V sobotu 2. listopadu proběhla mohutná oslava naší plnoletosti !!
Multimediaexpo.cz je již 18 let na českém internetu !!
V tiskové zprávě k 18. narozeninám brzy najdete nové a zásadní informace.

Exoplaneta

Z Multimediaexpo.cz

Verze z 12. 5. 2013, 16:14; Sysop (diskuse | příspěvky)
(rozdíl) ← Starší verze | zobrazit aktuální verzi (rozdíl) | Novější verze → (rozdíl)
Východ místních sluncí na hypotetickém měsíci exoplanety HD 188753 Ab (představa malíře).

Exoplaneta nebo také extrasolární planeta je planeta obíhající kolem jiné hvězdy než kolem Slunce a patřící tudíž do jiné než sluneční planetární soustavy.

Přestože byly exoplanety již dávno předpovězeny, nebyly do 90. let dvacátého století známy žádné planety obíhající jinou hvězdu hlavní posloupnosti. Avšak od počátku 21. století jsou díky novým metodám pozorování a lepším technologiím každoročně objeveny desítky exoplanet. Objevy exoplanet vybízejí k otázce existence mimozemského života.

Před rokem 1990 bylo známo jen osm objektů, dnes klasifikovaných jako planety, všechny v naší sluneční soustavě; v současnosti (28. října 2010) jich známe 493.[1]. Všechny pocházejí z galaxie Mléčná dráha a drtivá většina z nich však byla objevena nepřímou metodou místo přímého pozorování. 19. listopadu 2010 byla objevena exoplaneta, která vznikla mimo naši galaxii.[2]

Odhaduje se, že nejméně 10 % hvězd podobných slunci obíhá alespoň jedna planeta, ale ve skutečnosti jich může být i mnohem více.

Podle platné definice (Mezinárodní astronomické unie) je planeta těleso obíhající okolo hvězdy. Byly však objeveny i „volně plující“ planetární objekty (objekty větší než nepravidelný asteroid, ale menší než tělesa v nichž probíhají termonukleární reakce (např. hnědý trpaslík). Jelikož tyto objekty nejsou v souladu s platnou definicí planety, nebudou v tomto článku dále rozebírány.

Většina exoplanet, které byly objeveny, má hmotnost větší nebo porovnatelnou s plynnými obry ve sluneční soustavě. Výjimku tvoří několik planet obíhajících vyhaslou hvězdu nebo zbytek supernovy zvaný pulzar a planety u hvězd Mu Arae, 55 Cancri a GJ 436 jejichž velikost je srovnatelná s Neptunem. Planeta obíhající hvězdu Gliese 876 má odhadovanou velikost 6 až 8 krát větší než Země a je pravděpodobně kamenná.

Není jasné, zda se budou nově objevené planety podobat plynným obrům naší sluneční soustavy nebo zda budou úplně jiného typu, který v naší sluneční soustavě není znám. Zvláště některé z těchto planet, známé jako horké Jupitery, obíhají v extrémní blízkosti svých mateřských hvězd po téměř kružnicových oběžných dráhách. Přijímají proto o mnoho více záření než plynní obři v naší sluneční soustavě. Vyvstává proto otázka, zda se jedná o stejný typ planet.

Americká NASA připravuje umělou družici pro hledání planet pozemského typu (anglicky Terrestrial Planet Finder), která bude schopna nalézt planety velikosti Země. Frekvence výskytu takových planet je jednou z proměnných v Drakeově rovnici, která odhaduje počet inteligentních, komunikujících civilizací existujících v naší galaxii.

Zatím se daří objevovat především planety, které jsou dostatečně velké a obíhají ve značné blízkosti mateřské hvězdy tak, že tuto hvězdu rozkmitají alespoň na určitou minimální úroveň, zachytitelnou dnešními přístroji. Postupem času, jak budou sestrojovány stále lepší dalekohledy, bude možné zachytit v dnešní době hypotetické menší a vzdálenější planety.

Zatím nejlepším příkladem terestrické exoplanety je Gliese 581 c, druhá planeta červeného trpaslíka Gliese 581, vzdáleného přibližně 20 světelných let od Země. Tato planeta obíhá v obyvatelné oblasti okolo své hvězdy – její oběžná dráha leží v takové vzdálenosti, že na planetě panují příznivé teplotní podmínky.

Obsah

Historie detekce

Odvolané objevy

Jedna z nejmenších známých exoplanet OGLE-2005-BLG-390Lb s hmotností jen 5,5× větší než Země (představa malíře)

Nepotvrzená až do roku 1988, byla existence extrasolárních planet dlouho považována za pravděpodobnou, a spekulace ohledně planet obíhajících jiné hvězdy se datují až do 18. století, kdy např. Isaac Newton ve svém díle General Scholium (1713) napsal: „A pokud jsou pevné hvězdy centry jiných podobných systémů, tyto, formované s obdobným záměrem, musí být všechny podrobeny Jeho nadvládě“. (Překlad z angličtiny - Motte 1729).

Tvrzení o detekci exoplanet se objevovaly od devatenáctého století. Některé z prvních zahrnují Dvojhvězdy (70 Ophiuchi). V roce 1855, Kapitán W. S. Jacob z Madraské observatoře britské Východoindické společnosti nahlásil, že podle orbitálních anomálií je "vysoce pravděpodobné" že je v tomto systému "planetární těleso". V roce 1890, Thomas Jefferson Jackson See z Chicagské univerzity a "United States Naval Observatory" prohlásil, že orbitální anomálie potvrdily existenci temného tělesa v systému 70 Ophiuchi s orbitální periodou 36 let, obíhajícího kolem jedné z hvězd. V průběhu padesátých a šedesátých let 20 století, Peter van de Kamp ze "Swarthmore College" několikrát ohlásil objev exoplanet, tentokrát obíhajících Barnardovu hvězdu. Astronomové dnes obecně považují všechna tato měření za chybná.

V roce 1991, Andrew Lyne, M. Bailes a S. L. Shemar prohlásili, že objevili planetu obíhající okolo pulsaru (PSR 1829-10) díky změnám periody pulsaru. Tvrzení brzy vyvolalo náležitou pozornost, avšak Lyne a jeho tým tvrzení brzy stáhli.

Publikované objevy

První publikovaný objev který obdržel následné potvrzení byl učiněn v roce 1988 kanadskými astronomy Brucem Campbellem, G. A. H. Walkerem, a S. Yangem. Jejich sledování radiální rychlosti naznačovala, že hvězdu Gamma Cephei obíhá planeta. Zůstali však opatrní ohledně tvrzení o objevu opravdové exoplanety a skepse ohledně podobných objevů setrvávala v astronomické společnosti několik let. Bylo to způsobeno v největší míře faktem, že patřičná měření byla na hranici schopností tehdejších přístrojů. K nejistotě dále vedl fakt, že patřičná tělesa mohly být také hnědí trpaslíci.

Následující rok byla publikována další pozorování potvrzující pravdivost planety obíhající okolo Gamma Cephei.

Na počátku roku 1992, radioastronomové Aleksander Wolszczan a Dale Frail ohlásili objev planety obíhající jiný pulsar (PSR 1257+12). Tento objev byl rychle potvrzen a obecně považován za první skutečný objev exoplanety. Věří se, že se tyto „pulsarové planety“ zformovaly z pozůstatků supernovy ze které pulsar vznikl, nebo pevná jádra plynných obrů která přežila výbuch supernovy a klesla na novou orbitu.

6. října 1995 ohlásili Michel Mayor a Didier Queloz z Ženevské univerzity objev první exoplanety obíhající okolo běžné hvězdy Hlavní posloupnosti. Tento objev byl uskutečněn v Observatoire de Haute-Provence a zahájil éru objevů exoplanet. Technologický pokrok, nejvíce postřehnutelný ve spektroskopii s vysokým rozlišením vedl k detekci mnoha nových exoplanet v rychlém sledu. Tyto pokroky dovolily astronomům detekovat exoplanety nepřímo, měřením jejich gravitačního vlivu na pohyb jejich mateřské hvězdy. Některé exoplanety byly také nalezeny díky změně jasnosti hvězdy v době, kdy před ní procházela planeta.

K 28. října 2010 jich bylo objeveno a potvrzeno celkem 493 exoplanet[1], včetně potvrzených některých z kontroverzních objevů v 80 letech 20. století. První detekovaný systém s více než 1 planetou byl υ And. Dnes je známo 35 takových systémů[1].

Metody detekce

Planety jsou extrémně slabé zdroje světla v porovnání s jejich mateřskými hvězdami. Na viditelných vlnových délkách mají většinou méně než milionkrát nižší jas. Navíc jejich mateřská hvězda způsobuje oslnění, které znemožňuje přímé pozorování.

Z těchto důvodů je mohou dnešní teleskopy přímo vidět pouze za výjimečných okolností. Konkrétně pokud je planeta znatelně větší než Jupiter, je daleko od své hvězdy a je dostatečně horká, aby vyzařovala infračervené záření.

Drtivá většina známých exoplanet byla objevena pomocí nepřímých metod:

Disk materiálu okolo hvězdy Fomalhaut spolu s extrasolární planetou Fomalhaut b
  • Astrometrie: Spočívá v precizním měření polohy hvězdy na obloze a sledování, jak se její poloha mění v čase. Pokud má hvězda planetu, pak její gravitační působení donutí hvězdu obíhat po malé (obecně eliptické) oběžné dráze okolo jejich společného těžiště (přesněji hmotného středu). Viz animace vpravo.
  • Perioda pulsaru: Pulsar (malý, extrémně hustý pozůstatek hvězdy, která vybuchla ve formě supernovy, emituje díky své rotaci radiové vlny s extrémní pravidelností. Lehké anomálie v periodě pulzů jsou způsobeny pohybem pulsaru v důsledku přítomnosti planety.
  • Změna jasu: Když planeta prochází před svou mateřskou hvězdou, pozorovaný jas hvězdy se o něco sníží (v závislosti na velikosti hvězdy a planety).
  • Prachový disk: Disk prachových částic se vyskytuje v okolí mnoha hvězd. Tento prach může být detekován, neboť pohlcuje záření hvězdy, které následně re-emituje ve formě infračerveného záření. Z vlastností tohoto disku lze usuzovat na přítomnost planety.
  • Zatmění dvojhvězdy: Pokud při pohledu ze Země dochází ve dvojhvězdném systému k (alespoň částečnému) zatmění, může být planeta odhalena díky změně periodicity těchto zatmění. Jde o nejspolehlivější metodu detekce exoplanet v binárních systémech.
  • Polarimetrie: Světlo hvězdy se při průchodu atmosférou polarizuje, což může být detekováno polarimetrem. Zatím však touto metodou nebyly nalezeny žádné planety.
  • Přímé pozorování: přímé zobrazení ve viditelném či infračerveném světle.

Až na výjimky byly všechny exoplanety nalezeny s použitím pozemních teleskopů. Nicméně většina metod by byla mnohem efektivnější nad neklidnou zemskou atmosférou. Sonda COROT (vypuštěna v prosinci 2006) byla první aktivní vesmírnou misí zaměřenou na hledání exoplanet. Hubbleův vesmírný dalekohled již také nalezl nebo alespoň potvrdil několik planet. 7. března 2009 byla vypuštěna sonda Kepler, která má za úkol hledat vzdálené exoplanety podobné Zemi. Existuje více dalších plánovaných misí (nebo alespoň návrhů), jako např. New Worlds Mission, Darwin (ESA), Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder a PEGASE.

Označení

Za jméno hvězdy se přidá malé písmeno. Začíná se u „b“ (např. 51 Pegasi b), dále pak "c" atd. ("a" mělo být vyhrazeno pro hvězdu samotnou, na rozdíl od celého systému, to se ale neuchytilo).

Písmena se přiřazují planetám na základě pořadí v němž byly objeveny, nikoli v závislosti na jejich poloze. Například v systému Gliese 876 byla poslední objevená planeta pojmenována Gliese 876 d, přestože je blíže k hvězdě než Gliese 876 b i Gliese 876 c.

Před objevem 51 Pegasi b v roce 1995 byly planety pojmenovávány různě. První nalezené planety okolo pulsaru PSR 1257+12 byly pojmenovány s velkými písmeny: PSR 1257+12 B a PSR 1257+12 C. Když byla poté v systému objevena nová, k pulsaru bližší planeta, byla pojmenována PSR 1257+12 A (namísto D).

Některé exoplanety mají i své neoficiální přezdívky. Například HD 209458 b je někdy nazývána "Osiris," a 51 Pegasi b se říká "Bellerophon." (podle řeckého mýtu o Bellerofontovi) Gliese 581 c, nejmenší objevená exoplaneta, která je také nejvíce podobná zemi, je někdy nazývána "Ymir." Mezinárodní astronomická unie nemá v plánu oficiálně pojmenovávat exoplanety z praktických důvodů.

Obecné vlastnosti

The media player is loading... Prehravac se nahrava...

Analýza barev při hledání optimálních Exoplanet

Charakteristika hvězd

Většina exoplanet obíhá okolo hvězd podobných Slunci, tedy hvězd hlavní posloupnosti spektrální třídy F, G, nebo K. Jedním z důvodů je, že většina programů hledajících exoplanety se na takovéto hvězdy zaměřuje. Přesto však statistická analýza naznačuje, že lehčí hvězdy (červení trpaslíci nebo hvězdy spektrální třídy M) buď nemají planety nebo mají adekvátně nižší hmotnost, načež jsou hůře detekovatelné.[3] Nedávná pozorování Spitzerovým vesmírným dalekohledem ukazují, že hvězdy spektrální třídy O, které jsou mnohem teplejší než Slunce, způsobují efekt „fotovypařování,“ který zpomaluje formování planet.[4]

Hvězdy jsou tvořeny převážně lehkými prvky – vodík a hélium. Také obsahují malé množství těžších prvků jako např. železo. Množství těchto těžších prvků je vyjádřeno „metallicitou“ (kovovostí) hvězdy. U hvězdy s vyšší metallicitou je mnohem pravděpodobnější, že bude mít planety a tyto planety bývají těžší než planety okolo hvězd s nižší metalicitou.[5]

Změřené vlastnosti

Většina známých exoplanet byla objevena nepřímými metodami a můžeme tedy určit pouze některé její fyzikální a orbitální parametry. Metoda radiální rychlosti poskytuje všechny orbitální parametry kromě sklonu. Z neznámého sklonu vyplývá neznámá hmotnost (přesněji je známa minimální hmotnost). Někdy může ve skutečnosti kolem hvězdy obíhat mnohem hmotnější objekt než planeta, např. hnědý trpaslík. Nicméně pokud je orbita planety k nám kolmá (inklinace blízká 90°), můžeme vidět jak planeta prochází před hvězdou a můžeme tedy určit její skutečnou hmotnost a změřit poloměr. Navíc díky astronomickým pozorováním a studiím dynamiky planetárních systémů můžeme vymezit možnou hmotnost planety.

Díky spektroskopickým měřením v průběhu přechodu planety přes kotouč hvězdy můžeme určit složení atmosféry.[6] V době druhotného přechodu (tj. když je planeta za hvězdou) můžeme přímo měřit infračervené vyzařování planety. Navíc, pozorování infračerveného záření může pomoci studovat teplotní vlastnosti blízkých planet.

Důsledky výběru pozorování

Všechny exoplanety objevené metodou radiální rychlosti (modré tečky), změnou jasu hvězdy (červené), gravitační čočky (žluté), k 24. prosinci 2004. Také ukazuje limity nadcházející generace vesmírných i pozemních detektorů

Drtivá většina dosud nalezených exoplanet má velmi vysokou hmotnost. Všechny kromě šesti mají více než desetinásobnou hmotnost Země. Mnoho z nich je podstatně hmotnější než Jupiter, nejtěžší planeta sluneční soustavy. Nicméně tyto vysoké hmotnosti jsou zčásti důsledkem výběru pozorování: každá z metod hledání snadněji objeví hmotnou planetu. Díky takovému zkreslení je statistická analýza obtížná, nicméně se zdá, že lehčí planety jsou ve skutečnosti častější než těžké planety, alespoň v rámci rozsahu zahrnujícího všechny gigantické planety. Navíc fakt, že astronomové objevili několik planet pouze několikrát hmotnější než Země, přes obtížnost jejich detekce, naznačuje že mohou být celkem časté.[5]

Spousta exoplanet obíhá okolo své hvězdy mnohem blíž než kterákoli planeta v naší sluneční soustavě. Toto je znovu převážně důsledek výběru pozorování. Metoda radiální rychlosti je nejcitlivější na planety s malou orbitou. Astronomové byli zprvu překvapeni těmito „horkými Jupitery“, ale dnes je jasné, že většina exoplanet (nebo alespoň většina těžkých exoplanet) mají mnohem větší orbity, některé dokonce v obyvatelné oblasti, kde jsou podmínky pro vodu v tekutém stavu a teoreticky také život. Zdá se pravděpodobné, že ve většině exoplanetárních systémů jsou 1 nebo 2 obří planety s orbitami srovnatelným s těmi Jupiterovými či Saturnovými.

Orbitální excentricita vyjadřuje jak moc je orbita eliptická. Většina známých exoplanet mají relativně vysokou excentricitu. Toto však není důsledek výběru pozorování, jelikož excentricita neovlivňuje obtížnost detekce. Vysoká excentricita je hádankou, jelikož dnešní teorie předpokládá vznik planet na kruhových orbitách. Jedna z možných teorií, je že by v systému mohl být další společník (např. hnědý trpaslík).[7] To také naznačuje, že by naše sluneční soustava mohla být neobvyklá, jelikož všechny planety (kromě Merkuru) obíhají po téměř kruhových orbitách.[5]

Nezodpovězené otázky

Ohledně exoplanet zůstává spousta nezodpovězených otázek, jako například jejich složení nebo přítomnost měsíců. Nedávný objev toho, že několik zkoumaných exoplanet obsahuje vodu ukazuje, že se je toho o exoplanetách ještě hodně co učit. Další otázkou je, jestli by mohly podporovat život. Několik planet má oběžné dráhy v obyvatelné oblasti, kde by mělo být možné v pozemských podmínkách přežít. Většina z nich jsou však obří planety více podobné Jupiteru než Zemi; pokud by však měly tyto planety měsíce, mohly by tyto měsíce být příznivější pro život. Odhalení života (jiného než je vyspělá civilizace) na mezihvězdných vzdálenostech je neskutečně vyzývavý technický úkol, který nebude ještě mnoho let dosažitelný.

Význačné objevy exoplanet

První objevy

První milník v objevech exoplanet byl rok 1992, kdy Wolszczan a Frail publikovali výsledky pozorování v časopise „Nature“ indikující, že okolo pulsaru PSR B1257+12 obíhá planeta.[8] Aleksander Wolszczan objevil tento milisekundový pulsar v roce 1990 na rádiové observatoři v Arecibu. To byly vůbec první potvrzené exoplanety a jsou stále považované za velmi neobvyklé v tom, že obíhají okolo pulsaru.

První potvrzenou exoplanetou (51 Pegasi b) obíhající okolo hvězdy hlavní posloupnosti (51 Pegasi) oznámili Michel Mayor a Didier Queloz také v časopise „Nature“ 6. října 1995.[9] Astronomy nejprve zaskočil tento „horký Jupiter“, ale brzy se jim podařilo nalézt další podobné planety.

Další význačné objevy

Počty ročně objevených exoplanet

Od té doby došlo k mnoha dalším význačným objevům, např.:

1996, 47 Ursae Majoris b
Tato planeta typu Jupiter byla první objevená planeta s dlouhou periodou, obíhající 2,11 AU (1 AU = vzdálenost Země - Slunce), s excentricitou e = 0,049. V systému je ještě další planeta obíhající ve vzdálenosti 3,79 AU. Nicméně v roce 2006 byly její původní parametry vyvráceny, momentálně obíhá ve vzdálenosti dokonce 7,73 AU s excentricitou 0,005, avšak stále existuje veliká nepřesnost.
1998, Gliese 876 b
První planeta obíhající okolo červeného trpaslíka Gliese 876. Obíhá k němu blíže než Merkur k Slunci. Následně bylo objeveno více planet blíže ke hvězdě.[10]
1999, Upsilon Andromedae
První víceplanetární systém. Obsahuje 3 planety, všechny podobné Jupiteru. Planety b, c, d byly ohlášeny v letech 1996, 1999 a 1999. Obíhají ve vzdálenostech 0,0595, 0,830, a 2,54 AU.[11]
1999, HD 209458 b
Tato planeta, původně nalezená pomocí metody měření radiální rychlosti, byla první, u které byl spatřen přechod přes kotouč hvězdy.[12]
2001, HD 209458 b
Astronomové s použitím Hubbleova vesmírného dalekohledu změřili atmosféru na HD 209458 b. Našli spektroskopické znaky sodíku, ale méně než očekávali, což naznačuje, že vysoké mraky „zatemňují“ spodní vrstvy atmosféry.[13]
2001, Iota Draconis b
První nalezená planeta obíhající okolo obří hvězdy. Jde o oranžového obra, což poskytuje důkaz o přežití a chování planet obíhajících obří hvězdy. Obří hvězdy pulsují, což by mohlo napodobovat přítomnost planety. Tato planeta je však velmi hmotná s velmi excentrickou orbitou. Její průměrná vzdálenost od hvězdy je 1,275 AU.[14]
Planeta PSR B1620-26c obíhající okolo pulsaru (objevena 2003). Je 12,5 miliardy let stará, což z ní dělá nejstarší známou planetu.(Představa malíře)
2003, PSR B1620-26c
10. července potvrdil tým vědců vedený Steinnem Sigurdssonem za pomoci Hubbleova vesmírného dalekohledu nejstarší známou exoplanetu. Planeta se nachází v kulovém clusteru M4, zhruba 5600 světelných let od země v souhvězdí štíra. Jde o jedinou známou planetu obíhající okolo binárního systému, jehož jednou hvězdou je pulsar a druhou bílý trpaslík. Planeta je 2x hmotnější než Jupiter a je téměř 13 miliard let stará.[15]
2004, OGLE-2003-BLG-235Lb
První exoplaneta nalezená metodou gravitační čočky
2008, Fomalhaut b
První exoplaneta objevená přímým pozorováním ve viditelném světle.[16]

Reference

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Situace na trhu. Gliese [online]. 2009-10-05, roč. 2, čís. 4 [cit. 2010-01-02], s. 45. Dostupné online. ISSN 1803-151X
  2. ↑ Astronomové objevili první planetu mimo Mléčnou dráhu
  3. ↑ BONFILS, X.; FORVEILLE, T.; DELFOSSE, X., et al. The HARPS search for southern extra-solar planets VI: A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581. Astronomy & Astrophysics, 2005, čís. 443, s. L15 – L18. DOI:10.1051/0004-6361:200500193.
  4. ↑ Linda Vu. Planets Prefer Safe Neighborhoods. 2006-10-03, [cit. 2007-09-01] Dostupné online.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 MARCY, G.; BUTLER, R.; FISCHER, D., et.al. Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities. Progress of Theoretical Physics Supplement, 2005, čís. 158, s. 24 – 42.
  6. ↑ CHARBONNEAU, D., et al. When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars. In Protostars and Planets V. [s. l.] : University of Arizona Press, 2006. Dostupné online.
  7. ↑ Scientists Snap Images of First Brown Dwarf in Planetary System (News Release) [online]. 2006-09-18, [cit. 2006-09-28]. Dostupné online.  
  8. ↑ Wolszczan, A, Frail, D. A. A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12. Nature, 1992, čís. 355, strana 145 – 147.
  9. ↑ Mayor, Michel, Queloz, Didier A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature, 1995, čís. 378, s. 355 – 359. Dostupné online.  
  10. ↑ John Nobile Wilford. New Planet Detected Around a Star 15 Light Years Away. The New York Times, 2001. Dostupné online.  
  11. ↑ Blake Edgar, Megan Watzke, Carol Rasmussen Multiple planets discovered around Upsilon Andromedae. Extrasolar planets, 1999, čís. 415, 617, 303, s. 338 – 6747, 495 – 7463, 497 – 8611. Dostupné online.  
  12. ↑ HENRY, G. W., et al. A Transiting "51 Peg-like" Planet. The Astrophysical Journal Letters, 2000, čís. 529, s. L41 – L44. Dostupné online.  
  13. ↑ Charbonneau, D., Brown, T.; Noyes, R.; Gilliland, R. Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere. The Astrophysical Journal, 2002, čís. 568, s. 377 – 384. Dostupné online.  
  14. ↑ Frink, et al. Discovery of a Substellar Companion to the K2 III Giant Iota Draconis. The Astrophysical Journal, roč. 2002, čís. 576, s. 478–484. Dostupné online.  
  15. ↑ Sigurdsson, S., Richer, H.B.; Hansen, B.M.; Stairs I.H.; Thorsett, S.E. A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation. Science, 2003, roč. 301, čís. 5630, s. 193 – 196.  
  16. ↑ NASA – Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star (anglicky)

Externí odkazy

Vyhledávací projekty
Zdroje
Novinky


Commons nabízí fotografie, obrázky a videa k tématu
Exoplanety
Citováno z „http://www1fdc.multimediaexpo.cz/mmecz/index.php/Exoplaneta“