Plan??te extrasolaire

2 Janvier 2013: Les astronomes affirment que la Voie Lact??e galaxie peut contenir jusqu'?? 400 milliards d'exoplan??tes, avec presque tous les ??toiles h??bergement au moins une plan??te.

Une plan??te extrasolaire, ou exoplan??te, est une plan??te en dehors du syst??me solaire . Un total de 861 de ces plan??tes (en 677 syst??mes plan??taires, y compris 128 plusieurs syst??mes plan??taires) ont ??t?? identifi??s comme du 22 Mars, 2013. Le Mission Kepler a d??tect?? plus de 18 000 ??v??nements de transport suppl??mentaires, y compris 262 qui peut ??tre plan??tes habitables. Dans la Voie Lact??e galaxie, il est pr??vu que il ya beaucoup de milliards de plan??tes (au moins une plan??te, en moyenne, en orbite autour de chaque ??toile, entra??nant 100-400000000000 exoplan??tes), avec beaucoup plus flottant organes plan??taires-masse en orbite autour de la galaxie directement. L'exoplan??te connue la plus proche est Alpha Centauri Bb. Presque toutes les plan??tes d??tect??es ?? ce jour sont au sein de notre galaxie la Voie Lact??e; Cependant, il ya eu un petit nombre de d??tections possibles de plan??tes extragalactiques. Astronomes du Centre Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique (CfA) a rapport?? en Janvier 2013, que ??au moins 17 milliards" Terre-taille exoplan??tes sont estim??s ?? r??sider dans la galaxie de la Voie Lact??e.

Pendant des si??cles, de nombreux philosophes et les scientifiques supposaient que les plan??tes extrasolaires existaient, mais il n'y avait aucun moyen de savoir comment ils ??taient commune ou comment ils pourraient ??tre semblables aux plan??tes du syst??me solaire . Diverses r??clamations de d??tection, ?? partir du XIXe si??cle, ont tous ??t?? finalement rejet?? par les astronomes. La premi??re d??tection confirm??e est venu en 1992, avec la d??couverte de plusieurs plan??tes telluriques masse orbite autour de la pulsar PSR B1257 + 12. La premi??re d??tection confirm??e d'une exoplan??te orbitant autour d'une ??toiles de la s??quence principale a ??t?? faite en 1995, quand une plan??te g??ante a ??t?? trouv?? dans une orbite de quatre jours autour de l'??toile ?? proximit?? 51 Pegasi. En raison de l'am??lioration des techniques d'observation, le taux de d??tections a augment?? rapidement depuis lors. Certains exoplan??tes ont ??t?? directement imag??e par les t??lescopes, mais la grande majorit?? ont ??t?? d??tect??s par des m??thodes indirectes telles que mesures de vitesse radiale. Outre exoplan??tes, " exocomets ", com??tes au-del?? de notre syst??me solaire , ont ??galement ??t?? d??tect??s et peuvent ??tre communes dans la galaxie de la Voie Lact??e .

La plupart des exoplan??tes connues sont des plan??tes g??antes cru ?? ressembler ?? Jupiter ou Neptune , mais cela refl??te une biais d'??chantillonnage, comme des plan??tes massives sont plus facilement observ??s. Certains exoplan??tes relativement l??ger, seulement quelques fois plus massives que la Terre (maintenant connu sous le terme Super-Terre), sont connus ainsi; ??tudes statistiques indiquent maintenant qu'ils sont plus nombreux que fait plan??tes g??antes tout en d??couvertes r??centes ont inclus taille de la Terre et des plan??tes plus petites et une poign??e qui semblent pr??senter d'autres Propri??t??s semblables ?? la Terre. Il existe ??galement objets de masse plan??taire en orbite autour de naines brunes et d'autres organes que "free float" dans l'espace ne est pas li?? ?? ne importe quelle ??toile; cependant, le terme "plan??te" ne est pas toujours appliqu??e ?? ces objets.

La d??couverte de plan??tes extrasolaires, en particulier ceux qui sont en orbite dans le zone habitable o?? il est possible pour l'eau liquide d'exister sur la surface (et donc aussi la vie ), a intensifi?? l'int??r??t pour la recherche de la vie extraterrestre . Ainsi, la recherche de plan??tes extrasolaires comprend ??galement l'??tude de l'habitabilit?? plan??taire , qui consid??re un large ??ventail de facteurs pour d??terminer l'aptitude d'une plan??te extrasolaire pour accueillir la vie.

Le 7 Janvier 2013, les astronomes de la Kepler Mission observatoire spatial a annonc?? la d??couverte de KOI-172,02, une terre exoplan??te candidat -comme orbite autour d'une ??toile semblable ?? notre Soleil dans la zone habitable et peut-??tre un ??candidat de choix pour accueillir une vie extraterrestre ".

Histoire de d??tection

D??but des sp??culations

Au XVIe si??cle, le philosophe italien Giordano Bruno, un des premiers partisans de la copernicienne th??orie que la Terre et les autres plan??tes tournent autour du Soleil ( h??liocentrisme ), a pr??sent?? le point de vue que les ??toiles fixes sont semblables au Soleil et sont ??galement accompagn??s par les plan??tes. Il a ??t?? br??l?? sur le b??cher par le Inquisition romaine en 1600, bien que ses vues sur l'astronomie ne ??taient pas la principale raison de sa condamnation.

Au XVIIIe si??cle, la m??me possibilit?? a ??t?? mentionn??e par Isaac Newton dans le " G??n??ral Scholium ??qui conclut son Principia . Faire une comparaison avec les plan??tes du Soleil, il a ??crit "Et si les ??toiles fixes sont les centres de syst??mes similaires, ils seront tous ??tre construit selon une conception similaire et soumis ?? la domination de One".

Au XIXe si??cle Baha'u'llah, le proph??te-fondateur de la Foi bah??'??e, qui a pass?? une grande partie de sa vie en prison ou l'exil pour ses enseignements, a d??clar??: ??Chaque ??toile fixe hath ses propres plan??tes, et chaque plan??te ses propres cr??atures, dont le num??ro aucun homme ne peut calculer."

Revendications discr??dit??es

Revendications de d??tections d'exoplan??tes ont ??t?? faites depuis le XIXe si??cle. Certaines des premi??res impliquent l' ??toile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le Capt. WS Jacob ?? la Compagnie des Indes orientales de l ' Observatoire de Madras a rapport?? que les anomalies orbitales ont fait ??hautement probable?? qu'il y avait un "corps plan??taire" dans ce syst??me. Dans les ann??es 1890, Thomas JJ Voir du Universit?? de Chicago et le Observatoire naval des Etats-Unis a d??clar?? que les anomalies orbitales ont prouv?? l'existence d'un corps sombre dans le syst??me Ophiuchi 70 avec un 36 ans p??riode autour de l'une des ??toiles. Cependant, For??t Ray Moulton a publi?? un document prouvant qu'un syst??me ?? trois corps avec ces param??tres orbitaux serait tr??s instable. Pendant les ann??es 1950 et 1960, Peter van de Kamp Swarthmore College fait une autre s??rie de premier plan des revendications de d??tection, cette fois pour les plan??tes en orbite L'??toile de Barnard. Les astronomes consid??rent g??n??ralement d??sormais tous les premiers rapports de d??tection erron??e.

En 1991, Andrew Lyne, M. Bailes et SL Shemar ont affirm?? avoir d??couvert un pulsar plan??te en orbite autour de PSR 1829-1810, en utilisant variations temporelles pulsar. La demande a re??u bri??vement l'attention intense, mais Lyne et son ??quipe d??s r??tract??.

D??couvertes confirm??es

Les trois plan??tes connues de l'??toile HR8799, en image par la Hale Telescope. La lumi??re de l'??toile centrale a ??t?? masqu?? par un vecteur tourbillon coronographe.

2MASS J044144 est un naine brune avec un compagnon environ 5-10 fois la masse de Jupiter. Il ne est pas clair si cet objet est un compagnon naine sous-brun ou une plan??te.

L'image de coronographique AB Pictoris montrant un compagnon (en bas ?? gauche), qui est soit une naine brune ou d'une plan??te massive. Les donn??es ont ??t?? obtenues le 16 Mars 2003 avec NACO sur le VLT, en utilisant un masque d'occultation de 1,4 secondes d'arc sur le dessus de AB Pictoris.

La premi??re d??couverte publi??e pour recevoir la confirmation ult??rieure a ??t?? faite en 1988 par les astronomes canadiens Bruce Campbell, GAH Walker, et Stephenson Yang de Universit?? de Victoria et Universit?? de la Colombie-Britannique. Bien qu'ils se sont montr??s prudents au sujet de r??clamer une d??tection plan??taire, leurs observations vitesses radiales sugg??r?? que une plan??te en orbite autour de l'??toile Gamma C??ph??e. En partie parce que les observations ??taient aux limites m??mes de capacit??s instrumentales ?? l'??poque, les astronomes sont rest??s sceptiques depuis plusieurs ann??es ?? ce sujet et d'autres observations similaires. On pensait certaines des plan??tes apparentes pourrait ?? la place ont ??t?? naines brunes, objets interm??diaires de masse entre les plan??tes et les ??toiles. En 1990, des observations suppl??mentaires ont ??t?? publi??s qui a soutenu l'existence de la plan??te en orbite autour de Gamma C??ph??e, mais les travaux ult??rieurs ?? nouveau en 1992 soulevait des doutes s??rieux. Enfin, en 2003, des techniques am??lior??es permis l'existence de la plan??te ?? ??tre confirm??e.

Le 21 Avril 1992 radioastronomes Aleksander Wolszczan et Dale Frail a annonc?? la d??couverte de deux plan??tes en orbite autour du pulsar PSR 1257 + 12. Cette d??couverte a ??t?? confirm??e, et est g??n??ralement consid??r?? comme la premi??re d??tection d'exoplan??tes d??finitif. Ces plan??tes de pulsar sont soup??onn??s d'avoir form?? ?? partir des restes inhabituelles de la supernova qui a produit le pulsar, dans un second tour de la formation des plan??tes, ou bien d'??tre les noyaux rocheux restantes de g??antes gazeuses qui ont surv??cu en quelque sorte la supernova puis cari??es dans leur actuelle orbites.

Le 6 Octobre 1995, Michel Mayor et Didier Queloz de la Universit?? de Gen??ve a annonc?? la premi??re d??tection d??finitive de une exoplan??te orbitant autour d'une ??toiles de la s??quence principale, ?? savoir la proximit?? G-??toile de type 51 Pegasi. Cette d??couverte, faite ?? la Observatoire de Haute-Provence, a inaugur?? l'??re moderne de la d??couverte d'exoplan??tes. Les progr??s technologiques, notamment en haute r??solution spectroscopie , ont conduit ?? la d??tection rapide de nombreuses nouvelles exoplan??tes: astronomes ont pu d??tecter des exoplan??tes indirectement par la mesure de leur gravit?? influence sur le mouvement de leurs ??toiles parentes. Plus de plan??tes extrasolaires ont ??t?? d??tect??es plus tard en observant la variation de la luminosit?? apparente d'une ??toile comme une plan??te en orbite autour passa devant elle.

Initialement, exoplan??tes les plus connus ??taient plan??tes massives qui orbite autour tr??s proches de leurs ??toiles parentes. Les astronomes ont ??t?? surpris par ces " Jupiters chauds ??, puisque les th??ories de formation plan??taire avaient indiqu?? que les plan??tes g??antes ne devraient former ?? de grandes distances des ??toiles. Mais finalement plus de plan??tes d'autres sortes ont ??t?? trouv??s, et il est maintenant clair que Jupiters chauds sont une minorit?? des exoplan??tes. En 1999, Upsilon Andromedae est devenu la premi??re ??toile de la s??quence principale connu pour avoir plusieurs plan??tes. Autres syst??mes plan??taires multiples ont ??t?? trouv??s par la suite.

Au 22 Mars 2013, un total de 861 exoplan??tes confirm??es sont r??pertori??s dans la L'Encyclop??die des plan??tes extrasolaires, y compris quelques-uns qui ??taient confirmations de revendications controvers??es de la fin des ann??es 1980. Ce nombre comprend 677 syst??mes plan??taires, dont 128 plusieurs syst??mes plan??taires. Kepler-16 contient la premi??re plan??te d??couverte en orbite autour autour d'un syst??me d'??toile binaire.

En F??vrier 2012, la NASA Mission Kepler avait identifi?? 2321 candidats plan??taires associ??s ?? 1790 ??toiles h??tes, sur la base des seize premiers mois de donn??es du t??lescope spatial.

17 octobre 2012 a apport?? l'annonce de la d??couverte d'une plan??te, Alpha Centauri Bb, autour d'une ??toile proche de la Terre dans le syst??me d'??toiles, Alpha Centauri. Il se agit d'une plan??te de taille, mais pas dans la zone habitable dans lequel l'eau liquide peut exister.

M??thodes de d??tection

Les plan??tes sont tr??s faibles par rapport ?? leurs ??toiles parentes. Aux longueurs d'onde visibles, ils ont g??n??ralement moins d'un millioni??me de la luminosit?? de leur ??toile parente. Il est difficile de d??tecter une telle source de lumi??re faible, et en outre l'??toile parente provoque un regard qui tend ?? le laver. Il est n??cessaire de bloquer la lumi??re de l'??toile parent afin de r??duire l'??blouissement, tout en laissant la lumi??re de la plan??te d??tectable; faire est un d??fi technique majeur.

Tous les exoplan??tes qui ont ??t?? directement imag??es sont grands (plus massive que Jupiter ) et largement s??par??s de leur ??toile parente. La plupart d'entre eux sont ??galement tr??s chaud, de sorte qu'ils ??mettent intense un rayonnement infrarouge; les images ont ensuite ??t?? faite ?? infrarouge o?? la plan??te est plus clair que ce est ?? des longueurs d'onde visibles.

Bien que imagerie directe peut devenir plus important ?? l'avenir, la grande majorit?? des plan??tes extrasolaires connues ne ont ??t?? d??tect??s par des m??thodes indirectes. Voici les m??thodes indirectes qui se sont av??r??es utiles:

• Vitesse radiale ou m??thode Doppler

Comme une plan??te orbite autour d'une ??toile, l'??toile se d??place ??galement dans sa propre petite orbite autour du centre de masse du syst??me. Les variations de vitesse radiale de l'??toile - ce est, la vitesse avec laquelle il se rapproche ou se ??loigne de la Terre - peuvent ??tre d??tect??s ?? partir des d??placements dans l'??toile de raies spectrales en raison de la effet Doppler. Extr??mement petites variations vitesses radiales peuvent ??tre observ??s, de 1 m / s ou m??me un peu moins. Ce est de loin la m??thode la plus productive de d??couvrir des exoplan??tes. Il a l'avantage d'??tre applicable ?? ??toiles avec une large gamme de caract??ristiques. L'un de ses inconv??nients est que on ne peut pas d??terminer la v??ritable masse d'une plan??te, mais ne peut fixer une limite inf??rieure sur cette masse. Cependant, si la vitesse radiale de la plan??te elle-m??me peut ??tre distingu??e de la vitesse radiale de l'??toile, puis la masse r??elle peut ??tre d??termin??e.

• m??thode de Transit

Si une plan??te traverse (ou transits) devant le disque de son ??toile parente, puis la luminosit?? de l'??toile observ??e chute d'une petite quantit??. La quantit?? par laquelle l'??toile se assombrit d??pend de sa taille et de la taille de la plan??te, entre autres facteurs. Cela a ??t?? la deuxi??me m??thode la plus productive de la d??tection, si elle souffre d'un taux important de faux positifs et la confirmation d'une autre m??thode est g??n??ralement consid??r?? comme n??cessaire. La m??thode des transits r??v??le le rayon de la plan??te, et il a l'avantage qu'il permet parfois l'atmosph??re d'une plan??te ?? ??tre ??tudi??e par spectroscopie .

• Timing Transit Variation (TTV)

Animation montrant diff??rence entre plan??te transit synchronisation des syst??mes 1-plan??te et deux-plan??te. Cr??dit: NASA / Mission Kepler.

Lorsque plusieurs plan??tes sont pr??sents, chacun perturbe l??g??rement les orbites des autres. Petites variations dans les temps de transit pour une plan??te peuvent donc indiquer la pr??sence d'une autre plan??te, qui se peut ou non transit. Par exemple, les variations dans les transits de la plan??te WASP-3b sugg??rent l'existence d'une deuxi??me plan??te dans le syst??me, le non-transit WASP-3c. Si plusieurs plan??tes en transit existent dans un syst??me, alors cette m??thode peut ??tre utilis??e pour confirmer leur existence. Dans une autre forme de la m??thode, le calendrier des ??clipses dans une ??clipsant ??toile binaire peut r??v??ler une plan??te ext??rieure qui tourne autour de deux ??toiles; ?? partir de Novembre 2011, cinq plan??tes ont ??t?? trouv??s dans cette fa??on.

• Microlentille gravitationnelle

Microlensing produit lorsque le champ gravitationnel d'une ??toile agit comme une lentille, amplifiant la lumi??re d'une ??toile lointaine fond. Plan??tes en orbite autour de l'??toile de lentille peuvent provoquer des anomalies d??tectables dans le grossissement car il varie au fil du temps. Cette m??thode a donn?? lieu ?? seulement 13 d??tections que de Juin 2011, mais il a l'avantage d'??tre particuli??rement sensibles aux plan??tes dans les grandes s??parations de leurs ??toiles parentes.

• Astrom??trie

Astrom??trie consiste ?? mesurer pr??cis??ment la position d'une ??toile dans le ciel et observer les changements dans cette position au fil du temps. Le mouvement d'une ??toile en raison de l'influence gravitationnelle d'une plan??te peut ??tre observable. Parce que le mouvement est si petit, cependant, cette m??thode n'a pas encore ??t?? tr??s productive. Il a produit seulement quelques d??tections contest??es, m??me si elle a ??t?? utilis??e avec succ??s pour ??tudier les propri??t??s de plan??tes trouv??s par d'autres moyens.

• Pulsar calendrier

Un pulsar (le petit reste ultradenses d'une ??toile qui a explos?? en supernova ) ??met des ondes radio tr??s r??guli??rement car il tourne. Si les plan??tes tournent autour du pulsar, ils vont provoquer de l??g??res anomalies dans le calendrier de ses impulsions radio observ??es. La premi??re d??couverte confirm??e d'une plan??te extrasolaire a ??t?? faite en utilisant cette m??thode. Mais ?? partir de 2011, il n'a pas ??t?? tr??s productive; cinq plan??tes ont ??t?? d??tect??es de cette mani??re, autour de trois pulsars diff??rents.

• Disques circumstellaires

Les disques de la poussi??re de l'espace entourent de nombreuses stars, qu'on croit provenir de collisions entre ast??ro??des et des com??tes. La poussi??re peut ??tre d??tect??e, car il absorbe la lumi??re des ??toiles et re-??met comme rayonnement infrarouge. Caract??ristiques dans les disques peuvent sugg??rer la pr??sence de plan??tes, si ce ne est pas consid??r??e comme une m??thode de d??tection d??finitive.

Plan??tes extrasolaires plus confirm??s ont ??t?? trouv??s ?? l'aide des t??lescopes terrestres. Cependant, la plupart des m??thodes peuvent travailler plus efficacement avec t??lescopes spatiaux qui ??vitent la brume atmosph??rique et la turbulence. COROT (lanc?? D??cembre 2006) et Kepler (lanc?? en Mars 2009) sont les deux missions spatiales actuellement actifs d??di??s ?? la recherche de plan??tes extrasolaires. t??lescope spatial Hubble et MOST ont ??galement constat?? ou confirm?? quelques plan??tes. Le Mission Gaia, qui sera lanc?? en Octobre 2013, utilisera astrom??trie pour d??terminer les v??ritables masses de 1000 exoplan??tes proximit??.

D??finition

Le fonctionnaire d??finition de ??plan??te?? utilis?? par le Union astronomique internationale (UAI) ne couvre que la syst??me solaire et ne se applique donc pas aux exoplan??tes. En Avril 2011, la seule d??claration de d??finition d??livr?? par l'UAI qui se rapporte aux exoplan??tes est une d??finition de travail publi?? en 2001 et modifi?? en 2003. Cette d??finition contient les crit??res suivants:

• Objets avec v??ritables masses en dessous de la masse limite pour la fusion thermonucl??aire du deut??rium (actuellement calcul??s ??tre 13 masses de Jupiter pour les objets de m??tallicit?? solaire) que les ??toiles en orbite ou des restes stellaires sont "plan??tes" (peu importe comment ils form??s). Le minimum de masse / taille requise pour un objet extrasolaire ?? ??tre consid??r??e comme une plan??te doit ??tre le m??me que celui utilis?? dans notre syst??me solaire.
• Substellaires objets avec de v??ritables masses sup??rieures ?? la masse limite pour la fusion thermonucl??aire du deut??rium sont " Les naines brunes ", peu importe comment ils form??s ou o?? ils se trouvent.
• Objets flottant librement dans les jeunes amas d'??toiles avec des masses en dessous de la masse limite pour la fusion thermonucl??aire du deut??rium ne sont pas "plan??tes", mais sont "sous-naines brunes" (ou quelque soit le nom est le plus appropri??).

Cet article suit la d??finition de travail ci-dessus. Par cons??quent, il ne traite que de plan??tes que les ??toiles en orbite ou naines brunes. (Il ya ??galement eu plusieurs d??tections rapport??es des objets plan??taires-masse qui ne en orbite autour de tout organisme de parent Certains d'entre eux peuvent avoir appartenu ?? syst??me plan??taire de l'??toile avant d'??tre ??vinc??;. le terme " plan??te voyous ??est parfois appliqu??e ?? ces objets.)

Cependant, la La d??finition de travail de l'AIU est pas universellement accept??e. Une suggestion alternative est que les plan??tes doivent ??tre distingu??s des brun nains sur la base de formation. Il est largement admis que les plan??tes g??antes se forment par accr??tion de base, et ce processus peut parfois produire des plan??tes avec des masses au-dessus du seuil de fusion du deut??rium; plan??tes massives de ce genre peuvent ont d??j?? ??t?? observ??s. Ce point de vue admet ??galement la possibilit?? de nains sous-Brown, qui ont des masses plan??taires, mais forment comme des ??toiles de l'effondrement directe de nuages de gaz.

En outre, le seuil de 13 Jupiter-masse n'a pas de signification physique pr??cise. Deut??rium fusion peut se produire dans certains objets avec une masse inf??rieure ?? celle coupure. La quantit?? de deut??rium fusionn?? d??pend dans une certaine mesure de la composition de l'objet. Le L'Encyclop??die des plan??tes extrasolaires comprend des objets jusqu'?? 25 masses de Jupiter, en disant: "Le fait qu'il n'y a pas particularit?? environ 13 MJup dans le spectre de masse observ?? renforce le choix d'oublier cette limite de masse??, et le Exoplanet Explorateur de donn??es comprend des objets jusqu'?? 24 masses de Jupiter avec le conseil: "La distinction 13 Jupiter-masse par le Groupe de travail de l'UAI est physiquement d??motiv??s des plan??tes avec des noyaux rocheux, et les observations, probl??matique en raison du p??ch?? i ambigu??t??."

Nomenclature

Standard multiple ??toiles

La norme pour nommer exoplan??tes est une extension de celui utilis?? par le catalogue de Washington Multiplicit?? (WMC), pour les syst??mes multi-??toiles. Cette section sera donc commencer par discuter bri??vement la norme WMC, qui a ??t?? adopt??e par le Union astronomique internationale.

En vertu de cette norme, la plus brillante d'un syst??me re??oit la lettre ??A??. Les diff??rentes composantes ne figurent pas dans les ??A?? sont ??tiquet??s ??B??, ??C??, etc. sous-composants sont d??sign??s par un ou plusieurs suffixes avec l'??tiquette principale, commen??ant par les lettres minuscules pour le 2??me niveau hi??rarchique, puis chiffres pour la 3??me . Par exemple, se il ya un syst??me d'??toiles triple dans lequel deux ??toiles orbitent l'autre de pr??s pendant une troisi??me ??toile est dans une orbite plus lointaine, les deux ??toiles pr??s orbite seraient consid??r??s comme un composant avec deux sous-composantes. Ils recevraient le d??signations Aa et Ab, tandis que la troisi??me ??toile recevrait la d??signation B. (Notez que, pour des raisons historiques, cette norme ne est pas toujours strictement respect??es. Par exemple, les trois membres de la Alpha Centauri triple syst??me ??toiles sont classiquement appel??e Alpha Centauri A, B et C alors que la norme formelle donnerait leurs d??signations comme Alpha Centauri AA, AB et B respectivement.)

Norme de plan??te extrasolaire

Suite ?? une extension de la norme ci-dessus, le nom d'une exoplan??te est normalement form?? en prenant le nom de son ??toile parente et en ajoutant une lettre minuscule. La premi??re plan??te d??couverte dans un syst??me est donn??e ?? la d??signation "b" et les plan??tes sont donn??es ult??rieures lettres suivantes. Si plusieurs plan??tes dans le m??me syst??me sont d??couverts dans le m??me temps, le plus proche de l'??toile devient la lettre suivante, suivie par les autres plan??tes par ordre de taille orbitale.

Par exemple, dans le 55 Cancri syst??me la premi??re plan??te - 55 Cancri b - a ??t?? d??couvert en 1996; deux plan??tes plus lointaines suppl??mentaires ont ??t?? d??couverts en 2002 simultan??ment avec le plus proche de l'??toile ??tant nomm?? 55 Cancri c et l'autre 55 Cancri d; quart plan??te a ??t?? revendiqu??e (son existence a ensuite ??t?? contest??e) en 2004 et nomm?? 55 Cancri e tout en se trouvant plus pr??s de l'??toile de 55 Cancri b; et la plan??te la plus r??cemment d??couvert, en 2007, a ??t?? nomm?? 55 Cancri f malgr?? comprise entre 55 Cancri c et 55 Cancri d. En Avril 2012, le plus ??lev?? lettre utilis??e est ??j??, pour la plan??te non confirm??e HD 10180 j ( HD 10180 h est la plan??te confirm??e avec la plus grande lettre).

Si une plan??te en orbite autour d'un membre d'une ??toile binaire syst??me, une lettre majuscule pour la star sera suivie d'une lettre minuscule pour la plan??te. Des exemples sont 16 Cygni Bb et HD 178911 Bb. Plan??tes en orbite autour de la "Une" ??toile primaire ou devraient avoir 'AB' apr??s le nom du syst??me, comme dans HD 41004 Ab. Cependant, le "A" est parfois omise; par exemple la premi??re plan??te d??couverte autour de l'??toile principale de la Syst??me binaire Tau Bootis est g??n??ralement appel??e simplement Tau Bootis b.

Si l'??toile parente est une seule ??toile, il peut encore ??tre consid??r??e comme ayant un "A" la d??signation, si le ??A?? ne est normalement pas ??crit. La premi??re exoplan??te r??v??l??e ??tre orbite autour d'une telle ??toile pourrait alors ??tre consid??r??e comme une sous-composante secondaire qui devrait ??tre donn??e le suffixe ??AB??. Par exemple, 51 Peg Aa est l'??toile h??te dans le syst??me 51 Peg; et la premi??re exoplan??te est alors 51 Peg Ab. Comme la plupart des exoplan??tes sont dans les syst??mes simples ??toiles, l'implicite "A" d??signation a ??t?? simplement abandonn??, laissant le nom d'exoplan??tes par la lettre minuscule seulement: 51 Peg b.

A quelques exoplan??tes ont re??u des noms qui ne sont pas conformes ?? la norme ci-dessus. Par exemple, les plan??tes qui orbitent autour du pulsar PSR 1257 sont souvent appel??s ?? capital plut??t que des lettres minuscules. En outre, le nom sous-jacente du syst??me ??toile elle-m??me peut suivre plusieurs syst??mes diff??rents. En fait, certaines ??toiles (tels que Kepler-11) ne ont re??u leurs noms en raison de leur inclusion dans les programmes plan??te recherche, auparavant, ne ??tant vis?? par leur coordonn??es c??lestes.

Circumbinary plan??tes et proposition de 2010

Hessman et al. Etat que le syst??me implicite pour les noms d'exoplan??tes compl??tement ??chou?? avec la d??couverte de circumbinary plan??tes. Ils notent que les d??couvreurs des deux plan??tes autour HW Virginis essay?? de contourner le probl??me de nommage en les appelant "HW Vir 3" et "HW Vir 4", ?? savoir le dernier est le 4??me objet - stellaire ou plan??taire - d??couvert dans le syst??me. Ils notent ??galement que les d??couvreurs des deux plan??tes autour NN Serpentis ont ??t?? confront??s ?? plusieurs suggestions provenant de diverses sources officielles et a finalement choisi d'utiliser les d??signations ??NN Ser c" et "NN Ser d".

. La proposition de Hessman et al commence avec les deux r??gles suivantes:

R??gle 1. Le nom officiel d'une exoplan??te est obtenue en ajoutant les suffixes appropri??es pour le nom officiel de l'??toile h??te ou syst??me stellaire. La hi??rarchie sup??rieure est d??finie par des lettres majuscules, suivi par des lettres minuscules, suivi d'un num??ro, etc. L'ordre de nommage dans un niveau hi??rarchique est ?? l'ordre de la d??couverte seulement. (Cette r??gle correspond ?? la pr??sente convention de d??nomination provisoire WMC .)

R??gle 2. Chaque fois que le leader d??signation de lettre majuscule est manquant, cela est interpr??t?? comme ??tant une forme informelle avec un ??A?? implicite, sauf indication explicitement. (Cette r??gle correspond ?? l'usage actuel de la communaut?? de exoplan??te de plan??tes autour d'??toiles simples.)

Ils notent que, dans ces deux r??gles propos??es tous les pr??sents noms pour 99% des plan??tes autour d'??toiles simples sont conserv??s comme des formes informelles de la norme provisoire AIU sanctionn??. Ils renommer Tau Bootis b officiellement comme Tau Bootis Ab, en conservant le formulaire avant comme un usage informel (aide de la r??gle 2, ci-dessus).

Pour faire face aux difficult??s li??es ?? circumbinary plan??tes, la proposition contient deux autres r??gles:

Article 3. En variante ?? la nomenclature standard ?? la r??gle 1, une relation hi??rarchique peut ??tre exprim??e en concat??nant les noms de syst??me d'ordre sup??rieur et en les pla??ant dans parenth??ses, apr??s quoi le suffixe d'un syst??me d'ordre inf??rieur est ajout??.

R??gle 4. En cas de doute (par exemple, si un nom diff??rent ne est pas clairement d??fini dans la litt??rature), la hi??rarchie exprim??e par la nomenclature doit correspondre au (sous-) syst??mes dynamiquement distincts afin de leur pertinence dynamique. Le choix de niveaux hi??rarchiques doit ??tre fait pour mettre l'accent sur les relations dynamiques, si elle est connue.

Ils soutiennent que la nouvelle forme utilisant des parenth??ses est le meilleur pour les plan??tes circumbinary connus et a pour effet souhaitable de donner ?? ces plan??tes sous-niveaux hi??rarchiques ??tiquettes identiques et noms de composants stellaires qui sont conformes ?? l'usage pour les ??toiles binaires. Ils disent qu'il n??cessite le changement de nom compl??te des deux seuls syst??mes exoplan??taires: Les plan??tes autour HW Virginis serait rebaptis?? HW Vir (AB) b & (AB) c, tandis que ceux autour de NN Serpentis serait rebaptis?? NN Ser (AB) b & ( AB) c. En outre, les plan??tes circumbinary simples d??j?? connus autour PSR B1620-26 et DP Leonis) peut presque conserver leurs noms ( PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes informelles non officielles de la "(AB) b" d??signation lorsque le ??(AB)" est laiss?? de c??t??.

Les d??couvreurs de la plan??te circumbinaire autour Kepler-16 suivie Hessman et al '. S propos?? sch??ma de nommage pour nommer le corps Kepler-16 (AB) -b, ou tout simplement Kepler-16b lorsqu'il n'y a pas d'ambigu??t??.

D'autres syst??mes de nommage

Un autre nomenclature, souvent vu dans la science-fiction, utilise des chiffres romains dans l'ordre des positions des plan??tes de l'??toile. (Ceci a ??t?? inspir?? par un ancien syst??me pour nommer les lunes des plan??tes ext??rieures, telles que "Jupiter IV?? pour Callisto.) Mais un tel syst??me ne est pas pratique ?? usage scientifique, puisque de nouvelles plan??tes se trouvent plus pr??s de l'??toile, en changeant tous les chiffres.

Enfin, plusieurs plan??tes ont re??u des noms officieux de ??vrais??: notamment Osiris ( HD 209458 b), Bell??rophon ( 51 Pegasi b), Zarmina ( Gliese 581 g) et Mathusalem ( PSR B1620-26 b). W. de la Lyra Institut Max Planck pour l'astronomie a sugg??r?? noms essentiellement tir??s de la mythologie gr??co-romaine pour les 403 candidats de plan??te extrasolaire connus comme d'Octobre 2009. Mais le Union astronomique internationale (UAI) a actuellement aucun plan pour attribuer des noms de ce genre de plan??tes extrasolaires, consid??rant impraticable.

Propri??t??s g??n??rales

Nombre d'??toiles avec des plan??tes

La plupart des plan??tes extrasolaires d??couvertes se trouvent ?? moins de 300 ann??es-lumi??re du syst??me solaire.

Programmes Planet-recherche ont d??couvert plan??tes en orbite autour d'une fraction substantielle des ??toiles qu'ils ont regard??. Toutefois, la proportion globale d'??toiles avec des plan??tes est incertain parce que pas toutes les plan??tes peuvent encore ??tre d??tect??s. Proc??d?? vitesse radiale et le proc??d?? de transport en commun (qui entre eux sont responsables de la grande majorit?? des d??tections) sont les plus sensibles ?? de grandes orbites plan??taires ?? petites. Ainsi, de nombreuses exoplan??tes connues sont ??Jupiters chauds??: plan??tes de Jovian masse ou plus grandes en tr??s petites orbites avec des p??riodes de quelques jours seulement. On estime aujourd'hui que 1% ?? 1,5% des ??toiles de type solaire de poss??der une telle plan??te, o?? "??toiles sunlike" se r??f??re ?? ne importe quelle ??toile de la s??quence principale du classes spectrales tardif F, G, ou pr??coce K sans un compagnon stellaire proche. On estime ?? plus de 3% ?? 4,5% des ??toiles de type solaire poss??de une plan??te g??ante avec une p??riode orbitale de 100 jours ou moins, o?? "plan??te g??ante" signifie une plan??te d'au moins 30 masses terrestres.

La proportion des ??toiles avec des plan??tes plus petites ou plus ??loign??es est moins s??r. Il est connu que les petites plan??tes (de masse ?? peu pr??s semblable ?? la Terre ou l??g??rement sup??rieur) sont plus fr??quentes que les plan??tes g??antes. Il appara??t ??galement qu'il ya plus de plan??tes en orbites grandes que dans les petites orbites. Sur cette base, on estime que peut-??tre 20% des ??toiles de type solaire avoir au moins une plan??te g??ante tandis qu'au moins 40% peut avoir des plan??tes de masse inf??rieure. Une ??tude de 2012 donn??es de microlentille gravitationnelle recueillies entre 2002 et 2007 conclut la proportion des ??toiles avec des plan??tes est beaucoup plus ??lev?? et estime une moyenne de 1,6 plan??tes orbitant entre 0,5 ?? 10 UA par ??toile dans la Voie Lact??e galaxie, les auteurs de cette ??tude concluent que ??les ??toiles sont en orbite autour de par les plan??tes comme une r??gle, plut??t que l'exception ".

Quelle que soit la proportion d'??toiles avec des plan??tes, le nombre total des exoplan??tes doit ??tre tr??s grande. Depuis notre propre galaxie, la Voie Lact??e a au moins 200 milliards d'??toiles, il doit ??galement contenir des dizaines ou des centaines de milliards de plan??tes.

Caract??ristiques des ??toiles de la plan??te-h??bergement

Classification spectrale

La classification spectrale Morgan-Keenan

Exoplan??tes en orbite ??toiles les plus connus ?? peu pr??s similaires ?? la Sun , ce est- ??toiles de la s??quence principale de cat??gories spectrales F, G, ou K. Une des raisons est que la recherche de la plan??te programmes ont tendance ?? se concentrer sur ces ??toiles. Mais en plus, l'analyse statistique indique que les ??toiles de faible masse ( naines rouges , de cat??gorie spectrale M) sont moins susceptibles d'avoir des plan??tes assez massives pour d??tecter. Stars of Une cat??gorie spectrale tourner g??n??ralement tr??s rapidement, ce qui rend tr??s difficile de mesurer les petits d??calages Doppler induits par plan??tes en orbite depuis les lignes spectrales sont tr??s larges. Cependant, ce type d'??toile massive ??volue finalement dans une glaci??re g??ante rouge qui tourne plus lentement et peut donc ??tre mesur??e en utilisant la m??thode des vitesses radiales. Au d??but de 2011 environ 30 plan??tes de classe Jupiter avaient ??t?? trouv??s autour d'??toiles de K-g??ant y compris Pollux, Gamma et C??ph??e Draconis iota. enqu??tes Doppler autour d'une grande vari??t?? d'??toiles indiquent ??toiles environ 1 ?? 6 ayant deux fois la masse du Soleil sont sur orbite par une ou plusieurs plan??tes taille de Jupiter, contre 1 sur 16 pour les ??toiles semblables au Soleil et seulement 1 sur 50 pour la classe M naines rouges. D'autre part, enqu??tes de microlentilles indiquent que long p??riode Neptune les plan??tes se trouvent ?? environ 1 M en 3 nains. Observations ?? l'aide du T??lescope spatial Spitzer indiquent que les ??toiles extr??mement massives de cat??gorie spectral O, qui sont beaucoup plus chaud que notre Soleil, produire un effet photo-??vaporation qui inhibe la formation des plan??tes.

M??tallicit??

??toiles ordinaires sont constitu??s principalement de la lumi??re des ??l??ments de l'hydrog??ne et l'h??lium . Ils contiennent également une petite proportion d'éléments plus lourds, et cette fraction est appelée d'une étoile la métallicité (même si les éléments ne sont pas des métaux dans le sens traditionnel, comme le fer). Les planètes géantes sont plus susceptibles d'être trouvé le plus élevé de l'étoile métallicité; cependant, petites planètes autour d'étoiles sont présents avec un large éventail de métallicité. Il a également été démontré que les étoiles avec des planètes sont plus susceptibles d'être déficient en lithium .

Paramètres orbitaux

Scatterplot montrant des masses et des périodes orbitales de toutes les planètes extrasolaires découvertes à travers 2010-10-03, avec des couleurs méthode de détection indiquant:

astrométrie  transit   timing

imagerie directe   microlentille

vitesse radiale   pulsar calendrier

Pour r??f??rence, plan??tes du syst??me solaire sont marqu??s comme cercles gris. L'axe horizontal trace le journal du demi-grand axe, tandis que l'axe vertical trace le journal de la masse.

Beaucoup de syst??mes plan??taires ne sont pas aussi placide que le syst??me solaire, et avoir des param??tres orbitaux extr??mes et des orbites forte interaction, de sorte que les lois de Kepler ne tiennent pas dans de tels syst??mes.

La plupart des candidats de plan??te extrasolaire connus ont ??t?? d??couverts en utilisant des m??thodes indirectes et donc que certains de leurs param??tres physiques et orbitales peuvent ??tre d??termin??es. Par exemple, sur les six ind??pendante param??tres qui d??finissent une orbite, la m??thode des vitesses radiales peuvent d??terminer quatre: demi-grand axe, excentricit??, longitude de p??riastre, et l'heure de p??riastre. Deux param??tres restent inconnus: inclinaison et longitude du noeud ascendant.

Demi-grand axe

Beaucoup exoplanètes ont des orbites avec de très petites demi-grands axes, et sont donc beaucoup plus proche de leur étoile parente que toute la planète dans le système solaire est le Sun. Ceci est principalement dû à la sélection observation: la méthode des vitesses radiales est le plus sensible aux planètes avec de petites orbites. Les astronomes ont d'abord été très surpris par ces « Jupiters chauds », mais il est maintenant clair que la plupart des exoplanètes ont beaucoup plus grandes orbites, certains sont situés dans des zones habitables avec la température potentiellement approprié pour l'eau liquide et la vie. Il semble plausible que dans la plupart des systèmes exoplanétaires, il ya une ou deux planètes géantes avec des orbites de taille comparable à celles de Jupiter et de Saturne dans le système solaire. Les planètes géantes avec essentiellement des orbites plus grandes sont maintenant connus pour être rares, au moins autour d'étoiles semblables au Soleil.

Excentricit??

Le l'excentricité d'une orbite est une mesure de la façon dont elliptique (allongée), il est. La plupart des exoplanètes avec des périodes orbitales de 20 jours ou moins ont des orbites quasi-circulaires, soit très faible excentricité. Que l'on croit être due à la circularisation de marée: la réduction de l'excentricité au fil du temps en raison de l'interaction gravitationnelle entre deux corps. En revanche, les exoplanètes les plus connus avec de plus longues périodes orbitales ont des orbites très excentriques. (En Juillet 2010, 55% de ces exoplanètes ont excentricités supérieure à 0,2, tandis que 17% ont excentricités supérieures à 0,5.) Ceci est pas un effet de sélection observation, depuis une planète peut être détectée à propos aussi bien indépendamment de l'excentricité de son orbite . La prévalence des orbites elliptiques est un casse-tête majeur, car les théories actuelles de la formation planétaire suggèrent fortement planètes devraient former à la circulaire (qui est, non excentriques) orbites. La prévalence des orbites excentriques peut également indiquer que le système solaire est inhabituelle, puisque toutes ses planètes, sauf pour le mercure ont des orbites quasi-circulaires.

Toutefois, il est suggéré que certaines des valeurs d'excentricité élevées signalées pour exoplanètes peuvent être surestimés, car les simulations montrent que de nombreuses observations sont également compatibles avec deux planètes sur des orbites circulaires. Observations rapportées des planètes simples dans des orbites excentriques modérément ont environ une chance d'être une paire de planètes de 15%. Cette mauvaise interprétation est particulièrement probable si les deux planètes en orbite autour d'une résonance 2: 1. Un groupe d'astronomes a conclu que «(1) autour de 35% des solutions d'une planète excentriques publiés sont statistiquement indiscernable de systèmes planétaires en 2: 1 résonance orbitale, (2) un autre 40% ne peut pas être statistiquement distingue d'une solution orbital circulaire "et" (3) planètes avec des masses comparables à la Terre pourraient être cachés dans des solutions orbitaux connus de excentriques super-Terres et Neptune planètes de masse ".

Inclination

Quand une planète est trouvé par la méthode des vitesses radiales, son inclinaison orbitale i est inconnue et peut varier de 0 à 90 degrés. La méthode est incapable de déterminer la masse réelle ( M ) de la planète, mais donne une limite inférieure pour sa masse M péché i . Dans quelques cas, une exoplanète apparente peut être un objet plus massif comme un nain naine brune ou rouge. Cependant, la probabilité d'une petite valeur de i (disons moins de 30 degrés, ce qui donnerait une vraie masse au moins le double de la limite inférieure observé) est relativement faible (1- (???3) / 2 ??? 13%) et donc plus planètes auront de véritables masses assez proches de la limite inférieure observé. En outre, si l'orbite de la planète est presque perpendiculaire à la ligne de vision (c.- i près de 90 °), la planète peut également être détectée par la méthode des transits. L'inclinaison sera alors connu, et la véritable masse de la planète peut être trouvé. En outre, les observations astrométriques et des considérations dynamiques dans les systèmes multi-planète peuvent parfois fournir une limite supérieure à la masse réelle de la planète.

En Septembre 2011, tous sauf 50 des nombreuses exoplanètes connues ont plus de dix fois la masse de la Terre. Beaucoup sont beaucoup plus massive que Jupiter, la planète la plus massive dans le système solaire . Cependant, ces masses élevés sont en grande partie en raison d'une observation effet de sélection: toutes les méthodes de détection sont plus susceptibles de découvrir des planètes massives. Ce biais fait l'analyse statistique difficile, mais il semble que les planètes de faible masse sont effectivement plus fréquent que ceux de masse supérieure, au moins dans une large gamme de masse qui comprend toutes les planètes géantes. En outre, la découverte de plusieurs planètes seulement quelques fois plus massives que la Terre, en dépit de la grande difficulté de les détecter, indique que de telles planètes sont assez fréquents.

Les résultats des 43 premiers jours de lamission Kepler "impliquent que les petites planètes candidats avec des périodes moins de 30 jours sont beaucoup plus communs que les grandes planètes candidats avec des périodes de moins de 30 jours et que les découvertes terrestres sont l'échantillonnage de la grande taille la queue de la distribution de la taille ".

La densité et la composition en vrac

Comparaison des tailles des planètes avecdifférentes compositions

Si une planète est détectable à la fois par la vitesse radiale et les méthodes de transport, alors à la fois sa vraie masse et son rayon peuvent être trouvés. La densité de la planète peut être calculé. Planètes à faible densité sont déduites être composée principalement d'hydrogène et d'hélium, alors que les planètes de densité intermédiaire sont déduites pour avoir de l'eau comme un constituant majeur. Une planète de haute densité est censé être rocheuse, comme la Terre et les autres planètes terrestres du système solaire.

Beaucoup exoplanètes en transit sont beaucoup plus grande que prévu en raison de leur masse, ce qui signifie qu'ils ont étonnamment faible densité. Plusieurs théories ont été proposées pour expliquer cette observation, mais aucun n'a encore été largement acceptée parmi les astronomes.

Atmosph??re

Les mesures spectroscopiques peuvent être utilisés pour étudier la composition atmosphérique d'une planète en transit. La vapeur d'eau, de vapeur de sodium, le méthane et le dioxyde de carbone ont été détectés dans les atmosphères des différentes exoplanètes de cette façon. La présence d'oxygène peut être détectable par des télescopes terrestres. Ces techniques pourraient peut-être de découvrir les caractéristiques atmosphériques qui suggèrent la présence de la vie sur une exoplanète, mais aucune découverte n'a encore été faite.

Une autre ligne d'information sur les atmosphères exoplanétaires vient d'observations de fonctions de phase orbitale. Planètes extrasolaires ont phases similaires aux phases de la Lune. En observant la variation exacte de la luminosité avec la phase, les astronomes peuvent calculer la taille des particules dans l'atmosphère des planètes.

Stellar lumière est polarisée par des molécules atmosphériques; cela pourrait être détectée avec un polarimètre. Jusqu'à présent, une seule planète a été étudiée par polarimétrie.

Temp??rature

On peut estimer la température d'une exoplanète en fonction de l'intensité de la lumière qu'il reçoit de son étoile mère. Par exemple, la planète OGLE-2005-BLG-390Lb est estimée à une température de surface d'environ -220 ° C (50 K). Cependant, ces estimations peuvent être sensiblement dans l'erreur parce qu'ils dépendent généralement inconnue de la planète albédo , et que des facteurs tels que l'effet de serre peuvent introduire des complications inconnus. Quelques planètes ont eu leur température mesurée en observant la variation de rayonnement infrarouge que la planète se déplace sur son orbite et est éclipsé par son étoile parente. Par exemple, la planète HD 189733b a été trouvé avoir une température moyenne de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) sur son côté jour et 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) sur sa face nocturne.

Autres propriétés

Sur les planètes taille de la Terre, la tectonique des plaques est plus probable si il ya des océans d'eau; Toutefois, en 2007, deux équipes indépendantes de chercheurs sont arrivés à opposer à des conclusions sur la probabilité de la tectonique des plaques sur les grands super-Terres avec une équipe en disant que la tectonique des plaques seraient épisodique ou stagnante et l'autre équipe en disant que la tectonique des plaques est très probable sur super- terres, même si la planète est sec.

D'autres questions sont de savoir comment les exoplanètes sont susceptibles de posséder des lunes et des magnétosphères. Aucun de ces lunes et magnétosphères n'a encore été détecté, mais ils peuvent être assez commun.

Habitabilité

Vue d'artiste deKepler-22b, une «Super-Terre »au sein dela zone habitable de son étoile.

Plusieurs planètes ont des orbites de leur étoile parente zone habitable, où il devrait être possible pour l'eau liquide d'exister et pour Terre-comme conditions de l'emporter. La plupart de ces planètes sont des planètes géantes similaires à Jupiter que de la Terre; si aucun d'entre eux ont de grandes lunes, les lunes pourraient être une demeure plus plausible de la vie. D??couverte de Gliese 581 g, pensé pour être une planète rocheuse orbitant dans le milieu de la zone habitable de son étoile, a été revendiqué en Septembre 2010 et, si elle est confirmée, il pourrait être la planète extrasolaire la plus «semblable à la Terre" découvert à ce jour. Cependant, l'existence de Gliese 581 g a été interrogé ou même rejetés par d'autres équipes d'astronomes; il est répertorié comme non confirmée à L'Encyclopédie des planètes extrasolaires. Par la suite, cependant, le super-Terre Kepler-22b a été confirmé d'être dans la zone habitable de son étoile parente, Kepler-22, la première planète de sa taille à être confirmé dans cette zone. En Septembre 2012, la découverte de deux planètes en orbite autour de Gliese 163 a été annoncé. Un des planètes, Gliese 163 c, environ 6,9 fois la masse de la Terre et un peu plus chaud, a été considérée comme au sein de la zone habitable.

Diverses estimations ont été faites sur la façon dont de nombreuses planètes pourraient soutenir la vie simple, ou même intelligente. Cependant, ces estimations ont de grandes incertitudes, en raison de la complexité de la vie cellulaire peut biogenèse hautement improbable. Par exemple, le Dr Alan Fondateur de la Carnegie Institution of Science estime qu'il peut y avoir «cent milliards de« planètes terrestres dans notre Voie Lactée , la galaxie de nombreux avec de simples formes de vie . Il a en outre croit qu'il pourrait y avoir des milliers de civilisations dans notre galaxie. Les récents travaux de Duncan Forgan de l'Université d'Edimbourg a également tenté d'estimer le nombre de civilisations intelligentes dans notre galaxie. La recherche suggère qu'il pourrait y avoir des milliers d'entre eux, même si actuellement il n'y a aucune preuve scientifique d'une vie extraterrestre. Ces estimations ne tiennent pas compte de la probabilité inconnue des origines de la vie, mais si la vie est originaire, il peut se propager parmi les planètes habitables par naturel ou panspermie dirigée.

Les données du catalogue Habitable Exoplanètes (HEC) suggère que, sur les 859 exoplanètes qui ont été confirmés comme des 3 Janvier 2013 , neuf planètes potentiellement habitables ont été trouvés, et la même source prévoit qu'il peut y avoir 30 habitables lunes autour des planètes extrasolaires confirmées . Le HEC indique également, des 15 874 transit événements de franchissement de seuil (TCE) qui ont récidivé plus de trois fois (ce qui les rend plus susceptibles d'être des planètes réelles) découvert par Kepler sonder jusqu'au 3 Janvier 2013, que 262 planètes (1,65% ) ont le potentiel pour être habitable, avec un supplément de 35 planètes "chaudes Jovian» qui peuvent avoir des satellites naturels habitables.

En Février 2013, les chercheurs ont calculé que jusqu'à 6% des petites étoiles naines rouges peut avoir des planètes ayant des propriétés semblables à la Terre. Cela donne à penser qu'il pourrait y avoir jusqu'à 4,5 milliards de telles planètes dans notre galaxie, et, statistiquement parlant, le plus proche "extraterrestre de la Terre" du système solaire pourrait être de 13 années-lumière de distance.