Las siguientes son listas de extremos entre los exoplanetas conocidos . Las propiedades enumeradas aquí son aquellas cuyos valores se conocen de manera confiable.
Extremos desde el punto de vista de la Tierra
Título | Planeta | Estrella | Datos | Notas |
---|---|---|---|---|
Descubierto más distante | BARRIDO-11 / BARRIDO-04 | BARRIDO J175902.67−291153.5 | 27.710 años luz . [1] | Un análisis de la curva de luz del evento de microlente PA-99-N2 sugiere la presencia de un planeta orbitando una estrella en la Galaxia de Andrómeda (2,54 ± 0,11 Mly). [2] A finales de enero de 2018, [3] un equipo de científicos dirigido por Xinyu Dai afirmó haber descubierto una colección de alrededor de 2.000 planetas rebeldes en el quásar microlente RX J1131-1231 , que está a 3.800 millones de años luz de distancia. Los cuerpos varían en masa desde la de la Luna hasta varias masas de Júpiter. [4] [3] El planeta potencialmente habitable más distante confirmado es Kepler-1606b , a 2870 años luz de distancia, [5] aunque el planeta no confirmado KOI-5889.01 está a más de 5.000 años luz de distancia. |
Menos distante | Proxima Centauri b y c | Proxima Centauri | 4,22 años luz | Proxima Centauri b es el exoplaneta rocoso más cercano y el exoplaneta potencialmente habitable más cercano conocido, yc es la supertierra más cercana y el planeta potencialmente anillado. Como Proxima Centauri es la estrella más cercana al Sol (y lo seguirá siendo durante los próximos 25.000 años), este es un récord absoluto. |
Más distante directamente visible | CVSO 30 c | CVSO 30 | 1200 años luz | También fue el primer planeta en el que se obtuvo una imagen directa en el sistema con un planeta en tránsito. |
Menos distante directamente visible | Proxima Centauri c | Proxima Centauri | 4,22 años luz | Confirmado en 2020 utilizando datos de archivo de Hubble de 1995+. |
Estrella con la magnitud aparente más brillante con un planeta | Pollux b | Pólux [6] | La magnitud aparente es 1,14 | La evidencia de planetas alrededor de Vega con una magnitud aparente de 0.03 es fuertemente sugerida por los discos circunestelares que lo rodean. A partir de 2018[actualizar], aún no se habían confirmado planetas. [7] |
La mayor distancia angular de separación de su estrella anfitriona | GU Piscium b | Piscio GU | 42 segundos de arco [8] | El límite de masa superior (13 masas de Júpiter) puede hacer de esta una enana marrón. WD 0806-661 b tiene una separación angular de 130,2 segundos de arco de WD 0806-661 . Sin embargo, también se desconoce su origen planetario. Sin contar ninguno de estos, DT Virginis b sería el exoplaneta definido con mayor separación. |
Características planetarias
Título | Planeta | Estrella | Datos | Notas |
---|---|---|---|---|
Menos masivo | WD 1145 + 017 b | WD 1145 + 017 | 0,00067 M ⨁ [9] | |
Menos masivo en proporción a la masa de la (s) estrella (s) alrededor de la que gira | ||||
Mas masivo | El candidato al planeta más masivo es polémico, ya que es difícil distinguir entre un planeta muy masivo y una enana marrón . Se estima que los planetas más grandes tienen aproximadamente una docena de masas de Júpiter . | |||
Más masivo en proporción a la masa de la (s) estrella (s) alrededor de la que gira | ||||
Radio más grande | HD 100546 b | HD 100546 | 6,9+2,7 −2,9[10] Radios de Júpiter | El exoplaneta más grande en el Archivo de Exoplanetas de la NASA , aunque debido al flujo del planeta y el disco que se superponen, no se puede determinar el tamaño exacto de este planeta y el área emisora tiene este tamaño, compuesto por el planeta e incluido su disco, no para confundirse con el radio de un solo planeta. Con el tiempo, se reducirá al tamaño de Júpiter. 20 M J ; es probable que sea una enana marrón. |
Radio más pequeño | SDSS J1228 + 1040 b | SDSS J1228 + 1040 | 128,6856 km (diámetro) [11] | |
Mas denso | Kepler-131c | Kepler-131 | 77,7+55 −55g / cm 3 [12] | Muy incierto |
Menos denso | Kepler-51c , by / o posiblemente d [13] | Kepler-51 [13] | ~ 0,03 g / cm 3 [13] | Las densidades de Kepler-51 byc se han limitado a estar por debajo de 0,05 g / cm 3 (valor esperado de 0,03 g / cm 3 para cada uno). Se determina que la densidad de Kepler-51d es de 0,046 ± 0,009 g / cm 3 . [13] |
Más caliente | Kepler-70b | Kepler-70 | > 7 000 K [14] | |
Más frío | OGLE-2016-BLG-1195Lb | OGLE-2016-BLG-1195L | 31 K | |
El albedo más alto | Kepler-1658b | Kepler-1658 | 0,758 [15] (albedo geométrico) | |
Albedo más bajo | TrES-2b | GSC 03549-02811 | Albedo geométrico <1% [16] | El modelo de mejor ajuste para el albedo da 0,04% (0,0004) [14] |
El más joven | Proplyd 133-353 | Proplyd 133-353 | 0,5 Myr [17] [18] | El límite de masa superior (13 masas de Júpiter) puede hacer de esta una enana marrón. |
Más antiguo | PSR B1620-26 b | PSR B1620-26 | 13 Gyr | Órbitas en una órbita circumbinaria alrededor de dos remanentes estelares: un púlsar y una enana blanca . Kapteyn b es el exoplaneta potencialmente habitable más antiguo con 11 Gyr. [19] |
Características orbitales
Título | Planeta | Estrella | Datos | Notas |
---|---|---|---|---|
Período orbital más largo (año más largo) | 2MASS J2126-8140 | TYC 9486-927-1 | ~ 1,000,000 años | GU Piscium b anteriormente ostentaba un récord de 163.000 años. |
Período orbital más corto (año más corto) | SWIFT J1756.9-2508 b | SWIFT J1756.9-2508 | 48 minutos, 56,5 segundos [20] | K2-137b tiene la órbita más corta alrededor de una estrella de la secuencia principal (una enana M) a las 4,31 horas. [21] |
Órbita más excéntrica | HD 20782 b [22] | HD 20782 | 0,956 ± 0,004 | [23] Registro entre planetas confirmados. El satélite putativo de VB 10 puede tener una excentricidad mayor de 0,98. [24] |
La órbita más grande alrededor de una sola estrella | 2MASS J2126-8140 | TYC 9486-927-1 | ~ 5800 AU | El límite de masa superior (13 masas de Júpiter) puede hacer de esta una enana marrón. Los siguientes en tamaño son HD 106906 b [25] con ~ 738 AU y CVSO 30 c con ~ 660 AU (sin confirmar) |
Órbita más pequeña | WD 1202-024 B [26] | WD 1202-024 | 0,0021 AU | |
La órbita más pequeña alrededor de la estrella binaria | Kepler-47b | Kepler-47 AB | ≃0,3 AU | [27] |
Relación mínima entre el eje semi-mayor de la órbita de un planeta y la órbita binaria de una estrella | Kepler-16b | Kepler-16 AB | 3,14 ± 0,01 | [28] |
La órbita más grande alrededor de la estrella binaria | DT Virginis c | DT Virginis | 1,168 AU | El sistema estelar también se conoce como Ross 458 AB. Finalmente se confirmó que el planeta estaba por debajo del límite de combustión del deuterio, pero se desconoce el origen de su formación. |
La órbita más grande alrededor de una sola estrella en un sistema estelar múltiple | Fomalhaut b | Fomalhaut | 115 AU | El segundo componente estelar del sistema, TW Piscis Austrini , tiene un eje semi-mayor de 57,000 AU de Fomalhaut y el tercer componente estelar, LP 876-10 orbita 158,000 AU de Fomalhaut. |
La mayor distancia entre estrellas binarias con un planeta circumbinario | FW Tauri AB b | FW Tau AB | ≈11 AU | FW Tauri AB b orbita a una distancia de 150-300 AU. [29] |
Órbita más cercana entre estrellas con un planeta orbitando una de las estrellas | OGLE-2013-BLG-0341LBb | OGLE-2013-BLG-0341LB | ~ 12-17 AU (distancia proyectada de 10 o 14 AU) [30] | El semieje mayor de OGLE-2013-BLG-0341L b es 0,7 AU. [30] |
Diferencia mínima del eje semi-mayor entre planetas consecutivos | Kepler-70b y Kepler-70c [14] | Kepler-70 | 0,0016 AU (alrededor de 240.000 km) | Durante la aproximación más cercana, Kepler-70c aparecería 5 veces el tamaño de la Luna en el cielo de Kepler-70b. |
Relación de eje semi-mayor más pequeña entre planetas consecutivos | Kepler-36b y Kepler-36c | Kepler-36 | 11% | Kepler-36b yc tienen semiejes mayores de 0.1153 AU y 0.1283 AU respectivamente, c está un 11% más lejos de la estrella que b. |
Mayor diferencia de eje semi-mayor entre planetas consecutivos | PTFO 8-8695 / CVSO 30 b y CVSO 30 c | CVSO 30 | ~ 662 AU (aproximadamente 99.000.000.000 km) | Actualmente c es al menos 127 veces la separación entre el Sol y Júpiter de bo 22 veces el Sol y Neptuno (planeta del sistema solar exterior), b puede ser grandes manchas solares. |
Mayor proporción de eje semi-mayor entre planetas consecutivos | PTFO 8-8695 b / CVSO 30 by CVSO 30 c | CVSO 30 | 7,900,000% | PTFO 8-8695 b / CVSO 30 by CVSO 30 c tienen ejes semi-principales de 0,0084 AU y 662 AU respectivamente. c está 78.998 veces más lejos de la estrella que b. b pueden ser grandes manchas solares en su lugar. |
Características estelares
Título | Planeta | Estrella | Datos | Notas |
---|---|---|---|---|
Mayor metalicidad | HD 126614 Ab | HD 126614 A | 0.56 dex | Ubicado en un sistema de triple estrella. |
Metalicidad más baja | Kapteyn b | Estrella de Kapteyn | −0,99 ± 0,04 des | BD + 20 ° 2457 puede ser el anfitrión planetario de menor metalicidad ([Fe / H] = -1,00), sin embargo, el sistema planetario propuesto es dinámicamente inestable. [31] Después de la estrella de Kapteyn, el siguiente sistema de menor metalicidad es Kepler-271, con -0,951 dex. Los planetas se anunciaron incluso alrededor de las estrellas de metalicidad extremadamente baja HIP 13044 y HIP 11952 , sin embargo, estas afirmaciones han sido refutadas desde entonces. [32] |
Masa estelar más alta | HD 13189 b [33] | HD 13189 [33] | 4,5 ± 2,5 M ☉ [33] | El margen de error significa que la estrella NGC 4349-127 con una masa estelar de 3,9 M ☉ es potencialmente la estrella que alberga planetas más masiva conocida. [34] Mirfak (8,4 M tically hipotéticamente tiene un planeta, pero esto sigue sin probarse. Las estrellas extremadamente masivas R66 (70 M ☉ ) y R126 (30 M ☉ ) tienen discos protoplanetarios pero se desconoce si hay planetas en este sistema. |
Masa estelar más baja (secuencia principal) | 2MASS J1119-1137 | 2MASS J1119–1137 | 0,0033 M ☉ | El sistema 2MASS J1119-1137 AB es un par de planetas rebeldes binarios de aproximadamente 3,7 masas de Júpiter cada uno. [35] La estrella de secuencia principal menos masiva con planetas conocidos es OGLE-2016-BLG-1195L , a 0.078 M ☉ . |
Masa estelar más baja (estrella de secuencia principal) | VHS 1256-1257 b | VHS 1256-1257 | 0,07 M ☉ | |
Masa estelar más baja (enana marrón) | 2M J044144 b [36] | 2M J044144 [36] | 0,02 M ☉ [36] | |
Radio estelar más grande | R Leonis b | R Leonis | 299 o 320-350 R ☉ [37] [38] | Star es una variable de Mira . |
Radio estelar más pequeño (estrella de secuencia principal) | VB 10 b | VB 10 | 0,102 R ☉ [39] | |
Radio estelar más pequeño (enana marrón) | 2M 0746 + 20 b [40] | 2M 0746 + 20 | 0,089 (± 0,003) R ☉ | La masa del planeta es muy incierta a 30,0 (± 25,0) Mjup. |
Radio estelar más pequeño (púlsar) | PSR J1719-1438 b [41] | PSR J1719-1438 | 0,04 R ☉ | |
Estrella más vieja | HD 164922 b | HD 164922 [42] | 13,4 mil millones de años [42] | |
La estrella más caliente con un planeta | NY Virginis b | NY Virginis [43] | 33,247 K | Esta estrella es una estrella B subenana y tiene una compañera enana roja de 0,14 masas solares con un semieje mayor de poco menos de 4 millones de kilómetros del componente primario. El sistema NN Serpentis tiene dos exoplanetas (NN Serpentis cy NN Serpentis d), con la estrella en ~ 57,000K. |
La estrella más caliente de la secuencia principal con un planeta | Fomalhaut b | Fomalhaut [44] | 8.590 K | HIP 78530 tiene una temperatura superficial de 10.500 K, pero no se sabe si el compañero en órbita es una enana marrón o un planeta. |
Estrella más fría con un planeta | TRAPENSE-1b , c , d , e , f , g , y h . | TRAPPIST-1 | 2.511 K | Técnicamente, Oph 162225-240515 , CFBDSIR 1458 + 10 y WISE 1217 + 1626 son más frías, pero se clasifican como enanas marrones. |
Caracteristicas del sistema
Título | Sistema (s) | Planeta (s) | Estrellas) | Notas |
---|---|---|---|---|
Sistema con la mayoría de los planetas | Kepler-90 | 8 [45] | 1 | Star HD 10180 tiene 6 planetas confirmados y 3 no confirmados. [46] [47] |
Sistema con la mayoría de planetas en zona habitable | TRAPPIST-1 | 7 | 1 | Cuatro planetas de este sistema ( d , e , f y g ) orbitan dentro de la zona habitable . [48] |
Sistema con más estrellas | Kepler-64 | PH1b (Kepler-64b) | 4 | PH1b tiene una órbita circumbinaria. |
Sistema multiplanetario con el semieje mayor medio más pequeño (los planetas están más cerca de su estrella) | Kepler-42 Kepler-70 | b, c , d b , c , d? | 1 1 | Kepler-42 b, cyd tienen un semieje mayor de solo 0.0116, 0.006 y 0.0154 AU, respectivamente. Kepler-70 b, cyd (sin confirmar) tienen un semieje mayor de solo 0.006, 0.0076 y ~ 0.0065 AU, respectivamente. |
Sistema multiplanetario con el semieje mayor medio más grande (los planetas están más lejos de su estrella) | HR 8799 | b , c , d , e | 1 | HR 8799 b, c, dye tienen un semieje mayor de 68, 38, 24 y 14,5 AU, respectivamente. |
Sistema multiplanetario con rango más pequeño de semi-eje mayor (diferencia más pequeña entre el planeta más cercano de la estrella y su planeta más lejano) | Kepler-70 | b , c , d? | 1 | Kepler-70 b, cyd (sin confirmar) tienen un semieje mayor de solo 0.006, 0.0076 y ~ 0.0065 AU, respectivamente. La separación entre el más cercano y el más lejano es de solo 0,0016 AU. |
Sistema multiplanetario con mayor rango de semi-eje mayor (mayor diferencia entre el planeta más cercano de la estrella y su planeta más lejano) | HR 8799 | b , c , d , e | 1 | HR 8799 b, c, dye tienen un semieje mayor de 68, 38, 24 y 14,5 AU, respectivamente. La separación entre el más cercano y el más lejano es 53,5 AU. |
Sistema multiplanetario con la diferencia media más pequeña en el semieje mayor entre planetas vecinos (las órbitas están más próximas entre sí) | ||||
Sistema multiplanetario con el semieje mayor medio más grande entre planetas vecinos (las órbitas están más dispersas entre sí) | ||||
Sistema con la masa planetaria total más pequeña | Kepler-444 | b, c, d, e, f | 1 | Los planetas del sistema Kepler-444 tienen radios terrestres de 0,4, 0,497, 0,53, 0,546 y 0,741, respectivamente. Debido a su tamaño y proximidad a Kepler-444, estos deben ser planetas rocosos, con masas cercanas a la de Marte . En comparación, Marte tiene una masa de 0.105 masas terrestres y un radio de 0.53 radios terrestres. |
Sistema con mayor masa planetaria total | Kepler-52? | b, c, d | 1 | Kepler-52 byc tienen masas de 8.7 y 10.41 masas de Júpiter, respectivamente. Se desconoce la masa de Kepler-52 d. |
Sistema con la relación más pequeña de masa planetaria total a masa estelar | ||||
Sistema con la mayor proporción de masa planetaria total a masa estelar | ||||
Sistema multiplanetario con la masa planetaria media más pequeña | Kepler-444 | b, c, d, e, f | 1 | Los planetas del sistema Kepler-444 tienen radios terrestres de 0,4, 0,497, 0,53, 0,546 y 0,741, respectivamente. Debido a su tamaño y proximidad a Kepler-444, estos deben ser planetas rocosos, con masas cercanas a la de Marte . En comparación, Marte tiene una masa de 0.105 masas terrestres y un radio de 0.53 radios terrestres. |
Sistema multiplanetario con la relación más pequeña de masa planetaria media a masa estelar | ||||
Sistema multiplanetario con mayor masa planetaria media | Kepler-52? | b, c, d | 1 | Kepler-52 byc tienen masas de 8.7 y 10.41 masas de Júpiter, respectivamente. Se desconoce la masa de Kepler-52 d. |
Sistema multiplanetario con la mayor proporción de masa planetaria media a masa estelar | ||||
Sistema multiplanetario con rango más pequeño en masa planetaria, escala logarítmica (diferencia proporcional más pequeña entre los planetas más y menos masivos) | Estrella de Teegarden | antes de Cristo | 1 | B Teegarden y c se estima que tienen masas de 1,05 y 1,11 veces la masa terrestre, respectivamente. |
Sistema multiplanetario con mayor rango en masa planetaria, escala logarítmica (mayor diferencia proporcional entre los planetas más y menos masivos) | Sistema solar | Mercurio, Júpiter | 1 | Mercurio y Júpiter tienen una relación de masa de 5.750 a 1. Kepler-37 d y b pueden tener una relación de masa entre 500 y 1000, y Gliese 676 cyd tienen una relación de masa de 491. |
Ver también
- Extremos en la Tierra
- Listas de exoplanetas
- Lista de estrellas con proplyds
- Métodos de detección de exoplanetas.
- Exoplanetas terrestres
Referencias
- ^ "HEC: Top 10 exoplanetas" . Universidad de Puerto Rico en Arecibo. 5 de diciembre de 2015 . Consultado el 1 de agosto de 2017 .
- ^ Schneider, J. "Notas para la estrella PA-99-N2" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 6 de agosto de 2010 .
- ^ a b Dai, Xinyu; Guerras, Eduardo (2 de febrero de 2018). "Sondeo de planetas extragalácticos usando Quasar Microlensing". El diario astrofísico . 853 (2): L27. arXiv : 1802.00049 . Código bibliográfico : 2018ApJ ... 853L..27D . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aaa5fb . ISSN 2041-8213 .
- ^ "Los astrónomos afirman encontrar la población de exoplanetas rebeldes en una galaxia distante" . Noticias de ciencia .
- ^ "Exoplaneta-catálogo-Exploración de exoplanetas-Kepler-1606b" .
- ^ Lee, TA (octubre de 1970), "Fotometría de estrellas de tipo M de alta luminosidad", The Astrophysical Journal , 162 : 217, Bibcode : 1970ApJ ... 162..217L , doi : 10.1086 / 150648
- ^ "Telescopios de la NASA y la ESA encuentran evidencia de un cinturón de asteroides alrededor de Vega" (Comunicado de prensa). Whitney Clavin, NASA. 8 de enero de 2013 . Consultado el 4 de marzo de 2013 .
- ^ "GU Psc b" . La Enciclopedia del Planeta Extrasolar .
- ^ "La Enciclopedia del Planeta Extrasolar - Listado de catálogos" . exoplanet.eu . Consultado el 4 de mayo de 2019 .
- ^ Quanz, Sasch P .; Amara, Adam; Meyer, Michael P .; Kenworthy, Matthew P .; et al. (2014). "Confirmación y caracterización del protoplaneta HD100546 b - Evidencia directa de la formación de planetas gigantes gaseosos a 50 au". El diario astrofísico . 807 (1): 64. arXiv : 1412.5173 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 807 ... 64Q . doi : 10.1088 / 0004-637X / 807/1/64 .
- ^ "Planet SDSS J1228 + 1040 b" . exoplanet.eu . Consultado el 5 de agosto de 2019 .
- ^ Marcy, Geoffrey W .; Isaacson, Howard; Howard, Andrew W .; Rowe, Jason F .; Jenkins, Jon M .; Bryson, Stephen T .; Latham, David W .; Howell, Steve B .; Gautier III, Thomas N .; Batalha, Natalie M .; Rogers, Leslie A. (13 de enero de 2014). "Masas, radios y órbitas de pequeños planetas Kepler: la transición de planetas gaseosos a rocosos" . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 210 (2): 20. doi : 10.1088 / 0067-0049 / 210/2/20 . hdl : 1721,1 / 92945 . ISSN 0067-0049 .
- ^ a b c d Planetas de muy baja densidad alrededor de Kepler-51 revelados con variaciones de tiempo de tránsito y una anomalía similar a un evento de eclipse planeta-planeta : Kento Masuda
- ^ a b c Charpinet, S .; et al. (21 de diciembre de 2011). "Un sistema compacto de pequeños planetas alrededor de una antigua estrella gigante roja". Naturaleza . 480 (7378): 496–499. Código Bib : 2011Natur.480..496C . doi : 10.1038 / nature10631 . ISSN 1476-4687 . PMID 22193103 .
- ^ "La enciclopedia del planeta extrasolar - Kepler-1658 b" . exoplanet.eu . Consultado el 8 de diciembre de 2020 .
- ^ David M. Kipping; et al. (2011). "Detección de luz visible del mundo más oscuro" (PDF) . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 417 (1): L88 – L92. arXiv : 1108.2297 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.417L..88K . doi : 10.1111 / j.1745-3933.2011.01127.x . Archivado desde el original (PDF) el 17 de marzo de 2012 . Consultado el 12 de agosto de 2011 .
- ^ Fang, Min; Kim, Jinyoung Serena; Pascucci, Ilaria; Apai, Dániel; Manara, Carlo Felice (12 de diciembre de 2016). "Un objeto de masa planetaria candidato con un disco de fotoevaporación en Orión". El diario astrofísico . 833 (2): L16. arXiv : 1611.09761 . doi : 10.3847 / 2041-8213 / 833/2 / L16 . ISSN 2041-8213 .
- ^ "La enciclopedia del planeta extrasolar - Proplyd 133-353" . exoplanet.eu . Consultado el 30 de marzo de 2019 .
- ^ "Presentamos al hermano mayor y más grande de la Tierra: el planeta Kapteyn b" . 14 de junio de 2014.
- ^ "La enciclopedia del planeta extrasolar - SWIFT J1756-2508" . exoplanet.eu . Consultado el 22 de agosto de 2018 .
- ^ "La Enciclopedia del Planeta Extrasolar - K2-137 b." Exoplanet.eu . 2018.
- ^ "HD 20781 b" . Abra el catálogo de exoplanetas . Consultado el 20 de octubre de 2018 .
- ^ "La enciclopedia del planeta extrasolar - HD 20782 b" . exoplanet.eu . Consultado el 4 de mayo de 2019 .
- ^ "La Enciclopedia del Planeta Extrasolar - VB 10 b" . exoplanet.eu . Consultado el 12 de febrero de 2020 .
- ^ De Rosa, Robert J .; Kalas, Paul (febrero de 2019). "Un sobrevuelo estelar casi coplanar del planeta Host Star HD 106906". El diario astronómico . 157 (3). 125. arXiv : 1902.10220 . Código bibliográfico : 2019arXiv190210220D . doi : 10.3847 / 1538-3881 / ab0109 .
- ^ Bailes, M .; Bates, SD; Bhalerao, V .; Bhat, NDR; Burgay, M .; Burke-Spolaor, S .; d'Amico, N .; Johnston, S .; Keith, MJ; et al. (2011). "Transformación de una estrella en un planeta en un binario Pulsar de milisegundos" (PDF) . Ciencia . 333 (6050): 1717-20. arXiv : 1108.5201 . Código bibliográfico : 2011Sci ... 333.1717B . CiteSeerX 10.1.1.753.7160 . doi : 10.1126 / science.1208890 . PMID 21868629 .
- ^ OROSZ J .; WELSH W .; CARTER J .; FABRYCKY D .; COCHRAN W .; et al. (2012). "Kepler-47: un sistema multi-planetario circumbinario en tránsito". Ciencia . 337 (6101): 1511–4. arXiv : 1208.5489 . Código Bibliográfico : 2012Sci ... 337.1511O . doi : 10.1126 / science.1228380 . PMID 22933522 .
- ^ Laurance R. Doyle; Joshua A. Carter; Daniel C. Fabrycky; Robert W. Slawson; Steve B. Howell; Joshua N. Winn; Jerome A. Orosz; Andrej Prsa; William F. Welsh; et al. (2011). "Kepler-16: un planeta circumbinario en tránsito". Ciencia . 333 (6049): 1602–1606. arXiv : 1109.3432 . Código Bibliográfico : 2011Sci ... 333.1602D . doi : 10.1126 / science.1210923 . PMID 21921192 .
- ^ Kraus, Adam; J. Ireland, Michael; A. Cieza, Lucas; Hinkley, Sasha; J. Dupuy, Trent; P. Bowler, Brendan; C. Liu, Michael (2 de enero de 2014). "Tres compañeros de masa planetaria amplia para FW Tau, ROX 12 y ROX 42B". Ciencia . 781 (1): 1311. arXiv : 1311.7664 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 781 ... 20K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 781/1/20 .
- ^ a b Gould, A .; et al. (3 de julio de 2014). "Un planeta terrestre en una órbita de ~ 1-AU alrededor de un miembro de un binario de 15-AU". Ciencia . 345 (6192): 46–49. arXiv : 1407.1115 . Código Bibliográfico : 2014Sci ... 345 ... 46G . doi : 10.1126 / science.1251527 . ISSN 0036-8075 . PMID 24994642 .
Estas separaciones proyectadas son buenos sustitutos del semieje mayor (ajuste posterior por para corregir los efectos de proyección)
CS1 maint: nombres numéricos: lista de autores ( enlace ) - ^ http://adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.439.1176H
- ^ http://adsabs.harvard.edu/abs/2014A&A...562A.129J
- ^ a b c "Notas para el planeta HD 13189 b" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 15 de septiembre de 2015 .
- ^ "Notas para el planeta NGC 4349-127 b" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 28 de agosto de 2017 .
- ^ "Notas para el planeta 2MASSS J1119-1137 AB" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 29 de agosto de 2017 .
- ^ a b c Schneider, J. "Notas para el planeta 2M J044144 b" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2010 . Consultado el 28 de noviembre de 2010 .
- ^ De Beck, E .; Decin, L .; De Koter, A .; Justtanont, K .; Verhoelst, T .; Kemper, F .; Menten, KM (2010). "Sondeo de la historia de pérdida de masa de AGB y estrellas supergigantes rojas de perfiles de línea de rotación de CO. II. Encuesta de línea de CO de estrellas evolucionadas: derivación de fórmulas de tasa de pérdida de masa". Astronomía y Astrofísica . 523 : A18. arXiv : 1008.1083 . Código Bibliográfico : 2010A y A ... 523A..18D . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200913771 .
- ^ Fedele; et al. (2005). "El perfil de intensidad de la banda K de R Leonis sondeado por VLTI / VINCI". Astronomía y Astrofísica . 431 (3): 1019–1026. arXiv : astro-ph / 0411133 . Bibcode : 2005A y A ... 431.1019F . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20042013 .
- ^ Linsky, Jeffrey L .; Wood, Brian E .; Brown, Alexander; Giampapa, Mark S .; Ambruster, Carol (diciembre de 1995). "Actividad estelar al final de la secuencia principal: Observaciones de GHRS del M8 Ve Star VB 10". El diario astrofísico . 455 : 670. Código Bibliográfico : 1995ApJ ... 455..670L . doi : 10.1086 / 176614 . hdl : 2060/19970022983 . ISSN 0004-637X .
- ^ "La Enciclopedia del Planeta Extrasolar - 2M 0746 + 20 b" . exoplanet.eu .
- ^ "PSR J1719-1438 b" . caltech.edu .
- ^ a b "HD 164922 b" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 19 de diciembre de 2012 .
- ^ Joe Bauwens (29 de diciembre de 2011). "Pensamientos de ciencia: planetas en el sistema NY Virginis" . sciency Thoughts.blogspot.com .
- ^ "Fomalhaut b" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 30 de marzo de 2013 .
- ^ Northon, Karen (14 de diciembre de 2017). "Inteligencia artificial, datos de la NASA utilizados para descubrir exoplanetas" . NASA . Consultado el 14 de diciembre de 2017 .
- ^ "HD 10180 i" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 24 de diciembre de 2012 .
- ^ "HD 10180 j" . La enciclopedia de planetas extrasolares . Consultado el 24 de diciembre de 2012 .
- ^ "El telescopio de la NASA revela el mayor lote de planetas de zonas habitables del tamaño de la Tierra alrededor de una sola estrella" . Exploración de exoplanetas: planetas más allá de nuestro sistema solar . nasa.gov. 21 de febrero de 2017 . Consultado el 14 de diciembre de 2017 .
enlaces externos
- WiredScience, Top 5 Most Extreme Exoplanets , Clara Moskowitz, 21 de enero de 2009