Planetes extrasolars

Planetes extrasolars

Un planeta extrasolar o exoplaneta 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-els. 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 d'AB Pictoris.

Image del descobriment del sistema de GJ 758, preses en HiCIAO en el telescopi Subaru en l'infrarroig propenc.(en el centre, enfosquida pel coronógrafo) i els seus tres planetes (b, c i d) que la 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 AIXÒ/A.-M. Lagrange et al.

Image del 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 d'HD 95086b per NACO del 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.

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 orbitals 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. 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, 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).

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.

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 %, en una temperatura estimada de 13 graus més que la Terra. KOI-4878.01, un candidat a planeta, posseïx un IST major (98 %). De confirmar-se la seua presència, seria un possible anàlec a la Terra.

Història

Descobriments retractats

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. 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». Les alegacions de deteccions d'exoplanetes s'han fet des d'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 orbitals 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 orbitals 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 orbitals 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. 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

Primera image directa confirmada d'un planeta extrasolar. La pren, reproduïda ací en fals color, va ser captada en l'infrarroig 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. 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 d'el XX. En l'actualitat existixen numerosos proyectes de les agències espacials NASA i EIXA 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). Les dos missions més importants fins al moment són la missió europea Corot, i la missió nortamericana Kepler, abdós utilisant el sistema de trànsits. Les ambicioses missions Darwin (EIXA) i TPF (NASA), ya cancelades, 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'I-ELT i el GMT, en capacitats menors i similar cost, pero en una vida útil molt superior.

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. 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 d'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.Per a 2023 s'han localisat ya més de 5300 exoplanetes.

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.

Métodos de detecció

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

Artícul principal → Velocitat radial.

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. 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

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 d'astrometría per a caracterisar un planeta descobert prèviament al voltant de l'estrela Gliese 876.

Trànsits

Artícul principal → Trànsit astronòmic.

Consistix en observar fotométricamente 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 d'HD209458b 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 han permés que la sonda Kepler, llançada en 2009 en un cost d'operació estimat en 600 millons de dólars, 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.

Variació en el temps de trànsit (VTT)

Archiu:201008-2a PlanetOrbits 16x9- Transit timing of 1-planet vs 2-planet systems.ogv Archiu:Animation of the planetary system around Sun-like star HD 10180.ogv

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. Este nou método és potencialment capaç de detectar planetes com la Terra o exolunas. 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

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.

Binaria eclipsante

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.

Els planetes Kepler-16b, Kepler-34b, i Kepler-35b són planetes circumbinarios detectats per este método.

Microlentes gravitacionals

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.

Destorbament gravitacionals en discs de pols

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 elogaritme de l'eix semi-major, mentres que l'eix vertical representa elogaritme 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 i d'un atre planeta orbitando l'estrela Fomalhaut (HD 216956). 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 d'acrecimiento. Detecció visual directa 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), 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. Nomenclatura El sistema utilisat en la lliteratura científica per a nomenar als planetes extrasolars és molt similar al sistema utilisat per a nomenar a estreles binarias. L'única modificació és que s'utilisen lletres minúscules per al planeta en lloc de lletres mayúscules que s'utilisen per a les estreles. La lletra minúscula es coloca despuix del nom de l'estrela, començant en la lletra «b» a partir del primer planeta trobat en el sistema (per eixemple, 51 Pegasi b); es bota la lletra «a» per a evitar qualsevol confusió en l'estrela primària. El següent planeta en el sistema s'etiqueta en la següent lletra de l'alfabet. Per eixemple, qualsevol planeta adicional trobat al voltant de 51 Pegasi seria catalogat com 51 Pegasi c i 51 Pegasi d, i aixina successivament. Si dos planetes es descobrixen al mateix temps, el més propenc a l'estrela se li assigna la lletra següent, seguit pel planeta més lluntà. En alguns casos un planeta ha segut trobat més prop de la seua estrela que atres planetes ya coneguts, per lo que l'orde de les lletres no seguix l'orde dels planetes des de l'estrela. Per eixemple, en el sistema 55 Cancri, el planeta més recentment descobert es coneix com 55 Cancri f, a pesar de que està més prop de l'estrela que 55 Cancri d. Fins a agost de 2010, la major lletra en us és «h», aplicada a dit planeta HD 10180 h. En 2020 es va descobrir Kepler-90i i va fer que Kepler-90 fora el sistema en més exoplanetes. Si un planeta gira al voltant d'un membre d'un sistema d'estreles múltiples, llavors, una lletra mayúscula per a l'estrela serà seguida per una lletra minúscula per al planeta. Els eixemples inclouen els planetes 16 Cygni Bb i 83 Leonis Bb. No obstant, si el planeta orbita l'estrela principal del sistema, i les estreles secundàries varen ser descobertes, ya siga despuix del planeta, o estan relativament llunt, de l'estrela primària i el planeta, llavors, la lletra mayúscula se sol ometre. Per eixemple, Tau Bootis b òrbita un sistema binario, pero perque l'estrela secundària, va ser descoberta despuix que el planeta i esta es troba molt llunt de l'estrela primària i el planeta, el terme «Tau Bootis Ab» s'usa molt infrecuentemente. Solament dos sistemes planetaris tenen planetes que es denominen de forma inusual. Abans del descobriment de 51 Pegasi b en 1995, dos planetes púlsares (PSR B1257 +12 B i PSR B1257 +12 C) varen ser descoberts a partir de les mides de radi de la seua estrela morta. Com no hi havia manera oficial de nomenar als planetes en el moment, se'ls va cridar «B» i «C», similar a com els planetes es denominen en l'actualitat. No obstant, es varen utilisar lletres mayúscules, provablement per la forma en que les estreles binarias són nomenades. Quan un tercer planeta va ser descobert, va ser designat PSR B1257 +12 A (simplement perque el planeta estava més prop que els atres dos). Per últim, varis planetes han rebut noms no oficials comparables als dels planetes en el sistema solar. Tal és el cas d'Osiris (HD 209458 b), Belerofonte (51 Pegasi b), i Matusalén (PSR B1620-26 b). l'Unió Astronòmica Internacional (UAI) actualment no té plans per a assignar oficialment noms d'este tipo als planetes extrasolars, tenint en conte que no seria pràctic. Definició la definició oficial de planeta de l'Unió Astronòmica Internacional (UAI) solament cobrix el sistema solar i per lo tant no assumix cap postura sobre els exoplanetes. Fins a abril de 2010, l'única declaració de definició emesa per l'Unió Astronòmica Internacional que pertany als exoplanetes és una definició de treball publicada en el 2001 i modificada en el 2003. Esta definició conté els següents criteris: En este artícul se seguix l'anterior definició de treball. Per lo tant, solament es parla de planetes que orbitan estreles o nanes marrons. (També hi ha hagut varis reportes de deteccions d'objectes de massa planetària, a voltes cridats «planetes errantes» que no orbitan qualsevol cos pare. Alguns d'estos poden haver pertanygut a un sistema planetari d'una estrela abans de ser expulsats d'ella.) No obstant, cal senyalar que la definició de treball de l'IAU no és universalment acceptada. Una sugerència alternativa és que els planetes deuen distinguir-se de les nanes marrons sobre la base de la formació. La creència generalisada és que els planetes jagants es formen a través de l'acreció del núcleu, i este procés a voltes pot produir planetes en masses per damunt dellindar de fusió del deuteri; planetes massius d'este tipo pot ser que ya troben segut observats. Este punt de vista també admet la possibilitat de sub-nanes marrons, que tenen masses planetàries, pero que es formen com les estreles pel colapse directe dels núvols de gas. Propietats generals Número d'estreles en planetes La majoria dels planetes extrasolars descoberts es troben a uns 300 anys llum del sistema solar. Els programes de busca de planetes han descobert planetes orbitando al voltant d'una fracció substancial de les estreles que han estudiat. No obstant, la fracció total d'estreles en planetes és incerta per efectes de selecció observacional. El método de velocitat radial i el método de trànsit (que entre ells són responsable de la gran majoria de les deteccions) són més sensibles als grans planetes en òrbites chicotetes. Per eixa raó, molts exoplanetes coneguts són del tipo «Júpiter calent»: planetes d'al voltant de la massa de Júpiter en òrbites molt chicotetes, en periodos de solament alguns dies. Ara se sap que entre 1 % a 1.5 % de les estreles com el Sol posseïxen eixe tipo de planeta, a on l'estrela pareguda al Sol es referix a qualsevol estrela de seqüència principal de classes espectrals F, G o K sense un companyer estelar propenc. El descobriment de planetes extrasolars ha intensificat l'interés en la possibilitat de vida extraterrestre. s'estima ademés que entre 3 % a 4.5 % d'estreles paregudes al Sol posseïxen un planeta jagant en un periodo orbital de 100 dies o menys, a on «planeta jagant» significa un planeta de per lo manco trenta masses de la terra. La fracció d'estreles en planetes més chicotets o més alluntats seguix sent difícil d'estimar. Extrapolando els resultats se sugerix que els planetes chicotets (en similar massa a la de la Terra) són més comunes que els planetes jagants. També sembla que els planetes en òrbites de gran tamany poden ser més comuns que els en chicotetes òrbites. D'acort en tal extrapolació, s'estima que potser el 20 % de les estreles paregudes al Sol tenen per lo manco un planeta jagant, mentres que per lo manco el 40 % poden tindre planetes de masses més baixes. Independentment de la fracció exacta de les estreles en planetes, el número total d'exoplanetes deu ser molt gran. Des de la nostra pròpia galàxia la Via Làctea té a lo manco 100 000 millons d'estreles, deuria també de contindre mils de millons de planetes si no centenars de mils de millons d'ells. En giner de 2013, els astrònoms del Centre Harvard-Smithsonian per a Astrofísica (CfA) varen utilisar senyes de Kepler per a estimar que «per lo manco 17 000 millons» d'exoplanetes del tamany de la Terra residixen en la Via Làctea. Per a novembre de 2014, les noves senyes varen elevar les estimacions a 40 000 millons d'exoplanetes terrestres orbitando a les seues estreles en la zona d'habitabilitat (11 000 millons d'ells entorn a cossos estelars similars al Sol). Característiques de les estreles que alberguen planetes La classificació espectral de Morgan-Keenan. La majoria dels exoplanetes coneguts orbitan estreles més o menys similars al nostre Sol, és dir, estreles de seqüència principal de categories espectrals F, G o K. Una raó és simplement que els programes de busca de planetes han tendit a concentrar-se en tals estreles. Pero inclús despuix de prendre açò en conte, l'anàlisis estadístic indica que les estreles de menor massa (nana roja, de categoria estelar M) són menys propenses a tindre planetes o tenen planetes que són ells mateixos de menor massa i per lo tant més difícils de detectar. Estreles de la categoria estelar A típicament giren molt ràpidament, lo que fa que siga molt difícil de medir els chicotets desplaçaments Doppler induïts per planetes en òrbita, ya que les llínees espectrals són molt àmplies. No obstant, este tipo d'estrela massiva finalment es convertix en una jaganta roja més freda que gira més llentament i per lo tant pot ser medit utilisant el método de la velocitat radial. A principis de 2011 s'havien trobat uns 30 planetes del tipo de Júpiter al voltant d'estreles K-jagantes com Pólux, Gamma Cephei i Iota Draconis. Estudis Doppler entorn a una gran varietat d'estreles indiquen que aproximadament 1 de cada 6 estreles que tenen el doble de la massa del Sol són orbitades per al voltant d'un o més planetes del tamany de Júpiter, front a 1 en 16 per a estreles similars al Sol, i solament 1 en 50 per a la classe M de nanes roges. Per una atra part, les busques de micro-lents indiquen que els planetes del tipo Neptú massius de llarc periodo es troben al voltant d'1 de cada 3 nanes M. Observacions recents del Telescopi Espacial Spitzer indiquen que les estreles de categoria estelar O, que són molt més calentes que el nostre Sol, produïxen un efecte de foto-evaporament que inhibix la formació planetària. Les estreles estan compostes principalment d'elements llaugers com l'hidrogen i l'heli. També contenen una chicoteta fracció d'elements més pesats com el ferro, i esta fracció es referix a la metalicidad d'una estrela. Estreles de més alta metalicidad són molt més propenses a tindre planetes i els planetes que tenen, tendixen a ser més massius que les d'estreles de menor metalicidad. El descobriment de planetes extrasolars ha intensificat l'interés en la possibilitat de la vida extraterrestre. Metalicidad Les estreles ordinàries es componen principalment dels elements llaugers com l'hidrogen i l'heli. També contenen una chicoteta proporció d'elements més pesats, i esta fracció es coneix com metalicidad d'una estrela (inclús si els elements no són metals en el sentit tradicional), denotat [m/h] i s'expressen en una escala logarítmica en la que zero és la metalicidad solar. Un estudi de 2012 de les senyes de la missió Kepler va descobrir que els planetes més chicotets en ràdios menors que el de Neptú es trobaven al voltant d'estreles en metalicidad en el ranc de -0.6 < [m/H] < +0.5 (des d'aproximadament quatre voltes menys que el Sol a tres voltes més que el Sol), mentres que els planetes més grans en la seua majoria es varen trobar al voltant d'estreles en metalicidad en l'extrem superior d'este ranc (en metalicidad solar i major). En este estudi, els planetes chicotets apareixien en una freqüència al voltant de tres voltes major que els grans planetes al voltant d'estreles de metalicidad superior a la del Sol, i sis voltes més per a estreles en menys metalicidad que el Sol. L'absència de jagantes gaseosos al voltant d'estreles de baixa metalicidad podria deure's a que la metalicidad dels discs protoplanetarios afecta a la velocitat en la que poden formar-se els núcleus planetaris i a l'acreció en forma d'envoltura gaseosa ans que es dissipe el gas. No obstant, Kepler solament pot observar planetes molt propencs a la seua estrela i els jagants gaseosos detectats provablement migraren des de més llunt, per lo que una disminució de l'eficiència de la migració en els discs de baixa metalicidad també podria explicar en part estos resultats. També s'ha demostrat que les estreles en planetes són més propenses a ser deficients en liti. Estreles múltiples La majoria dels planetes coneguts orbitan estreles individuals, pero alguns orbitan a un membre d'un sistema binario d'estreles, i varis planetes circumbinarios han segut descoberts que orbitan al voltant dels dos membres d'una estrela binaria. Alguns planetes en sistemes triples d'estreles són coneguts i un atre en el sistema cuádruple Kepler 64. Els resultats de Kepler indiquen que els sistemes planetaris circumbinarios són relativament comuns (fins a octubre de 2013, la nau espacial havia trobat sèt planetes des d'al voltant de 1000 binarias eclipsantes buscades). Una troballa desconcertante és que cap de les estreles binarias propenques buscades semblen tindre planetes eclipsantes. La mitat de les estreles té un periodo orbital de 2.7 dies o menys, pero cap dels binarios en planetes tenen un periodo de menys de 7.4 dies. Una atra troballa sorprenent de Kepler està que els planetes circumbinarios tendixen a orbitar les seues estreles propenques al radi crític d'inestabilitat (càlculs teòrics indiquen la distància mínima estable és més o menys dos a tres voltes el tamany de la separació de les estreles). Temperatura i composició Comparació de tamanys dels planetes en nasa. gov/centers/goddard/news/topstory/2007/earthsized_planets. htmldiferentscomposicions. D'esquerra a dreta, Planetes de pur ferro, Planetes de silicat, Planetes de carbono, Planetes de pura aigua, Planetes de pur monòxit de carbono, Planetes de pur hidrogen. És possible calcular la temperatura d'un exoplaneta basat en l'intensitat de la llum que rep de la seua estrela mare. Per eixemple, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb s'estima que té una temperatura superficial d'aproximadament –220 °C (aproximadament 50 K). No obstant, estes estimacions poden estar substancialment en un error perque depenen del albedo per lo general desconegut del planeta, i per factors tals com l'efecte hivernàcul poden introduir complicacions desconegudes. Pocs planetes han tingut la seua temperatura medida per l'observació de la variació en la radiació infrarroja a mida que el planeta es mou en la seua òrbita i es veu eclipsat per la seua estrela mare. Per eixemple, en el planeta HD 189733 b, s'ha trobat que té una temperatura mija de 1205 ± 9 K (932 ± 9 °C) en el seu costat diürn i 973 ± 33 K (700 ± 33 °C) en el seu costat nocturn. Si un planeta és detectable per tant la velocitat radial i els métodos de trànsit, llavors, la seua verdadera massa i la seua ràdio es poden medir i com a resultat es pot conéixer la densitat del planeta. Els planetes en baixa densitat es infieren a estar formats principalment per hidrogen i heli mentres que els planetes de densitat intermija es infiere que tenen l'aigua com un gran component. Un planeta d'alta densitat es creu que és rocós, com la Terra i els atres planetes terrestres del sistema solar. Les medicions espectroscópicas es poden utilisar per a estudiar la composició atmosfèrica d'un planeta en trànsit. D'esta manera s'han detectat en les atmòsfera de diferents exoplanetes: el vapor d'aigua, vapor de sodi, metà i diòxit de carbono. La tècnica possiblement podria descobrir característiques atmosfèriques que sugerixen la presència de la vida en un exoplaneta, pero eixe descobriment no ha segut fet encara. Una atra llínea d'informació sobre les atmòsfera exoplanetarias prové de les observacions de funcions orbitals de fase. Els planetes extrasolars tenen fases similars a les fases de la Lluna. En observar la variació exacta de lluentor en la fase, els astrònoms poden calcular els tamanys de les partícules en les atmòsfera de tals planetes. Per una atra part, la llum estelar es polarisa quan interactua en les molècules de l'atmòsfera, lo que podria ser detectat en un polarímetro. Fins ara, solament un planeta ha segut estudiat per este método. Distribució de massa Quan un planeta es troba pel método de la velocitat radial, el seu inclinament orbital i és desconeguda. El método no pot determinar la massa certa del planeta, sino que dona el seu massa mínima M sense i. En alguns casos un exoplaneta aparent en realitat pot ser un objecte més massiu, com una nana marró o nana roja. No obstant, estadísticament el factor de sensei pren un valor promig de π / 4≈0.785 i per lo tant la majoria dels planetes tenen masses certes, prou prop de la massa mínima. Per una atra part, si l'òrbita del planeta és casi perpendicular al cel (en un inclinament de prop de 90°), el planeta també pot ser detectat per mig del método del trànsit. L'inclinament a continuació, es donarà a conéixer, i es pot determinar la massa real del planeta. Ademés, les observacions astrométricas i les consideracions dinàmiques en sistemes de múltiples planetes a voltes poden ser usades per a restringir la massa real d'un planeta. La gran majoria dels exoplanetes detectats fins ara tenen masses elevades. Del total de tots els detectats fins a març de 2026, més del 90 % tenen més de dèu voltes la massa de la Terra. Molts són considerablement més massius que Júpiter, el planeta més massiu del sistema solar. No obstant, estes altes masses són en gran part per un efecte de selecció observacional: tots els métodos de detecció són molt més sensibles per al descobriment de planetes massius. Este biaix fa difícil'anàlisis estadístic, pero sembla que els planetes de massa baixa són en realitat més comunes que els de major massa a lo manco dins d'un ranc de masses ampli que inclou a tots els planetes jagants. Ademés, el fet de que els astrònoms han descobert varis centenars de planetes que són solament unes poques voltes més massius que la Terra, a pesar de la gran dificultat de detectar-els, indica que estos planetes són prou comuns. Els resultats dels primers 43 dies de la missió Kepler «impliquen que chicotets planetes candidats en periodos de menys de 30 dies són molt més comuns que els candidats a planetes grans en periodos de menys de 30 dies i que els descobriments fets des de terra estan mostrant la llarga distribució de tamanys». Una conferència dels investigadors del Proyecte Kepler en juliol de 2010 va evidenciar que la distribució de masses trobada en els planetes extrasolars és molt similar a la que observem en el nostre sistema solar, en gran cantitat de planetes de tamany similar al terrestre. Segons estes últimes senyes, les estimacions tiren uns 100 millons de planetes de tamany similar a la Terra solament en la nostra galàxia. Característiques físiques Representació artística d'un planeta extrasolar jagant en un satèlit similar a la Terra, en vasts oceans d'aigua. Durant els primers anys de descobriments de planetes extrasolars la majoria d'estos eren sistemes peculiars en periodos orbitals chicotets i òrbites excèntriques molt propenques a l'estrela central. El método de les velocitats radials favoria el descobriment de planetes jagants molt propencs a la seua estrela central, alguns d'ells en òrbites més chicotetes que l'òrbita de Mercurio. Estos planetes es diuen a voltes jupiteres calents. En els últims anys els astrònoms han pogut refinar els seus métodos trobant sistemes planetaris més semblats al nostre. No obstant, una fracció important dels sistemes planetaris posseïx planetes jagants en òrbites chicotetes, molt diferents al nostre sistema solar. Fins fa poc la detecció de planetes tipo terrestre semblava fòra de les capacitats tecnològiques actuals. En tot case la majoria de planetes extrasolars detectats fins a la data són jagantes gaseosos, en masses grans comparables a la de Júpiter encara que típicament més massius, per ser més fàcils de detectar. Recentment s'han descobert nous candidats planetaris en masses d'unes quinze voltes la massa terrestre, és dir, comparables a Neptú i també candidats en fins a dos voltes la massa de la Terra, que correspon a la categoria de supertierras. En els últims anys s'han detectat planetes en masses similars i inclús inferiors a la terrestre. Els objectes més massius i propencs a l'estrela principal han revolucionat les teories sobre formació planetària. Existix un cert consens sobre la formació d'estos planetes en òrbites més externes i la seua migració primerenca cap a les òrbites interiors. Esta migració està determinada per l'interacció gravitatoria en el disc circunestelar de material en el que es forma el planeta. En este apartat sembla haver una certa relació entre la metalicidad de l'estrela central i la presència de planetes. El planeta extrasolar HD 209458 b, també cridat Osiris, és un planeta del tipo Júpiter calent en la massa d'un jagant gaseós, pero orbitando molt prop de la seua estrela principal. El planeta passa per davant de la seua estrela periòdicament oferint trànsits en els que s'ha pogut obtindre una major informació sobre la seua òrbita, tamany i atmòsfera. Paràmetros orbitals La majoria dels planetes candidats extrasolars coneguts han segut descoberts usant métodos indirectes, per lo que solament es poden determinar alguns paràmetros físics i orbitals puntuals. Per eixemple, dels sis paràmetros elementals independents que definixen una òrbita, el método de velocitat radial pot determinar quatre: Semieje major, excentricitat, llongitut del periastro, i l'hora del periastro. Dos paràmetros seguixen sent desconeguts: inclinament i llongitut del nodo ascendent. Molts exoplanetes tenen òrbites en semiejes major, molt chicotetes, i estan molt més prop de la seua estrela mare que qualsevol atre planeta en el nostre sistema solar està del sol. Este fet, no obstant, es deu principalment a la selecció d'observació: El método de velocitat radial és més sensible a planetes en òrbites chicotetes. Els astrònoms varen quedar inicialment molt sorpresos per estos jupiteres calents, pero ara està clar que la majoria dels exoplanetes (o, a lo manco, la majoria dels exoplanetes de gran massa) tenen òrbites més grans, alguns ubicats en zones habitables, a on pot existir l'aigua líquida i la vida Sembla plausible que en la majoria dels sistemes exoplanetarios, hi ha un o dos planetes jagants en òrbites de dimensions comparables a les de Júpiter i Saturn del nostre propi sistema solar. l'excentricitat orbital és la mida de cuan elíptica (allargada) és una òrbita. La majoria dels exoplanetes en periodos orbitals curts (de 20 dies o menys) tenen òrbites casi circulares d'excentricitat molt baixa. Que es creu que és per la circularisació de marea un efecte en el que l'interacció gravitatoria entre dos cossos reduïx gradualment la seua excentricitat orbital. Pel contrari, la majoria dels exoplanetes coneguts en periodos orbitals més llarcs tenen òrbites molt excèntriques. Açò no és un efecte de selecció observacional ya que un planeta pot ser detectat d'igual manera en independència de l'excentricitat de la seua òrbita. La prevalença de les òrbites elíptiques és un gran enigma, ya que les teories actuals de formació planetària sugerixen fortament que els planetes deuen formar-se en òrbites circulares (és dir, no excèntriques). Una teoria és que els companyers chicotets, com les nanes T (nana marró que conté metà) es poden ocultar en els sistemes planetaris i poden causar que les òrbites dels planetes siguen extremes. La prevalença d'òrbites excèntriques també pot indicar que el nostre sistema solar és alguna cosa inusual, ya que tots els seus planetes en excepció de Mercurio tenen òrbites casi circulares. No obstant, s'ha sugerit que alguns dels alts valors d'excentricitat divulgats per als exoplanetes poden ser sobrestimaciones, des de que la demostració feta en simulacions mostra que moltes observacions són també consistents en dos planetes en òrbites circulares. Els planetes divulgats com a planetes únics moderadament excèntrics tenen una possibilitat del 15 % de ser part d'una parella. Esta interpretació és especialment provable si els dos planetes orbitan en una resonància del 2:1. Un grup d'astrònoms ha conclós que «(1) al voltant del 35 % de les solucions excèntriques publicades per a un sol planeta són estadísticament indistinguibles de sistemes planetaris en resonància orbital del 2:1, (2) un atre 40 % no es pot distinguir estadísticament d'una solució orbital circular» i «(3) els planetes en masses comparables a la terra es podrien ocultar en les solucions orbitals conegudes de planetes en masses de super-Terres excèntriques i de Neptú». Per mig de la combinació de medicions de velocitat astrométricas i radial, s'ha constatat que, a diferència del sistema solar, els planetes no deuen moure's necessàriament en òrbites en el mateix pla orbital al voltant de la seua estrela, pero poden tindre inclinaments molt dispars. S'ha trobat que varis Júpiter calents tenen l'òrbita retrògrada i açò posa en dubte les teories sobre la formació dels sistemes planetaris. Per mig de la combinació de noves observacions en les senyes antigues es va trobar que més de la mitat de tots els «Júpiter calents» estudiats tenen òrbites que estan desalineades en l'eix de rotació de les seues estreles, i sis exoplanetes en este estudi tenen moviment retrògrat. Preguntes sense resposta Moltes preguntes sense resposta seguixen sobre les propietats dels exoplanetes, com els detalls de la seua composició i la provabilitat de posseir llunes. Una atra qüestió és si podrien albergar vida. Varis planetes tenen òrbites en la zona habitable de la seua estrela mare a on deu ser possible que les condicions similars a la Terra prevalguen. La majoria dels planetes són jagants similars a Júpiter més que del tamany de la Terra, i si estos planetes tenen grans llunes, els satèlits podrien ser una morada més plausible per a la vida. S'han realisat varis càlculs de quants planetes podrien albergar vida senzilla o inclús vida inteligent. Per eixemple, Alan Boss del Institut Carnegie de Ciències estima que pot haver cent mil millons de planetes terrestres en nostra Via Làctea, molts d'ells en formes de vida simple. Aixina mateix, creu que podria haver mils de civilisacions en la nostra galàxia. Un treball recent de Duncan Forgan de l'Universitat d'Edimburc també ha tractat de calcular el número de civilisacions inteligents en la nostra galàxia. L'investigació sugerix que podria haver mils d'ells. No obstant, per la gran incertitut sobre l'orige i desenroll de la vida i l'inteligència, totes les estimacions es deuen considerar extremadament especulatives. Aparte de l'hipòtesis d'una civilisació extraterrestre que estiga emetent senyals de gran alcanç, la detecció de vida en distàncies interestelares és una tasca tècnica tremendament difícil que no serà factible en molts anys, encara si eixe tipo de vida és habitual. Classificació d'exoplanetes Els científics, de primera instància, classifiquen als exoplanetes basant-se en les seues masses. En térmens generals esta classificació, que va de menor a major massa, són les terres, supertierras, neptunianos i jagantes gaseosos. A cada categoria els científics han teorizado les seues característiques sobre la base de les seues temperatures. Classificació per massa Les terres són exoplanetes que van des de les 0.5 masses a les dos masses terrestres i les supertierras són planetes entre dos a dèu voltes la massa de la Terra. Els neptunianos varien entre les 10 a 50 masses terrestres i els jagants gaseosos es classifiquen des de les 50 masses terrestres (aproximadament la mitat de la massa de Saturn) fins a dotze voltes la massa de Júpiter aproximadament. Objectes orbitando estreles per dalt de les dotze masses jovianas fins a les huitanta masses jovianas es consideren nanes marró i objectes per baix de les 0.5 masses terrestres es consideren subtierras, mercurianos i asteroides. Classificació per temperatura Dins de cada categoria han existit esforços per sub-classificar a estos mateixos en base en les seues temperatures o rodalies a les seues estreles. Aixina que per als jagants gaseosos s'ha creat la classificació de Sudarsky per a planetes jagants, per als neptunianos la classificació de neptunos calentes i neptunos frets i per a les terres i supertierras la classificació tèrmica d'habitabilitat planetària. La classificació per temperatura en planetes en òrbites excèntriques al voltant de les seues estreles és més dificultosa lloc que les seues característiques i apariència poden vore's molt afectades conforme recórreguen les trayectòries d'estes òrbites, oscilant entre calorosos estius i gèlits hiverns. Classificació per massa Fredor (menor a -100 °C) Fredor (-100 a -50 °C) Mija baixa (-50 a 0 °C) Mija (0 a 50 °C) Mija alta (50 a 100 °C) Calents (100 a 600 °C) Calents (600 A 1100 °C) Calents (major a 1100 °C) Temperatura Variable Jovianos (50 M⊕ ‑ 12 MJ) Classe I: Núvols d'amoniaco Classe II: Núvols d'aigua en núvols d'amoniaco en els pols Classe II: Núvols d'aigua Classe II: Núvols d'aigua Classe III: Rebujats en núvols d'aigua i sulfur en els pols Classe III: Rebujats Classe IV: Núvols de metals alcalinos Classe V: Núvols de silicat Joviano excèntric Neptunianos (10 M⊕ - 50 M⊕) Neptú fret Neptú fret Neptú en zona habitable Neptú en zona habitable Neptú en zona habitable Neptú calent Neptú calent Neptú calent Neptú excèntric Minineptunos (5 M⊕ - 10 M⊕) Minineptuno fret Minineptuno fret Planeta hicéano Planeta hicéano Planeta hicéano Minineptuno calent Minineptuno calent Minineptuno calent Minineptuno excèntric Planeta oceà (2 M⊕ ‑ 5 M⊕) Planeta de gèl Planeta de gèl Planeta oceà habitable Planeta oceà habitable Planeta oceà habitable Sense eixemple clar Sense eixemple clar Sense eixemple clar Oceànic excèntric Supertierras (Per dalt de 2 M⊕) Hipopsicroplaneta Hipopsicroplaneta Psicroplaneta Mesoplaneta Termoplaneta Hipertermoplaneta Hipertermoplaneta Planeta de lava Supertierra excèntrica Terres (0.5 M⊕ ‑ 2 M⊕) Hipopsicroplaneta Hipopsicroplaneta Psicroplaneta Mesoplaneta Termoplaneta Hipertermoplaneta Hipertermoplaneta Planeta de lava Terra excèntrica Classificació per composició Per a planetes entre les 2 a 10 masses terrestres s'ha fet un esforç teòric per a distinguir entre planetes sòlits (supertierras), planetes líquits (planeta oceà) i planetes nanos gaseosos (minineptunos). Per a resoldre estos dubtes s'utilisa anàlisis espectral i de densitat en exoplanetes que estan en trànsit entre l'observador i la seua estrela. Per a distinguir la varietat de minineptunos d'atres tipos és per mig de la troballa o no de gasos com a hidrogen o heli en anàlisis espectrals i distinguir-els d'atres components. Durant 2004 Christophe Sotin i un equip de colaboradors de França teorizaron que planetes entre les 2 a 10 masses terrestres incrementaven la seua proporció de gèl o líquits en comparació als seus components rocosos, sent molts d'estos planetes oceànics. Per a planetes entre 6 a 8 masses terrestres la proporció de gèl o líquits en la roca és aproximadament del 50 %. Entre les 5 a 10 masses terrestres o per dalt de dos voltes el diàmetro de la terra els cossos planetaris atrauen activament hidrogen o heli per a convertir-se en minineptunos o, si estan en zona habitable, planetes hicéano. Ademés d'una classificació tèrmica, la classificació de Sudarsky per a planetes jagants és una classificació sobre la composició per a jagantes gaseosos. Esta classificació teoriza la composició de planetes gaseosos en temperatures distintes a les presentades en els jagants del nostre sistema solar. S'ha confirmat, per mig d'anàlisis espectral, la presència de metals alcalinos o de silicat en jovianos calents, deduint aixina els seus molt provables apariències com WASP-96b, Kepler-7b o HD 189733 b. Abundància de cada tipo el sistema solar conta en dos subtierras, dos terres, dos jagants gaseosos classe I (jovianos frets) i dos neptunianos frets, no obstant, al marge de les troballes de la tecnologia actual se li considera atípic lloc que molts sistemes planetaris té jovianos calents i neptunianos calents i dos terços dels exoplanetes trobats són supertierras i minineptunos i cap d'estos es troben en el nostre sistema. Per esta mateixa limitante tecnològica és més difícil trobar planetes en òrbites àmplies que pogueren ser neptunos fredor, hipopsicroplanetas i psicroplanetas i per això el menor número de troballes d'este tipo de planetes. Atres classificacions Per un atre costat, es pensa que molts planetes puguen tindre superfícies líquides en lloc de superfícies sòlides o gaseoses aixina com atres característiques distintives i peculiars: Planetes púlsar Planeta de carbono Megatierra Planeta ctònic Planeta doble Anàlec a la Terra Planeta de lava Planeta d'heli Planeta de ferro Planeta sense núcleu Planeta circumbinario Descobriments notables Cantitat d'exoplanetes descoberts: 4177. 1988 Gamma Cephei Ab: Les variacions de velocitat radial de l'estrela Gamma Cephei varen ser anunciats en 1988, consistent en un planeta en una òrbita de 2.5 anys. No obstant la classificació errònea de l'estrela com una estrela jaganta junt en una subestimación de l'òrbita de la binaria Gamma Cephei que implicava que l'òrbita del planeta seria inestable, va dur a que l'existència del planeta es considerara com un artefacte de la rotació estelar. El planeta no va ser confirmat fins al 2002. 1989 HD 114762 b: Este objecte té una massa mínima d'11 voltes la massa de Júpiter i té una òrbita de 89 dies. En el moment del seu descobriment va ser considerat com una provable nana marró, encara que posteriorment ha segut inclosa en els catàlecs dels planetes extrasolars. 1992 Lich: El primer descobriment de planetes extrasolars confirmats es va fer quan un sistema de planetes de massa terrestre es va anunciar en estar presents al voltant del púlsar de milisegons PSR B1257+12. 1995 Dimidio: El primer descobriment confirmat d'un planeta al voltant d'una estrela del tipo solar, un Júpiter calent en una òrbita de 4.2 dies. 1996 47 Ursae Majoris b: Este planeta similar a Júpiter va ser el primer planeta de llarc periodo descobert, orbitando a 2.11 ua de l'estrela en una excentricitat de 0.049. Hi ha un segon companyer que orbita a 3.39 ua, en l'excentricitat de 0.220 ± 0.028 i un periodo de 2190 ± 460 dies. 1998 Gliese 876 b: El primer planeta descobert que orbita al voltant d'una estrela nana roja (Gliese 876). La seua òrbita és més propenca a l'estrela que Mercurio és del Sol. Més planetes han segut descoberts posteriorment prop de l'estrela. 1999 Upsilon Andromedae: El primer sistema planetari múltiple en ser descobert entorn a una estrela de seqüència principal. Conté tres planetes, tots els quals són similars a Júpiter. Els planetes b, c, d es varen anunciar en 1996 i 1999, respectivament. Les seues masses són 0.687, 1.97, i 3.93 MJ; que orbitan a 0.0595, 0.830, i 2.54 ua, respectivament. En 2007, els seus inclinaments es varen determinar com no coplanares. HD 209458 b: Este exoplaneta, descobert originalment pel método de la velocitat radial, es va convertir en el primer exoplaneta en ser vist transitant la seua estrela mare. La detecció del trànsit va confirmar de manera concloent l'existència dels planetes sospitosos de ser responsables de les medicions de velocitat radial. 2001 HD 209458 b: Els astrònoms usant el telescopi espacial Hubble varen anunciar que havien detectat l'atmòsfera d'HD 209458 b. Varen trobar la firma espectroscópica del sodi en l'atmòsfera, pero a una intensitat menor de lo esperat, lo que sugerix que els núvols alts enfosquixen les capes atmosfèriques inferiors. En 2008, l'albedo de la capa de núvols es va medir, i la seua estructura està modelada com estratosférica. Iota Draconis b: El primer planeta descobert al voltant de la jagantesca estrela Iota Draconis, una jaganta taronja. Açò proporciona evidència de la supervivència i el comportament dels sistemes planetaris al voltant d'estreles jagantes. Les estreles jagantes tenen pulsacions que poden imitar la presència de planetes. El planeta és molt massiu i té una òrbita molt excèntrica. La seua òrbita al voltant de la seua estrela és en promig un 27.5 % més lluntana que la terra del Sol. En 2008 l'orige del sistema es remonta al cúmul d'Híades, junt a Epsilon Tauri. 2003 PSR B1620-26c: El 10 de juliol, utilisant informació obtinguda pel Telescopi Espacial Hubble, un equip de científics liderat per Steinn Sigurdsson va confirmar el planeta extrasolar més antic fins ara. El planeta es troba en el cúmul d'estreles globular M4, a uns 5600 anys llum de la Terra en la constelació d'Escorpio Este és un dels tres planetes coneguts que orbitan al voltant d'una estrela binaria, una de les estreles en el sistema binario és un pulsar i l'atra és una nana blanca. El planeta té una massa dos voltes la de Júpiter, i s'estima que té uns 12 700 millons d'anys. 2004 Mu Arae c: En agost, un planeta que orbita Mu Arae, en una massa d'aproximadament 14 voltes la de la Terra va ser descobert en l'espectrógraf HARPS del Observatori Europeu del Sur. Depenent de la seua composició, és el primer publicat «Neptú calent» o «súper-Terra» 2M1207 b: El primer planeta trobat al voltant d'una nana marró. El planeta és també el primer en ser fotografiat directament (en l'infrarroig). D'acort en una estimació inicial, té una massa de cinc voltes la de Júpiter; atres estimacions donen masses llaugerament menors. Es va estimar inicialment a l'òrbita en 55 ua de la nana marró. La nana marró és solament 25 voltes més massiu que Júpiter. La temperatura del planeta jagant de gas és molt alta (1250 K), sobretot per la contracció gravitacional. A fins de 2005, els paràmetros varen ser revisats per al radi de l'òrbita en 41 ua, en una massa de 3.3 Júpiters perque es va descobrir que el sistema està més prop de la Terra de lo que es creïa originalment. En el 2006, va ser trobat un disc de pols al voltant de 2M1207, proporcionant evidència d'activa formació planetària. 2005 TRES-1 i HD 209458b: El 22 de març, dos grups varen anunciar la primera detecció directa de llum emesa per exoplanetes, conseguit en el Telescopi Espacial Spitzer. Estos estudis permeten l'estudi directe de la temperatura i l'estructura de les atmòsfera planetàries. Gliese 876 d: El 13 de juny, un tercer planeta orbitando l'estrela nana roja Gliese 876 va ser anunciat. En una massa estimada en 7.5 voltes la de la Terra, pot ser rocós en la seua composició. El planeta orbita a 0.021 ua en un periodo d'1.94 dies. HD 149026 b: L'1 de juliol, un planeta en el major núcleu conegut va ser anunciat. El planeta, HD 149026 b, orbita l'estrela HD 149026, i té un núcleu que es va estimar llavors en 70 masses terrestres (fins al 2008, 80-110), representant a lo manco dos terços de la massa del planeta. 2006 OGLE-2005-BLG-390Lb: El 25 de giner, el descobriment d'OGLE-2005-BLG-390Lb va ser anunciat. Est és el més distant i provablement el més fret exoplaneta trobat fins a la data. Es creu que orbita una estrela nana roja a al voltant de 21 500 anys llum de la Terra, cap al centre de la Via Làctea. Va ser descobert usant un micro-lent gravitatorio, i s'estima que tenen una massa de 5.5 voltes la de la Terra. Abans d'este descobriment, dels pocs exoplanetes coneguts en masses relativament reduïdes solament s'havien descobert en òrbites molt propenques a les seues estreles mare, pero este planeta s'estima que té una separació relativament àmplia de 2.6 ua de la seua estrela mare. HD 69830: Té un sistema planetari en tres planetes de la massa de Neptú. És el primer sistema planetari triple sense cap tipo de planetes similars a Júpiter descobert al voltant d'una estrela similar al Sol. Els tres planetes varen ser anunciats el 18 de maig per Lovis. Tots els tres orbitan dins de 1 ua. Els planetes, b, c i d tenen masses de 10, 12 i 18 voltes la de la Terra, respectivament. El planeta més exterior, d, sembla estar en la zona habitable, en pastoreig del cinturó d'asteroides. 2007 HD 209458 b i HD 189733 b: El 21 de febrer, la NASA i el jornal Nature varen publicar la notícia de que HD 209458 b i HD 189733 b varen ser els dos primers planetes extrasolars en tindre els seus espectres atmosfèrics observats directament. Açò ha segut vist des de fa molt com el primer mecanisme pel qual formes de vida extrasolar no inteligent podrien ser buscades. Un grup d'investigadors dirigit per Jeremy Richardson, de la NASA del Centre de vol espacial Goddard varen ser els primers en la publicació, en la tirada del 22 de febrer de la revista Nature. Richardson et al. varen medir espectralmente l'atmòsfera d'HD 209458 b en el ranc de 7.5 a 13.2 micrómetros. Els resultats varen desafiar les expectatives teòriques de vàries maneres. En l'espectre s'havia previst tindre un pico a 10 micrómetros lo que haguera indicat vapor d'aigua en l'atmòsfera, pero este pico estava absent, indicant que no hi ha vapor d'aigua detectable. Un atre pico, imprevist, es va observar als 9.65 micrómetros, que els investigadors atribuïxen a núvols de pols de silicat, un fenomen no observat prèviament. Un atre pique imprevist va ocórrer a les 7.78 micrómetros, que els investigadors no tenen una explicació. Un equip dirigit per Carl Grillmair de Spitzer Science Center de la NASA va fer les observacions d'HD 189733 b, i els seus resultats estaven a l'espera de publicació en «Astrophysical Journaletters» en el moment del comunicat de prensa. L'11 de juliol de 2007, els resultats pel Spitzer Science Center varen ser publicats en Nature: chafades espectrals de vapor d'aigua varen ser trobats pel telescopi espacial Spitzer, lo que representa la primera evidència sòlida d'aigua en un planeta extrasolar. Gliese 581 c: Un equip d'astrònoms liderat per Stephane Udry va utilisar l'instrument HARPS en el telescopi de 3.6 metros del Observatori Europeu del Sur per a descobrir este exoplaneta per mig del método de velocitat radial L'equip va calcular que el planeta podria soportar aigua líquida i possiblement vida. No obstant, estudis posteriors d'habitabilitat indiquen que el planeta provablement sofrix d'un efecte hivernàcul similar al de Venus, fent que la presència d'aigua líquida siga impossible. Estos estudis sugerixen que el tercer planeta en el sistema, Gliese 581 d, és més provable que siga habitable. Seth Shostak, astrònom sénior de l'Institut SETI, va declarar que dos busques infructuoses ya s'havien realisat per senyals de radi d'inteligència extraterrestre en el sistema Gliese 581. Gliese 436 b: Este planeta va ser un dels primers planetes descoberts de la massa de Neptú, en agost de 2004. En maig de 2007, es va trobar un trànsit, revelat com el planeta més chicotet i menys massiu que transita fins ara, sent 22 voltes la massa de la Terra. La seua densitat és consistent en un gran núcleu d'una forma exòtica d'aigua sòlida cridada «gèl calent», la que existix, a pesar de les altes temperatures del planeta, per la gravetat del planeta que fa que l'aigua siga extremadament densa. TRES-4: L'exoplaneta del diàmetro més gran i de la més baixa densitat fins a la data, TRES-4 té 1.7 voltes el diàmetro de Júpiter, pero solament 0.84 voltes la seua massa, donant-li una densitat de sol 0.2 grams per centímetro cúbic, aproximadament la mateixa densitat que la fusta bassa. Òrbita a la seua primària de prop i és per tant molt calent, pero el calfament estelar per sí solament no sembla explicar el seu gran tamany. 2008 OGLE-2006-BLG-109Lb i OGLE-2006-BLG-109Lc: El 14 de febrer, el descobriment del, fins ara, sistema planetari més similar al sistema Júpiter-Saturn va ser anunciat, en les proporcions de la massa, la distància a la seua estrela i temps orbital similar a la de Júpiter-Saturn. Açò pot ser important per a la possible vida en un sistema solar com Júpiter i Saturn tenen un efecte estabilisador de la zona habitable agranant grans asteroides de la zona habitable. HD 189733 b: El 20 de març, estudis de seguiment al primer dels anàlisis espectrals d'un planeta extrasolar es varen publicar en la revista científica Nature, anunciant evidència d'una molècula orgànica trobada en un planeta extrasolar per primera volta. En 2007 el vapor d'aigua es va detectar ya en l'espectre d'HD 189733 b, pero nous anàlisis varen mostrar no sol vapor d'aigua, pero també metà existent en l'atmòsfera del planeta jagant gaseós. Encara que les condicions en HD 189733 b són molt difícils per a albergar vida, seguix sent la primera volta que una molècula clau per a la vida orgànica es troba en un planeta extrasolar. HD 40307: El 16 de juny Michel Mayor, va anunciar un sistema planetari confirmat, en tres súper-Terras orbitando esta estrela de tipo K. Les seues masses són d'entre 4 i 9 masses de la Terra i en periodos de 4 a 20 dies. S'especula que este podria ser el primer sistema multi-planetari sense cap tipo de jagants gaseosos coneguts. No obstant, en un estudi de 2009 de les estabilitat dinàmiques i interaccions de marea entre els planetes i la seua estrela indica que els tres planetes són gaseosos. Els tres varen ser descoberts per l'espectrógraf HARPS en La Cadira, Chile. Estos tres móns estaven entre els sèt primers confirmats d'un grup de 45 candidats a planetes detectats per l'espectrógraf HARPS el 28 de maig de 2008. Els descobriments representen un important aument en el número conegut de súper-Terres. Basats en açò, ara els astrònoms sugerixen que tals planetes de baixa massa poden superar numèricament als planetes similars a Júpiter per 3 a 1. Si be es necessiten més senyes per a confirmar als restants candidats, alguns mijos de comunicació varen arreplegar la notícia. 1RXS J160929.1-210524: En setembre, un objecte va ser fotografiat en el infrarroig a una separació de 330AU d'esta estrela. Més vesprada, en juny de 2010, l'objecte va ser confirmat com un planeta companyer de l'estrela, en lloc d'un objecte de fondo alineat a l'encert. Fomalhaut b: El 13 de novembre, la NASA i elaboratori Nacionalawrence Livermore varen anunciar el descobriment d'un planeta extrasolar que orbita just dins del anell d'enrunes de l'estrela de la classe A Fomalhaut (alfa Austrini Piscis). Est va ser el primer planeta extrasolar, en ser directament fotografiat per un telescopi òptic. La massa de Fomalhaut b s'estima en 3 voltes la massa de Júpiter. Sobre la base de la lluentor inesperada del planeta en llongituts d'ona visibles, l'equip del descobriment sospita que està rodejat pel seu propi disc gran o anell que pot ser un sistema de satèlits en el procés de formació. HR 8799: El 13 de novembre, el mateix dia que Fomalhaut b, el descobriment de tres planetes que orbitan HR 8799 va ser anunciat. Esta va ser la primera image directa de múltiples planetes. Christian Marois del Consell Nacional d'Investigació de Canadà de l'Institut Herzberg d'Astrofísica i el seu equip varen utilisar el telescopi Keck i Gemini en Hawái. Les imàgens de Gemini varen permetre a l'equip internacional fer el descobriment inicial de dos dels planetes en les senyes obtingudes el 17 d'octubre de 2007. Després, el 25 d'octubre de 2007, i en l'estiu de 2008, l'equip va confirmar este descobriment i varen trobar un tercer planeta orbitando encara més prop de l'estrela en imàgens obtingudes pel telescopi Keck II. Una revisió de les senyes antigues, preses en el 2004 en el telescopi Keck II va revelar que els tres planetes eren visibles en estes imàgens. Les seues masses i la separació és d'aproximadament 10 MJ 24 ua, 10 MJ 38 ua i 7 MJ 68 ua. 2009 COROT-7b: El 3 de febrer, l'Agència Espacial Europea va anunciar el descobriment d'un planeta que orbita l'estrela COROT-7. Encara que el planeta orbita la seua estrela a una distància inferior a 0.02 ua, el seu diàmetro s'estima en al voltant d'1.7 voltes la de la Terra, per lo que és la més chicoteta súper-Terra mida. Per l'extrema rodalia en la seua estrela mare, es creu que té una superfície fosa a una temperatura de 1000-1500 °C. Va ser descobert pel satèlit COROT francés. Gliese 581 i: El 21 d'abril, l'Observatori Europeu del Sur va anunciar el descobriment d'un quart planeta que orbita l'estrela Gliese 581. El planeta orbita la seua estrela mare a una distància de menys de 0.03 ua i té una massa mínima estimada en 1.9 voltes la de la Terra. A partir de giner de 2010, est és el més llauger planeta extrasolar conegut en òrbita d'una estrela de seqüència principal. 30 planetes: El 19 d'octubre, es va anunciar que 30 nous planetes varen ser descoberts, tots varen ser detectats pel método de la velocitat radial. És el major número planetes anunciat en un sol dia. Octubre de 2009 ostenta ara el récort de la major cantitat de planetes descoberts en un més, trencant el récort establit en juny de 2002 i agost de 2009, durant el qual 17 planetes varen ser descoberts. 61 Virginis i HD 1461: El 14 de decembre, tres planetes (un és una súper-Terra i dos planetes són de la massa de Neptú) varen ser descoberts. També un planeta súper-Terra i dos planetes sense confirmar al voltant d'HD 1461 varen ser descoberts. Estos descobriments indiquen que els planetes de baixa massa que orbitan al voltant d'estreles propenques són molt comunes. 61 Virginis és la primera estrela com el Sol en albergar als planetes súper-Terra. GJ 1214 b: El 16 de decembre, un planeta super-Terra va ser descobert pel método del trànsit. La determinació de la densitat de la massa i el radi sugerixen que este planeta puga ser un planeta oceà integrat per aigua en un 75 % i de roca en un 25 %. Alguna cosa de l'aigua en este planeta deu estar en la forma exòtica del gele VII. Est és el primer planeta descobert pel proyecte MEarth, que s'utilisa per a buscar trànsits de planetes súper-Terra creuant la cara de les estreles del tipo M. 2010 HD 156668 b: El 7 de giner, un segon planeta menys massiu va ser descobert pel método de velocitat radial al voltant d'una estrela en la segona menor oscilació estelar de 2.2 m/s. Este planeta té una massa 3.1 voltes la massa terrestre, que és prop del doble de la massa de Gliese 581 i i orbita l'estrela a una distància de 0.0211 ua. HR 8799 c: El 13 de giner, l'espectre directe d'este planeta va ser observat pel VLT ubicat en l'Observatori Paranal, fent d'este exoplaneta el primer en ser estudiat per mig d'un espectre obtingut directament a diferència de la transmissió espectroscópica realisada en els exoplanetes en trànsit. 47 Ursae Majoris d: El 6 de març, un jagant gaseós com Júpiter, en el més llarc periodo orbital conegut de qualsevol planeta extrasolar detectat a través de la velocitat radial. Orbita a la seua estrela a una distància similar a Saturn en el nostre sistema solar en el seu periodo orbital que dura uns 38 anys terrestres. COROT-9b: El 17 de març, el primer planeta en trànsit templat va ser descobert per COROT. Serà el primer planeta templat en tindre estudiada la seua naturalea en detalle. Este planeta tarda 95 dies en orbitar l'estrela a una distància de periastro de 0.36 ua, que és el més llarc acostament a la seua estrela de tots els planetes en trànsit. Este planeta pot tindre aigua líquida en el seu interior. Beta Pictoris b: El 10 de juny, per primera volta, els astrònoms han segut capaços de seguir directament el moviment d'un exoplaneta, a mida que es mou a l'atre costat de la seua estrela amfitriona. El planeta té l'òrbita més chicoteta fins a la data de tots els exoplanetes directament fotografiats, situant-se tan prop de la seua estrela com Saturn del sol. HD 209458 b: El 23 de juny de 2010, els astrònoms varen anunciar que han medit per primera volta una supertormenta en l'atmòsfera d'HD 209458 b. Les observacions de molt alta precisió fetes pel Very Large Telescope d'AIXÒ i el seu poderós espectrógraf CRIRES de gas de monòxit de carbono demostra que es transmet a una gran velocitat des del costat diürn extremadament calent al costat nocturn més fret del planeta. Les observacions també varen permetre una atra emocionant «primera» - la medició de la velocitat orbital del propi exoplaneta, proporcionant una determinació directa de la seua massa. HD 10180: El 24 d'agost, astrònoms que usen l'instrument HARPS d'AIXÒ, líder a nivell mundial han descobert un sistema planetari en un màxim de sèt planetes orbitando una estrela similar al Sol en a lo manco cinc planetes confirmats, i proves molt tentadoras de dos planetes més, un dels quals tindria la menor massa que s'ha trobat fins ara. Ademés, hi ha proves de que les distàncies dels planetes des de la seua estrela seguixen un patró regular, açò també és vist en el nostre sistema solar. Gliese 581 g: Va ser descobert en setembre de 2010 i es creu que és el planeta més semblat a la Terra descobert fins a la data. El planeta va ser detectat per mig de medicions de la velocitat radial combinant 11 anys de senyes de l'instrument HIRES del telescopi Keck 1 i l'instrument HARPS del telescopi de 3.6 metros d'AIXÒ en l'Observatori de la Cadira, Chile. El planeta es troba prop de la mitat de la zona habitable (coneguda també com «Ricitos d'Or») de la seua estrela mare, i la presència d'aigua líquida es considera una forta possibilitat. El descobriment de Gliese 581 g es va anunciar a finals de setembre de 2010 i es creu que és el primer planeta ricitos d'or que s'ha trobat, és el planeta més semblat a la Terra, i el millor exoplaneta candidat en el potencial d'albergar vida trobat fins a la data. 2011 Kepler-11: Es va anunciar el 2 de febrer. És una estrela similar al Sol en un sistema d'a lo manco sis exoplanetes en òrbites de periodo curts. Està en la direcció de la constelació de Cygnus i prop de 2000 anys llum de distància. Va ser descobert pel Telescopi Espacial Kepler. Els planetes es varen nomenar alfabéticamente, començant pel més intern: Kepler-11b, Kepler-11c, Kepler-11d, Kepler-11i, Kepler-11f, Kepler-11g. Kepler-64b El planeta va ser descobert per dos astrònoms aficionats pertanyents al proyecte Planet Hunters. Confirmat en el 2012 Kepler-22b: Es va anunciar el 5 de decembre. Pel moment, es desconeix la composició de la seua massa i superfície. Si la seua densitat fora semblada a la de la Terra (5.52 g/cm3) la seua massa equivaldria a la de 13.8 Terres, mentres que la gravetat de la superfície seria 2.4 voltes major que la del nostre planeta. Si el planeta Kepler-22b tinguera la densitat de l'aigua (1 g/cm3) llavors la seua massa seria 2.5 voltes la de la Terra i la seua gravetat seria de 0.43 voltes la nostra. Totes estes senyes combinades fan supondre que, fins a la data, este planeta és el millor candidat per a poder posseir vida. Si a la seua massa i temperatura li vàrem sumar l'existència d'aigua, es donarien totes les premisses per a que els elements biològics feren la seua aparició encara que, de moment i fins a tindre noves proves, únicament parlem de suposicions. Kepler-20: Es va anunciar el 20 de decembre. És un sistema de cinc planetes, dos dels quals tenen tamanys molt similars al de la Terra. 2012 Kepler-42: També conegut com KOI-961, és un peculiar sistema solar trobat el 12 de giner per la missió Kepler. Tres chicotets planetes orbitan junt a una dèbil estrela nana roja a 126 anys llum de la Terra. Els tres cossos són de menor tamany que el nostre planeta i els radis orbitals van des de tan sol 900 000 quilómetros fins a 2.3 millons de quilómetros. Es considera que són els exoplanetes més chicotets coneguts fins al moment. Alfa Centauri Bb: Astrònoms europeus varen anunciar el 16 d'octubre que han descobert un planeta en una massa similar a la de la Terra orbitando una estrela en el sistema Alfa Centauri (el més propenc a la Terra). També és l'exoplaneta més llauger descobert fins al moment al voltant d'una estrela de tipo Sol. El planeta va ser detectat utilisant l'instrument HARPS, instalat en el telescopi de 3.6 metros en l'Observatori La Cadira d'AIXÒ, en Chile. Els resultats apareixeran en llínea en la revista Nature, en la seua edició del 17 d'octubre de 2012. El sistema conté per lo manco un planeta del tamany terrestre, en prop de 113 % de la massa terrestre, que orbita Alpha Centauri B, en un periodo de 3.236 dies lo que ho fa ser l'exoplaneta més propenc conegut a la Terra. Orbitando a una distància de 6 millons de quilómetros de l'estrela, o el 4 % de la distància de la Terra al Sol, el planeta té una temperatura superficial estimada d'a lo manco 1500 K (aproximadament 1200 C), massa calent per a ser habitable. Kappa Andromedae. El 15 de novembre de 2012, un jove planeta o nana marró, jaganta de gas calent al voltant de 13 voltes la massa i una miqueta més gran que Júpiter va ser fotografiada directament en òrbita al voltant de «κ Andromedae» en una separació proyectada de 55 ± 2 UA.1 L'observació espectroscópica indica una temperatura d'al voltant de 1700 K. 2013 Kepler-37b Va ser anunciat el 20 de febrer i és un exoplaneta que orbita l'estrela Kepler-37 en la constelació de Lyra. A la data és l'exoplaneta més chicotet jamai descobert, en una massa i un radi llaugerament major que el de la Lluna. Kepler-78b Va ser anunciat el 30 d'octubre. Investigadors de l'Institut Tecnològic de Massachusetts (MIT) han descobert que el chicotet planeta Kepler 78b, que varen identificar el passat més d'agost, té similituts en la Terra. Els científics varen determinar que este cos és d'aproximadament 1.7 voltes la massa de la Terra, la seua densitat és de 5.3 grams per centímetro cúbic (similar a la de la Terra que és de 5.52 g/cm³) i el seu diàmetro és 1.2 voltes el del nostre planeta. L'equip va trobar que Kepler 78b, descobert a 700 anys llum, gira al voltant de la seua estrela en sol 8.5 hores, molt ràpit en comparació a l'òrbita de 365 dies del nostre planeta. Ademés, l'exoplaneta és molt calent en temperatures que oscilen entre 1500 i 3000 °C. Tot açò es deu a l'extrema rodalia al seu sol i per lo tant, és provable que no existixquen sers vius en eixe planeta, segons l'investigació, publicada en «Nature». No obstant, per als astrònoms té certa rellevància en posseir un tamany i una composició molt semblades a la Terra. 2014 Kepler-186f és un exoplaneta que orbita l'estrela nana roja Kepler-186. És el primer planeta del tamany de la Terra que ha segut descobert en la zona habitable d'una estrela. És l'últim de cinc planetes descoberts pel telescopi Kepler de la NASA que orbita eixa estrela. Es troba en ellímit més extern de la zona d'habitabilitat i provablement siga massa fredor per a la vida tal i com la coneixem (la seua temperatura mija en una atmòsfera similar a la de la Terra, seria de -60 °C). Kepler-421b és l'exoplaneta en trànsit en l'òrbita més llarga fins ara detectada. El planeta realisa una òrbita en 704 dies. Es confirma l'existència de Kepler-296i i Kepler-395c, en uns índexs de similitut en la Terra del 93 % i 91 %, respectivament. En giner de 2015, noves observacions varen modificar el IST d'abdós, descartant al segon com a possible anàlec a la Terra i reduint la puntuació del primer a un 85 %. KOI-4878.01 es convertix en el primer candidat a planeta en alcançar un 98 % de semblança en la Terra, segons les últimes estimacions. La massa, ràdio i temperatura d'equilibri del planeta i de la seua estrela són pràcticament idèntiques a les de la Terra i el Sol. Es descobrix WASP-103b. No seria fins a giner de 2022 que es revelaria que posseïx una forma ovalada. 2015 S'anuncia el descobriment d'huit nous planetes que orbitan a la seua estrela en la zona d'habitabilitat, destacant entre ells Kepler-438b i Kepler-442b, en un IST del 88 % i del 84 %, respectivament. Kepler-452b: És el primer planeta del tamany de la Terra descobert orbitando en la zona habitable d'una estrela molt similar al Sol. En un radi un 60 % major que la Terra i una òrbita de 385 dies. Va ser anunciat públicament per la NASA el 23 de juliol de 2015. 2016 2MASS J2126-8140: Va ser anunciat el 22 de giner de 2016 és l'exoplaneta en l'òrbita més llarga ( 1 milló d'anys) i la més àmplia (> 4500 AU) per a un objecte de massa planetària coneguda fins ara. Pròxima Centauri b: Va ser anunciat el 24 d'agost de 2016 és un planeta terrestre en la zona habitable de Pròxima Centauri 2017 El 22 de febrer de 2017, la NASA va anunciar el descobriment de quatre nous planetes entorn a l'estrela TRAPPIST-1 implicant que el número de planetes en el sistema aplegue a sèt. Estos quatre podrien tindre aigua en superfície. Tres són de tamany i composició similar al nostre planeta. 2019 En juny de 2019 es va descobrir Teegarden b, a 12 anys llum de distància. A data de 20 de març de 2020, seguix sent l'exoplaneta potencialment més habitable segons elaboratori d'Habitabilitat Planetària (PHL) de l'Universitat de Puerto Rico. En setembre es va anunciar el descobriment de vapor d'aigua per primera volta en K2-18b un planeta potencialment habitable. 2020 En giner de 2020 s'anuncia TOI 700 d, el primer exoplaneta descobert per TESS en un tamany similar a la Terra i orbitando en la zona d'habitabilitat de la seua estrela. Observatoris i métodos Buscador de Planetes per Velocitat Radial d'Alta Precisió (HARPS) Proyecte HATNet (HAT) SuperWASP (WASP) Programa de Busca de Planetes de Lick-Carnegie Telescopi XO (XO) Trans-Atlantic Exoplanet Survey (TRES) Busca de Planetes Extrasolars Eclipsantes en la Finestra de Sagitari (SWEEPS) ESPRESSO és un espectrógraf de nova generació d'alta resolució, capaç de detectar planetes similars a la Terra. Buscador de Planetes Automatizado (APF) Observatori de l'Alta Provença Busca de Trànsits de Pròxima Generació Telescopi extremadament chicotet de kilogrado SPECULOOS Experiment de lent òptica gravitacional (OGLE) Busca d'Inteligència Extraterrestre (SETI) Proyecte MEarth Telescopi Subaru Telescopi Molt Gran Telescopi Keck Telescopi espacial Spitzer Telescopi de 3.6 metros d'AIXÒ Busca de Planetes Extrasolars de Ginebra ZIMPOL/CHEOPS Cambra de Planetes Gemini Telescopi de Sondeig Infrarrojo de Camp Ampli TRAPPIST Formació de Velocitat Radial Exoplanetaria en Miniatura Missions COROT - posat en marcha en el 2006 Missió Kepler - llançat en el 2009 PEGARA - sense data de llançament Missió d'Interferometría Espacial (SIM) —sense data de llançament— cancelada ACESat (en proyecte) Missió Nous Móns - sense data de llançament - cancelada Terrestrial Planet Finder - no hi ha data de llançament - cancelada Darwin (EIXA) PLAT (nau espacial) llançament per al 2024 Gaia (sonda espacial) en òrbita des d'octubre de 2013 Satèlit de Sondeig d'Exoplanetes en Trànsit llançament per al 2017 Vore també Sistemes Estrela binaria Planeta interestelar Sistema planetari Lluna extrasolar Planeta extragaláctico Llista de planetes extrasolars Llesta de planetes extrasolars més propencs Llista d'extrems exoplanetarios Habitabilitat Habitabilitat planetària Vida extraterrestre Estudis Astrobiología Hipòtesis de la Terra especial Paradoxa de Fermi Equació de Drake Principi de mediocritat Hipòtesis de Gaia Astrònoms Michel Mayor Stéphane Udry Didier Queloz Geoffrey Marcy Steven S. Vogt R. Paul Butler Miscelàneus PSR B1620-26c HD209458b (Osiris) 51 Pegasi b Disc circunestelar Exometeorología Notes Referències Enllaços externs com. ar/rev/164/c-164divulgacion. htm Extrasolars archive. org/web/20080613163808/http://exoplanet. eu/index. php L'enciclopèdia dels planetes extrasolars org/ Califòrnia & Carnegie Planet Search (anglés) archive. org/web/20070607135335/http://planetquest1. jpl. nasa. gov/atlas_espanol/atlas_index. cfm Atles dels planetes extrasolars de Planet Quest (espanyol)