Lompat ke isi

Planet luar surya

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Planet Fomalhaut b (inset Fomalhaut awan debu antarplanet) foto diambil dari koronagraf Hubble Space Telescope (NASA photo)
Gliese 581, salah satu planet ekstrasurya.

Planet luar surya, atau eksoplanet, adalah planet di luar Tata Surya. Sampai dengan 1 September 2021, terdapat 4.834 planet terkonfirmasi di dalam 3.572 sistem keplanetan, 795 di antaranya memiliki lebih dari satu planet.[1] Sebagian besar telah terdeteksi melalui metode pengamatan langsung kecepatan radial (radial velocity) dan metode-metode lainnya selain penginderaan. Kebanyakan dari planet yang telah ditemukan tersebut adalah planet raksasa besar seperti Jupiter, bukan planet kecil yang padat dikarenakan keterbatasan dalam teknologi deteksi. Berdasarkan proyeksi pendeteksian terkini, planet-planet yang jauh lebih kecil, ringan, dan berbatu akhirnya akan melebihi jumlah planet gas raksasa luar surya.[2]

Planet-planet luar surya menjadi subjek penelitian ilmiah di pertengahan abad ke-19. Banyak astronom menduga bahwa planet-planet tersebut ada, tetapi mereka tidak tahu seberapa banyak planet-planet tersebut, atau semirip apa dengan planet-planet di Tata Surya. Deteksi pertama yang dikonfirmasi adalah melalui metode kecepatan radial dilakukan pada tahun 1995, yang menyatakan bahwa terdapat planet gas raksasa di sekitar bintang 51 Pegasi yang termasuk ke dalam bintang Kelas G. Frekuensi deteksi dengan metode tersebut cenderung meningkat sejak itu.[3] Diperkirakan sedikitnya 10% dari bintang seperti matahari terdapat planet-planet, dan jumlah yang sebenarnya mungkin lebih banyak.[4] Penemuan planet-planet ekstrasurya mempertegas pertanyaan apakah terdapat kehidupan pada beberapa planet ekstrasurya tersebut.[5]

Saat ini Gliese 581 d, planet ketiga dari bintang katai merah Gliese 581 (sekitar 20 tahun cahaya dari Bumi), tampaknya merupakan contoh terbaik dari kemungkinan wilayah eksoplanet yang mengorbit dekat dengan zona sekitar bintang atau mataharinya. Meskipun Gliese 581 d tampaknya berada di luar apa yang disebut "zona layak huni", perhitungan selanjutnya kembali menegaskan posisinya.[6]

Eksoplanet paling masif yang diketahui adalah Draugr (juga dikenal sebagai PSR B125+12 A atau PSR B125+12 b,[7][8][9] dengan massa sekitar 30 kali massa Jupiter. Namun, menurut beberapa definisi planet (berdasarkan fusi nuklir deuterium[10]), planet ini terlalu masif untuk disebut sebagai planet dan mungkin merupakan katai coklat. Waktu orbit yang diketahui untuk eksoplanet bervariasi, mulai kurang dari satu jam (untuk yang paling dekat dengan bintangnya) hingga ribuan tahun. Sebagian eksoplanet berada sangat jauh dari bintangnya sehingga sulit untuk mengetahui apakah mereka terikat secara gravitasi dengan bintangnya.

Penemuan eksoplanet telah meningkatkan minat dalam pencarian kehidupan di luar Bumi. Ada ketertarikan khusus pada planet-planet yang mengorbit di zona layak huni sebuah bintang dimana air cair adalah prasyarat untuk kehidupan yang kita kenal, bisa saja di permukaannya. Namun studi kelayakhunian planet juga mempertimbangkan berbagai faktor lain dalam menentukan kecocokan sebuah planet untuk menjadi tuan rumah bagi kehidupan.[11]

Definisi

[sunting | sunting sumber]

IAU

[sunting | sunting sumber]

Definisi resmi dari istilah planet yang digunakan oleh International Astronomical Union (IAU) hanya mencakup Tata Surya dan dengan demikian tidak berlaku untuk eksoplanet.[12][13] Kelompok Kerja IAU untuk planet ekstrasurya mengeluarkan sebuah pernyataan posisi yang berisi definisi "planet" pada tahun 2001 dan dimodifikasi pada tahun 2003.[14] Sebuah eksoplanet didefinisikan dengan kriteria sebagai berikut:

  • Objek dengan massa sebenarnya di bawah massa pembatas untuk fusi termonuklir deuterium (saat ini menjadi 13 massa Jupiter untuk objek dengan massa matahari) yang mengorbit bintang atau sisa-sisa bintang adalah "planet" (tidak peduli bagaimana mereka terbentuk). Massa / ukuran minimum yang dibutuhkan agar sebuah objek ekstrasurya bisa dianggap sebagai planet haruslah sama dengan massa/ukuran di Tata Surya.
  • Objek-objek di luar Tata Surya yang memiliki massa di atas massa pembatas untuk fusi termonuklir deuterium adalah "katai coklat", tidak peduli bagaimana ia terbentuk atau dimana ia berada.
  • Objek-objek yang mengambang bebbas di gugus bintang muda dengan massa di bawah massa pembatas untuk fusi termonuklir deuterium bukanlah "planet", melainkan "katai coklat" (atau nama lain yang lebih tepat).

Definisi kerja ini telah diubah oleh komisi F2 IAU: Eksoplanet dan Tata Surya pada bulan Agustus 2018.[15][16] Definisi kerja resmi eksoplanet sekarang adalah sebagai berikut:

  • Objek dengan massa sebenarnya di bawah massa pembatas untuk fusi termonuklir deuterium (saat ini dihitung menjadi 13 massa Jupiter untuk objek dengan logam matahari) yang mengorbit bintang, katai coklat, atau sisa-sisa bintang dan memiliki rasio massa dengan objek pusat di bawah ketidakstabilan L4 / L5 (M / Pusat < 2 / (25 + √621)) adalah "planet" (tidak peduli bagaimana mereka terbentuk).
  • Massa / ukuran minimum yang dibutuhkan agar sebuah objek ekstrasurya bisa dianggap sebagai planet haruslah sama dengan massa / ukuran yang ada di Tata Surya.

IAU mencatat bahwa definisi ini bisa jadi akan terus berkembang seiring dengan bertambahnya pengetahuan.

Alternatif

[sunting | sunting sumber]

Definisi kerja IAU tidak selalu digunakan. Salah satu saran alternatif adalah bahwa planet harus dibedakan dari katai coklat berdasarkan pembentukannya. Diperkirakan secara luas bahwa planet raksasa terbentuk melalui akresi inti, yang terkadang menghasilkan planet dengan massa di atas ambang batas fusi deuterium;[17][18][10] planet masif semacam itu mungkin telah diamati.[19] Katai coklat terbentuk seperti bintang dari keruntuhan gravitasi langsung dari awan gas dan mekanisme pembentukan ini juga menghasilkan objek-objek yang berada di bawah batas 13 MJup dan bisa serendah 1 MJup.[20] Objek-objek dalam rentang massa ini yang mengorbit bintangnya dengan jarak ratusan atau ribuan AU dan memiliki rasio massa bintang / objek yang besar, kemungkinan besar terbentuk sebagai katai coklat; atmosfernya kemungkinan besar memiliki komposisi yang lebih mirip dengan bintang induknya dibanding planet yang terbentuk akibat akresi yang akan memiliki kelimpahan elemen yang lebih berat. Sebagian besar planet yang dicitrakan secara langsung pada bulan April 2014 berukuran masif dan memiliki orbit yang lebar sehingga mungkin mewakili akhir pembentukan katai coklat bermassa rendah.[21] Satu studi menunjukkan bahwa objek di atas 10 MJup terbentuk melalui ketidakstabilan gravitasi dan tidak boleh dianggap sebagai planet.[22]

Selain itu, batas massa 13 massa Jupiter tidak memiliki arti fisis yang pasti. Fusi deuterium dapat terjadi pada beberapa objek dengan massa di bawah batas tersebut.[10] Jumlah deuterium yang berfusi sampai batas tertentu bergantung pada komposisi objek.[23] Pada tahun 2011, Ensiklopedi Planet Ekstrasurya memasukkan objek hingga 25 massa Jupiter, dengan mengatakan, "Fakta bahwa tidak ada fitur khusus di sekitar 13 MJup dalam spektrum massa yang teramati memperkuat pilihan untuk melupakan batas massa ini."[24] Pada tahun 2016, batas ini dinaikkan menjadi 60 massa Jupiter[25] berdasarkan studi tentang hubungan massa-rapat.[26] Exoplanet Data Explorer menyertakan objek hingga 24 massa Jupiter dengan saran: "Pembedaan 13 massa Jupiter oleh Kelompok Kerja IAU secara fisik tidak termotivasi untuk planet dengan inti berbatu, dan secara observasi bermasalah karena ambiguitas sin i."[27] Arsip Exoplanet NASA menyertakan objek dengan massa (atau massa minimum) yang sama dengan atau kurang dari 30 massa Jupiter.[28] Kriteria lain untuk memisahkan planet dan katai coklat, bukan fusi deuterium, proses pembentukan atau lokasi, adalah apakah tekanan inti didominasi oleh tekanan Coulomb atau tekanan degenerasi elektron dengan garis pemisah sekitar 5 massa Jupiter.[29][30]

Sejarah penemuan

[sunting | sunting sumber]

Temuan-temuan awal

[sunting | sunting sumber]

Tidak dikonfirmasi sebelumnya, sampai tahun 1995, planet-planet ekstrasurya telah lama dianggap sebagai masuk akal. Pada abad ke-16, seorang filsuf Italia Giordano Bruno, seorang pendukung teori Copernicus menyatakan bahwa bumi dan benda-benda langit lainnya berputar mengelilingi matahari. Ini dipertegas lagi oleh Isaac Newton dalam General Scholium (1713), yang menyatakan "Dan jika Bintang-bintang tetap adalah pusat dari sistem-sistem lainnya seperti sistem ini, yang dibentuk dengan bijaksana seperti nasihat, maka semua harus tunduk pada kekuasaan Yang Satu " (trans. Motte 1729).

Tata Surya kita dibandingan dengan Sistem Bintang 55 Cancri

Klaim tentang deteksi planet-planet luar surya telah dibuat dari abad ke-19. Beberapa awal melibatkan bintang ganda 70 Ophiuchi. Dalam 1855 Capt WAS Yakub di Observatorium Madras dari East India Company melaporkan bahwa anomali-anomali orbital membuatnya "sangat mungkin" bahwa terdapat "planet" dalam sistem ini.[31] Pada tahun 1890, Thomas JJ See dari Universitas Chicago dan Observatorium Angkatan Laut Amerika Serikat menyatakan bahwa anomali-anomali orbital membuktikan keberadaan suatu benda padat di sistem 70 Ophiuchi dengan periode orbit 36 tahun mengitari salah satu bintangnya.[32] Namun, Forest Ray Moulton segera menerbitkan karya untuk membuktikan bahwa tiga sistem benda langit tersebut dengan parameter orbital akan sangat tidak stabil.[33] Pada tahun 1950-an dan 1960-an, Peter van de Kamp dari Swarthmore College membuat serangkaian deteksi klaim lain yang menonjol, kali ini untuk hal planet-planet Bintang Barnard.[34] Para astronom sekarang umumnya menganggap semua laporan deteksi dini sebagai salah.

Pada tahun 1991, Andrew Lyne, M. Bailes dan SL Shemar mengklaim telah menemukan sebuah planet di orbit pulsar sekitar PSR 1829-10 dengan menggunakan variasi waktu pulsar.[35] Klaim tersebut segera menarik perhatian, tetapi Lyne dan timnya segera menariknya.[36]

Temuan-temuan yang telah dikonfirmasi

[sunting | sunting sumber]
Artikel utama: Penemuan eksoplanet
Tata Surya kita (garis kuning) bertumpuk dengan Sistem orbit planetHD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli Ab, dan Mu Arae b (kedua bintang induknya berada di tengah)

Temuan pertama dipublikasikan setelah menerima konfirmasi dilakukan pada tahun 1988 oleh astronom Kanada Bruce Campbell, Gah Walker dan S. Yang.[37] Metode pengamatan yang mereka lakukan yaitu kecepatan radial menyimpulkan bahwa terdapat sebuah planet yang mengorbit bintang Gamma Cephei. Mereka tetap berhati-hati telah mengklaim deteksi planet yang sebenarnya, dan sikap skeptis meluas di kalangan para astronom untuk beberapa tahun ini pada observasi tersebut dan observasi sejenisnya. Hal ini terutama disebabkan kemampuan instrumen pengamatan yang sangat terbatas pada saat itu. Sumber kebingungan lain adalah beberapa kemungkinan planet ternyata adalah katai coklat, benda yang komposisinya di antara massa planet dan bintang. Tahun berikutnya, pengamatan tambahan yang telah diterbitkan mendukung keberadaan planet di bintang Gamma Cephei,[38] meskipun setelah bekerja pada tahun 1992 menimbulkan keraguan serius.[39] Akhirnya, pada tahun 2003, perbaikan teknik pengamatan semakin membuktikan keberadaan planet tersebut yang akhirnya dikonfirmasi.[40]

Pada awal 1992, astronom radio Aleksander Wolszczan dan Dale Frail mengumumkan penemuan beberapa planet yang mengorbit pulsar lainnya, PSR 1257 12.[41] Penemuan segera dikonfirmasi, dan biasanya dianggap sebagai satu dari deteksi eksoplanet yang cukup definitif. Ini adalah planet-planet pulsar yang diyakini telah dibentuk dari sisa-sisa dari Supernova yang tidak biasa yang menghasilkan pulsar, dalam putaran kedua formasi planet, atau menjadi sisa inti batuan gas Supernova raksasa yang selamat yang kemudian berputar membentuk orbit mereka saat ini.

Pada 6 Oktober, 1995, Michel Mayor dan Didier Queloz dari Universitas Jenewa mengumumkan deteksi eksoplanet pertama yang cukup definitif pada bintang deret-utama (51 Pegasi).[42] Penemuan ini dibuat di Observatoire de Haute-Provence dan terjadi pada era penemuan eksoplanet. Kemajuan teknologi, terutama dalam resolusi tinggi spektroskopi, memungkinkan pendeteksian eksoplanet-eksoplanet baru menjadi meningkat pesat. Kemajuan ini memungkinkan para astronom untuk mendeteksi eksoplanet langsung dari gravitational mereka pengukuran terhadap gerakan bintang induk mereka. Sejumlah planet-planet ekstrasurya yang akhirnya juga terdeteksi dengan mengamati variasi dalam bintang nyata dari kilau sebagai planet lewat di depannya.

Hingga saat ini, ada 519 exoplanet telah ditemukan,[3] termasuk beberapa yang konfirmasi dari klaim kontroversial dari akhir tahun 1980-an. Sistem pertama yang terdeteksi memiliki lebih dari satu planet adalah Upsilon Andromedae. Saat ini diketahui ada sekitar dua puluh Sistem multi-planet yang telah ditemukan. Di antara sistem multi-planet tersebut empat planet merupakan planet pulsar yang mengorbit dua pulsar yang berbeda. Pegamatan Inframerah dari lintasan debu dalam suatu sistem planet ekstrasurya juga menyimpulkan keberadaan jutaan komet dalam beberapa sistem ekstrasurya.

Metode-metode deteksi

[sunting | sunting sumber]

Sumber cahaya yang terpancar dari planet-planet sangat samar sekali dibandingkan dengan bintang induknya. Terlihat pada panjang gelombangnya, biasanya cahaya planet itu memiliki terang cahaya kurang dari satu persejuta dibandingkan bintang induknya. Di samping sulitnya mendeteksi suatu sumber cahaya yang sangat kecil tersebut, bintang induk cukup menyilaukan sehingga menyamarkan cahaya dari planet tersebut, hal inilah yang menyulitkan pendeteksian.

Dalam diagram ini sebuah planet (objek yang lebih kecil) mengorbit sebuah bintang, di mana planet ini pun mempunyai garis orbitnya sendiri. Pusat sistem massa ditunjukkan dengan tanda plus merah. (Dalam hal ini, garis tersebut selalu berada dalam bintang tersebut.)

Oleh sebab itu, teleskop yang ada saat ini hanya dapat menangkap gambar eksoplanet secara langsung dalam kondisi tertentu. Secara khusus, mungkin saat planet yang sangat besar (lebih besar dari Jupiter), terpisah jauh dari bintang induknya, dan sangat panas sehingga memancarkan radiasi inframerah intens, saat itulah teleskop dapat melihatnya.

Sebagian besar planet-planet ekstrasurya yang dikenal telah ditemukan melalui metode langsung:

  • Astrometri: Astrometri adalah pengukuran posisi bintang di langit dengan cara mengamati perubahan posisinya dari waktu ke waktu. Jika bintang tersebut memiliki planet, maka pengaruh gravitasi planet akan menyebabkan bintang itu sendiri untuk bergerak dalam lintasan elips yang bersama planet tersebut sama-sama mengelilingi pusat massanya(Lihat gambar di samping).
  • Kecepatan radial atau metode Doppler: Variasi dalam kecepatan yang bergerak ke arah bintang atau jauh dari Bumi - yaitu, variasi dalam kecepatan radial dari bintang sehubungan dengan Bumi - dapat dikurangi dari beratnya di bintang induk dari baris spektrum disebabkan oleh Efek Doppler. Ini merupakan teknik paling produktif yang telah lama digunakan.
  • Pulsar Waktu: Sebuah pulsar (sisa dari bintang yang kecil, ultrapadat yang telah meledak sebagai Supernova) memancarkan gelombang radio secara teratur ketika berotasi. Anomali sedikit saja dalam sinyal-sinyal radio yang memancar dapat digunakan untuk melacak perubahan pada pulsar dari gerakan yang disebabkan oleh keberadaan planet-planet.
  • Metode Transit: Jika suatu planet melintasi (atau transit) di depan bintang induknya, maka pancaran cahaya bintang itu sedikit berkurang karena terhalang oleh planet tersebut. Tingkat cahaya bintang yang berkurang tersebut tergantung pada ukuran bintang itu sendiri dan ukuran planet yang melintasinya.

Hampir semua kandidat planet ekstrasurya telah ditemukan menggunakan teleskop. Namun, hasil yang lebih baik bisa didapat jika teleskop terletak di atas atmosfer. Misi ruang angkasa COROT (diluncurkan pada bulan Desember 2006) dan Kepler (diluncurkan pada bulan Maret 2009) adalah satu-satunya misi ruang angkasa aktif yang didedikasikan untuk pencarian planet ekstrasurya. Teleskop Angkasa Hubble dan MOST telah menemukan atau menkonfirmasi beberapa planet. Ada banyak rencana atau misi ruang angkasa yang diusulkan seperti New Worlds Mission, Darwin, Misi Ruang Angkasa Interferometry, terrestrial Planet Finder, dan PEGASE.

Planet-planet ekstrasurya terkemuka

[sunting | sunting sumber]

Temuan-temuan awal

[sunting | sunting sumber]

Tonggak pertama dalam penemuan planet-planet ekstrasurya terjadi pada tahun 1992, ketika Wolszczan dan Frail menerbitkan temuannya dalam jurnal Nature yang menunjukkan bahwa ada beberapa planet pulsar di sekitar pulsar PSR B1257+12.[41] Wolszczan telah menemukan pulsar tersebut pada tahun 1990 di observatorium radio Arecibo. Ini termasuk eksoplanet pertama pernah diverifikasi, dan mereka masih dianggap sangat luar biasa karena mempunyai yang mengelilingi sebuah pulsar.

Penemuan eksoplanet pertama 51 Pegasi b yang mengorbit bintang deret-utama (51 Pegasi) diumumkan oleh Michel Mayor dan Didier Queloz di jurnal Nature pada 6 Oktober, 1995.[42] Para astronom pada awalnya terkejut oleh "Jupiter panas" ini, tetapi mereka kemudian berhasil menemukan beberapa planet lainnya yang sejenis.

Temuan-temuan penting lainnya

[sunting | sunting sumber]
Eksoplanet, berdasarkan tahun ditemukannya
  • 47 Ursae Majoris b (ditemukan tahun 1996): Ini seperti planet Jupiter yang pertama-tama ditemukan, dengan jarak sekitar 2,11 UA dari bintang induknya dengan tingkat eksentrisitas 0,049. Terdapat satu planet lainnya yang mengorbit di 3,39 UA dengan tingkat eksentrisitas 0,220 ± 0,028 dan periode orbit 2190 ± 460 hari.
  • Upsilon Andromedae: Merupakan sistem multi-planet yang pertama kali ditemukan di sekitar bintang deret-utama. Berisi tiga planet, yang semuanya adalah seperti Jupiter. Planet b, c, d yang masing-masing diumumkan pada tahun 1996, 1999, dan 1999. Planet-planet tersebut memiliki massa 0,687, 1,97, dan 3,93 MJ; posisi orbit mereka di 0,0595, 0,830, dan 2,54 AU.[43]
  • Gliese 876 b dan Gliese 876 c (ditemukan tahun 2000) merupakan dua planet yang ditemukan mengorbit sebuah bintang katai merah (Gliese 876). Orbitnya ke bintang lebih dekat dibandingkan orbit Merkurius ke Matahari. Selanjutnya Gliese 876 d dan Gliese 876 e ditemukan masing-masing pada tahun 2005 dan 2010.[44]
  • 55 Cancri: Merupakan sistem multi-planet yang terkenal yang pertama kali ditemukan pada tahun 1996 (55 Cancri b). Beranggotakan lima planet (b, c, d, e dan f). Planet-planet tersebut memiliki massa 0.825, 0.171, 3.82, 0.0260 dan 0.155 MY[45]
  • HD 10180: Merupakan sistem multi-planet yang terkenal yang baru saja ditemukan pada bulan Agustus 2010. Beranggotakan tujuh planet (b - belum dikonfirmasi, c, d, e, f, g dan h).[46]
  • Kepler-1625b: Merupakan planet ekstrasurya atau eksoplanet atau planet luar tata surya pertama yang ditemukan memiliki satelit alami mengitarinya. Satelit alaminya tersebut berukuruan seperti planet Neptunus. Satelit alami Kepler-1625b diberi nama Kepler-1625b I. Kepler-1625b mengitari bintang luar tata surya bernama Kepler-1625.

Pranala luar

[sunting | sunting sumber]

Lihat pula

[sunting | sunting sumber]

Daftar

[sunting | sunting sumber]

Sistem

[sunting | sunting sumber]

Referensi

[sunting | sunting sumber]
  1. ^ Schneider, J. "Interactive Extra-solar Planets Catalog". The Extrasolar Planets Encyclopedia. Diakses tanggal 1 September 2021. 
  2. ^ "Rock planets outnumber gas giants". msn. 2008-05-28. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2008-12-19. Diakses tanggal 2008-05-28. 
  3. ^ a b Schneider, Jean (2007-04-25). "Interactive Extra-solar Planets Catalog". The Extrasolar Planets Encyclopedia. Diakses tanggal 2008-05-31. 
  4. ^ Marcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; et al. (2005). "Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities". Progress of Theoretical Physics Supplement. 158: 24 – 42. doi:10.1143/PTPS.158.24. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2008-10-02. Diakses tanggal 2009-08-16. 
  5. ^ "Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life". JPL Terrestrial Planet Finder website. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-11-17. Diakses tanggal 2006-07-21. 
  6. ^ Mayor; et al. (2009). "The HARPS search for southern extra-solar planets,XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system" (PDF). Astronomy and Astrophysics. Diarsipkan dari versi asli (PDF) tanggal 2009-05-21. Diakses tanggal 2009-08-16. 
  7. ^ "HR 2562". Caltech. 
  8. ^ Konopacky, Quinn M.; Rameau, Julien; Duchêne, Gaspard; Filippazzo, Joseph C.; Giorla Godfrey, Paige A.; Marois, Christian; Nielsen, Eric L. (20 September 2016). "Discovery Of A SUbstellar Companion To The Nearby Debris Disk Host HR 2562" (PDF). The Astrophysical Journal Letters. 829 (1): 10. doi:10.3847/2041-8205/829/1/L4. 
  9. ^ Maire, A.; Rodet, L.; Lazzoni, C.; Boccaletti, A.; Brandner, W.; Galicher, R.; Cantalloube, F.; Mesa, D.; Klahr, H.; Beust, H.; Chauvin, G.; Desidera, S.; Janson, M.; Keppler, M.; Olofsson, J.; Augereau, J.; Daemgen, S.; Henning, T.; Thébault, P.; Bonnefoy, M.; Feldt, M.; Gratton, R.; Lagrange, A.; Langlois, M.; Meyer, M. R.; Vigan, A.; D’Orazi, V.; Hagelberg, J.; Le Coroller, H.; Ligi, R.; Rouan, D.; Samland, M.; Schmidt, T.; Udry, S.; Zurlo, A.; Abe, L.; Carle, M.; Delboulbé, A.; Feautrier, P.; Magnard, Y.; Maurel, D.; Moulin, T.; Pavlov, A.; Perret, D.; Petit, C.; Ramos, J. R.; Rigal, F.; Roux, A.; Weber, L. (2018). "VLT/SPHERE astrometric confirmation and orbital analysisof the brown dwarf companion HR 2562 B". Astronomy & Astrophysiscs. 615: A177. doi:10.1051/0004-6361/201732476. 
  10. ^ a b c Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2016). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarf Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. 
  11. ^ Overbye, Dennis (6 Januari 2015). "As Ranks of Goldilocks Planets Grow, Astronomers Consider What's Next". The New York Times. Archived from the original on 2022-01-01. Diakses tanggal 2023-05-16. 
  12. ^ "IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes". 2006. 
  13. ^ R. R, Brit (2006). "Why Planets Will Never Be Defined". space.com. 
  14. ^ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU Position Statement. 28 Februari 2003. 
  15. ^ "Official Working Definition of an Exoplanet". IAU Position Statement. 
  16. ^ Lecavelier des Etangs, A.; Lissauer, Jack J. (Juni 2022). "The IAU working definition of an exoplanet". New Astronomy Reviews. 94: 101641. doi:10.1016/j.newar.2022.101641. 
  17. ^ Mordasini, C.; Alibert, Yann; Benz, Willy; Naef, Dominique (2008). "Giant Planet Formation by Core Accretion". Extreme Solar Systems. 398: 235. arXiv:0710.5667 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2008ASPC..398..235M. 
  18. ^ Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. (2008). "Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior". Astronomy & Astrophysics. 482 (1): 315–332. doi:10.1051/0004/6361:20079321. 
  19. ^ Bouchy, François; Hébrard, Guillaume; Udry, Stéphane; Delfosse, Xavier; Boisse, Isabelle; Desort, Morgan; Bonfils, Xavier; Eggenberger, Anne; Ehrenreich, David; Forveille, Thierry; Le Coroller, Hervé; Lagrange, Anne-Marie; Lovis, Christophe; Moutou, Claire; Pepe, Francesco; Perrier, Christian; Pont, Frédéric; Queloz, Didier; Santos, Nuno C.; Ségransan, Damien; Vidal-Madjar, Alfred (2009). "The SOPHIE northern extrasolar planets. I.A companion close to the planet/brown-dwarf transition around HD16760". Astronomy & Astrophysics. 505 (2): 853–858. doi:10.1051/0004-6361/200912427. 
  20. ^ Shiv S., Kumar (2003). "Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?". Brown Dwarf. 211: 532. Bibcode:2003IAUS..211..529B. 
  21. ^ Brandt, T. D.; McElwain, M. W.; Turner, E. L.; Mede, K.; Spiegel, D. S.; Kuzuhara, M.; Schlieder, J. E.; Wisniewski, J. P.; Abe, L.; Biller, B.; Brandner, W.; Carson, J.; Currie, T.; Egner, S.; Feldt, M.; Golota, T.; Goto, M.; Grady, C. A.; Guyon, O.; Hashimoto, J.; Hayano, Y.; Hayashi, M.; Hayashi, S.; Henning, T.; Hodapp, K. W.; Inutsuka, S.; Ishii, M.; Iye, M.; Janson, M.; Kandori, R.; et al. (2014). "A Statistical Analysis of Seeds and Other High-Contrast Exoplanet Surveys: Massive Planets or Low-Mass Brown Dwarfs?". The Astrophysical Journal. 794 (2): 159. arXiv:1404.5335 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2014ApJ...794..159B. doi:10.1088/0004-637X/794/2/159. 
  22. ^ Schlaufman, Kevin C (22 Januari 2018). "Evidence of an Upper Bound on the Masses of Planets and its Implications for Giant Planet Formation". The Astrophysical Journal. 853 (1): 37. arXiv:1801.06185 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2018ApJ...853...37S. doi:10.3847/2F1538-4357/2Faa961c. 
  23. ^ Spiegel, D. S.; Burrows, Adam; Milsom, J. A. (2011). "The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets". The Astrophysical Journal. 727 (1): 57. arXiv:1008.5150 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2011ApJ...727...57S. doi:10.1088/2F0004-637X/2F727/2F1/2F57. 
  24. ^ Schneider, J.; Dedieu, C.; Le Sidaner, P.; Savalle, R.; Zolotukhin, I. (2011). "Defining and cataloging exoplanets: The ekoplanet.eu database". Astronomy & Astrophysics. 532 (79): A79. arXiv:1106.0586 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2011A&A...532A..79S. doi:10.1051/2F0004-6361/2F201116713. 
  25. ^ Schneider, Jean (2016). "III.8 Exoplanets versus brown dwarfs: The CoRoT view and the future". Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future: 157. arXiv:1604.00917 alt=Dapat diakses gratis. doi:10.1051/2F978-2-7598-1876-1.c038. 
  26. ^ Hatzes Heike Rauer, Artie P (2015). "A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship". The Astrophysical Journal. 810 (2): L25. arXiv:1506.05097 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2015ApJ...810L..25H. doi:10.1088/2F2041-8205/2F810/2F2/2FL25. 
  27. ^ Wright, J. T.; Fakhouri, O.; Marcy, G. W.; Han, E.; Feng, Y.; Johnson, John Asher; Howard, A. W.; Fischer, D. A.; Valenti, J. A.; Anderson, J.; Piskunov, N. (2010). "The Exoplanet Otbit Database". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 123 (902): 412–422. arXiv:1012.5676 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2011PASP..123..412W. doi:10.1086/2F659427. 
  28. ^ "Exoplanet Criteria for Inclusion the Exoplanet Archive". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. 
  29. ^ Basri, Gibor; Brown, Michael E. (2006). "Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?" (PDF). Annu. Rev. Earth Planet. Sci. (Submitted manuscript). 34: 193–216. arXiv:astro-ph/0608417 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/2Fannurev.earth.34.031405.125058. 
  30. ^ Liebert, James (2003). "Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?". Brown Dwarfs. 211: 533. Bibcode:2003IAUS..211..529B. 
  31. ^ Jacob, W.S. (1855). "On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15: 228. 
  32. ^ See, Thomas Jefferson Jackson (1896). "Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body". The Astronomical Journal. 16: 17. doi:10.1086/102368. 
  33. ^ Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See" (PDF). Journal for the history of astronomy. 30. Diakses tanggal 2007-08-27. 
  34. ^ van de Kamp, Peter (1969). "Alternate dynamical analysis of Barnard's star". The Astronomical Journal. 74: 757–759. doi:10.1086/110852. Diakses tanggal 2007-08-27. 
  35. ^ Bailes, M.; Lyne, A.G.; Shemar, S.L. (1991). "A planet orbiting the [[neutron star]] PSR1829-10". Nature. 352: 311 – 313. doi:10.1038/352311a0.  Konflik URL–wikilink (bantuan)
  36. ^ Lyne, A.G.; Bailes, M. (1992). "No planet orbiting PS R1829-10". Nature. 355 (6357): 213. doi:10.1038/355213b0. 
  37. ^ Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988). "A search for substellar companions to solar-type stars". Astrophysical Journal, Part 1. 331: 902 – 921. doi:10.1086/166608. 
  38. ^ Lawton, A. T.; Wright, P. (1989). "A planetary system for Gamma Cephei?". British Interplanetary Society, Journal. 42: 335 – 336. 
  39. ^ Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Yang, S. L. S.; Larson, A. (1992). "Gamma Cephei - Rotation or planetary companion?". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters. 396 (2): L91 – L94. doi:10.1086/186524. 
  40. ^ Hatzes; et al. (2003). "A Planetary Companion to Gamma Cephei A". The Astrophysical Journal. 599 (2): 1383 – 1394. doi:10.1086/379281. 
  41. ^ a b Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992). "A planetary system around the millisecond [[pulsar]] PSR1257+12". Nature. 355: 145 – 147. doi:10.1038/355145a0.  Konflik URL–wikilink (bantuan)
  42. ^ a b Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". Nature. 378: 355 – 359. doi:10.1038/378355a0. 
  43. ^ Blake Edgar, Megan Watzke, Carol Rasmussen (1999). "Multiple planets discovered around Upsilon Andromedae". Extrasolar planets. 415, 617, 303: 338 – 6747, 495 – 7463, 497 – 8611. 
  44. ^ Wilford, John Noble (1998-06-26). "New Planet Detected Around a Star 15 Light Years Away". The New York Times. Diakses tanggal 2008-07-17. 
  45. ^ The Extrasolar Planet Encyclopaedia — Catalog Listing
  46. ^ The Extrasolar Planet Encyclopaedia — Catalog Listing
Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/w/index.php?title=Planet_luar_surya&oldid=25019270"