Eksoplaneetta

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Hubblen ottama kuva Fomalhaut b -eksoplaneetasta kiertämässä Fomalhaut-tähteä

Eksoplaneetta on aurinkokuntamme ulkopuolella sijaitseva eli ekstrasolaarinen planeetta. Ensimmäinen varmistettu eksoplaneetta löydettiin vuonna 1992, ja helmikuussa 2014 löydettyjen planeettojen määrä oli jo 1 700. Lisäksi NASAn Kepler-avaruusteleskooppi on havainnut yli 3 000 eksoplaneettaehdokasta, jotka odottavat lisähavaintoja ennen löytöjen varmistamista.[1][2]

Eksoplaneetalla ei ole yleisesti hyväksyttyä määritelmää, joten arviot planeetoiksi laskettavien aurinkokunnan ulkopuolisten kappaleiden määristä vaihtelevat.[3] Vuonna 2012 julkaistun tutkimuksen mukaan Linnunradassa sijaitsevilla tähdillä on kiertolaisinaan keskimäärin 1,6 planeettaa. Lisäksi Linnunradassa saattaa olla jopa 100 000 kertaa enemmän tähtienvälisiä planeettoja kuin galaksissa on pääsarjan tähtiä. Nämä vapaat planeetat eivät ole gravitaationaalisesti sidottuja muihin kohteisiin.[4][5]

Joitakin eksoplaneettoja on löydetty kuvaamalla ne suoraan. Menetelmä on kuitenkin hankala, ja eksoplaneetat havaitaankin usein epäsuorasti tutkimalla niiden emotähteä. Yleisimmät havaintamenetelmät ovat säteisnopeusmenetelmä ja ylikulkumenetelmä.[1] Säteisnopeusmenetelmällä havainnoidaan eksoplaneetan aiheuttamaa tähden vähäistä huojumista, ja ylikulkumenetelmällä tähden kirkkauden muutosta eksoplaneetan kulkiessa sen editse.

Määritelmä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

IAU:n planeetan määritelmä koskee vain Aurinkokunnassa sijaitsevia planeettoja, joten sitä ei sovelleta Aurinkokunnan ulkopuolisiin planeettoihin.[6] Eksoplaneetalle ei siis ole olemassa yleisesti hyväksyttyä määritelmää ja näin ollen eri tahojen määritelmät, ja luvut vahvistettujen eksoplaneettojen määrästä, voivat vaihdella niiden julkaisijasta riippuen. Ainoa IAU:n eksoplaneetojen määritelmään liittyvä julkaisu on sen eksoplaneettatyöryhmän vuonna 2001 julkaisema ja 2003 päivittämä työmääritelmä. Sen mukaan:[7]

  1. Kappale, jonka todellinen massa on alle deuteriumin lämpöfuusioreaktion vaatiman massan alarajan (tämän hetkinen arvio on 13 Jupiterin massaa), ja joka on kiertoradalla tähden tai sen jäänteen ympärillä, on planeetta. Planeetan massan ja koon alarajan tulisi olla sama kuin mitä Aurinkokunnan planeetoille on määritelty.
  2. Tähteä pienemmät kappaleet, joiden todellinen massa on suurempi kuin deuteriumin lämpöfuusioreaktion massarajan, ovat ruskeita kääpiöitä, riippumatta siitä miten ne ovat muodostuneet tai missä ne sijaitsevat.
  3. Nuorissa tähtijoukoissa vapaasti liikkuvat kappaleet, joiden massa on alle deuteriumin lämpöfuusioreaktion massarajan, eivät ole planeettoja vaan ruskeita alikääpiöitä.

NASAn ylläpitämän eksoplaneettatietokannan hyväksymiskriteeri on alle 30 Jupiterin massan koko.[3] Exoplanet Encyclopaedia lukee planeetaksi lähtökohtaisesti alle 13 Jupiterin massaisen taivaankappaleen, mutta hyväksyy tietokantaansa myös alle 20 Jupiterin massaiset kiertolaiset mikäli saman tähden kiertoradalla on havaittu vähintään yksi toinen planeetta.[8]

Havaintohistoria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eksoplaneettojen vuotuiset löytömäärät. Eri värit vastaavat eri havaintomenetelmiä:
  Ajoitus
  Suora kuvaaminen
  Mikrolinssimenetelmä

Ensimmäiset eksoplaneetat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

On pitkään väitetty, että joidenkin tähtien ympärillä kiertää planeettoja. Esimerkiksi Peter van de Kamp väitti jo 1960-luvun lopulla, että Barnardin tähteä kiertää planeetta, joka aiheuttaa jaksollisia muutoksia Barnardin tähden paikkaan. Muut tutkijat eivät ole kyenneet todentamaan väitettä.[9]

Ensimmäiset vahvistetut eksoplaneetat löytyivät vuonna 1992, kun Aleksander Wolszczan ja Dale Frail havaitsivat planeettoja pulsari PSR 1257+12:n ympäriltä.[10] Planeetat aiheuttivat muutoksia millisekuntipulsarin paikkaan ja sitä kautta pulsarin lähettämien radiopulssien saapumisaikoihin.[11] Aikaisemmin oli jo julkaistu väittämiä löydetyistä eksoplaneetoista, mutta niiden olemassaoloa ei ollut voitu vahvistaa. Yksi tällainen oli vuonna 1988 julkaistu tutkimus, jonka mukaan Gamma Cepheillä olisi planeetta.[12] Planeetan olemassaolo vahvistettiin vuonna 2003.[13]

Ensimmäinen valokuva eksoplaneetasta. Planeetta 2M1207b näkyy kuvassa punaisella ja sen tähti 2M1207 keskellä.

Ensimmäisen auringonkaltaista tähteä kiertävän eksoplaneetan löysivät 1995 sveitsiläiset Michel Mayor ja Didier Queloz. Heidän onnistui mitata spektrometrillä 51 Pegasi -tähtijärjestelmässä sijaitsevan eksoplaneetan vetovoimavaikutus keskustähteensä.[10] Planeetta 51 Pegasi b on kaasuplaneetta, ja se kiertää keskustähteään lähempänä kuin Merkurius Aurinkoa.[14]

Tutkimus kehittyy[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Aluksi havaittujen eksoplaneettojen kiertoradat olivat hyvin soikeita, ja ne sijaitsivat lähellä keskustähteä. Monet löydetyt eksoplaneetat olivat 51 Pegasi b:n kaltaisia kuumia jupitereita, eli karkeasti Jupiterin massaisia jättiläisplaneettoja, jotka kiertävät emotähteään hyvin lähellä. Tämän tyyppisten eksoplaneettojen uskottiin olevan yleisiä, mutta myöhemmät tutkimukset osoittivat niiden olevan huomattavasti harvinaisempia.[15]

Ensimmäinen pääsarjaan kuuluvan tähden ympäriltä löytynyt usean planeetan järjestelmä oli Upsilon Andromedaen järjestelmä, joka vahvistettiin vuonna 1999.[16] Ensimmäisen elinkelpoisella vyöhykkeellä sijaitsevan eksoplaneetan, Gliese 581 c:n, löytymisestä ilmoitettiin 24. huhtikuuta 2007.[17] Ensimmäiset auringonkaltaista tähteä kiertävät maankokoiset planeetat löydettiin Keplerin keräämän aineiston avulla vuonna 2011.[18]

Ensimmäinen suora kuva eksoplaneetasta oli lähellä infrapunavaloa olevilla taajuuksilla otettu kuva 2M1207b:stä.[19] Ensimmäinen silmin nähtävän valon avulla valokuvattu eksoplaneetta oli pölykiekkotähti Fomalhautia kiertävä eksoplaneetta. Fomalhaut b:n kuvat julkaistiin Science-lehdessä 14. marraskuuta 2008.[20][21] Ensimmäinen kartta eksoplaneetan pilvistä oli vuonna 2013 julkaistu jättiläisplaneetta Kepler-7b:n pilvikartta. Kartan muodostamisessa käytettiin Spitzerin ja Keplerin keräämiä aineistoja.[22]

Vuoden 2014 alussa havaittujen eksoplaneettojen määrä oli kasvanut jo noin tuhanteen. 26. helmikuuta 2014 NASA julkaisi tiedon, että 715 Kepler-avaruusteleskoopin aiemmin havaitseman eksoplaneetan olemassaolo oli varmistettu. Näin varmistettujen eksoplaneettojen määrä kasvoi noin 1 700:n. Suurin osa planeetoista oli Neptunusta pienempiä.[2][23]

Yleisyys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Gliese 876 b on Gliese 876-tähteä kiertävän planeettakunnan neljästä havaitusta planeetasta toiseksi ulommainen. Planeetan tunniste on kirjain 'b' koska se oli planeettakunnan ensimmäinen löydetty planeetta. Taiteilijan näkemys Gliese 876 b:stä.

Vuonna 2012 julkaistun Probing Lensing Anomalies NETworkin keräämän aineiston pohjalta tehdyn tutkimuksen mukaan Linnunradassa sijaitsee yli 100 miljardia planeettaa, joista yli 10 miljardia on kiviplaneettoja.[24] Tutkimuksessa selvitettiin 0,5–10  AU:n päässä keskustähdestään kiertävien planeettojen määrää ja todettiin jokaisella tähdellä olevan keskimäärin 1,6 kiertolaista. Eri planeettatyyppien yleisyydestä todettiin 17 %:lla tähdistä olevan Jupiterin massainen kiertolainen, 52 %:lla kylmä neptunus ja 62 %:lla supermaa.[4]

Galakseissa on tähtien kiertoradoille sidottujen eksoplaneettojen lisäksi myös tähtienvälisiä planeettoja, jotka eivät ole gravitaatiolla sidottuja mihinkään muuhun taivaankappaleeseen. Monthly Notices of the Royal Astronomical Societyssa vuonna 2012 julkaistun tutkimuksen mukaan näitä planeettoja saattaisi Linnunradassa olla jopa 100 000 kertaa enemmän kuin tähtiä.[5]

Jättiläisplaneettoja on huomattu löytyvän yleisemmin tähdiltä, joiden metallipitoisuus on korkea.[25] Pienempien planeettojen esiintymisen ei sen sijaan ole todettu olevan riippuvainen tähden metallisuudesta.[26] Planeettoja omaavilla tähdillä on myös huomattu olevan yleisemmin tavallista vähemmän litiumia.[27]

Nimeäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eksoplaneettojen viralliset nimet muodostetaan lisäämällä planeetan keskustähden nimen perään pieni kirjain. Kirjaimet alkavat 'b':stä ja määrittyvät planeettojen löytöjärjestyksen mukaan. Näin ollen planeettakunnan ensimmäisenä löytynyt planeetta on 'b' ja toisena löytynyt 'c'. Planeettojen nimikkeet pysyvät samoina vaikka planeettakunnasta löydettäisiin myöhemmin lisää planeettoja.[28] Elokuussa 2012 aakkosissa viimeinen vahvistetulle planeetalle annettu kirjain oli 'h'.[29] Vuonna 2009 IAU päätti työryhmänsä suosituksen perusteella olla antamatta eksoplaneetoille erillisnimiä. Eksoplaneettojen valtavan määrän vuoksi työryhmä piti niiden nimeämistä epäkäytännöllisenä. Vuonna 2013 IAU otti nimeämisen uudestaan harkintaansa ja elokuussa 2013 se ilmoitti ottavansa vastaan ehdotuksia eksoplaneettojen erillisnimiksi. Näiden erillisnimien tulee noudattaa IAU:n pikkuplaneettojen nimeämiseen asettamia sääntöjä ja rajoituksia.[30][31]

Ominaisuudet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eri koostumuksen omaavien planeettojen teoreettiset koot. Vasemmalta oikealle: rauta, silikaatti, hiili, vesi, hiilidioksidi, vety.

Eksoplaneetojen ominaisuuksien tutkimusta vaikeuttaa niiden etäisyys Maasta. Havaintomenetelmien rajoitteet ovat perinteisesti aiheuttaneet otosvääristymän, kun suuret ja lähellä keskustähteään kiertävät planeetat ovat olleet yliedustettuina.[32]

Pienimmät löydetyt eksoplaneetat ovat massaltaan Merkuriusta pienempiä ja suurimmat yli kolmekymmentä kertaa Jupiterin kokoisia. Aurinkokunnan planeettojen tapaa eksoplaneetat voidaan jakaa karkeasti kaasujättiläisiin ja kiviplaneettoihin. Eksoplaneettojen kohdalla planeettatyyppien koot kuitenkin vaihtelevat huomattavasti enemmän kuin Aurinkokunnassa. Pienimpien kaasuplaneettojen massat ovat muutaman Maan massan suuruisia ja suurimpien kiviplaneettojen massat jopa kymmenen Maan massaa. Maata suurempia kiviplaneettoja kutsutaan supermaiksi.[33]

Monien ylikulkumenetelmällä havaittavien planeettojen on huomattu olevan merkittävästi suurempia, kuin mitä tunnettujen fysiikan teorioiden mukaan olisi niiden massa huomioon ottaen todennäköistä.[33] Planeettojen kiertoajat vaihtelevat alle vuorokaudesta satoihin vuosiin.[29] Moniplaneettaiset järjestelmät ovat usein resonanssissa ja planeettojen kiertoratojen eksentrisyys voi olla korkea. Näistä johtuen Keplerin lait eivät kykene selittämään kaikkia eksoplaneetoilla havaittuja liikeratoja.[34]

Havaitseminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eksoplaneettojen suora kuvaaminen on vaikeaa, koska pienemmät kohteet hukkuvat helposti kirkkaan keskustähden valoon. Havaitsemista vaikeuttavat myös tähden ilmakehän rauhattomuus ja teleskooppien huono erotuskyky.[35] Eksoplaneettojen suoran havaitsemisen vaikeuden vuoksi niiden havaitsemiseen on kehitetty useita epäsuoria menetelmiä.[10]

Menetelmät[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähteä kiertävä eksoplaneetta voidaan havaita sen kulkiessa keskustähtensä ja maan välistä, sekä kiertolaisen keskustähden kiertorataan aiheuttamista muutoksista.

Säteisnopeusmenetelmä ja ylikulkumenetelmä ovat epäsuoria menetelmiä, joiden avulla on löydetty valtaosa kaikista varmistuneista eksoplaneetoista. Molemmilla menetelmillä löydetyt planeetat sijaitsevat tyypillisesti verrattain lähellä keskustähteään.[4] Säteisnopeusmenetelmä perustuu keskustähden spektriä tarkkailemalla selvitetyn Doppler-ilmiön perusteella tehtyyn säteisliikkeen mittaamiseen.[10] Säteisnopeusmenetelmän avulla on löydetty yli 60 % vahvistetuista eksoplaneetoista (elokuussa 2012).[36] Ylikulkumenetelmän avulla voidaan havaita eksoplaneettoja, kun ne kulkevat keskustähtensä ja Maan välistä. Tähden kiekon yli kulkeva valo pimentää hyvin pienen osan tähdestä säännöllisin väliajoin.[10]

Pulsariajoituksen avulla on mahdollista jäljittää pulsaria kiertäviä taivaankappaleita. Pulsari lähettää tasaisin väliajoin radioaalloista muodostuvia pulsseja. Mahdollinen kiertolainen aiheuttaa muutoksia pulssien ajoitukseen, ja ajoituspoikkeamia voidaan käyttää eksoplaneettojen havaitsemiseen. Astrometrian avulla voidaan havaita eksoplaneetta, kun se ratajaksonsa aikana siirtelee yhteistä painopistettä kiertävää keskustähteään. Mikrolinssien avulla voidaan havaita eksoplaneettoja niiden painovoiman vuoksi taittuneiden valonsäteiden perusteella.[10] Tällä tavalla voidaan löytää planeettoja, jotka sijaitsevat kauempana keskustähdestään kuin säteisnopeus- ja ylikulkumenetelmillä löydetyt planeetat.[4]

Välineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eksoplaneettojen etsimistä varten on rakennettu useita satelliitteja ja luotaimia. Ranskan avaruusjärjestön CNESin CoRoT-satelliitti laukaistiin kiertoradalleen joulukuussa 2006 ja saattaa löytää jopa Maan kokoluokan planeettoja ylikulkumenetelmällä.[37] NASAn Kepler-luotain etsi Maan kokoluokan planeettoja ylikulkumenetelmällä. Se laukaistiin kohti Aurinkoa kiertävää rataansa maaliskuussa 2009 ja oli toiminnassa toukokuussa 2013 tapahtuneeseen rikkoutumiseensa asti.[38][39] Myös Hubble-avaruusteleskoopin ottamista suorista valokuvista on pystytty löytämään useita eksoplaneettoja.[40] Euroopan avaruusjärjestön ESAn Gaia-luotaimen toivotaan löytävän kymmeniätuhansia eksoplaneettoja mittaamalla tähtien sijainnin ja säteisnopeuden muutoksia. Sen laukaisu on suunniteltu tapahtuvan vuonna 2013.[41] Avaruusteleskooppien lisäksi eksoplaneettoja etsitään myös maassa olevilla laitteilla. Näistä menestynein on HARPS, joka oli vuoteen 2011 mennessä löytänyt 150 eksoplaneettaa.[42] NASA:n tulevan projektin, TESS-satelliitin, tarkoitus on etsiä eksoplaneettoja ylikulkumenetelmän avulla. Satelliitti on suunniteltu laukaistavaksi vuonna 2017.[43]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Planet Counts Exoplanet Archive. NASA. Viitattu 3.9.2012. (englanniksi)
  2. a b Varmistettujen eksoplaneettojen määrä kasvoi yli puolella Tähdet ja avaruus. 27.2.2014. Viitattu 2.3.2014.
  3. a b Exoplanet Criteria for Inclusion in the Exoplanet Archive NASA Exoplanet Archive. NASA. Viitattu 26.8.2012. (englanniksi)
  4. a b c d A. Cassan, et al.: One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations. Nature, 12.1.2012, 481. vsk, s. 167–169. doi:10.1038/nature10684. arXiv:1202.0903v1 Viitattu 29.8.2012. (englanniksi)
  5. a b Louis E. Strigari, Matteo Barnabe, Philip J. Marshall, Roger D. Blandford: Nomads of the Galaxy. Mon.Not.Roy.Astron.Soc., 12.1.2012, 423. vsk, s. 1856-1865. arXiv:1201.2687. arXiv:1201.2687 Viitattu 29.8.2012. (englanniksi)
  6. Definition of a Planet in the Solar System (pdf) IAU. Viitattu 26.8.2012. (englanniksi)
  7. AU position statement on the definition of a "planet" 28.2.2003. IAU Working Group on Extrasolar Planets. Viitattu 26.8.2012. (englanniksi)
  8. About the use of this catalog Exoplanet Encyclopaedia. 27.11.2007. Viitattu 26.8.2012. (englanniksi)
  9. P. van de Kamp: Alternate dynamical analysis of Barnard's star. Astronomical Journal, 1969, 74. vsk, s. 757–759. doi:10.1086/110852. (englanniksi)
  10. a b c d e f Exoplanets press kit (pdf) ESO European Southern Observatory. Viitattu 17.8.2012. (englanniksi)
  11. A. Wolszczan, D. A. Frail: A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 1. Nature, 9.1.1992, 355. vsk, s. 145 - 147. (englanniksi)
  12. Campbell, Bruce; Walker, G. A. H.; Yang, S.: A search for substellar companions to solar-type stars. Astrophysical Journal, 1988, 331. vsk, s. 902-921. doi:10.1086/166608. (englanniksi)
  13. A.P. Hatzes et al.: A Planetary Companion to Gamma Cephei A. Astrophysical Journal, 2003, 599. vsk, nro 2, s. 1383–1394. doi:10.1086/379281. Artikkelin verkkoversio Viitattu 23.8.2012. (englanniksi)
  14. Michel Mayor, Didier Queloz: A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature, 23.11.1995, 378. vsk, s. 355–359. doi:10.1038/378355a0. (englanniksi)
  15. Where are the giants? PlanetQuest. 8.8.2012. Jet Repulsion Laboratory. Viitattu 26.8.2012. (englanniksi)
  16. Jack J. Lissaue: Three planets for Upsilon Andromedae. Nature, 22.4.1999, 398. vsk, nro 659. doi:10.1038/19409. Artikkelin verkkoversio Viitattu 23.8.2012. (englanniksi)
  17. Tutkijat löysivät Maan kaltaisen planeetan HS.fi. 25.4.2007. Viitattu 17.8.2012. (suomeksi)
  18. NASA Discovers First Earth-size Planets Beyond Our Solar System NASA. Viitattu 27.8.2012. (englanniksi)
  19. Yes, it is the Image of an Exoplanet 30.4.2005. European Southern Observatory. Viitattu 1.9.2012. (englanniksi)
  20. Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star 11.13.08. NASA. Viitattu 1.9.2012. (englanniksi)
  21. Paul Kalas, et al.: Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth. Science, , 322. vsk, nro 5906, s. 1345-1348. doi:10.1126/science.1166609. (englanniksi)
  22. Mikko Suominen: Ensimmäinen eksoplaneetan pilvikartta luotiin avaruusteleskooppien havainnoista Tähden ja avaruus. 02.10.2013. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa. Viitattu 3.10.2013.
  23. Johnson, Michele & Harrington, J. D.: NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds 26.2.2014. NASA. Viitattu 2.3.2014.
  24. The Milky Way's 100 Billion Planets 2012. NASA. Viitattu 29.8.2012. (englanniksi)
  25. G.Marcy, R.P.Butler, D.A.Fischer, S.S.Vogt, J.T.Wright, C. G. Tinney, H. R.A. Jones: Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. Progress of Theoretical Physics Supplement, 13.6.2005, 158. vsk, s. 24–42. doi:10.1143/PTPS.158.24. arXiv:astro-ph/0505003v2 Viitattu 30.8.2012. (englanniksi)
  26. Lars A. Buchhave, et al.: An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities. Nature, 2012, 486. vsk, s. 375–377. doi:10.1038/nature11121. Artikkelin verkkoversio Viitattu 30.8.2012. (englanniksi)
  27. Garik Israelian et al.: Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets. Nature, 2009, 462. vsk, s. 189-191. doi:10.1038/nature08483. arXiv:0911.4198 Viitattu 30.8.2012. (englanniksi)
  28. Michael Perryman: The Exoplanet Handbook, s. 6. Cambridge University Press, 2011. ISBN 9780521765596. Teoksen verkkoversio (viitattu 29.8.2012). (englanniksi)
  29. a b Confirmed Planets NASA. Viitattu 3.9.2012. (englanniksi)
  30. Naming Astronomical Objects Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni. Viitattu 16.9.2013. (englanniksi)
  31. Public Naming of Planets and Planetary Satellites: Reaching Out for World wide Recognition with the Help of the IAU (pdf) 13.8.2013. Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni. Viitattu 16.9.2013. (englanniksi)
  32. Andrew Cumming: Statistical Distribution of Exoplanets. Exoplanets, 2011, s. 191. Google books Viitattu 3.9.2012. (englanniksi)
  33. a b I. Baraffe and G. Chabrier and T. Barman: The physical properties of extra-solar planets. Reports on Progress in Physics, 2010, 73. vsk, nro 16901. doi:10.1088/0034-4885/73/1/016901. arXiv:1001.3577 Viitattu 1.9.2012. (englanniksi)
  34. Daniel C. Fabrycky: Non-Keplerian Dynamics. Exoplanets, 2010. arXiv:1006.3834 Viitattu 3.9.2012. (englanniksi)
  35. The Exoplanet Handbook, s. 149
  36. Catalog Exoplanet.eu. 5.7.2012. Pariisin observatorio. Viitattu 22.8.2012. (englanniksi)
  37. Constantly stretching the limits of the Universe CNES. Viitattu 21.8.2012. (englanniksi)
  38. Kepler lähti planeettajahtiin HS.fi. 6.3.2009. Viitattu 21.8.2012. (suomeksi)
  39. Nasan planeetanmetsästäjä Kepler meni rikki Tekniikka ja Talous. 16.5.2013. Viitattu 17.5.2013.
  40. Hubble discovers 100 new planets 2.7.2004. BBC. Viitattu 21.8.2012. (englanniksi)
  41. GAIA European Space Agency. Viitattu 21.8.2012. (englanniksi)
  42. HARPS löysi viisikymmentä uutta eksoplaneettaa 12.9.2011. European Southern Observatory. Viitattu 5.9.2012. (englanniksi)
  43. NASA selects MIT-led TESS project for 2017 mission MIT news. 5.4.2013. Massachusetts Institute of Technology. Viitattu 3.10.2013. (englanniksi)

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Eksoplaneetta.
Planeettatietokantoja
Etsintäprojekteja
Resursseja