katosvanidze18851907’s diary

知恵袋、okwaveで質問した回答したものをコピーして載せるだけのブログ。書いた文章は 自分の財産なので。つまりはこのブログは記録する倉庫の役割り。アクセス数やランキングは付録なので興味はない。物事、この世の深淵、本質、真理とは? 全ては知識と文章能力が解決してくれる 知識を付けて盲点を無くしていけば、。ゴールは現状の外に。 現状の外にゴールを作れば未来の記憶が作られるが、現状の内側にゴールを設定すれば、我々は過去にしばれる、過去 の延長線上を生きることに 過去からの脱するに未来に対してイメージ、臨場感を

皆さんは、NASAは太陽系外惑星の如何なることについての 重大発表すると思いますか?

皆さんは、NASA太陽系外惑星の如何なることについての

重大発表すると思いますか?


ニュース

NASA太陽系外惑星について重大発表


~日本時間23日3時から

 NASAは21日(米国時間)、太陽系外惑星についての重大発表が米国時間の22日13時(日本時間23日3時)に行なわれる記者会見にて公開されると発表した。

 内容は「太陽系外惑星についての重大発表」としか明かされていないが、会見には全世界から著名な研究者が呼ばれ、Nature誌に調査の詳細が掲載されるとしており、学術的に価値ある内容と推測される。


 NASA TVから生中継で記者会見を見る事ができ、また、視聴者はTwitterでも「#askNASA」のハッシュタグで直接NASAに質問をぶつけることができる。


https://www.google.co.jp/amp/pc.watch.impress.co.jp/docs/news/1045/609/amp.index.html?client=safari



http://www.straight.com/blogra/871986/nasa-calls-mystery-news-conference-wednesday-morning


http://indianexpress.com/article/technology/science/nasa-to-host-talk-on-discoveries-beyond-our-solar-system-4535579/


復習

https://ja.wikipedia.org/wiki/太陽系外惑星

太陽系外惑星

太陽系外惑星(たいようけいがいわくせい、Extrasolar planet,Exoplanet)とは、太陽系にとっての系外惑星、つまり、太陽系の外にある惑星である。

多くは(太陽以外の)恒星の周りを公転するが、白色矮星中性子星パルサー)、褐色矮星などを回るものも見つかっており、他にもさまざまな星を回るものが想定される。自由浮遊惑星(いかなる天体も回らない惑星大の天体)を惑星に含めるかどうかは議論があるが、発見法が異なることなどから、系外惑星についての話題の中では自由浮遊惑星は別扱いすることが多い。

観測能力の限界から実際に発見されずにきたが、1990年代以降、多くの系外惑星が実際に発見されている。

太陽系外惑星の2014年2月26日までの年別の発見数。
  マイクロレンズ法
  位置天文学
  直接観測
  トランジット法
  ドップラー法

探査の歴史[編集]

パルサーPSR B1257+12を公転する惑星は初めて発見されたパルサー惑星でもある。

太陽系以外にも惑星が存在するのではないかという考えは探査の始まる以前からあった。

16世紀には地動説に賛同したジョルダーノ・ブルーノが、太陽も恒星のひとつであり、他の恒星も太陽系のような世界があるという説を唱えたが、これは科学的というよりは彼の信仰、宗教的世界観によるところが大きい。当時は天動説が優勢であり、地動説は異端視された。地動説に対する反論として、年周視差が未だ観測されないという事実があった。

しかしながら17世紀にはケプラーの法則の発見により、地動説の優位が明らかになった。にもかかわらず年周視差が観測できないのは、恒星がかなり遠方にある事を意味し、それでもなお恒星の光が地球に届くのは、恒星が太陽に匹敵、あるいは凌駕するかなり明るい天体である事を意味し、ひいては太陽もまた恒星のひとつに過ぎないという認識が広まった。18世紀にはウィリアム・ハーシェル二重星の観測により、太陽系外でもケプラーの法則が成り立つ事を明らかにした。

このような経過から、20世紀には太陽以外の恒星も惑星を持っているだろうということは常識として考えられるようになった。しかしながら長らく実証されず、専らフィクションの世界でのことだった。

探査の試みがなされるようになるのは、1940年代からである。1960年代にはバーナード星に惑星があるとされ、きわめて有力視されたが、この報告は現在では否定されている。

1992年アレクサンデル・ヴォルシュチャンとデール・フレイルが、PSR B1257+12というミリ秒パルサーの摂動の観測から、2つの惑星を発見したと報告した[1]。この発見は、それまで惑星は主系列星のみに存在すると信じていた天文学者たちを驚かせた。現在では、これが太陽系外惑星の最初の発見例とされている。なお、このパルサーには1994年にさらにもう1つの惑星が発見され、合計3つの惑星の周回が確認されている。

普通の恒星を公転している太陽系外惑星としては初めて発見されたペガスス座51番星bホット・ジュピターである。

1995年10月6日ジュネーブ天文台ミシェル・マイヨールディディエ・ケローにより、ペガスス座51番星 (51 Pegasi) という恒星に木星クラスの質量を持った惑星の存在が確認された。主系列星ではこれが初めての系外惑星とされている。最初に発見された系外惑星は、中心の恒星から0.05天文単位で水星軌道よりも遙かに内側に入り込んだ木星型惑星という異様な惑星であり、太陽系と類似した配置であろうというそれまでの常識を打ち砕いた。この種の惑星は、太陽に極めて近いことから「ホット・ジュピター」(熱い木星)と呼ばれ、これを機に続々と同種の系外惑星が発見されている。これは後述のように、主に惑星の重力によって恒星がふらつくことを利用して観測しているため、恒星に及ぼす重力が強く、ふらつきの周期が短い惑星、つまり木星級の大きさで恒星のすぐ近くを回る惑星でなければ、地球から観測することは非常に困難ということによる。観測精度の向上と長期にわたる観測データの蓄積により、この状況は改善されていくと思われる。

様々な太陽系外惑星[編集]

2016年5月24日までに2549の星系(パルサー含む、内581星系に複数の惑星を含む)に3410の惑星が発見されている[2]。発見されはじめた当初はホット・ジュピターエキセントリック・プラネットが多く発見されていたが、近年は地球よりやや大きいサイズの惑星であるスーパー・アースの発見が増えている。

また、ケプラーの成果として、2011年2月11日に1200個ほどの惑星候補が見つかったと発表された。[3]2012年3月2日には、さらに1100個程の惑星候補が追加で見つかったと発表が有った[4]。このリリースによるサイズ別の内訳は、地球サイズが246個、スーパー・アースが676個、海王星サイズが1118個、木星サイズが210個、それ以上の物が71個、合計2321個となっている。なお、この数字は、発見が確定されたわけではないことに注意が必要である。2016年3月11日に1284個の惑星が確定となったと発表があった。これは、2015年7月のケプラーのカタログに記載された4302個の惑星候補を精査した結果である。この内550個はサイズから岩石でできた惑星と推測され、この中にハビタブルゾーン内に存在すると考えられる惑星が9個存在する。[5]

当初は木星質量の数分の一以下の天体は検出できなかったが、その後海王星サイズの惑星も検出できるようになり、スーパー・アースと呼ばれる巨大地球型惑星の発見を経て、最終的には地球以下のサイズの惑星までもが発見できるようになった。2012年2月までに発見された恒星の惑星のうち、最も質量が小さいのはKOI-961dで、その大きさは地球の半分程度である。パルサーPSR B1257+12の惑星はこれより小さく、最も内側のPSR B1257+12aはの2倍程度の質量しかない(冥王星の5分の1程度の質量を持つ彗星小惑星らしきものもあると言われている)。大きい方では、質量が木星の10倍もあるような超巨大惑星も見つかっている。これより大きな天体としては褐色矮星があるが、質量分布からは惑星と褐色矮星の間に明確な溝が認められる。

恒星のすぐ近くを回るものは、木星サイズ以上の物がホット・ジュピター海王星程度の物がホット・ネプチューンと呼ばれる。

2009年6月10日には、いて座V4046星という連星の周囲に原始惑星系円盤が存在することが、サブミリ波電波干渉計 (SMA) の観測でとらえられたと発表があった[6]。この連星系の恒星同士の間隔は598万3920km(約0.04天文単位)で、これは太陽から水星までの10分の1にすぎない。恒星の多くは連星となっているが、このように近接した連星系には惑星は出来ないと考えられていた(これ以前に惑星が発見された連星系の間隔は、20から数百天文単位ある)。

2009年11月、国立天文台マサチューセッツ工科大学を中心とする日本アメリカ合衆国の研究チームが、はくちょう座の方向にある地球から約1千光年離れた太陽系外惑星で、世界で初めて主星の自転とは逆向きに公転する逆行惑星HAT-P-7b」を発見した。このHAT-P-7bは、約2日の周期で主星の自転と逆向きに公転していることがわかっている。それまで小惑星や衛星においては逆行小惑星逆行衛星が発見されており、惑星についても理論的には存在が予言されていた。この発見は太陽系外惑星の起源や進化の解明に役立つと期待されている[7]

2010年11月には、ドイツ、マックスプランク天文学研究所のJohny Setiawan氏らのチームにより、初めて銀河系外の恒星の周りを回る惑星HIP 13044bが発見された。

2012年10月に、かに座55番星eダイヤモンドが豊富に含まれている可能性があることが発表された[8]NASAスピッツァー宇宙望遠鏡の観測から軌道距離と質量に関するデータを収集し、それを基に作られたコンピューターモデルによって化学組成を推測したものによる[8]

太陽系外惑星の種類[編集]

太陽系内に存在するものについては、それぞれの項目を参照(木星型惑星天王星型惑星地球型惑星)。また、本項目では、概要のみを記載している。

軌道による種類[編集]

エキセントリック・プラネットのひとつ、HD 96167 bの軌道。
エキセントリック・プラネット (eccentric planet)
軌道離心率が大きい惑星。明確な定義ではないが、軌道離心率 ≲ 0.1 という目安が挙げられている。
逆行惑星 (retrograde planet)
惑星は通常、恒星の自転と同じ方向に公転しているが、これが逆の方向、すなわち中心の恒星の自転と逆の方向に公転している惑星。WASP-17bHAT-P-7bなどが該当する[9]
ハビタブル惑星 (Habitable planet)
宇宙の中で生命が誕生するのに適した環境と考えられている天文学上の領域にある惑星。ゴルディロックス惑星と異なり、この領域内であれば惑星のサイズを問わない。

主星による種類[編集]

普通の恒星同士の連星系を公転する周連星惑星としては初めて発見されたケプラー16bの想像図。
周連星惑星 (circumbinary planet)
連星の周囲を公転する惑星。連星の片方の恒星のみを公転する惑星は周連星惑星ではない。
パルサー惑星 (pulsar planet)
通常の恒星ではなく、パルサーの周りを公転する惑星。
土星のような太陽系外惑星を公転する太陽系外衛星の想像図。
太陽系外衛星 (extrasolar moon,exomoon)
NASAの宇宙望遠鏡ケプラーにより、系外衛星が発見される可能性がある[10]

軌道と大きさによる種類[編集]

ホット・ジュピター (hot Jupiter)
木星と同程度またはそれ以上のサイズで、恒星にきわめて近い軌道(軌道長半径 ≲ 0.1天文単位)を公転している。
ホット・ネプチューン (hot Neptune)
海王星程度のサイズで、ホット・ジュピターと同様の軌道を持つ惑星。
ゴルディロックス惑星 (Goldilocks planet)
ハビタブルゾーン内にあり、かつ地球にある程度似ていて、生命の発生だけでなく進化も起こりうる惑星。

物理特性による種類[編集]

ほとんどの場合、軌道・サイズ等からの推測だが、分光スペクトルが得られた惑星も若干ある。

候補あり[編集]

スーパー・アース (super Earth)
明確な定義はないが、地球の数倍から数十倍の質量を持つ岩石で出来た惑星とされている。
ミニ・ネプチューン(Mini-Neptune)
スーパー・アースより大きく、海王星質量よりは小さい惑星。
パフィー・プラネット (puffy planet) または ホット・サターン (hot Saturn)
ホット・ジュピターのうち、密度が土星と同程度かそれ以下 (≲ 0.7×の密度) の惑星。
海洋惑星の想像図。
海洋惑星 (ocean planet)
氷と岩石で構成されている惑星が恒星の熱により氷が溶け出し、深さ数百kmにおよぶ液体の層が出来ていると推測されているもの。
スーパーイオ (super Io)
木星の衛星であるイオと同様に、恒星の重力を受けて、潮汐加熱が発生していると考えられる軌道上にある惑星[11]。あまりに高温のため、表面が溶けた溶岩で覆われていると考えられている[11]
アイボール・アース (eyeball Earth)
赤色矮星を公転する岩石惑星のうち、大きさが地球と同程度から数倍程度で公転軌道がハビタブルゾーンの範囲にある惑星。赤色矮星の表面温度は低く表面積は小さいため放射エネルギーは弱い。このため、ハビタブルゾーンは赤色矮星からかなり近い距離にあると考えられている。ハビタブルゾーンを公転する惑星は、赤色矮星からの強い潮汐力によって月のように常に同じ面を赤色矮星に向けているものと考えられている。このことにより、赤色矮星側の表面は常に昼で水は液体の状態で存在し、反対側は常に夜で水は氷結しているものと考えられている。離れた位置から惑星を見ると、最も赤色矮星に近い表面は氷が溶けて目玉のように見えると想像されているためアイボール・アースと名付けられた。候補星は、プロキシマ・ケンタウリbウォルフ1061 cグリーゼ581gなど。
炭素惑星の想像図。
炭素惑星 (carbon planet)
珪素ではなく炭素が卓越し、主に炭素化合物で形成されている惑星。候補星は、かに座55番星e

候補なし[編集]

クトニア惑星 (Chthonian planet)
かつてガス惑星(ホット・ジュピターなど)だったが、コア以外の揮発性物質の層 (主に水素ヘリウム) が主星の熱により吹き飛ばされた。
コア無し惑星 (coreless planet)
地球型惑星の一種だが、金属のコアが無くマントルのみで出来ている。
鉄惑星(Iron planet)
地球型惑星の異種だが、マントルが無いか、非常に少ない構造の惑星。
ヘリウム惑星 (helium planet)
ヘリウムが主成分の白色矮星重力崩壊を起こした際に形成されると考えられている。

太陽系外惑星の観測方法[編集]

直接観測[編集]

フォーマルハウトの惑星b。2004年と2006年の位置を比較

直接観測は、文字通り望遠鏡で系外惑星を直接観測することである。実際には中心となる恒星と惑星の距離が非常に近く、また恒星に比べ惑星が非常に暗いため、惑星からの光を恒星の光と分離することは非常に困難であった。しかし画像処理技術の進歩により、2008年には系外惑星の直接観測が可能になった。また、過去に撮影された画像から新たな惑星が見つかる可能性も高まっている。

恒星ではないが、褐色矮星である2M1207という天体には、55AU(あるいはそれ以上)の距離に惑星サイズの天体が発見されており、2M1207の伴星ではないかと言われている。この天体は赤外線で直接観測されている。

2005年3月22日、ハーバード・スミソニアン天体物理センターと、NASAゴダード宇宙飛行センターの研究者らが、こと座にあるTrES-1と、ペガスス座にあるオシリスの2つの系外惑星の直接観測に成功した、と報道された。これは、惑星が恒星の裏側にあるときとそれ以外の差を取り、惑星の赤外線輻射を恒星光から分離するという方法であり、厳密な意味での直接観測ではない。

2005年4月ヨーロッパ南天天文台で、おおかみ座にあるおおかみ座GQ星 (GQ Lupi) という恒星にある惑星候補天体の撮影に成功した。この惑星候補天体の質量は木星の1倍から42倍と見積もられており、褐色矮星の可能性もある。したがってこの観測も、現時点では惑星の直接観測とはいえない。

2007年5月、スピッツァー宇宙望遠鏡によってこぎつね座にあるHD 189733の惑星 (HD 189733 b) の表面の温度分布図が作成された。これは直接観測ではないが、系外惑星の表面の場所による状態の違いを初めて検出したものである。

2008年9月15日ハワイジェミニ天文台より、太陽系から500光年離れたさそり座近辺の恒星1RXS J160929.1-210524にある惑星の撮影に成功したと発表があった。別の目的で撮影した物に偶然、惑星が写っていた。撮影できた詳しい要因は現在調査中だが、まだ誕生して間もない恒星と惑星のため、惑星の表面温度が高く発光している点と、距離が大きくはなれている事(約330AU)が要因として考えられている。

さらに同年11月にはハッブル宇宙望遠鏡みなみのうお座1等星フォーマルハウトで惑星の可視光撮影に成功と発表された。過去に撮影された画像を比較することで宙域を移動する光点がみつかり、軌道計算の結果、フォーマルハウトの周囲を公転する天体(フォーマルハウトb)と確認された。また恒星を取り巻くダストリングの分布などから天体の最高質量が木星の3倍以下であることも判明し、史上初めて名実ともに直接観測で確認された太陽系外惑星となった。 この惑星は主星から115AUの遠距離を872年かけて公転している。また惑星の反射が距離やフォーマルハウトの光度と比較して明るすぎるため、土星のような巨大なによって光が拡散していると推定されている。

以後、次々と直接観測の報告がされるようになった。

2008年に発見されたHR 8799の3つの惑星の一つは、2002年すばる望遠鏡で撮影されていたことが2009年に判明した。日本の望遠鏡で太陽系外惑星を直接観測したのはこれが初めてである。

位置天文学[編集]

伴星の公転によって主星がふらつく様子。

位置天文学 (strometry) 法は、木星のような巨大な惑星によって恒星がふらつく様子を位置天文学的手法により精密観測し、それによって惑星の存在を確かめる方法である。連星の不可視伴星の発見に用いられるのと同じ手法である。1943年以降の初期の系外惑星探査に用いられたが、当時はまだ観測精度が低かったため、大きな成果をあげることはなかった。

2009年、太陽系から約20光年の距離にあるわし座の恒星「VB 10」に、位置天文学法によって初めての系外惑星が発見された。Pravdoらはパロマー山天文台の5mヘール望遠鏡で、12年間にわたり30個の恒星を断続的に観測し続けた。発見された惑星は木星質量の6倍もある巨大なガス惑星で、「VB 10b」と名付けられた。主星であるVB 10は太陽質量の12分の1ほどしかないM型赤色矮星で、VB 10bとの質量比は15倍ほどしかない。しかしながら、直径についてはほとんど同じだと考えられている[12]

ドップラー法[編集]

ドップラー法は、視線速度法とも呼ばれ、惑星によって恒星が視線方向にふらついた時に起こるドップラー効果によるスペクトル変化を調べることで系外惑星を探す方法である。基本的には分光連星を発見する手法と同じものである。ペガスス座51番星b (51 Pegasi b) をはじめ、多くの惑星がこの方法によって発見されており、2009年の時点で、もっとも多くの系外惑星の検出に使用された観測方法である。

恒星のふらつきを捉える点では位置天文学法と同じだが、恒星の位置ではなく速度の変化を計測する点が異なる。このため惑星が恒星の近くを周回しているほど見つけやすいという特徴がある。また、恒星のふらつきのうち視線方向の成分のみを観測するため、惑星の下限質量しか分からないという特有の問題がある。惑星の真の質量を知るには他の観測方法や力学シミュレーションと組み合わせる必要がある。

トランジット法[編集]

食検出法の原理

トランジット法は食検出法とも呼ばれ、惑星が恒星の前を横切る時の明るさの変化によって惑星を探す方法である。星食食変光星の観測と同じ原理である。地球から見て惑星が恒星面を通過する割合はあまり大きくないため、実在する惑星に対しこの方法によって発見できる惑星の割合は小さいものの、比較的安価な機材でも観測可能であり、アマチュアにも手が届くという利点がある。

ドップラー偏移法など、他の手段で発見された惑星をトランジット法で確認するということも行われている。恒星のふらつきを捉える方法では、惑星の公転面と視線方向のなす角度が分からないため、質量は考えうる最小の値しか求めることができない。しかし恒星面通過が観測された惑星は視線方向とのなす角が分かるため、惑星の質量を厳密に求めることができる。また異なる手段で惑星を検出することにより、その惑星の存在がより確かなことになるという意味でも、意義深い。

惑星が恒星面を通過する際に恒星の光の一部が惑星の大気を通過するため、惑星大気の成分を探る方法としても期待されている。実際この方法によりオシリス (HD 209458 b) という惑星の大気に酸素炭素が存在していることが確認された。

人工衛星による観測も行なわれている。2006年12月27日欧州宇宙機関太陽系外惑星探査衛星COROTを打ち上げた。食検出法を用いた地球の数倍までの地球型惑星の発見が目的である。

また、アメリカ航空宇宙局も同様の衛星であるケプラー2009年3月6日に打ち上げた。10万個の恒星を観測できる能力があった。2013年に故障のため、一時運用終了したが、2014年5月末から「K2ミッション」にて再開した。2018年にはTESSなどの打ち上げが見込まれる。

マイクロレンズ法[編集]

重力レンズ効果とは、遠くの天体から発せられた光が手前にある天体の重力により集められ、実際より明るく見えることである。手前にある天体が惑星を持つ場合と持たない場合では、遠くの天体の光度変化が異なることが理論的に予測されている。この現象を利用して系外惑星を発見することが可能であり、PLANOGLEMOAのチームがOGLE-2005-BLG-390Lbを発見している。

パルサー・タイミング法[編集]

パルサーとは、周期的にパルス状の電磁波を出す天体である。パルスの原因はパルサーの自転によるものと考えられている。パルサーに惑星が存在する場合、パルスに周期的なズレが観測される。このズレから惑星を間接的に観測する方法がパルサー・タイミング法である。公式な記録上、最初に発見された系外惑星であるPSR B1257+12の惑星系などは、この方法で発見された。

命名[編集]

太陽系外惑星への命名は慣習的になされているが、国際天文学連合(IAU) により公式に認められた方法はない。

系外惑星への命名法は、連星系への命名法を修正して使われているので、まずこれを簡単に説明する。これは従来からの慣習だったが、Washington Multiplicity Catalog (WMC) が整理し、IAUに暫定的に認可された[13]

  1. 恒星の名のあとに、主星はAをつけ、伴星は順に(発見順、同時発見は明るい順)、B・C …… をつけて区別する。何も付けない場合、それは連星系全体を表す。
  2. A(BやCでも同様)自体が連星だった場合、Aa・Ab・Ac …… をつけて区別する。
  3. Aa自体が連星だった場合、Aa1・Aa2・Aa3 …… をつけて区別する。

ここで、たとえば3連星を A・B・C とするか Aa・Ab・B とするかは、軌道の大きさや発見の経緯で変わるが、明確な基準はない。歴史的には、実視連星には大文字が、分光連星には小文字が使われてきた[13]

単一星の惑星[編集]

単一星(連星系でない恒星)に惑星が発見された場合、主星の名の後に b・c …… をつけて区別する。これらは、もし仮に伴星だった場合、B・C …… を付けることに対応している。

主星にはAを付けることもできるが[13]、実際にそうすることはほとんどなく、何もつけないのが普通である。

主星の名前は、通常使われるものならば何でもよく、固有名、バイエル符号アルゲランダー記法フラムスティード番号ヘンリー・ドレイパー星表などが使われる。主星に名前がない場合は、ケプラー4のように新たに命名される。

例外的に、初めて発見された系外惑星系 PSR B1257+12 の惑星には A・B …… が使われている。かつては 1・2 …… や a・b …… も使われた[13]

連星の惑星[編集]

連星系の1つの恒星の近傍を公転する場合、たとえば、AとBからなる連星系の中でBを公転する場合を考える。これは伴星なら Bb・Bc …… となるケースである。

この場合、伴星の場合と同様に Bb・Bc …… とする。たとえば、はくちょう座16番星Bを公転する惑星ははくちょう座16番星Bbである。これは、主星の名に b・c …… がつく単一星の命名法とも一貫性がある。

ただしこの代わりに、単に(Bを付けずに)b・c …… とすることがある。たとえば、うしかい座τ星b。同じ星系に恒星Bと惑星bがあることに注意。

周連星惑星[編集]

連星系の外側を回る場合、たとえば連星系がAとBからなっていて、それらの軌道の外側を回る場合を考える。これは伴星ならばC・D …… とする場合である。

周連星惑星自体の発見が少ないこともあり、統一的な命名法は確立しておらず、いくつかの命名法が並立している。

固有名[編集]

いくつかの惑星には固有名が与えられている。 2014年、IAU系外惑星の命名(主星たる恒星も同時命名)を初の公募及びインターネットによる一般投票で行うと発表し、第一弾としてペガスス座51番星bを含む20星系がリストアップされることとなった[14]

スケジュールは、2015年2月15日に命名する星系の絞込が行われ、同年6月15日まで名称の公募を実施。一般によるインターネットを通じた名称の投票を経て、最終的に、2015年12月15日IAU系外惑星の最初の固有名の発表を行った。[15][14]

また、固有名の決定に当たり、命名する星系の絞りこみ、名称の公募は、各国の天文クラブや、非営利団体IAUに登録した上で応募した。なお、登録については現在も行われている。[14]

上記20星系のうち19星系は、以下のように命名された(うしかい座τ星系は除外された)[16]

星座主星惑星名称備考
アンドロメダ座υ星Titawin
アンドロメダ座υ星bSaffar
アンドロメダ座υ星cSamh
アンドロメダ座υ星dMajriti
アンドロメダ座14番星Veritate
アンドロメダ座14番星bSpe
わし座ξ星Libertas
わし座ξ星bFortitudo
さいだん座μ星Cervantes
さいだん座μ星bQuijote
さいだん座μ星cDulcinea
さいだん座μ星dRocinante
さいだん座μ星eSancho
きりん座HD 104985Tonatiuh
きりん座HD 104985bMeztli
かに座55番星Copernicus
かに座55番星bGalileo
かに座55番星cBrahe
かに座55番星dLipperhey
かに座55番星eJanssen
かに座55番星fHarriot
ケフェウス座γ星bTadmor
いるか座18番星Musica
いるか座18番星bArion
りゅう座ι星bHypatia
りゅう座42番星Fafnir
りゅう座42番星bOrbitar
エリダヌス座ε星Ran
エリダヌス座ε星bAEgir
ふたご座ポルックス(ふたご座β星)bThestias
ヘルクレス座HD 149026Ogma
ヘルクレス座HD 149026bSmertrios
ペガスス座51番星Helvetios
ペガスス座51番星bDimidium
みなみのうお座フォーマルハウトみなみのうお座α星)bDagon
おうし座ε星bAmateru
おおぐま座47番星Chalawan
おおぐま座47番星bTaphao Thong
おおぐま座47番星cTaphao Kaew
おおぐま座やまねこ座41番星Intercrus(インテルクルース[17]
おおぐま座HD 81688bArkas(アルカス[17]
おとめ座PSR B1257+12Lich
おとめ座PSR 1257+12bDraugr
おとめ座PSR 1257+12cPoltergeist
おとめ座PSR 1257+12dPhobetor

脚注[編集]

[ヘルプ]
  1. ^ Wolszczan, A., & Frail, D. A. “A Planetary System around the Millisecond Pulsar PSR 1257+12” 1992, Nature, 355, 145.
  2. ^ The Extrasolar Planets Encyclopaediaより
  3. ^ NASAのプレスリリース
  4. ^ NSASのプレスリリース
  5. ^ [1]NSASのプレスリリース
  6. ^ ナショナルジオグラフィック:タイトな連星系でも惑星形成の可能性
  7. ^ すばる望遠鏡、主星の自転に逆行する太陽系外惑星を発見国立天文台ハワイ観測所公式ページ、2009年11月4日掲載)
  8. a b ダイヤモンドでできた惑星を発見(ナショナルジオグラフィック日本語版ページ、2012年10月12日掲載)
  9. ^ ナショナルジオグラフィック:スカスカの系外惑星、公転軌道を逆走
  10. ^ ケプラー、系外衛星発見の可能性
  11. a b ナショナルジオグラフィック:最も地球に似た系外惑星はスーパーイオ
  12. ^ AstroArts:古典的な系外惑星検出法がついに成功
  13. a b c d Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A. et al. (2010年). “On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets”. arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]Bibcode 2010arXiv1012.0707H.
  14. a b c 惑星名に名前を!
  15. ^ IAUのプレスリリース、Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released
  16. ^ 国際天文学連合「太陽系外惑星命名キャンペーン」一般投票最終結果 国立天文台
  17. a b 太陽系外惑星に私たち提案の名前が命名されました天文同好会「岡山アストロクラブ」

関連文献[編集]

関連項目[編集]

外部リンク[編集]


https://en.wikipedia.org/wiki/Exoplanet


An exoplanet (UK: /ˈek.səʊˌplæn.ɪt/US: /ˌek.soʊˈplæn.ɪt/)[3] or extrasolar planet is a planet that orbits a star other than the Sun. The first scientific detection of an exoplanet was in 1988. However, the first confirmed detection came in 1992; since then, and as of 15 February 2017, there have been 3,577 exoplanets in 2,687 planetary systems and 602 multiple planetary systems confirmed.[4]

HARPS (since 2004) has discovered about a hundred exoplanets while the Keplerspace telescope (since 2009) has found more than two thousand. Kepler has also detected a few thousand[5][6] candidate planets,[7][8] of which about 11% may be false positives.[9] On average, there is at least one planet per star, with a percentage having multiple planets.[10]About 1 in 5 Sun-like stars[a] have an "Earth-sized"[b] planet in the habitable zone.[c] Assuming there are 200 billion stars in the Milky Way,[d] one can hypothesize that there are 11 billion potentially habitable Earth-sized planets in the Milky Way, rising to 40 billion if planets orbiting the numerous red dwarfs are included.[11]

The least massive planet known is Draugr (also known as PSR B1257+12 A or PSR B1257+12 b), which is about twice the mass of the Moon. The most massive planet listed on the NASA Exoplanet Archive is DENIS-P J082303.1-491201 b,[12][13] about 29 times the mass of Jupiter, although according to some definitions of a planet, it is too massive to be a planet and may be a brown dwarf instead. There are planets that are so near to their star that they take only a few hours to orbit and there are others so far away that they take thousands of years to orbit. Some are so far out that it is difficult to tell whether they are gravitationally bound to the star. Almost all of the planets detected so far are within the Milky Way, but there have also been a few possible detections of extragalactic planets. The nearest exoplanet is Proxima Centauri b, located 4.2 light-years (1.3 parsecs) from Earth and orbiting Proxima Centauri, the closest star to the Sun.[14]

The discovery of exoplanets has intensified interest in the search for extraterrestrial life. There is special interest in planets that orbit in a star's habitable zone, where it is possible for liquid water, a prerequisite for lifeon Earth, to exist on the surface. The study of planetary habitability also considers a wide range of other factors in determining the suitability of a planet for hosting life.[15]

Besides exoplanets, there are also rogue planets, which do not orbit any star and which tend to be considered separately, especially if they are gas giants, in which case they are often counted, like WISE 0855−0714, as sub-brown dwarfs.[16] The rogue planets in the Milky Way possibly number in the billions (or more).[17][18]

Nomenclature[edit]

The exoplanet naming convention is an extension of the system used for naming multiple-star systems as adopted by the International Astronomical Union (IAU). For exoplanets orbiting a single star, the name is normally formed by taking the name of its parent star and adding a lower case letter.[19] The first planet discovered in a system is given the designation "b" (the parent star is considered to be "a") and later planets are given subsequent letters. If several planets in the same system are discovered at the same time, the closest one to the star gets the next letter, followed by the other planets in order of orbital size. A provisional IAU-sanctioned standard exists to accommodate the naming of circumbinary planets. A limited number of exoplanets have IAU-sanctioned proper names. Other naming systems exist.

History of detection[edit]

For centuries scientists, philosophers and science fiction writers suspected that extrasolar planets existed,[20] but there was no way of detecting them or of knowing their frequency or how similar they might be to the planets of the Solar System. Various detection claims made in the nineteenth century were rejected by astronomers. The first scientific detection of an exoplanet began in 1988. However, the first confirmed detection came in 1992, with the discovery of several terrestrial-mass planets orbiting the pulsar PSR B1257+12.[21] The first confirmation of an exoplanet orbiting a main-sequence star was made in 1995, when a giant planet was found in a four-day orbit around the nearby star 51 Pegasi. Some exoplanets have been imaged directly by telescopes, but the vast majority have been detected through indirect methods, such as the transit method and the radial-velocity method.

Early speculations[edit]

In the sixteenth century the Italian philosopher Giordano Bruno, an early supporter of the Copernican theory that Earth and other planets orbit the Sun (heliocentrism), put forward the view that the fixed stars are similar to the Sun and are likewise accompanied by planets.

In the eighteenth century the same possibility was mentioned by Isaac Newton in the "General Scholium" that concludes his Principia. Making a comparison to the Sun's planets, he wrote "And if the fixed stars are the centres of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One."[23]

In 1952, more than 40 years before the first hot Jupiter was discovered, Otto Struve wrote that there is no compelling reason why planets could not be much closer to their parent star than is the case in the Solar System, and proposed that Doppler spectroscopy and the transit methodcould detect super-Jupiters in short orbits.[24]

Discredited claims[edit]

Claims of exoplanet detections have been made since the nineteenth century. Some of the earliest involve the binary star 70 Ophiuchi. In 1855 Capt. W. S. Jacob at the East India Company's Madras Observatoryreported that orbital anomalies made it "highly probable" that there was a "planetary body" in this system.[25] In the 1890s, Thomas J. J. See of the University of Chicago and the United States Naval Observatory stated that the orbital anomalies proved the existence of a dark body in the 70 Ophiuchi system with a 36-year period around one of the stars.[26]However, Forest Ray Moulton published a paper proving that a three-body system with those orbital parameters would be highly unstable.[27]During the 1950s and 1960s, Peter van de Kamp of Swarthmore Collegemade another prominent series of detection claims, this time for planets orbiting Barnard's Star.[28] Astronomers now generally regard all the early reports of detection as erroneous.[29]

In 1991 Andrew Lyne, M. Bailes and S. L. Shemar claimed to have discovered a pulsar planet in orbit around PSR 1829-10, using pulsar timing variations.[30] The claim briefly received intense attention, but Lyne and his team soon retracted it.[31]

Confirmed discoveries[edit]

False-color, star-subtracted, direct image using a vortex coronagraph of 3 exoplanets around star HR8799
The three known planets of the star HR8799, as imaged by the Hale Telescope. The light from the central star was blanked out by a vector vortex coronagraph.
Hubble image of brown dwarf 2MASS J044144 and its 5–10 Jupiter-mass companion, before and after star-subtraction
2MASS J044144 is a brown dwarf with a companion about 5–10 times the mass of Jupiter. It is not clear whether this companion object is a sub-brown dwarfor a planet.
Coronagraphic image of AB Pictoris showing a companion which is either a brown dwarf or a massive planet
Coronagraphic image of AB Pictorisshowing a companion (bottom left), which is either a brown dwarf or a massive planet. The data was obtained on 16 March 2003 with NACO on the VLT, using a 1.4 arcsec occulting mask on top of AB Pictoris.

As of 15 February 2017, a total of 3,577 confirmed exoplanets are listed in the Extrasolar Planets Encyclopaedia, including a few that were confirmations of controversial claims from the late 1980s.[4] The first published discovery to receive subsequent confirmation was made in 1988 by the Canadian astronomers Bruce Campbell, G. A. H. Walker, and Stephenson Yang of the University of Victoria and the University of British Columbia.[32]Although they were cautious about claiming a planetary detection, their radial-velocity observations suggested that a planet orbits the star Gamma Cephei. Partly because the observations were at the very limits of instrumental capabilities at the time, astronomers remained skeptical for several years about this and other similar observations. It was thought some of the apparent planets might instead have been brown dwarfs, objects intermediate in mass between planets and stars. In 1990 additional observations were published that supported the existence of the planet orbiting Gamma Cephei,[33] but subsequent work in 1992 again raised serious doubts.[34] Finally, in 2003, improved techniques allowed the planet's existence to be confirmed.[35]

On 9 January 1992, radio astronomers Aleksander Wolszczan and Dale Frail announced the discovery of two planets orbiting the pulsar PSR 1257+12.[21] This discovery was confirmed, and is generally considered to be the first definitive detection of exoplanets. Follow-up observations solidified these results, and confirmation of a third planet in 1994 revived the topic in the popular press.[36] These pulsar planets are thought to have formed from the unusual remnants of the supernova that produced the pulsar, in a second round of planet formation, or else to be the remaining rocky cores of gas giants that somehow survived the supernova and then decayed into their current orbits.

On 6 October 1995, Michel Mayor and Didier Queloz of the University of Geneva announced the first definitive detection of an exoplanet orbiting a main-sequence star, namely the nearby G-type star 51 Pegasi.[37][38] This discovery, made at the Observatoire de Haute-Provence, ushered in the modern era of exoplanetary discovery. Technological advances, most notably in high-resolution spectroscopy, led to the rapid detection of many new exoplanets: astronomers could detect exoplanets indirectly by measuring their gravitational influence on the motion of their host stars. More extrasolar planets were later detected by observing the variation in a star's apparent luminosity as an orbiting planet passed in front of it.

Initially, most known exoplanets were massive planets that orbited very close to their parent stars. Astronomers were surprised by these "hot Jupiters", because theories of planetary formation had indicated that giant planets should only form at large distances from stars. But eventually more planets of other sorts were found, and it is now clear that hot Jupiters make up the minority of exoplanets. In 1999, Upsilon Andromedae became the first main-sequence star known to have multiple planets.[39] Kepler-16 contains the first discovered planet that orbits around a binary main-sequence star system.[40]

On 26 February 2014, NASA announced the discovery of 715 newly verified exoplanets around 305 stars by the Kepler Space Telescope. These exoplanets were checked using a statistical technique called "verification by multiplicity".[41][42][43] Prior to these results, most confirmed planets were gas giants comparable in size to Jupiter or larger as they are more easily detected, but the Kepler planets are mostly between the size of Neptune and the size of Earth.[41]

On 23 July 2015, NASA announced Kepler-452b, a near-Earth-size planet orbiting the habitable zone of a G2-type star.[44]

Candidate discoveries[edit]

As of March 2014, NASA's Kepler mission had identified more than 2,900 planetary candidates, several of them being nearly Earth-sized and located in the habitable zone, some around Sun-like stars.[5][6][45]

Plot of orbital period (in days) vs. radius relative to Earth's, as of January 2015 and 23 July 2015
Kepler mission – new exoplanet candidates – as of 23 July 2015.[46]

Methodology[edit]

The first exoplanet was detected on 6 October 1995, and was named 51 Pegasi b.[47] When an extrasolar planet is observed to transit their parent star, astronomers are able to assess some physical properties of the planet from an interstellar distance, including planetary mass and size, which in turn provide fundamental constraints on models of their physical structure.[48] Furthermore, such events afford the opportunity to study the dynamics and chemistry of its atmosphere.[48]

Statistical surveys and individual characterization are the keys to addressing the fundamental questions in exoplanetology.[49] As of August 2016, varying techniques have been used to discover 3,502 exoplanets.[50] Documenting the properties of a large sample exoplanets at various ages, orbiting their parent stars of various types, will contribute to increased understanding —or better models— of planetary formation (accretion), geological evolution, orbit migration,[49][51] and their potential habitability.[52] Characterizing the atmospheres of extrasolar planets is the new frontier in exoplanetary science.[53]

Detection techniques[edit]

About 97% of all the confirmed exoplanets have been discovered by indirect techniques of detection, mainly by radial velocity measurements and transit monitoring techniques.[52] The following methods have proved successful for discovering a new planet or confirming an already discovered planet:[54]

  • Radial velocity
  • Gravitational microlensing
  • Direct imaging
  • Polarimetry
  • Astrometry
  • Transit photometry
    • Reflection/emission modulations
    • Light variations due to relativistic beaming
    • Light variations due to ellipsoidal variations
  • Timing variations
    • Pulsar timing
    • variable star timing
    • Transit timing variation method
    • Transit duration variation method
    • Eclipsing binary minima timing

Formation and evolution[edit]

Planets form within a few tens of millions of years of their star forming,[55][56][57] and there are stars that are forming today and other stars that are ten billion years old, so unlike the planets of the Solar System, which can only be observed as they are today, studying exoplanets allows the observation of exoplanets at different stages of evolution. When planets form they have hydrogen envelopes that cool and contract over time and, depending on the mass of the planet, some or all of the hydrogen is eventually lost to space. This means that even terrestrial planets can start off with large radii.[58][59][60] An example is Kepler-51b which has only about twice the mass of Earth but is almost the size of Saturn which is a hundred times the mass of Earth. Kepler-51b is quite young at a few hundred million years old.[61]

Planet-hosting stars[edit]

The Morgan-Keenan spectral classification system, showing size-and-color comparisons of M, K, G, F, A, B, and O stars
The Morgan-Keenan spectral classification
Artist’s impression of exoplanet orbiting two stars.[62]

There is at least one planet on average per star.[10] About 1 in 5 Sun-like stars[a] have an "Earth-sized"[b] planet in the habitable zone.[63]

Most known exoplanets orbit stars roughly similar to the Sun, i.e. main-sequence stars of spectral categories F, G, or K. Lower-mass stars (red dwarfs, of spectral category M) are less likely to have planets massive enough to be detected by the radial-velocity method.[64][65] Despite this, several tens of planets around red dwarfs have been discovered by the Kepler spacecraft, which uses the transit method to detect smaller planets.

Stars with a higher metallicity than the Sun are more likely to have planets, especially giant planets, than stars with lower metallicity.[66]

Some planets orbit one member of a binary star system,[67] and several circumbinary planets have been discovered which orbit around both members of binary star. A few planets in triple star systems are known[68]and one in the quadruple system Kepler-64.

General features[edit]

Color and brightness[edit]

Color-color diagram comparing the colors of Solar System planets to exoplanet HD 189733b. HD 189733b reflects as much green as Mars and almost as much blue as Earth.
This color–color diagram compares the colors of planets in the Solar System to exoplanet HD 189733b. The exoplanet's deep blue color is produced by silicatedroplets, which scatter blue light in its atmosphere.

In 2013 the color of an exoplanet was determined for the first time. The best-fit albedomeasurements of HD 189733bsuggest that it is deep dark blue.[69][70]

Visually, GJ 504 b would have a magenta color.[71]

Kappa Andromedae b if seen up close, would appear reddish in color.[72]

The apparent brightness (apparent magnitude) of a planet depends on how far away the observer is, how reflective the planet is (albedo), and how much light the planet receives from its star, which depends on how far the planet is from the star and how bright the star is. So, a planet with a low albedo that is close to its star can appear brighter than a planet with high albedo that is far from the star.[73]

The darkest known planet in terms of geometric albedo is TrES-2b, a hot Jupiter that reflects less than 1% of the light from its star, making it less reflective than coal or black acrylic paint. Hot Jupiters are expected to be quite dark due to sodium and potassium in their atmospheres but it is not known why TrES-2b is so dark—it could be due to an unknown chemical.[74][75][76]

For gas giants, geometric albedo generally decreases with increasing metallicity or atmospheric temperature unless there are clouds to modify this effect. Increased cloud-column depth increases the albedo at optical wavelengths, but decreases it at some infrared wavelengths. Optical albedo increases with age, because older planets have higher cloud-column depths. Optical albedo decreases with increasing mass, because higher-mass giant planets have higher surface gravities, which produces lower cloud-column depths. Also, elliptical orbits can cause major fluctuations in atmospheric composition, which can have a significant effect.[77]

There is more thermal emission than reflection at some near-infrared wavelengths for massive and/or young gas giants. So, although optical brightness is fully phase-dependent, this is not always the case in the near infrared.[77]

Temperatures of gas giants reduce over time and with distance from their star. Lowering the temperature increases optical albedo even without clouds. At a sufficiently low temperature, water clouds form, which further increase optical albedo. At even lower temperatures ammonia clouds form, resulting in the highest albedos at most optical and near-infrared wavelengths.[77]

Magnetic field[edit]

In 2014, a magnetic field around HD 209458 b was inferred from the way hydrogen was evaporating from the planet. It is the first (indirect) detection of a magnetic field on an exoplanet. The magnetic field is estimated to be about one tenth as strong as Jupiter's.[78][79]

Interaction between a close-in planet's magnetic field and a star can produce spots on the star in a similar way to how the Galilean moonsproduce aurorae on Jupiter.[80] Auroral radio emissions could be detected with radio telescopes such as LOFAR.[81][82] The radio emissions could enable determination of the rotation rate of a planet which is difficult to detect otherwise.[83]

Earth's magnetic field results from its flowing liquid metallic core, but in massive super-Earths with high pressure, different compounds may form which do not match those created under terrestrial conditions. Compounds may form with greater viscosities and high melting temperatures which could prevent the interiors from separating into different layers and so result in undifferentiated coreless mantles. Forms of magnesium oxide such as MgSi3O12 could be a liquid metal at the pressures and temperatures found in super-Earths and could generate a magnetic field in the mantles of super-Earths.[84][85]

Hot Jupiters have been observed to have a larger radius than expected. This could be caused by the interaction between the stellar wind and the planet's magnetosphere creating an electric current through the planet that heats it up causing it to expand. The more magnetically active a star is the greater the stellar wind and the larger the electric current leading to more heating and expansion of the planet. This theory matches the observation that stellar activity is correlated with inflated planetary radii.[86]

Plate tectonics[edit]

In 2007 two independent teams of researchers came to opposing conclusions about the likelihood of plate tectonics on larger super-Earths[87][88] with one team saying that plate tectonics would be episodic or stagnant[89] and the other team saying that plate tectonics is very likely on super-Earths even if the planet is dry.[90]

If super-Earths have more than 80 times as much water as Earth then they become ocean planets with all land completely submerged. However, if there is less water than this limit, then the deep water cycle will move enough water between the oceans and mantle to allow continents to exist.[91][92]

Volcanism[edit]

Large surface temperature variations on 55 Cancri e have been attributed to possible volcanic activity releasing large clouds of dust which blanket the planet and block thermal emissions.[93][94]

Rings[edit]

The star 1SWASP J140747.93-394542.6 is orbited by an object that is circled by a ring system much larger than Saturn's rings. However, the mass of the object is not known; it could be a brown dwarf or low-mass star instead of a planet.[95][96]

The brightness of optical images of Fomalhaut b could be due to starlight reflecting off a circumplanetary ring system with a radius between 20 and 40 times that of Jupiter's radius, about the size of the orbits of the Galilean moons.[97]

The rings of the Solar System's gas giants are aligned with their planet's equator. However, for exoplanets that orbit close to their star, tidal forces from the star would lead to the outermost rings of a planet being aligned with the planet's orbital plane around the star. A planet's innermost rings would still be aligned with the planet's equator so that if the planet has a tilted rotational axis, then the different alignments between the inner and outer rings would create a warped ring system.[98]

Moons[edit]

In December 2013 a candidate exomoon of a rogue planet was announced.[99] No exomoons have been confirmed so far.

Atmospheres[edit]

Main article: Exoplanet atmosphere

Atmospheres have been detected around several exoplanets. The first to be observed was HD 209458 b in 2001.[100]

KIC 12557548 b is a small rocky planet, very close to its star, that is evaporating and leaving a trailing tail of cloud and dust like a comet.[101]The dust could be ash erupting from volcanos and escaping due to the small planet's low surface-gravity, or it could be from metals that are vaporized by the high temperatures of being so close to the star with the metal vapor then condensing into dust.[102]

In June 2015, scientists reported that the atmosphere of GJ 436 b was evaporating, resulting in a giant cloud around the planet and, due to radiation from the host star, a long trailing tail 14×106 km (9×106 mi) long.[103]

Insolation pattern[edit]

Tidally locked planets in a 1:1 spin–orbit resonance would have their star always shining directly overhead on one spot which would be hot with the opposite hemisphere receiving no light and being freezing cold. Such a planet could resemble an eyeball with the hotspot being the pupil.[104]Planets with an eccentric orbit could be locked in other resonances. 3:2 and 5:2 resonances would result in a double-eyeball pattern with hotspots in both eastern and western hemispheres.[105] Planets with both an eccentric orbit and a tilted axis of rotation would have more complicated insolation patterns.[106]

As more planets are discovered, the field of exoplanetology continues to grow into a deeper study of extrasolar worlds, and will ultimately tackle the prospect of life on planets beyond the Solar System.[52] At cosmic distances, life can only be detected if it is developed at a planetary scale and strongly modified the planetary environment, in such a way that the modifications cannot be explained by classical physico-chemical processes (out of equilibrium processes).[52] For example, molecular oxygen (O
2
) in the atmosphere of Earth is a result of photosynthesis by living plants and many kinds of microorganisms, so it can be used as an indication of life on exoplanets, although small amounts of oxygen could also be produced by non-biological means.[107] Furthermore, a potentially habitable planet must orbit a stable star at a distance within which planetary-mass objects with sufficient atmospheric pressure can support liquid water at their surfaces.[108][109]

Cultural impact[edit]

On 9 May 2013, a congressional hearing by two United States House of Representatives subcommittees discussed "Exoplanet Discoveries: Have We Found Other Earths?", prompted by the discovery of exoplanet Kepler-62f, along with Kepler-62e and Kepler-62c. A related special issue of the journal Science, published earlier, described the discovery of the exoplanets.[109]