria dos sistemas exoplanetarios, há um ou dois planetas gigantes com órbitas de dimensões comparáveis às de Júpiter e Saturno de nosso próprio sistema solar.

A excentricidade orbital é a medida de cuan elíptica (alongada) é uma órbita. A maioria dos exoplanetas com períodos orbitais curtos (de 20 dias ou menos) têm órbitas quase circulares de excentricidade muito baixa. Que se acha que é devido à circularización de maré um efeito no que a interacção gravitatoria entre dois corpos reduz gradualmente sua excentricidade orbital. Pelo contrário, a maioria dos exoplanetas conhecidos com períodos orbitais mas longos têm órbitas muito excêntricas. Isto não é um efeito de selecção observacional já que um planeta pode ser detectado do mesmo modo com independência da excentricidade de sua órbita. A prevalencia das órbitas elípticas é um grande enigma, já que as teorias actuais de formação planetaria sugerem fortemente que os planetas devem se formar com órbitas circulares (isto é, não excêntricas). Uma teoria é que os colegas pequenos, como as anãs T ( anã marrón que contém metano) se podem ocultar nos sistemas planetarios e podem causar que as órbitas dos planetas sejam extremas.[27]

A prevalencia de órbitas excêntricas também pode indicar que nosso sistema solar é algo incomum, já que todos seus planetas com excepção de Mercurio têm órbitas quase circulares.[15] No entanto, sugeriu-se que alguns dos altos valores de excentricidade divulgados para os exoplanets podem ser sobrestimaciones, desde que a demonstração feita em simulações mostra que muitas observações são também consistentes com dois planetas em órbitas circulares. Os planetas divulgados como planetas únicos moderadamente excêntricos têm uma possibilidade de 15% de ser parte de tal par.[28]

Mediante a combinação de medidas de velocidade astrométricas e radial, constatou-se que, a diferença do sistema solar, os planetas não devem se mover necessariamente em órbitas no mesmo plano orbital ao redor de sua estrela, mas têm inclinações muito dispares.[29]

Encontrou-se que vários Júpiteres quentes têm a órbita retrógrada e isto põe em dúvida as teorias sobre a formação dos sistemas planetarios.[30] Mediante a combinação de novas observações com os dados antigos encontrou-se que mais da metade de todos os "Júpiter quentes" estudados têm órbitas que estão desalinhadas com o eixo de rotação de suas estrelas, e seis exoplanetas neste estudo têm movimento retrógrado.

Descobertas notáveis

1988

1989

1992

1995

1996

47 Ursae Majoris b: Este planeta similar a Júpiter foi o primeiro planeta de longo período descoberto, orbitando a 2,11 UA da estrela com uma excentricidade de 0,049. Há um segundo parceiro que orbita a 3,39 AU, com a excentricidade de 0,220 ± 0,028 e um período de 2190 ± 460 dias.

1998

Gliese 876 b: O primeiro planeta descoberto que orbita ao redor de uma estrela anã vermelha (Gliese 876). Sua órbita é mais próxima à estrela que Mercurio é do sol. Mais planetas têm sido descobertos posteriormente cerca da estrela.[39]

1999

2001

2003

2004

2005

2006

2007

2008

2009

2010

Classificação de Sudarsky para planetas gigantes

O sistema de classificação de Sudarsky é um sistema teórico de classificação para predizer a aparência de planetas extrasolares gasosos gigantes sobre a base de suas temperaturas. Foi descrito pelo cientista David Sudarsky no documento Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets e ampliado sobre outro artigo chamado Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets.[81]

Os planetas gigantes de gás dividem-se em cinco classes, usando números romanos. O sistema assume que a composição gasosa das atmosferas dos planetas é similar às de Júpiter. Mas em general, a composição química de planetas extrasolares não se conhece, e fazer as observações necessárias para determinar este requisito precisa de métodos mais avançados de detecção. Segundo a classificação de Sudarsky, em nosso sistema solar existem dois planetas que podem se encontrar pertencentes à classe I, Saturno e Júpiter.

O aparecimento de planetas que não são gigantes gasosos não podem ser preditos pelo sistema de Sudarsky, por exemplo, planetas terrestres como a Terra e Ogle-2005-BLG-390L b (5,5 massas terrestres), ou os gigantes de gelo como Urano (14 massas terrestres) e Neptuno (17 massas terrestres).

Captura de ecrã do programa Celestia que mostra os tipos de planetas gasosos gigantes segundo a classificação de Sudarsky:[81]

Classe I: nuvens de Amoniaco
Classe II: nuvens de água
Classe III: despejados
Classe IV: metais alcalinos
Classe V: nuvens de silicato.

Classe I: Nuvens de Amoniaco

Os planetas desta classe têm uma aparência dominada pelas nuvens de amoníaco . Estes planetas encontram-se no exterior das regiões de um sistema planetario na que existem a temperaturas inferiores a uns 150 Kelvin (-120 graus Celsius/-190 graus Fahrenheit). As previsões do albedo em um planeta de classe I que esta em torno de uma estrela como o Sol é de aproximadamente 0.57, em comparação com um valor de 0.343 pára Júpiter, e 0.342 de Saturno . A diferença pode ser parcialmente explicadas pelo tendo em conta o desequilíbrio com os condensados de tolina ou fósforo, que são responsáveis pelas nuvens de cores na atmosfera joviana, e não esta modelada nos cálculos de Sudarsky.

As temperaturas da classe I são de planetas frios ou bem de planetas que se separem o bastante durante seu perihelio com respeito a sua estrela como para atingir certas temperaturas.

Classe II: Nuvens de água

Planetas na classe II são demasiados quentes como para formar nuvens de amoníaco : em lugar disso suas nuvens estão compostas por vapor de água. Neste tipo de planetas esperam-se temperaturas que oscilem ao redor dos 250 Kelvin. As nuvens de água são mais reflexivas que as nuvens de amoníaco, e o albedo de Bond prediz que o brilho de um planeta de classe II em torno de uma estrela seja de ao redor de 0,81. Apesar de que as nuvens nesse planeta seriam similares às da Terra, estas atmosferas ainda consistem principalmente de hidrógeno sozinho, moléculas ricas em hidrógeno e metano.

A faixa das temperaturas nesta classificação é um pouco amplo. Há planetas que podem ter zonas na atmosfera (em particular os pólos) que estão ainda o suficientemente frias para alojar nuvens de amoníaco . Pelo contrário planetas muito calidos podem ter uma aparência amarillenta por condensados de compostos sulfurosos e também podem inclusive ter nuvens de ácido sulfúrico. Estes planetas (a diferença dos outros dois) acha-se que são mais similares a Vénus que à Terra, e com frequência são classificadas como “Jóvianos Azufrosos”. Acha-se que estes planetas só têm nuvens sulfurosas nas capas superiores e nas capas inferiores se conservam ainda nuvens de água, pelo que este tipo de planeta sozinho é uma "subclase" dos planetas de tipo II.

Os possíveis planetas de classe II, que figuram no documento original de Sudarsky, incluem: 47 Ursae Majoris b e Upsilon Andromedae d. O planeta HD 28185 b devido a sua órbita circular em torno do centro de sua estrela em uma zona habitable considera-se-lhe como o protótipo ideal para esta classe de planetas. Iota Horologii b e Gama Cephei Ab são os planetas mais conhecidos do tipo "Jovianos Azufrosos".

Classe III: Despejados

Planetas com temperaturas entre uns 350 Kelvin (170 ° F, 80 ° C) e 800 Kelvin (980 ° F, 530 ° C) não se podem formar cobertas de nuvens de algum tipo, já que falta um contribua adequado de produtos químicos nas atmosferas como para formar nuvens. Estes planetas mostram-se como gigantescas esferas de cor azul devido à dispersión de Rayleigh e à absorción de metano em suas atmosferas. Devido à falta de uma capa reflectante de nuvens, o albedo é baixo, de ao redor de 0.12 de brilho para a classe III em torno de sua estrela. Existem em regiões no interior de um sistema planetario similares às distâncias que correspondem aproximadamente à localização de Mercurio com respeito a nosso Sol.

Exoplanetas que figuram no documento de Sudarsky como planetas de classe III são Gliese 876 b e Upsilon Andromedae c.

Classe IV: Metais alcalinos

Acima dos 900 Kelvin (630 ° C/1160 ° F), o monóxido de carbono converte-se na principal molécula portadora de carbono na atmosfera destes planetas (em lugar de metano). Ademais, a abundância de metais alcalinos, como o sodio aumentam substancialmente, e as linhas espectrales do sodio e potasio dominam sobre o espectro do planeta. Estes planetas formam nuvens cobertas de ferro e silicatos embaixo do resto das nuvens de suas atmosferas, mas isto não afecta o espectro do planeta. O albedo de Bond dos planetas da classe IV em torno de sua estrela prevê-se que seja muito baixa, aproximadamente ao redor de 0.03, devido à forte absorción de metais alcalinos. Planetas das classes IV e V denominam-se Jovianos Quentes.

Classe V: Nuvens de silicato

São os gigantes de gás mais quentes, com temperaturas superiores a 1400 Kelvin (2100 ° F, 1100 ° C), estan cobertos de nuvens de silicato e de ferro, e prevê-se que se encontrem muito acima na atmosfera. As previsões do albedo de Bond de um planeta da classe V ao redor de sua estrela são de 0.55, isto graças à reflexão da coberta de nuvens. A ditas temperaturas, estes planetas têm um brilho vermelho pela radiación térmica. Devido a isto último as estrelas com uma magnitude visual de 4.50 ou maior em nosso céu, segundo esta teoria, os planetas devem ser visíveis a nossos instrumentos. Exemplos de tais planetas poderiam ser 51 Pegasi b. Mas a esta última predição foi-lhe mau. Tau Boötis Ab com 1621 Kelvin da classe V de temperatura, o cientista Leigh encontrou que seu albedo não pode ser superior a 0.39. Upsilon Andromedae b e que o planeta HD 149026 b se descobriram mais escuros do esperado, como HD 209458 b, que acolhe um escuro halo de nuvem ou cauda na coberta superior sombreando a estratosfera.

Tabela resumem

Artigo principal: Anexo:Planetas extrasolares
Planetas extrasolares
CaracterísticaPlanetaEstrelaDataNotas
Mais antigo Matusalén (PSR B1620-26c) PSR B1620-26 12.700 milhões de anos de idade.
Planeta mais jovem
Mais pesado COROT-exo-3b COROT-exo-3 Múltiplos planetas têm massas próximas ao limite da anã marrón,
13 MJ · 1 VJ, limite para a reacção de fusão do deuterio. Mas este, possui
20 MJ · 1 VJ Ao que parece é uma anã café 100% "morta", neste caso o limite aumenta a 80 MJ · 1 VJ.
Mais ligeiro PSR 1257+12 A PSR 1257 2,01 MTerra

Nota: O sistema PSR 1257+12 poderia conter também objectos de massa asteroidal.

Maior Osiris (HD 209458 b) HD 209458 Rádio 1,32 RJúpiter

Nota: Só se conhecem as rádios dos planetas que mostram trânsitos.

Mais pequeno Gliese 581 c Gliese 581 Rádio 1,32 RTerra -- Massa = (m) 4,83 Terra
Mais longínquo OGLE 2003-BLG-235 OGLE 2003-BLG-235 17.000 anos luz
Mais próximo ε Eridani b ε Eridani 10,4 anos luz
Maior período orbital 2M1207 b 2M1207 2450+ anos
Menor período orbital OGLE-TR-56b OGLE-TR-56 1,2 dias
Órbita mais excêntrica HD 80606 b HD 80606 excentricidade= 0,93366
Menos excêntrica PSR 1257+12 A PSR 1257+12 excentricidade= 0,0
:Descobertas
Primeiro planeta descoberto PSR 1257+12 B, C PSR 1257+12 1992 Primeiro planeta orbitando um pulsar.
Bellerophon (51 Pegasi b) 51 Pegasi 1995 Primeiro planeta orbitando uma estrela da sequência principal.

Primeiro planeta descoberto pelo método das velocidades radiais.

Gliese 876 b Gliese 876 1998 Primeiro planeta orbitando uma anã vermelha.
Osiris (HD 209458 b) HD 209458 1999 Primeiro planeta com trânsitos.

Nota: OGLE-TR-56 b foi o primeiro planeta descoberto pelo método de trânsitos.

ι Draconis b ι Draconis 2002 Primeiro planeta ao redor de uma estrela gigante.
OGLE 2003-BLG-235 OGLE 2003-BLG-235 2004 Primeiro planeta encontrado por lentes gravitacionales.
Matusalén (PSR B1620-26c) PSR B1620-26 1993 Primeiro planeta ao redor de uma anã branca (confirmação em 2003).
2M1207 b 2M1207 2004 Primeiro planeta ao redor de uma anã marrón. Primeira imagem de um planeta extrasolar.
Primeiro planeta livre encontrado S Ori 70 n/a 2004 Massa = 3 MJúpiter.
Primeiro planeta em um sistema múltiplo 55 Cancri b 55 Cancri 1996
Primeiro planeta com vapor de água em sua atmosfera HD 189733b HD 189733 2005 Massa = 1'15 Júpiter
Mais parecido à Terra Gliese 581 c Gliese 581 2007 Rádio 1,32 RTerra -- Massa = (m) 4,83 Terra
Massa mais próxima à massa terrestre PSR 1257+12 C PSR 1257+12 3,9 Mterrestres
Planeta de órbita mais próxima a 1 UA HD 142 b
HD 28185 b
HD 128311 b 		HD 142
HD 28185
HD 128311 		0,980 AU
1,0 AU
1,02 AU

Observatórios e métodos

Missões

Classificações

Sistemas

Habitabilidad

Estudos

Astrónomos

Veja-se também

Referências

  1. ↑ «The Extrasolar Planets Encyclopedia».
  2. ↑ Michel Maior e Didier Queloz (1995). «A Jupiter-mass companion to a solar-type star». Nature 378. 355-359. http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html. 
  3. ↑ «The Extrasolar Planets Encyclopaedia».
  4. ↑ a b Schneider, Jean (2007-04-25). «Interactive Extra-solar Planets Catalog». The Extrasolar Planets Encyclopedia.
  5. ↑ NASA descobre 700 possíveis novos planetas fosse do Sistema Solar. ABC, 17 de junho de 2010. Consultado o 17 de junho de 2010.
  6. ↑ Acelera-se a carreira para encontrar o primeiro exoplaneta habitable. O País, 17 de junho de 2010. Consultado o 17 de junho de 2010.
  7. ↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement (February 28, 2003).
  8. ↑ «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes» (2006). Consultado o 2010-04-25.
  9. ↑ R.R. Brit (2006). «Why Planets Will Never Bê Defined». Space.com. Consultado o 2008-02-13.
  10. ↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement (28 February 2003). Consultado o 2006-09-09.
  11. ↑ Kenneth A. Marsh, J. Davy Kirkpatrick, and Peter Plavchan (2009). «A Young Planetary-Mass Object in the rho Oph Cloud Core». Astrophysical Journal Letters (forthcoming). http://fr.arxiv.org/abs/0912.3774. 
  12. ↑ Mordasini, C. et a o. (2007). "Giant Planet Formation by Core Accretion" arxiv:0710.5667v1 [astro-ph]. Consultado o 2008-10-04.
  13. ↑ Baraffe, I. et a o. (2008). «Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior». Astronomy and Astrophysics 482 (1):  pp. 315–332. doi:10.1051/0004-6361:20079321. http://arxiv.org/abs/0802.1810. 
  14. ↑ Bouchy, F. et a o. (2009). «The SOPHIE search for northern extrasolar planets . I. A companion around HD 16760 with mass close to the planet/brown-dwarf transition». Astronomy and Astrophysics 505 (2):  pp. 853–858. doi:10.1051/0004-6361/200912427. http://www.arxiv.org/abs/0907.3559. 
  15. ↑ a b c d G. Marcy et ao. (2005). «Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities». Progress of Theoretical Physics Supplement 158:  pp. 24–42. doi:10.1143/PTPS.158.24. http://ptp.ipap.jp/link?PTPS/158/24. 
  16. ↑ «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life». Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultado o 21-07-2006.
  17. ↑ a b c d Andrew Cumming, R. Paul Butler, Geoffrey W. Marcy, et a o. (2008). «The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 120:  pp. 531–554. doi:10.1086/588487. Arquivamento do original o 05/2008. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/588487. 
  18. ↑ «Scientists announce planet bounty», BBC News, 19-10-2009. Consultado o 31-03-2010.
  19. ↑ David P. Bennett, Jay Anderson, Ian A. Bond, Andrzej Udalski, and Andrew Gould (2006). «Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star». Astrophysical Journal Letters 647:  pp. L171-L174. http://iopscience.iop.org/1538-4357/647/2/L171. 
  20. ↑ X. Bonfils et ao. (2005). «[Expressão errónea: operador < inesperado The HARPS search for southern extra-solar planets: VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581]». Astronomy & Astrophysics 443:  pp. L15–L18. doi:10.1051/0004-6361:200500193. 
  21. ↑ L. Vu (3 de outubro de 2006). «Planets Prefer Safe Neighborhoods». Spitzer Science Center. Consultado o 01-09-2007.
  22. ↑ «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life». Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultado o 21-07-2006.
  23. ↑ G. Israelian et ao. (2009). «Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets». Nature 462:  pp. 189–191. doi:10.1038/nature08483. http://www.nature.com/nature/journal/v462/n7270/abs/nature08483.html. 
  24. ↑ Heather Knutson, David Charbonneau, Lori Allen, et.a o. (2007). «A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733b». Nature 447 (7141):  pp. 183–186. doi:10.1038/nature05782. PMID 17495920. Arquivamento do original o 05/10/2007. http://www.nature.com/nature/journal/v447/n7141/abs/nature05782.html. 
  25. ↑ D. Charbonneau, T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). «When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars», Protostars and Planets V, University of Arizona Press.
  26. ↑ Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the First Data Set: The Majority are Found to bê Neptune-Size and Smaller, William J. Borucki, for the Kepler Team (Submitted on 14 Jun 2010)
  27. ↑ Eberly College of Science (18 September 2006). «Scientists Snap Images of First Brown Dwarf in Planetary System (News Release)». Comunicado de imprensa. Consultado o 2006-09-28.
  28. ↑ T. Rodigas (2009). "Which Radial Velocity Exoplanets Have Undetected Outer Companions?" arxiv:0907.0020 [astro-ph.EP].
  29. ↑ Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary System, www.scientificamerican.com, may 24, 2010
  30. ↑ Turning planetary theory upside down
  31. ↑ B. Campbell, G.A.H. Walker, S. Yang (1988). «[Expressão errónea: operador < inesperado A search for substellar companions to solar-type stars]». Astrophysical Journal 331:  pp. 902–921. doi:10.1086/166608. Bibcode: 1988ApJ...331..902C. 
  32. ↑ Cochran, W.D. et. a o. (2002). «A Planetary Companion to the Binary Star Gama Cephei». Consultado o 02-05-2010.
  33. ↑ Walker, G.A.H. (2008). "The First High-Precision Radial Velocity Search for Extra-Solar Planets" arxiv:0812.3169v1 [astro-ph]. Consultado o 2010-05-02.
  34. ↑ Latham, D. W. et a o. (1989). «[Expressão errónea: operador < inesperado The unseen companion of HD114762 - A provável brown dwarf]». Nature 339:  pp. 38–40. doi:10.1038/339038a0. 
  35. ↑ Schneider, J.. «Notes for star HD 114762». The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Consultado o 02-05-2010.
  36. ↑ «HD 114762 b». Exoplanets Data Explorer. Consultado o 02-05-2010.
  37. ↑ A. Wolszczan, D.A. Frail (1992). «A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12». Nature 355:  pp. 145–147. doi:10.1038/355145a0. http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html. 
  38. ↑ a b M. Maior et a o. (2009). «[Expressão errónea: operador < inesperado The HARPS search for southern extra-solar planets: XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system]». Astronomy and Astrophysics 507:  pp. 487–494. doi:10.1051/0004-6361/200912172. arΧiv:0906.2780. 
  39. ↑ J.N. Wilford (26 de junho de 1998). «New Planet Detected Around a Star 15 Light Years Away». The New York Times. Consultado o 17-07-2008.
  40. ↑ B. Edgar, M. Watzke, C. Rasmussen. «Multiple planets discovered around Upsilon Andromedae». AFOE website. Consultado o 06-12-2009.
  41. ↑ G.W. Henry et a o. (2000). «[Expressão errónea: operador < inesperado A Transiting "51 Peg-like" Planet]». Astrophysical Journal Letters 529 (1):  pp. L41–L44. doi:10.1086/312458. 
  42. ↑ D. Charbonneau et a o. (2002). «[Expressão errónea: operador < inesperado Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere]». Astrophysical Journal 568 (1):  pp. 377–384. doi:10.1086/338770. 
  43. ↑ S. Frink et a o. (2002). «[Expressão errónea: operador < inesperado Discovery of a Substellar Companion to the K2 III Giant Iota Draconis]». Astrophysical Journal 576 (1):  pp. 478–484. doi:10.1086/341629. 
  44. ↑ S. Sigurdsson et ao. (2003). «[Expressão errónea: operador < inesperado A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation]». Science 301 (5630):  pp. 193–196. doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802. 
  45. ↑ European Space Agency (25 August 2004). «Fourteen Times the Earth – ISSO HARPS Instrument Discovers Smallest Ever Extra-Solar Planet». Comunicado de imprensa. Consultado o 2006-05-07.
  46. ↑ European Space Agency (30 April 2005). «Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System». Comunicado de imprensa. Consultado o 2009-12-06.
  47. ↑ S. Mohanty, R. Jayawardhana, N. Huelamo, E. Mamajek (2007). «[Expressão errónea: operador < inesperado The Planetary Mass Companion 2MASS 1207–3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk]». American Astronomical Society 657:  pp. 1064–1091. doi:10.1086/510877. arΧiv:astro-ph/0610550. 
  48. ↑ D. Charbonneau et a o. (2005). «[Expressão errónea: operador < inesperado Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet]». Astrophysical Journal 626 (1):  pp. 523-529. doi:10.1086/429991. 
  49. ↑ D. Deming et a o. (2005). «[Expressão errónea: operador < inesperado Infrared Radiation from an Extrasolar Planet]». Nature 434 (7034):  pp. 740-743. doi:10.1038/nature03507. 
  50. ↑ E.J. Rivera et a o. (2005). «[Expressão errónea: operador < inesperado A 7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star GJ 876]». Astrophysical Journal 634 (1):  pp. 625–640. doi:10.1086/491669. 
  51. ↑ B. Sato et ao. (2005). «[Expressão errónea: operador < inesperado The N2K Consortium II: A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dêem-se Core]». Astrophysical Journal 633:  pp. 465–473. doi:10.1086/449306. 
  52. ↑ J.-P. Beaulieu et ao. (2006). «Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing». Nature 439:  pp. 437–440. doi:10.1038/nature04441. http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html. 
  53. ↑ «Kiwis help discover new planet». One News (26 de janeiro de 2006). Consultado o 07-05-2006.
  54. ↑ European Space Agency (18 May 2006). «Trio of Neptunes and their belt». Comunicado de imprensa. Consultado o 2007-06-09.
  55. ↑ NASA's Spitzer First To Craque Open Light of Faraway Worlds Spitzer.caltech.edu 2007-02-21 Retrieved on 2008-07-17
  56. ↑ A spectrum of an extrasolar planet Nature.com 2007-02-01 Nature 445, 892-895 (22 February 2007); doi:10.1038/nature05636 Retrieved on 2008-07-17
  57. ↑ 'Clear Signs of Water' on Distant Planet at Space.com
  58. ↑ Udry et a o.; Bonfils, X.; Delfosse, X.; Forveille, T.; Maior, M.; Perrier, C.; Bouchy, F.; Lovis, C. et ál. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets, XI. Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet system». Astronomy and Astrophysics 469 (3):  pp. L43–L47. doi:10.1051/0004-6361:20077612. http://cdsads.ou-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...469L..43Ou&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  59. ↑ a b Ker Than (24-04-2007). «Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life». Consultado o 24-04-2007.
  60. ↑ Selsis et a o.; Kasting, J. F.; Levrard, B.; Paillet, J.; Beiras, I.; Delfosse, X. (2007). «Habitable planets around the star Gl 581?». Astronomy and Astrophysics 476:  pp. preprint. doi:10.1051/0004-6361:20078091. http://arxiv.org/abs/0710.5294. 
  61. ↑ von Bloh et a o. (2007) «The Habitability of Super-Earths in Gliese 581». Astronomy & Astrophysics 476:1365-1371. Consultado o 20-07-2008.
  62. ↑ Fox, Maggie.«Hot "ice" may cover recently discovered planet», Reuters, 16-05-2007. Consultado o 23-04-2009.
  63. ↑ «Largest Known Exoplanet Discovered», SPACE.com, 06-08-2007. Consultado o 26-08-2007.
  64. ↑ «Solar System Like Ours Found», SPACE.com, 14-02-2008. Consultado o 19-02-2008.
  65. ↑ «Key Organic Molecule Detected at Extrasolar Planet», SPACE.com, 20-03-2008. Consultado o 20-03-2008.
  66. ↑ Barnes et a o. (13-01-2009). «The HD 40307 Planetary System: Super-Earths or Mini-Neptunes?». arXiv. http://fr.arxiv.org/abs/0901.1698. 
  67. ↑ «Trio of 'super-Earths' discovered», BBC news, 16-06-2008. Consultado o 17-06-2008.
  68. ↑ The Directly Imaged Planet around the Young Solar Analog 1RXS J160929.1-210524: Confirmation of Common Proper Motion, Temperature and Mass
  69. ↑ «From afar, the first optical photos of an exoplanet», AFP, 13-11-2008.
  70. ↑ «Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star». Consultado o 13 de novembro de 2008.
  71. ↑ a b John Timmer. «Three planets directly observed orbiting distant star». Consultado o 13 de novembro de 2008.
  72. ↑ «Exoplanets finally come into view», BBC News, 13-11-2008. Consultado o 23-04-2009.
  73. ↑ «ESSE Portal — COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on». Essa.int (03-02-2009). Consultado o 23-04-2009.
  74. ↑ «New discoveries suggest low-mass planets are common around nearby stars». Astronomy.com (14-12-2009). Consultado o 21-12-2009.
  75. ↑ «Astronomers find super-Earth using amateur, off-the-shelf technology». Astronomy.com (16-12-2009). Consultado o 21-12-2009.
  76. ↑ «Second Smallest Exoplanet Found To Dá-te At Keck», News and Outreach, W.M. Keck Observatory, 07-01-2010. Consultado o 20-01-2010.
  77. ↑ Janson, M. (13-01-2010). «VLT Captures First Direct Spectrum of an Exoplanet». ISSO (A Cadeira Observatory). http://www.eso.org/public/news/isso1002/. 
  78. ↑ Deeg, H. J.; Moutou, C.; Erikson, A.; et a o. (2010), «[Expressão errónea: operador < inesperado A transiting giant planet with a temperature between 250 K and 430 K]», Nature 464 (7287): 384–387, doi:10.1038/nature08856 
  79. ↑ «Exoplanet Caught on the Move» (10-06-2010). Consultado o 10 de junho de 2010.
  80. ↑ Ignas A. G. Snellen et a o. (2010). «[Expressão errónea: operador < inesperado The orbital motion, absolute mass and high-altitude winds of exoplanet HD 209458b]». Nature 465:  pp. 1049–1051. doi:10.1038/nature09111. 
  81. ↑ a b Sudarsky, D., Burrows, A., Pinto, P. (2000). «Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal 538:  pp. 885 – 903. doi:10.1086/309160. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/309160. 

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