Hoppa till innehållet

Exoplanet

Fr�n Wikipedia
(Omdirigerad fr�n Exoplaneter)
En konstn�rs bild av hur solnedg�ng p� exoplaneten HD 188753 Ab skulle kunna se ut
Nyuppt�ckta exoplaneter per �r.

En extrasol�r planet, eller exoplanet, �r en planet som befinner sig utanf�r v�rt eget solsystem. De f�rsta uppt�ckterna gjordes under 1990-talet. Den 7 oktober 2023 fanns 5 506 planeter i 4 064 solsystem registrerade.[1] Den stora majoriteten uppt�cks genom flera olika indirekta metoder i st�llet f�r att observeras direkt[2] och de flesta �r ocks� massiva j�tteplaneter i Jupiters storleksklass, men vars sammans�ttning mer liknar de jordlika planeterna av sten och metall.

Extrasol�ra planeter blev �mne f�r vetenskaplig unders�kning under 1850-talet. Astronomer trodde i och f�r sig allm�nt att de existerade, men det var inte k�nt hur vanliga eller hur lika de var planeterna i v�rt solsystem. De f�rsta bekr�ftade uppt�ckterna gjordes under 1990-talet. Under 2000-talet uppt�cktes flera hundra exoplaneter. I dagsl�get uppskattar man att minst 10 % av de solliknande stj�rnorna har planeter, men den verkliga andelen kan vara mycket st�rre.[3] Uppt�ckten av exoplaneter aktualiserar ytterligare fr�gan huruvida n�gon av dessa kan uppr�tth�lla utomjordiskt liv.[4]

I b�rjan av 2010 verkade Gliese 581 d, den fj�rde planeten till den r�da dv�rgen Gliese 581 (ungef�r 20 ljus�r fr�n jorden), vara det b�sta exemplet p� en stenig exoplanet som kretsar n�ra den beboeliga zonen runt sin stj�rna.[5][6] Om man anv�nder strikta termer s� �r den utanf�r Guldlocks zon, men det kan f�rh�lla sig s� att v�xthuseffekten h�jer dess yttertemperatur s� pass att den kan hysa flytande vatten. N�r exoplaneten Kepler-452b uppt�cktes 2015,[7] var det den f�rsta planet uppt�ckt med n�mnda gynnsamma kriterier uppfyllda, som �ven kretsade kring en stj�rna lik v�r sol.[8]

Uppt�cktshistoria

[redigera | redigera wikitext]

Tillbakatagna uppt�ckter

[redigera | redigera wikitext]

�ven om inga bevis fanns f�re 1988, s� har man l�nge trott att exoplaneter kan vara m�jliga, och spekulationer om planeter som kretsar runt fixa stj�rnor kan man sp�ra till minst i b�rjan av 1700-talet, med Isaac Newtons General Scholium (1713).

V�rt solsystem j�mf�rt med systemet hos 55 Cancri.

Anspr�k p� uppt�ckter av exoplaneter har gjorts sedan 1800-talet. N�gra av de tidigaste involverar dubbelstj�rnan 70 Ophiuchi. �r 1855, rapporterade kapten W. S. Jacob vid Brittiska ostindiska kompaniets Madras Observatory avvikelser i omloppsbanan som gjorde det "h�gst troligt" att det fanns en "planetarisk kropp" i detta system.[9] Under 1880-talet bekr�ftade Thomas J. J. See vid University of Chicago och United States Naval Observatory avvikelserna i omloppsbana berodde p� existensen av en m�rk kropp i 70 Ophiuchi systemet med en omloppstid p� 36 �r runt en av stj�rnorna.[10] Fast, Forest Ray Moulton publicerade snart en avhandling som bevisade att ett trekroppssystem med dessa omloppsbane-parametrar skulle vara mycket instabilt.[11] Under 1950- och 1960-talet gjorde Peter van de Kamp vid Swarthmore College flera betydande anspr�k av uppt�ckter, denna g�ng f�r en planet som skulle kretsa runt Barnards stj�rna.[12] I dag betraktar astronomerna allm�nt dessa tidiga rapporter som felaktiga.

�r 1991 gjorde Andrew Lyne, M. Bailes och S.L. Shemar anspr�k p� uppt�ckten av en pulsarplanet i omloppsbanan runt PSR 1829-10, genom att anv�nda pulsar timing variationer.[13] Detta anspr�k fick mycket uppm�rksamhet, men Lyne och hans team tog snart tillbaka det.[14]

V�rt inre solsystem placerat bakom omloppsbanorna f�r planeterna HD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli Ab, och Mu Arae b (alla moderstj�rnor �r i centrum).

Offentliggjorda uppt�ckter

[redigera | redigera wikitext]

Den f�rsta publicerade uppt�ckt som senare blivit bekr�ftad gjordes 1988 av de kanadensiska astronomerna Bruce Campbell, G. A. H. Walker, och S. Yang.[15] Deras observationer med radialhastighet antydde att en planet kretsade runt stj�rnan Gamma Cephei. De fortsatte att vara f�rsiktiga om sitt p�st�ende att detta var en riktig planet�r uppt�ckt, och skepsisen var utbredd bland astronomerna g�llande denna och andra liknande observationer. Detta berodde till st�rsta del p� att observationerna l�g p� gr�nsen till av vad forskarnas instrument klarade av vid tidpunkten. En annan k�lla till f�rvirring var att n�gra av de m�jliga planeterna kan ha varit bruna dv�rgar, objekt som ligger mellan stj�rnor och planeter n�r det g�ller massan.

Under efterf�ljande �r publicerades ytterligare observationer som st�dde teorin om att det verkligen var en planet som kretsade runt Gamma Cephei,[16] trots att de observationer som gjorts 1992 underminerade den tron.[17] 2003 lyckades man slutligen bekr�fta existensen av en planet runt Gamma Cephei.[18]

I b�rjan av 1992 tillk�nnagav radioastronomerna Aleksander Wolszczan och Dale Frail att man hade funnit planeter runt pulsaren PSR 1257+12.[19] Denna uppt�ckt bekr�ftades snabbt, och anses vara den f�rsta definitiva uppt�ckten av exoplaneter. Man tror att dessa planeter bildades fr�n ovanliga efterl�mningar av den supernova som producerade pulsaren, i en andra omg�ng av planetbildning kan de stenk�rnor till gasj�ttar �verlevt supernovan och g�tt in i sina nuvarande omloppsbanor.

Den 6 oktober 1995 tillk�nnagav Michel Mayor och Didier Queloz vid University of Geneva den f�rsta definitiva uppt�ckten av en exoplanet som kretsar runt en normal stj�rna (51 Pegasi).[20]

Denna uppt�ckt gjordes vid Observatoire de Haute-Provence och visade v�gen till den moderna eran av exoplanetuppt�ckter. Teknologiska framsteg, speciellt den h�guppl�sta spektroskopin, gjorde att man kunde uppt�ckta exoplaneter i allt snabbare takt. Dessa framsteg gjorde att astronomerna kunde uppt�cka exoplaneter indirekt genom att m�ta deras gravitationella p�verkan p� moderstj�rnan. Flera exoplaneter uppt�cktes snart genom observationer p� stj�rnans apparenta luminositet n�r planeten passerade framf�r den.

Uppt�cktsmetoder

[redigera | redigera wikitext]
Huvudartikel: Metoder f�r att uppt�cka extrasol�ra planeter

Planeter �r extremt ljussvaga ljusk�llor j�mf�rt med sina moderstj�rnor. Vid synliga v�gl�ngder har de vanligen mindre �n en miljondel av moderstj�rnas ljusstyrka, vilket leder till att moderstj�rnan bl�ndar ut planetens svaga sken. D�rf�r finns det bara ett f�tal fall i vilka man med teleskop har lyckats att direkt fotografera exoplaneter. Alla dessa fall handlar om stora planeter (betydligt st�rre �n Jupiter) p� stort avst�nd fr�n moderstj�rnan och observationerna har fr�mst gjorts i det n�ra infrar�da, d�r kontrasten i ljusstyrka mellan planeten och stj�rnan inte �r lika stor..

Den st�rsta delen av exoplaneterna har uppt�ckts igenom indirekta metoder[21][22], varav flera bygger p� att stj�rnan och planeten r�r sig kring sitt gemensamma masscentrum, den l�tta planeten i en stor bana, och den tunga stj�rnan i en mycket mindre bana (se animation nedan till h�ger):

Ett diagram som visar hur en exoplanet kretsar runt en st�rre stj�rna kan skapa �ndringar i position och hastighet hos stj�rnan n�r de kretsar runt sitt gemensamma masscentrum.
  • Astrometri: Astrometri best�r av att m�ta en stj�rnas position p� stj�rnhimlen och observera f�r�ndringar i dess l�ge �ver tid. I praktiken har denna metod hittills aldrig lett till uppt�ckten av n�gon exoplanet, �ven om den i n�gra fall har lett till uppt�ckten av vita dv�rgar. Det finns dock f�rv�ntningar att med GAIA-satelliten ska denna metod till slut leda till uppt�ckten av exoplaneter.
  • Radialhastighet eller dopplereffekt: Man kan m�ta variationer i stj�rnans radialhastighet, hastigheten l�ngs v�r synlinje, d� stj�rnan n�rmar sig jorden respektive r�r sig ifr�n den, genom att spektrallinjerna i stj�rnans spektrum f�rskjuts mot bl�tt respektive r�tt p� grund av dopplereffekten. Detta har varit den metod som ledde till de flesta uppt�ckterna under 1990-talet. Genom att m�ta upp stj�rnans hastighet f�r man en undre gr�ns f�r planetens massa. Praktiskt taget alla dessa observationer har skett fr�n jordbaserade teleskop.
  • Pulsar timing: En pulsar s�nder ut radiov�gor med extrem regelbundenhet n�r den roterar. En liten avvikelse i ankomsttiderna f�r radiopulserna kan anv�ndas f�r att m�ta variationer i pulsarens hastighet l�ngs synlinjen. I princip �r detta samma effekt som anv�nds i radialhastighetsmetoden ovan.
  • Transitmetoden: Om en planet korsar framf�r sin moderstj�rnas skiva, kan man observera en liten minskning i stj�rnans ljusstyrka. Hur stor f�r�ndringen blir, beror p� stj�rnans storlek och planetens storlek, och genom att m�ta djupet p� f�rm�rkelsen kan man best�mma planetens radie. Detta �r idag den metod som leder till flest nya uppt�ckter av exoplaneter, varav de flesta har skett fr�n rymdteleskop som COROT och Kepler. 2018 sk�ts ett nytt rymdteleskop, TESS[23][24], upp vilket kommer att t�cka en stor del av himlen, men inte studera lika ljussvaga stj�rnor som Kepler. I kombination med radialhastighetsmetoden kan den ge ytterligare information om planetens massa. Ett mycket uppseendev�ckande resultat tillk�nnagavs i samband med att ESO den 13 april 2010 meddelade att nio nya transiterande exoplaneter hade hittats. I kombination med �ldre observationer av 27 planeter kunde man visa att sex stycken hade retrograd r�relse i sina banor j�mf�rt med sina moderstj�rnors rotation. Detta f�r till f�ljd att teorierna kring, hur planeter bildas i en protoplanet�r skiva, m�ste revideras.[25]
  • Gravitationslins: Gravitationslinser intr�ffar, n�r en stj�rnas gravitationsf�lt fungerar som en lins och tillf�lligt f�rst�rker ljuset fr�n en avl�gsen bakgrundsstj�rna. Om den linsande stj�rnan har en planet, kan ocks� denna fungera som en gravitationslins.
  • Direkta observationer: Med hj�lp av en adaptiv optik, som korrigerar f�r jordatmosf�rens p�verkan p� ljuset, och en koronagraf, som skymmer bort sj�lva stj�rnan, har det blivit m�jligt att direkt observera stora planeter som ligger l�ngt fr�n sina stj�rnor. I slutet av juni 2010 rapporterade Gemini-observatoriet att det tagit en fotografisk bild av en exoplanet [26] som befinner sig i bana runt stj�rnan 1RSX J160929.1-210524. Senare har nya instrument b�rjat anv�ndas[27] speciellt Gemini Planet Imager[28] p� Gemini och SPHERE[29] p� det europeiska VLT-teleskopet.
    • Nollningsinterferometri: En potentiellt intressant metod �r att man kan kombinera ljuset fr�n tv� eller flera teleskop, s� att ljusstr�larna fr�n stj�rnan sl�cker ut varandra genom destruktiv interferens, vilket g�r det l�ttare att uppt�cka ljuset fr�n en planet runt stj�rnan[30]. P� s� vis skulle man kunna unders�ka den atmosf�riska sammans�ttningen p� en jordliknande planet, men �n s� l�nge har n�got konkret projekt inte finansierats.
  • F�rm�rkelsevariabler: I ett dubbelstj�rnesystem kan en planet uppt�ckas genom att hitta variationer i minimumet, n�r den g�r fram�t och tillbaka. Detta �r den mest p�litliga metoden att uppt�cka planeter i ett dubbelstj�rnesystem.
  • Omloppsfas: Precis som m�nen och Venus, kan exoplaneter ocks� ha faser. Omloppsfaserna beror p� inklination av omloppsbanan. Genom att studera omloppsfaser kan forskare r�kna ut partikelstorlekar i planeternas atmosf�r.
  • Polarimetri: Ljus fr�n stj�rnorna blir polariserat n�r det interagerar med atmosf�riska molekyler, vilka kan uppt�ckas med polarimeter. Hittills har bara en planet blivit studerad genom denna metod.

Observationer av exoplaneternas atmosf�rer

[redigera | redigera wikitext]

Med Dopplermetoden observerar man i f�rsta hand stj�rnans spektrallinjer och hur dessa f�rskjuts som ett resultat av stj�rnans r�relse kring systemets masscentrum, men ur dessa observationer kan man ocks� ber�kna Dopplerf�rskjutningen f�r spektrallinjer fr�n planetens atmosf�r, och i ett f�tal fall har man p� s� s�tt kunnat identifiera enstaka spektrallinjer som kommer fr�n planetens atmosf�r ocks�. De system i vilka exoplanet och stj�rna f�rm�rkar varandra erbjuder dock ett effektivare s�tt att studera planetens atmosf�r. Det �r inte bara planeten som f�rm�rkar stj�rnan, utan stj�rnan f�rm�rkar ocks� planeten denna passerar bakom stj�rnan sett fr�n Jorden, en sekund�rf�rm�rkelse. Utanf�r sekund�rf�rm�rkelsen best�r ljuset fr�n systemet b�de av det ljus som stj�rnan s�nder ut och det ljus som planeten reflekterar fr�n stj�rnan och s�nder ut p� egen hand, medan under sekund�rf�rm�rkelsen s� ser vi bara ljuset fr�n stj�rnan. S�lunda kan vi f� ut spektrumet fr�n planeten genom att subtrahera spektrumet under sekund�rf�rm�rkelsen fr�n spektrumet f�re densamma. Detta fungerar b�st i infrar�tt d�r skillnaden i stj�rnans och planetens ljusstyrka inte �r lika stor som i synligt ljus. Det ljus som planeten avger p�verkas av processer i planetens atmosf�r och genom att analysera detta kan vi allts� l�ra oss mer om planetens atmosf�r.[31]

F�rekomst

[redigera | redigera wikitext]
Konceptbild av HD 113766-systemet med sin protoplanet�ra skiva kring HD 113766 A och f�ljeslagaren HD 113766 B

Namngivning

[redigera | redigera wikitext]

Den f�rsta planeten som uppt�cks i ett system f�r bokstaven "b" efter stj�rnnamnet (till exempel 51 Pegasi b). N�sta planet skulle till exempel f� beteckningen "51 Pegasi c", och f�ljande "51 Pegasi d", osv.

System med flera planeter

[redigera | redigera wikitext]

Det f�rsta system som uppt�cktes ha fler �n en planet var y And. Tjugo s�dana flerplanetssystem �r nu k�nda. Tillsammans med de k�nda exoplaneterna finns det fyra pulsarplaneter som kretsar runt tv� separata pulsarer. Dessutom finns infrar�da observationer av cirkumstell�ra skivor med rymdstoft best�ende av miljoner planetesimaler i flera exoplanetsystem.

Exoplaneter med ringsystem

[redigera | redigera wikitext]

Mamajek med kollegor[32] har rapporterat om en utdragen f�rm�rkelse av den unga stj�rnan 2MASS J140747.9-3945427 i april/maj 2007. Denna f�rm�rkelse f�regick och f�ljdes av mindre fluktuationer av stj�rnans ljusstyrka. H�ndelsen har tolkats som att stj�rnan har f�rm�rkats av en j�tteplanet med ett utbrett ringsystem. De m�nga sm� fluktuationerna har tolkats som att ringsystemet har delats upp i m�nga mindre ringar m�jligen p� grund att det bildats m�nar inne i ringsystemet[33][34].

Flerstj�rnesystem

[redigera | redigera wikitext]

Bara cirka 20 % av alla exoplaneter som har uppt�ckts ligger i dubbelstj�rnsystem eller system med fler stj�rnor. Separationen mellan stj�rnorna i dessa system �r i de flesta fall mycket stor, vilket dubbelstj�rnorna Tau Bo�tis och HD 80606 �r exempel p�. I t�tare system p�verkar gravitationella st�rningar fr�n systemets ena stj�rna planetbildningen runt den andra. N�gra planeter har dock uppt�ckts �ven i system d�r separationen �r s� liten som 20 ae. Hur planeter kan bildas i en s�dan milj� �r en f�rbryllande och viktig fr�ga. En internationell forskargrupp ledd av Institutionen f�r astronomi vid AlbaNova har d�rf�r nyligen unders�kt bildandet av beboeliga planeter runt den mest k�nda dubbelstj�rnan, n�rmaste grannen Alfa Centauri, d�r man hittills inte har funnit n�gra planeter. Man kom fram till att en region kring 0,5 ae f�rmodligen �r den b�sta platsen att leta efter m�jliga jordliknande planeter i framtida observationer.[35]

Jordliknande planeter

[redigera | redigera wikitext]

Gliese 581 c

[redigera | redigera wikitext]

Gliese 581 c i stj�rnbilden V�gen, 20,4 ljus�r fr�n Jorden antogs vara en jordlik planet n�r den uppt�cktes 2007. Den antogs vara i den beboeliga zonen av sin r�da dv�rgstj�rna, Gliese 581, fast en senare studie av von Bloh et al. visade att Gliese 581 c �r f�r n�ra Gliese 581 f�r att kunna vara i beboeliga zonen.[36] Gliese 581 c tros �ven vara utsatt f�r en extrem v�xthuseffekt, liksom Venus. Det skulle g�ra temperaturen s� h�g som 1 000 K. Ett annat problem �r att Gliese 581 c nog har en bunden rotation till sin stj�rna, vilket betyder att en sida alltid visas mot stj�rnan. De skulle betyda att ena sidan �r permanent dag, medan den andra sidan skulle ha permanent natt. �ven med en bunden rotation, skulle zonen mellan dag och natt hemisf�rerna i teori ha mildare temperaturer.

Gliese 581 d

[redigera | redigera wikitext]

I b�rjan av 2010 s�g Gliese 581 d, den fj�rde planeten till den r�da dv�rgstj�rnan Gliese 581 (ungef�r 20 ljus�r fr�n jorden), ut att vara det b�sta exemplet p� en stenig exoplanet som kretsar n�ra den beboeliga zonen runt sin stj�rna.[5][6] Om man anv�nder strikta termer, s� �r den utanf�r Guldlocks zon, men det kan f�rh�lla sig s� att v�xthuseffekten h�jer dess yttertemperatur s� pass att den kan hysa flytande vatten.

Gliese 876 d

[redigera | redigera wikitext]
En konstn�rs bild av den steniga planet som kretsar kring Gliese 876.

Tidigare ans�g man att Gliese 876 d var den mest jordliknande planeten som uppt�ckts. Ett �r p� denna planet varar inte mer �n knappt tv� jorddygn. Den korta omloppstiden beror p� att planeten kretsar s� n�ra sin egen stj�rna. Att planeten �r bel�gen s� n�ra sin stj�rna har givetvis ett avg�rande inflytande p� dess klimat. P� planetens dagsida ligger temperaturen n�gonstans mellan 200 och 400 �C, vilket om�jligg�r flytande vatten. I kombination med den skoningsl�sa hettan g�r detta med st�rsta sannolikhet planeten till en karg plats med v�ldsam geologisk aktivitet och kanske till och med sj�ar av flytande magma. Detta klimat utesluter intelligenta livsformer liknande dem som vi k�nner till, men om temperaturen skulle vara s� "l�g" som 121 �C s� skulle jordiska livsformer kunna finnas d�r. Man kan dock inte med s�kerhet utesluta att det skulle kunna finnas livsformer som kan st� emot Gliese 876 d og�stv�nliga klimat.

Se �ven

[redigera | redigera wikitext]

Referenser

[redigera | redigera wikitext]

Noter

[redigera | redigera wikitext]
  1. ^ ”Interactive Extra-solar Planets Catalog”. The Extrasolar Planets Encyclopedia. http://exoplanet.eu/catalog/. Läst 7 oktober 2023. 
  2. ^ Schneider, Jean (24 oktober 2012). ”Interactive Extra-solar Planets Catalog”. The Extrasolar Planets Encyclopedia. http://exoplanet.eu/catalog.php. Läst 23 januari 2012. 
  3. ^ Marcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; et.al. (2005). ”Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities”. Progress of Theoretical Physics Supplement 158: sid. 24 – 42. Arkiverad från originalet den 2 oktober 2008. https://web.archive.org/web/20081002085400/http://ptp.ipap.jp/link?PTPS%2F158%2F24. 
  4. ^ ”Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life”. JPL Terrestrial Planet Finder website. Arkiverad från originalet den 8 februari 2008. https://web.archive.org/web/20080208051041/http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_signsOfLife.cfm. Läst 21 juli 2006. 
  5. ^ [a b] von Bloh, W.; Bounama, C.; Cuntz, M.; Franck, S. (2007). ”The Habitability of Super-Earths in Gliese 581” (på engelska). Astronomy & Astrophysics 476: sid. 1365–1371. doi:10.1051/0004-6361:20077939. ISSN 0004-6361. 
  6. ^ [a b] Selsis, F.; Kasting, J. F.; Levrard, B.; Paillet, J.; Ribas, I.; Delfosse, X. (2007). ”Habitable planets around the star Gliese 581?” (på engelska). Astronomy & Astrophysics 476: sid. 1373–1387. doi:10.1051/0004-6361:20078091. 
  7. ^ ”NASA telescope discovers Earth-like planet in star’s ‘habitable zone”. BNO News. 23 juli 2015. Arkiverad från originalet den 4 mars 2016. https://web.archive.org/web/20160304042706/http://bnonews.com/news/index.php/news/id961. Läst 26 juli 2024. 
  8. ^ NASA (23 juli 2015). ”NASA’s Kepler Mission Discovers Bigger, Older Cousin to Earth”. Pressmeddelande. Läst 23 juli 2015.
  9. ^ Jacob, W.S. (1855). ”On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 15: sid. 228. 
  10. ^ See, Thomas Jefferson Jackson (1896). ”Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body”. The Astronomical Journal 16: sid. 17. 
  11. ^ Sherrill, Thomas J. (1999). ”A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See”. Journal for the history of astronomy 30. http://www.shpltd.co.uk/jha.pdf. Läst 27 augusti 2007. 
  12. ^ van de Kamp, Peter (1969). ”Alternate dynamical analysis of Barnard's star”. The Astronomical Journal 74: sid. 757-759. http://adsabs.harvard.edu/abs/1969AJ.....74..757V. Läst 27 augusti 2007. 
  13. ^ Bailes, M.; Lyne, A.G.; Shemar, S.L. (1991). ”A planet orbiting the neutron star PSR1829-10”. Nature 352: sid. 311 – 313. http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v352/n6333/abs/352311a0.html. 
  14. ^ Lyne, A.G.; Bailes, M. (1992). ”No planet orbiting PS R1829-10”. Nature 355 (6357): sid. 213. http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v355/n6357/abs/355213b0.html. 
  15. ^ Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988). ”A search for substellar companions to solar-type stars”. Astrophysical Journal, Part 1 331: sid. 902 – 921. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1988ApJ...331..902C. 
  16. ^ Lawton, A. T.; Wright, P. (1989). ”A planetary system for Gamma Cephei?”. British Interplanetary Society, Journal 42: sid. 335 – 336. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1989JBIS...42..335L&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  17. ^ Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Yang, S. L. S.; Larson, A. (1992). ”Gamma Cephei - Rotation or planetary companion?”. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters 396 (2): sid. L91 – L94. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1992ApJ...396L..91W. 
  18. ^ Hatzes et al. (2003). ”A Planetary Companion to Gamma Cephei A”. The Astrophysical Journal 599 (2): sid. 1383 – 1394. https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0305110.pdf. 
  19. ^ Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992). ”A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12”. Nature 355: sid. 145 – 147. http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html. 
  20. ^ Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). ”A Jupiter-mass companion to a solar-type star”. Nature 378: sid. 355 – 359. http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html. 
  21. ^ Fischer, Debra A.; Howard, Andrew W.; Laughlin, Greg P.; Macintosh, Bruce; Mahadevan, Suvrath; Sahlmann, Johannes; Yee, Jennifer C. (2014). Beuther, Henrik; Klessen, Ralf S.; Dullemond, Cornelis P.; Henning, Thomas. red. Exoplanet detection techniques. Protostars and Planets. "VI". sid. 715-737 
  22. ^ Lemonick, M. D. (2013). ”The dawn of distant skies”. Scientific American (July): sid. 28-35. 
  23. ^ Ricker, G. R. et al. (2015). ”Transiting Exoplanet Survey Satellite”. Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems (SPIE) 1. 014003. https://www.spiedigitallibrary.org/journals/Journal-of-Astronomical-Telescopes-Instruments-and-Systems/volume-1/issue-01/014003/Transiting-Exoplanet-Survey-Satellite/10.1117/1.JATIS.1.1.014003.full?SSO=1. 
  24. ^ Winn, J. N. (2018). ”Shadows of other worlds”. Scientific American (Mars). 
  25. ^ Turning Planetary Theory Upside Down, ESO (2010-04-13)
  26. ^ ”First Direct Photo of Alien Planet Finally Confirmed” (på engelska). Space.com. space.com. 29 juni 2010. http://www.space.com/scienceastronomy/first-alien-planet-photographed-confirmed-100629.html. Läst 29 juni 2010. 
  27. ^ Billings, Lee (2015). ”In search of alien jupiters”. Scientific American (Augusti). 
  28. ^ Bruce Macintosh et al. (2014). ”First light of the Gemini Planet Imager”. PNAS 111: sid. 12661-12666. 
  29. ^ Bruno Leibundgut et al. (2015). ”SPHERE science verification”. The Messenger (159 March 2015): sid. 2-5. 
  30. ^ Angel, J. Roger P.; & Woolf, Neville J.; (1996). ”Searching for life on other planets”. Scientific American (April): sid. 46-52. 
  31. ^ Seager, S. & Deming, D., (2010). ”Exoplanet atmospheres”. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 48: sid. 631-672. 
  32. ^ Mamajek, E. E., et al. (2012). ”Planetary construction zones in occultation: Discovery of an extrasolar ring system transiting a young sun-like star and future prospects for detecting eclipses by circumsecondary and circumplanetary disks”. Astronomical Journal 143: sid. 72. 
  33. ^ Kenworthy, M. A. & Mamajek, E. E. (2015). ”Modeling giant extrasolar ring systems in eclipse and the case of J1407B: Sculpting by exomoons?”. Astrophysical Journal 800: sid. 126. 
  34. ^ Kenworthy, Matthew (2016). ”Rings of a Super Saturn”. Scientific American (January). 
  35. ^ Philippe Thebault m fl; Planet formation in the habitable zone of alpha Centauri B arXiv (nov 12008)
  36. ^ https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2007/48/aa7939-07/aa7939-07.html | The habitability of super-Earths in Gliese 581 W. von Bloh1, C. Bounama1, M. Cuntz2 and S. Franck1 | 23 October 2007

Externa länkar

[redigera | redigera wikitext]


Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=Exoplanet&oldid=55536250”