Anar al contingut

Planeta extrasolar

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Planeta extrasolar

Artícul bo

Un planeta extrasolar o exoplaneta[1][2] és un planeta que orbita una estrela diferent al Sol i que, per lo tant, no pertany al sistema solar. Els planetes extrasolars es varen convertir en objecte d'investigació científica en el XX. Molts astrònoms suponien la seua existència, pero carien de mijos per a identificar-los. La primera detecció confirmada es va fer en 1992, en el descobriment de varis planetes de massa terrestre orbitando el púlsar Lich (Wolszczan). La primera detecció confirmada d'un planeta extrasolar orbitando al voltant d'una estrela de la seqüència principal (Dimidio), es va fer en 1995 pels astrònoms Michel Mayor i Didier Queloz. Des de llavors el número de troballes ha creixcut any rere any, encara que la seua busca en fonament científic data, a lo manco, de l'any 1959. El primer congrés nacional i internacional sobre planetes extrasolars en Espanya, va anar en març de 1997, en el Port de la Creu, Tenerife, Illes Canàries, Espanya. Organisat pel Institut d'Astrofísica de Canàries (IAC).

HR 8799 (centre) en HR 8799i (dreta), HR 8799d (inferior dreta), HR 8799c (superior dreta), HR 8799b (superior esquerra) d'Observatori W. M. Keck
Image coronógrafica d'AB Pictoris que mostra al seu chicotet companyer (inferior esquerra). Obtinguts el 16 de març de 2003 en NACO en el VLT, utilisant una caraça d'ocultació d'1.4 arcosegundos damunt de AB Pictoris.
Image del descobriment del sistema de GJ 758, preses en HiCIAO en el telescopi Subaru en l'infrarrojo propenc.(en el centre, enfosquida pel coronógrafo) i els seus tres planetes (b, c i d) que l'orbitan. Observacions de multi-époques han demostrat moviment orbital keplerianos en contra del sentit del rellonge per als tres planetes.
Beta Pictoris b en abdós elongació. Image: crèdit ESO/A.-M. Lagrange et al.
Image de el VLT NACO, presa en la banda-Ks, de GQ Lupi. El punt dèbil de llum a la dreta de l'estrela és el companyer fret recent descobert GQ Lupi b. És 250 voltes més dèbil que la pròpia estrela i situat 0.73 arcosegundos a l'oest. A la distància de GQ Lupi, açò correspon a una distància d'aproximadament 100 UA. El nort està dalt i l'est a l'esquerra.
image de HD 95086b per NACO de el VLT

Fins al 23 de març de 2026 s'han descobert 4676 sistemes planetaris, que contenen un total de 6272 cossos planetaris, 1054 d'estos sistemes són múltiples.[3][4]


La majoria de planetas extrasolars coneguts són jagants gaseosos igual o més massius que el planeta Júpiter, en òrbites molt propenques a la seua estrela i periodos orbitales molt curts, també coneguts com jupiteres calents. No obstant, es creu que això és resultat de biaix d'informació creat pels métodos actuals de detecció, que troben més fàcilment a planetes d'este tamany que a planetes terrestres més chicotets. En tot, exoplanetes comparables al nostre escomencen a ser detectats, conforme les capacitats de detecció i el temps d'estudi aumenten. El primer sistema extrasolar descobert en més d'un planeta va ser Upsilon Andromedae.

D'acort en l'actual definició de «planeta», un planeta té que orbitar una estrela.[5] No obstant, es considera possible l'existència de cossos planetaris no lligats a la gravetat de cap estrela. Tals cossos haurien segut expulsats del sistema en el que es varen formar i en la lliteratura científica li'ls denomina freqüentment com a planetes errantes o planetes interestelares.

La NASA va alvançar en juny de 2010 que la Sonda Kepler, posada en òrbita en març de 2009, va detectar indicis de 706 exoplanetes nous en els seus primers 43 dies de funcionament, 400 dels quals tenen dimensions entre les de Neptú i la Terra. Els resultats oficials d'esta missió seran publicats en febrer de 2011,[6][7] pero els resultats provisionals indiquen que a lo manco 60 dels planetes detectats tindran un tamany similar al de la Terra (el doble del tamany terrestre, o menys).[8]

El 12 de giner de 2012, la revista Nature publica un artícul desenrollat per científics internacionals a on utilisant el método de microlentes gravitacionals s'assegura que tota estrela de la Via Làctea deu posseir entre 0.71 i 2.32 planetes orbitando.[9]

L'exoplaneta confirmat més similar a la Terra descobert orbitando dins de la zona habitable és, fins a maig de 2020, Teegarden b, en un índex de similitut en la Terra del 93 %,[10] en una temperatura estimada de 13 graus més que la Terra.[11] KOI-4878.01, un candidat a planeta, posseïx un IST major (98 %).[12] De confirmar-se la seua presència, seria un possible anàlec a la Terra.

Història

[editar | editar còdic]

Descobriments retractats

[editar | editar còdic]

No confirmats fins a 1992, els planetes extrasolars han segut des de fa molt temps un tema de discussió i especulació. En el XVI, el filòsof italià Giordano Bruno, un dels primers partidaris de la teoria de Copérnico de que la Terra i els atres planetes orbitan al Sol, va presentar l'opinió de que les estreles fixes són similars al Sol i que també són acompanyades pels seus propis planetes.[13] En el XVIII la mateixa possibilitat va ser mencionada per Isaac Newton en l'ensaig «Escolio General», que incloïa en el seu Principia. Fent una comparació en els planetes del Sol, va escriure «I si les estreles fixes són els centres de sistemes similars, tots ells es construiran d'acort en un disseny similar i en subjecció al domini de Un».[14] Les alegacions de deteccions d'exoplanetes s'han fet des de el XIX. Algunes de les primeres involucren a l'estrela binaria 70 Ophiuchi. En 1855 el capità W. S. Jacob en l'Observatori de Madrás de la Companyia Britànica de les Índies Orientals va reportar que les anomalies orbitales feyen «molt provable» que existira un «cos planetari» en este sistema. En la década de 1890, Thomas J. J. See, de l'Universitat de Chicago i l'Observatori Naval dels Estats Units, va declarar que les anomalies orbitales provaven l'existència d'un cos obscur en el sistema de 70 Ophiuchi en un periodo orbital de 36 anys al voltant d'una de les estreles. No obstant, Forest Ray Moulton va publicar després un document que demostrava que un sistema de tres cossos en eixos paràmetros orbitales seria altament inestable. Durant els anys 1950 i 1960, Peter van de Kamp, del Swarthmore College, va fer una atra série important d'alegacions de detecció, esta volta per planetes que orbitan l'estrela Barnard. Actualment els astrònoms referixen en general que tots els informes inicials de detecció eren erròneus.[15] En 1991, Andrew Lyne, M. Balls i S. L. Shemar va afirmar haver descobert un planeta púlsar en òrbita al voltant de PSR 1829-10, usant el métodos de la variacions d'un púlsar. L'alegació va rebre breument una intensa atenció, pero Lyne i el seu equip pronte es varen retractar.

Descobriments confirmats

[editar | editar còdic]
Archiu:Primera foto planeta extrasolar ESO.jpg
Primera image directa confirmada d'un planeta extrasolar. La pren, reproduïda ací en fals color, va ser captada en l'infrarrojo pel Very Large Telescope. El cos central (blau) és la nana marró 2M1207. Té un companyer de massa planetària (roig), 2M1207b.

Aleksander Wolszczan, un astrònom polac va anunciar en 1992 el descobriment de 3 objectes sub-estelars de baixa massa orbitando el púlsar PSR B1257+12. Estos varen ser els primers planetes extrasolars descoberts i l'anunci va ser tota una sorpresa. Es creu que estos planetes es varen formar dels restants de l'explosió de la supernova que va produir el púlsar.


Els primers planetes extrasolars al voltant d'estreles de la seqüència principal varen ser descoberts en la década de 1990, en una dura competició entre equips suïssos i nortamericans. El primer planeta extrasolar va ser anunciat per Michel Mayor i Didier Queloz, del grup suís, el 6 d'octubre de 1995. L'estrela principal era 51 Pegasi i es va donar en cridar al planeta 51 Pegasi b.[16] Uns mesos més tarde l'equip americà, liderat per Geoffrey Marcy de l'Universitat de Califòrnia va anunciar el descobriment de 2 nous planetes. La carrera per trobar nous planetes no havia fet més que escomençar. Numerosos anuncis en prensa i televisió han divulgat alguns d'estos descobriments, considerats en el seu conjunt com una de les revolucions de l'astronomia a finals de el XX.


En l'actualitat existixen numerosos proyectes de les agències espacials NASA i ESA desenrollant missions capaces de detectar i caracterisar l'abundància de planetes, aixina com de detectar planetes de tipo terrestre (el primer descobert fins a la data: Gliese 876 d).[17] Les dos missions més importants fins al moment són la missió europea Corot,[18][19] i la missió nortamericana Kepler,[20] abdós utilisant el sistema de trànsits. Les ambicioses missions Darwin (ESA) i TPF (NASA), ya cancelades,[21][22][23] haurien segut capaços d'analisar les atmòsfera d'estos planetes terrestres, podent detectar vida extraterrestre per mig del anàlisis espectral d'estes atmòsfera. Estes senyes haurien permés abordar estadísticament qüestions profundes com l'abundància de sistemes planetaris semblances al nostre, o el tipo d'estreles en els que és més fàcil que es formen planetes. Els esforços d'abdós agències se centren ara en telescopis terrestres de grans dimensions, com l'E-ELT i el GMT, en capacitats menors i similar cost, pero en una vida útil molt superior.

Archiu:Chart of exoplanet because 5000th discovery.png
5000+ exoplanetes, març de 2022


Per a decembre de 2014, les observacions del telescopi Kepler havien trobat més de 4000 exoplanetes, 997 confirmats i 3216 pendents de confirmació.[24][25] Partint de les senyes de la missió, els astrònoms han estimat l'existència de 40 000 millons de planetes del tamany de la Terra orbitando les seues estreles en la zona de habitabilitat (d'ells, 11 000 millons entorn a estreles similars al Sol). Estes sifres suponen que l'exoplaneta habitable més propenc podria estar a tan sol 12 anys llum de distància.[26][27][28]Per a 2023 s'han localisat ya més de 5300 exoplanetes.[29]

Fins a la data, els exoplanetes confirmats en major índex de similitut en la Terra són Kepler-296i (93 %) i Kepler-395c (91 %). Existix un candidat en major puntuació, KOI-4878.01 (98 %), encara pendent de confirmació.[12][30]

Métodos de detecció

[editar | editar còdic]

Els planetes són fonts de llum (reflectida) molt tènue en comparació a les seues estreles. En llongituts d'ona visibles, per lo general tenen menys d'una millonèsima de la lluentor de la seua estrela mare. És sumament difícil detectar este tipo de font de llum tènue, i, ademés, l'estrela mare té una llum enlluernant que casi ho fa impossible.


Per les raons expostes, els telescopis han fotografiat directament no més d'una decena d'exoplanetes. Açò solament ha segut possible per a planetes que són especialment grans (per lo general molt més gran que Júpiter) i molt distants de la seua estrela mare. La majoria dels planetes en imàgens directes també són molt calentes, per lo que emeten una intensa radiació infrarroja, llavors les imàgens han segut fetes en infrarrojos en lloc de llongituts d'ona visibles, en la finalitat de reduir el problema de la resplandor de l'estrela mare.

Pel moment, no obstant, la gran majoria dels planetes extrasolars coneguts solament han segut detectats a través de métodos indirectes. Els següents són els métodos indirectes que han demostrat ser útils:

Velocitats radials

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Velocitat radial.
Archiu:Planet reflex 200.gif
Una estrela (al centre) i un planeta girant al voltant del centre de massa mutu. Este moviment estelar és detectable pel método de velocitats radials.

Este método es basa en l'efecte doppler.[31][32] El planeta, al orbitar l'estrela central, eixercix també una força gravitacional sobre esta de manera que l'estrela gira sobre el centre de massa comuna del sistema. Les oscilacions de l'estrela poden detectar-se per mig de lleus canvis en les llínees espectrals segons l'estrela s'acosta a nosatres (corriment cap al blau) o s'allunta (corriment al roig). Este método ha segut el més exitós en la busca de nous planetes, pero solament és eficaç en els planetes jagants més propencs a l'estrela principal, per lo que solament pot detectar una lleu fracció dels planetes existents.

Astrometría

[editar | editar còdic]

Ya que l'estrela gira sobre el centre de massa es pot intentar registrar les variacions de posició i l'oscilar de l'estrela. A pesar de que estes variacions són molt chicotetes. En 2002, el telescopi espacial Hubble va tindre èxit en l'us de astrometría per a caracterisar un planeta descobert prèviament al voltant de l'estrela Gliese 876.[33]

Trànsits

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Trànsit astronòmic.


Consistix en observar fotométricament l'estrela i detectar sotils canvis en l'intensitat de la seua llum quan un planeta orbita per davant d'ella. El método de trànsits, junt en el de la velocitat radial, poden utilisar-se per a caracterisar millor l'atmòsfera d'un planeta, com en els casos de HD209458b[34] i els planetes OGLE-TR-40 i OGLE-TR-10. Este método, de la mateixa manera que el de la velocitat radial, troba de forma més eficient planetes de gran volum, pero té la ventaja de que la rodalia del planeta a l'estrela no és rellevant, per lo que l'espectre de planetes que pot detectar aumenta considerablement. Els alvanços tecnològics en fotometria[20] han permés que la sonda Kepler,[20] llançada en 2009 en un cost d'operació estimat en 600 millons de dólars,[35] tinga sensibilitat suficient com per a detectar planetes del tamany de la Terra, fet que va succeir a finals de 2011 en el descobriment de Kepler-20i i Kepler-20f. S'espera que la missió culmine en 2016.[36]

Variació en el temps de trànsit (VTT)

[editar | editar còdic]
Archiu:201008-2a PlanetOrbits 16x9- Transit timing of 1-planet vs 2-planet systems.ogv
Animació que demostra diferència entre la sincronisació del trànsit del planeta d'1 planeta i 2 sistemes del planeta.
Archiu:Animation of the planetary system around Sun-like star HD 10180.ogv
Animació del sistema planetari al voltant de l'estrela similar al Sol HD 10180. (720p) (impressió artística) Crèdit: ESO.
Artícul principal → Variació de temps de trànsit.

VTT és una variació sobre el método del trànsit, a on els canvis en el trànsit d'un planeta poden ser utilisats per a detectar un atre. El primer candidat planetari descobert d'esta manera és l'exoplaneta WASP-3c, utilisant WASP-3b en el sistema de WASP-3 en l'Observatori Rozhen, l'Observatori de Jena i el Centre de Torun d'Astronomia.[37] Este nou método és potencialment capaç de detectar planetes com la Terra o exolunas.[37] Este método va ser aplicat en èxit per a confirmar les masses dels sis planetes de Kepler-11.

Mida de polsos de radi d'un púlsar

[editar | editar còdic]

Un pulsar (és el chicotet remanente ultradenso d'una estrela que ha explotat com una supernova) emet ones de ràdio molt regularment a mida que gira. Lleus anomalies en el moment dels seus polsos de ràdio que s'observen poden ser utilisades per a rastrejar els canvis en el moviment del pulsar causat per la presència de planetes.[38]

Binaria eclipsante

[editar | editar còdic]

Si un planeta té una òrbita de gran tamany que la du al voltant de dos membres d'un sistema d'estrela doble eclipsantes, llavors el planeta es pot detectar a través de chicotetes variacions en el moment dels eclipses de les estreles entre sí.[39][40][41] Els planetes Kepler-16b, Kepler-34b, i Kepler-35b són planetes circumbinarios detectats per este método.

Microlentes gravitacionals

[editar | editar còdic]

L'efecte de lent gravitacional ocorre quan els camps de gravetat del planeta i l'estrela actuen per a aumentar o focalizar la llum d'una estrela distant. Per a que el método funcione, els tres objectes tenen que estar casi perfectament alineats. El principal defecte d'este método és que les possibles deteccions no són repetibles per lo que el planeta aixina descobert deuria ser estudiat adicionalment per algun dels métodos anteriors. Esta estratègia va tindre èxit en la detecció del primer planeta de massa baixa en una òrbita ampla, designat OGLE-2005-BLG-390Lb.[42]

Destorbament gravitacionals en discs de pols

[editar | editar còdic]
Archiu:Exoplanet Period-Mass Scatter.png
Gràfica de punts que relaciona la massa i el periodo orbital en el método de descobriment de l'exoplaneta:
  •  Astrometría
  •  Trànsit
  •  Binaria eclipsante
    • Plantilla:Multicol-break
  •  Image directa
  •  Microlente gravitacional
    • Plantilla:Multicol-break
  •  Velocitat radial
  •  Polsos de radi d'un púlsar
    • Plantilla:Multicol-end Per a referència, els planetes del sistema solar estan marcats en gris. L'eix horisontal representa el logaritmo de l'eix semi-major, mentres que l'eix vertical representa el logaritmo de la massa.

    En estreles jóvens en discs circunestelares de pols a la seua entorn és possible detectar irregularitats en la distribució de material en el disc circunestelar ocasionades per l'interacció gravitatoria en un planeta. Es tracta d'un mecanisme similar al que actua en el cas dels satèlits pastors de Saturn. D'esta manera ha segut possible inferir la presència d'un planeta orbitando l'estrela Beta pictoris[43][44] i d'un atre planeta orbitando l'estrela Fomalhaut (HD 216956).[45][46] En estreles encara més jóvens la presència d'un planeta jagant en formació seria detectable a partir del buit de material gaseós que deixaria en el disc de acrecimiento.

    Detecció visual directa

    [editar | editar còdic]

    Des del principi, obtindre imàgens/fotografies dels planetes extrasolars ha segut un dels objectius més desijats de l'investigació exoplanetaria. Les fotografies ya siga de llum visible o infrarrojas podrien revelar molta més informació sobre un planeta que qualsevol atra tècnica coneguda. No obstant açò ha revelat ser molt més difícil tècnicament que qualsevol de les atres tècniques disponibles. Les raons d'açò són vàries, pero entre les principals, es troba la diferència entre la lluentor de les estrelas i el dels planetes. En l'espectre de la llum visible, una estrela promig és mils de millons de voltes més lluenta que qualsevol dels seus hipotètics planetes, i fins fa poc cap detector podia identificar els planetes a partir de la lluentor estelar.


    La primera fotografia d'un possible planeta extrasolar és una fotografia infrarroja presa a la nana marró 2M1207 pel Very Large Telescope en 2004. El cos fotografiat (2M1207b),[47][48] és un jove planeta de gran massa (4 masses jovianas) orbitado a 40 UA de l'estrela 2M1207. Este planeta està a uns 2500 Kelvin de temperatura, per la seua recent formació, calculada en aproximadament 10 millons d'anys. Els experts consideren que 2M1207 i 2M1207b són un eixemple atípic, puix en este sistema, l'estrela i el planeta estan llunt (40 voltes la distància de la Terra al Sol) i abdós emeten cantitats comparables de radiació infrarroja, puix l'estrela és una nana marró, i el planeta és encara molt càlit, i per tant, abdós són clarament visibles en la fotografia. No obstant, planetes d'edat i òrbites comparables a la terrestre són encara impossibles de detectar.

    Vore també

    [editar | editar còdic]

    Notes

    [editar | editar còdic]

    Referències

    [editar | editar còdic]
    1. ↑ «Fundació de l'Espanyol Urgent». Consultat el 6 de juliol de 2020.
    2. ↑ «exoplaneta | Diccionari de la llengua espanyola» (en és). «Diccionari de la llengua espanyola» - Edició del Tricentenario. Consultat el 2020-12-17.
    3. ↑ «Interactive Extra-solar Planets Catalog». Enciclopèdia dels Planetes Extrasolars.
    4. ↑ «Interactive Extra-solar Planets Catalog». The Extrasolar Planets Encyclopedia. Consultat el 24 d'octubre de 2019.
    5. ↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement. Archivat des d'el original, el 16 de setembre de 2006. Consultat el 9 de setembre de 2006.
    6. ↑ «NASA descobrix 700 possibles nous planetes fora del Sistema Solar.» 17 de juny de 2010. ABC. Consultat el 17 de juny de 2010.
    7. ↑ «S'accelera la carrera per a trobar el primer exoplaneta habitable.» 17 de juny de 2010. El País. Consultat el 17 de juny de 2010.
    8. ↑ «La galàxia és rica en planetes similars a la Terra». Consultat el 28 de juliol de 2010.
    9. ↑ «One or more bound planets per MilkyWay star from microlensing observations». Consultat el 12 de giner de 2012.
    10. ↑ «The Habitable Exoplanets Catalog - Planetary Habitability Laboratory UPR Arecibo». phl.upr.edu. Consultat el 31 de març de 2020.
    11. ↑ «Descobreixen dos planetes similars a la Terra | NacióDigital» (en ca). www.naciodigital.cat. Consultat el 17 d'abril de 2020.
    12. ↑ 12,0 12,1 «Planetary Habitability Laboratory» (en anglés). PHL University of Puerto Rico at Arecibo. Archivat des d'el original, el 1 de juny de 2012. Consultat el 17 de decembre de 2014.
    13. ↑ «Cosmos» in The New Encyclopædia Britannica (15th edition, Chicago, 1991) 16:787:2a. «For his advocacy of an infinity of suns and earths, he was burned at the stake in 1600».
    14. ↑ Newton (1999 [1713]). The Principia: A New Translation and Guide, University of Califòrnia Press, p. 940.
    15. ↑ Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Search for Living Planets, Basic Books, pp. 31--32. ISBN 978-0-465-00936-7.
    16. ↑ Major, Michael; Queloz, Didier(1995).Nature.378(6555)
      355–-359.doi:10.1038/378355a0.
    17. ↑ Rivera, E. et al.(2005).634(1)
      625 – 640.
    18. ↑ «[1]», ESA. Consultat el 2 d'agost de 2008.
    19. ↑ «[2]», CNRS. Consultat el 2 d'agost de 2008.
    20. ↑ 20,0 20,1 20,2 «Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets» (en anglés). Archivat des d'el original, el 10 de març de 2009. Consultat el 7 de març de 2009.
    21. ↑ «Rage Against the Dying of the Light». Astrobiology Magazine. Consultat el 7 de juny de 2011.
    22. ↑ «[3]», New York Claves. Consultat el 13 de maig de 2014.
    23. ↑ «Darwin: study ended, no further activities planned». European Space Agency. Consultat el 27 d'octubre de 2009.
    24. ↑ Wall, Mike. «[4]», TechMediaNetwork, Space.com. Consultat el 15 de juny de 2013.
    25. ↑ «NASA's Exoplanet Archive KOI table». NASA. Archivat des d'el original, el 26 de febrer de 2014. Consultat el 28 de febrer de 2014.
    26. ↑ «[5]», New York Claves. Consultat el 5 de novembre de 2013.
    27. ↑ doi:10.1073/pnas.1319909110.Consultat el 5 de novembre de 2013.
    28. ↑ Staff. «17 Billion Earth-Size Alien Planets Inhabit Milky Way». Space.com. Consultat el 8 de giner de 2013.
    29. ↑ «Un veïnat ple de planetes: 59 nous móns en les rodalies del Sistema Solar» (en és). El País. Consultat el 2024-01-05.
    30. ↑ «NASA Exoplanet Archive» (en anglés). NASA Exoplanet Science Institute. Consultat el 17 de decembre de 2014.
    31. ↑ (1848).Report of the Eighteen Meeting of the British Association for the Advancement of Science.John Murray, London in 1849.18(7)
      37-38.Consultat el 8 de juliol de 2008.
    32. ↑ Alec Eden The search for Christian Doppler,Springer-Verlag, Wien 1992. Contains a facsimile edition with an English translation.
    33. ↑ Benedict et al.(2002).The Astrophysical Journal Letters.581(2)
      L115–L118.doi:10.1086/346073.
    34. ↑ (2008).Astrophysical Journal.681doi:10.1086/587641.; Gregory Laughlin et al.(2005).The Astrophysical Journal.629
      L121–L124.
    35. ↑ «Kepler inicia la seua missió de busca de planetes similars a la Terra». Consultat el 7 de març de 2009.
    36. ↑ http://www.nasa.gov/centers/ames/news/releases/2012/12-33AR.html
    37. ↑ 37,0 37,1 http://www.scientificcomputing.com/news-DS-Planet-Hunting-Finding-Earth-like-Planets-071910.aspx [6] archivat en Wayback Machine. «Planet Hunting: Finding Earth-like Planets»
    38. ↑ Townsend, RichDepartment of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London.Consultat el 10 de setembre de 2006.
    39. ↑ (2002).Bioastronomy.7 «Bioastronomy 2002: Life Among the Stars» IAU Symposium 213, R. P. Norris i F. H. Stootman (eds), A.S.P., Sant Francisco, Califòrnia, 80-84.
    40. ↑ (2000).Astronomy & Astrophysics.(358)
      L5-L8.
    41. ↑ Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, J.M. Jenkins, J. Schneider, Z. Ninkov, R. P.S. Stone, J.E. Blue, H. Götzger, B, Friedman, and M.F. Doyle (1998). «Detectability of Jupiter-to-brown-dwarf-mass companions around small eclipsing binary systems». Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, A.S.P. Conference Proceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, R. Rebolo, E. L. Martin i M. R. Z. Osorio (coordinadors), A.S.P. Conference Séries 134, Sant Francisco, Califòrnia, 224-231.
    42. ↑ Beaulieu, J.-P.; D. P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U. G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P. D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J. A. R. Caldwell; J. J. Calitz; K. H. Cook; E. Corrals; 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).Nature.439(7075)
      437-440.doi:10.1038/nature04441.
    43. ↑ Okamoto, Yoshiko Kataza et al.(2004).Nature.431(7009)
      660-663.doi:10.1038/nature02948.
    44. ↑ Burnham, Robert. «Making planets at Beta Pictoris». Astronomy Magazine. Consultat el 2 de setembre de 2008.
    45. ↑ «[7]», AFP.
    46. ↑ Paul Kalas. «Direct Image Of Extrasolar Planet». Archivat des d'el original, el 2022-01-06. Consultat el 14 de novembre de 2008.
    47. ↑ Chauvin, G.; A. M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Song; J.-L. Beuzit; P. Lowrance(2004).Astronomy & Astrophysics.425
      L29 - L32.doi:10.1051/0004-6361:200400056.Consultat el 6 de setembre de 2010.
    48. ↑ «Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)». ESO website. Consultat el 9 de juliol de 2010.


    Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Planeta_extrasolar&oldid=925704»