HD 209458 b

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[[Immagine:2001-38-a-full.jpg |thumb|300px|Una rappresentazione artistica del pianeta.]] '''HD 209458 b''' (soprannominato '''''[[Osiride|Osiris]]''''' [1][2]) è un [[pianeta extrasolare]] che orbita intorno alla [[stella]] [[HD 209458]], una [[nana gialla]] simile al [[Sole]] situata nella [[costellazione]] di [[Pegaso (costellazione)|Pegaso]] a circa 150 [[anni luce]] dal [[sistema solare]]. HD 209458 è una stella di [[magnitudine apparente|magnitudine]] 8, visibile da terra con un normale [[binocolo]] o con un piccolo [[telescopio amatoriale|telescopio]] [3]. Il raggio dell'[[orbita ellittica|orbita]] del pianeta è di appena 7 milioni di chilometri, circa 0,047 [[unità astronomica|unità astronomiche (UA)]], e quindi otto volte più piccolo del raggio dell'orbita di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]]; questa grande vicinanza alla stella fa sì che che un anno su questo pianeta equivalga a circa 3,5 giorni terrestri, e sulla superficie vi sia una temperatura molto elevata, pari a circa 1000 [[Kelvin|K]]. La massa del pianeta è 220 volte quella della [[Terra]] (circa 0,7 volte la [[Massa (fisica)|massa]] di [[Giove (astronomia)|Giove]]), il che indica che probabilmente si tratta di un [[gigante gassoso]]. HD 209458 b costituisce la pietra miliare di tutta una serie di traguardi raggiunti nella ricerca di mondi extraterrestri: HD 209458 b è stato infatti il primo pianeta extrasolare scoperto durante il suo [[transito (astronomia)|transito]] sul disco della stella madre ed il primo esopianeta la cui atmosfera sia stata confermata ed osservata direttamente mediante tecniche [[spettroscopia|spettroscopiche]] [4]. Le analisi hanno rivelato che l'atmosfera è costituita principalmente da [[idrogeno]], con discrete quantità di [[ossigeno]] e [[carbonio]]. A causa dell'eccessiva vicinanza alla stella madre la sua atmosfera evapora sotto gli effetti dell'intenso [[vento stellare]], lasciando una spettacolare coda di gas; si stima che, in un lontano futuro, il pianeta possa diventare un [[pianeta ctonio]]. Sulla base di nuovi modelli teorici, sviluppati nell'aprile 2007 a seguito delle scoperte effettuate mediante l'indagine spettroscopica, è stata avanzata l'ipotesi che nell'atmosfera del pianeta possano essere presenti tracce di [[vapore acqueo]]; se l'ipotesi fosse vera, si tratterebbe del primo esopianeta in cui sia stata scoperta la presenza di [[acqua]] [5][6][7]. == Scoperta ed individuazione == === Transiti === [[Immagine:800px-Planetary transit.svg.png|thumb|left|300px|Il transito di HD 209458 b col relativo calo di luminosità della stella madre.]] Il pianeta è stato scoperto mediante studi spettroscopici il [[5 novembre]] [[1999]]. Gli astronomi avevano reso noti i dati delle misure [[fotometria|fotometriche]] di parecchie stelle intorno alle quali si riteneva orbitassero dei pianeti, nella speranza che si potesse osservare un brusco calo della luminosità, e quindi la prova dell' esistenza del pianeta. Tuttavia la difficoltà di tali osservazioni farebbe presupporre che l'orbita del pianeta sia abbastanza inclinata da non favorire particolarmente i transiti fra la Terra e la stella, e precedentemente non era ancora stato rilevato nessun [[transito (astronomia)|transito]]. Poco dopo la scoperta, due squadre separate, una condotta da David Charbonneau e Timothy Brown, l'altra capitanata da Gregory W. Henry, fu in grado di rilevare un transito del pianeta attraverso la superficie della stella, il primo transito di un pianeta extrasolare mai osservato. Il [[9 settembre|9]] e il [[16 settembre]] 1999, la squadra di Charbonneau ha misurato un calo dell' 1,7% nella luminosità di HD 209458, che è stato attribuito al passaggio del pianeta, fino ad allora ipotetico, davanti alla stella [8]. L'[[8 novembre]] la squadra di Henry ha misurato accuratamente la durata del transito. Ogni transito dura circa tre ore, ed il pianeta copre circa l'1,5% della superficie della stella. Le numerose osservazioni della stella svolte dal satellite [[Hipparcos]] hanno permesso agli astronomi di calcolare con precisione il [[periodo orbitale]] del pianeta, della durata di 3,524736 giorni [9]. === Individuazione diretta === [[Immagine:480px-Ssc2005-09a.jpg|thumb|245px|left|La curva di luce di HD 209458 b raffrontata con quella di [[TreS-1b]]. [[telescopio spaziale Spitzer|SST]], NASA/ESA]] Il [[22 marzo]] [[2005]] la [[NASA]] ha reso noto che è stata misurata la [[radiazione infrarossa]] del pianeta da parte del [[telescopio spaziale Spitzer]]; si trattava della prima rilevazione della luce di un pianeta extrasolare. Questo risultato è stato ottenuto sottraendo la luce della stella madre e notando la differenza di luminosità tra il momento in cui il pianeta transita sul disco stellare e quando è eclissato dalla stella. Nuove misurazioni ottenute dall'osservazione hanno stabilito la temperatura del pianeta intorno ai 1000 [[kelvin]] (K). È stata inoltre confermata la circolarità della sua orbita. [[Immagine:480px-Transiting_planet_HD_209458b.png|thumb|220px|Immagine artistica del pianeta mentre transita davanti alla stella madre; si noti la coda di gas che si diparte dal pianeta.]] === Osservazione spettrale === Il [[21 febbraio]] [[2007]] la NASA ha rilasciato la notizia, pubblicata anche sulla rinomata rivista ''[[Nature]]'', dell'osservazione diretta dello spettro del pianeta, assieme a quello di [[HD 189733 Ab]] [10][11]; questa notizia è stata vista da molti come il metodo per individuare la presenza di forme di vita extrasolari, ma non senzienti, sulla base delle modificazioni che esse inducono sull'atmosfera del loro pianeta. Un gruppo di ricercatori capitanati da Jeremy Richardson del [[Goddard Space Flight Center]] della NASA misurarono l'emissione atmosferica nella banda compresa tra 7,5 e 13,2 [[micrometro (unità di misura)|μm]]. Gli esiti delle misurazioni hanno sfidato le aspettative teoriche in diversi modi. Si prevedeva originariamente che lo spettro mostrasse un picco alla [[lunghezza d'onda]] di 10 μm, il che avrebbe indicato la presenza di vapore acqueo nell'atmosfera; tuttavia questo picco non è stato rintracciato, probabilmente a causa delle scarse quantità di vapore acqueo individuate poi due mesi dopo. Inoltre è stato individuato un picco non previsto a 9,65 μm, che i ricercatori hanno attribuito alle nubi di polveri e silicati, fenomeno precedentemente non osservato. Un altro picco imprevisto è stato rintracciato a 7,78 μm, ma gli studiosi non sono riusciti ad individuarne la causa. Una squadra indipendente, capitanata da Mark Swain del [[Jet Propulsion Laboratory]], ha pubblicato i suoi dati in contemporanea con quelli di Richardson e colleghi, giungendo alle medesime conclusioni dell'altro gruppo. == Parametri fisici == {| class="wikitable" align="left" <!--style="margin-left: 1em;"--> |- !HD 209458 b ! Giove |-bgcolor="#000000" | [[File:500px-Circle - black simple.svg.png|135px]] | [[File:600px-Jupiter.jpg|100px]] |} Le analisi spettroscopiche della luce della stella hanno mostrato che il pianeta ha una [[massa (fisica)|massa]] 0,69 volte quella di [[Giove]] [12]. La frequenza dei transiti ha permesso agli astronomi di misurare anche il [[raggio (astronomia)|raggio]] del pianeta, cosa mai accaduta in precedenza per qualunque altro pianeta extrasolare scoperto, che risulta essere più largo del 35% rispetto al [[raggio gioviano]]. L'alta vicinanza alla stella madre fa sì che il pianeta abbia un'altissima [[insolazione]], all'origine dell'elevata temperatura atmosferica quantificata in circa 750 [[Celsius|°C]] (1022 [[kelvin|K]]); queste caratteristiche rendono HD 209458 b un tipico [[pianeta gioviano caldo]] (''hot Jupiter''). È stato ipotizzato, alla luce del [[gas ideale|comportamento dei gas]], che i pianeti gioviani caldi particolarmente vicini alla loro stella manifestino un rigonfiamento a causa dell'intenso riscaldamento dell'atmosfera esterna: infatti, nonostante abbia una massa inferiore a quella di Giove, si è visto che HD 209458 b possiede un raggio più ampio. Inoltre il riscaldamento mareale, dovuto all'[[eccentricità orbitale|eccentricità]] dell'orbita, avrebbe giocato un ruolo importante nel plasmare il pianeta nel corso dei miliardi di anni trascorsi [13]. Si ritiene che, a causa delle [[forza di marea|forze di marea]], il pianeta presenti una [[rotazione sincrona]], ovvero la durata di un giorno su HD 209458b sarebbe identica al periodo orbitale; il pianeta dunque rivolgerebbe alla stella sempre la medesima porzione di superficie, come la [[Luna]] alla Terra. Questo fenomeno sarebbe all'origine di un'enorme differenza di riscaldamento sulla superficie del pianeta, causa dei violentissimi [[vento|venti]] individuati da Terra. Il pianeta mostra inoltre un [[effetto Rossiter-McLaughlin]] pari a −4,4 ± 1,4°.<ref>{{cita web | titolo= Measuring accurate transit parameters |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.4929v2 |anno=2008 | autore= Joshua N. Winn }}</ref><ref>{{cita pubblicazione | url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/631/2/1215/62644.html | autore=Winn ''et al.'' | titolo=Measurement of Spin-Orbit Alignment in an Extrasolar Planetary System | rivista=The Astrophysical Journal | volume=631 | numero=2 | pagine=1215–1226 | doi=10.1086/432571 |anno= 2005}}</ref> == Atmosfera == === Esosfera === Il [[27 novembre]] [[2001]] il [[telescopio spaziale Hubble]] (HST) ha rilevato nell'esosfera del pianeta tracce di [[sodio]]; si tratta della prima determinazione della composizione chimica dell'atmosfera di un esopianeta.<ref>{{cita pubblicazione | url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/abs/2008/31/aa09762-08/aa09762-08.html| autore=I. A. G. Snellen, S. Albrecht, E. J. W. de Mooij, R. S. Le Poole | titolo=Ground-based detection of sodium in the transmission spectrum of exoplanet HD 209458b| rivista=[[Astronomy and Astrophysics]] | volume=487| anno=2008 | pagine=357–362 | doi=10.1051/0004-6361:200809762}}</ref><ref name="seagerprediction">{{cita pubblicazione | url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/540/1/504/50207.html | autore=Seager ''et al.'' | titolo=Photometric Light Curves and Polarization of Close‐in Extrasolar Giant Planets | rivista=The Astrophysical Journal | volume=540 | numero=1 | anno=2000 | pagine=504–520 | doi=10.1086/309292}}</ref> Le analisi hanno mostrato che la parte centrale della linea del sodio è correlata con pressioni che vanno da 50 milli[[bar (unità di misura)|bar]] a un microbar,<ref>{{cita web | titolo=Determining Atmospheric Conditions at the Terminator of the Hot-Jupiter HD209458b | editore= [[arXiv]] | anno=2008 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0803.1054v2 | autore= David K. Sing, A. Vidal-Madjar, A. Lecavelier des Etangs, ''et al''| accesso= 2-06-2009}}</ref> e che la quantità complessiva dell'elemento risulta essere circa un terzo della sua quantità su [[HD 189733 Ab]].<ref>{{cita pubblicazione | rivista= The Astrophysical Journal Letters | volume=673 | numero=673 |pagine=L87–L90 |data= 20 gennaio 2008 | doi=10.1086/527475 | titolo=Sodium Absorption from the Exoplanetary Atmosphere of HD 189733b Detected in the Optical Transmission Spectrum |autore= Seth Redfield, Michael Endl, William D. Cochran, Lars Koesterke url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...673L..87R| accesso= 2-06-2009}}</ref> [[Immagine:741px-Osiris planet (HD 209458 b).jpg|thumb|300 px|Rappresentazione artistica di HD 209458 b che mostra l'inviluppo di carbonio e ossigeno e la coda di idrogeno che si diparte dal pianeta.]] Nel [[2003]]-[[2004]] gli [[astronomo|astronomi]], servendosi dello spettrografo dell'HST, hanno scoperto intorno al pianeta un vasto inviluppo ellissoidale, costituito da [[carbonio]], [[idrogeno]] ed [[ossigeno]], che raggiunge [[temperatura|temperature]] dell'ordine dei 10000 [[Kelvin|K]]. Questa temperatura, stando alla [[distribuzione di Maxwell-Boltzmann|distribuzione maxwelliana]] della velocità delle particelle, fa sì che gli atomi, in virtù della loro [[agitazione termica]], si muovano a velocità superiori alla [[velocità di fuga]] dal pianeta, dando luogo ad una coda di gas, in particolare idrogeno, che si diparte dal pianeta, raggiungendo una lunghezza di circa 200.000 km, quasi equivalente al suo diametro. Si stima che il pianeta perda 1-5&times;10⁸&nbsp; kg di idrogeno al secondo. L'analisi della luce stellare che attraversa l'inviluppo mostra che i più pesanti atomi di carbonio ed ossigeno sono espulsi dalla grande [[resistenza idrodinamica]] causata dall'evaporazione dell'atmosfera di idrogeno. Si pensa che questo tipo di perdita atmosferica sia comune a tutti i pianeti che orbitano molto vicino (circa 0,1 [[Unità Astronomica|UA]]) a stelle simili al Sole. È probabile che l'atmosfera di HD 209458 b non evaporerà per intero; si ritiene che il pianeta possa aver perso circa il 7% della sua massa totale durante la sua vita, stimata di 5 miliardi di anni.<ref name="loss">{{cita conferenza| autore= G. Hébrard, A. Lecavelier Des Étangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, R. Ferlet | data= 30 giugno - 4 luglio 2003| url= http://arxiv.org/abs/astro-ph/0312384 | titolo= Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of Chthonian Planets| conferenza=Extrasolar Planets: Today and Tomorrow| organizzatore=ASP Conference Proceedings| editore= Institut d'astrophysique de Paris; Jean-Philippe Beaulieu, Alain Lecavelier des Étangs Caroline Terquem| id= Vol. 321}}</ref> === Stratosfera e sommità delle nubi === I rilievi altimetrici dell'atmosfera planetaria hanno mostrato che il livello zero, ovvero il punto in cui la pressione raggiunge il valore di 1 bar, è situato ad 1,29 R_J dal centro del pianeta,<ref name=rayleigh>{{cita pubblicazione | rivista =Astronomy and Astrophysics |volume=485|pagine= 865-869 |anno=2008| titolo=Rayleigh scattering by H in the extrasolar planet HD 209458b | autore=A. Lecavelier des Etangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, D. Sing |doi=10.1051/0004-6361:200809704}}</ref> mentre l'atmosfera si presenta chiara (probabilmente a causa delle alte abbondanze di idrogeno) nel punto in cui la pressione raggiunge i 33 ± 5 millibar e risulta già misurabile lo [[scattering Rayleigh]];<ref name="rayleigh" /> qui la temperatura raggiunge i 2200 ± 260 K.<ref name="rayleigh" /> Le osservazioni condotte dal [[telescopio spaziale]] [[Microvariability and Oscillations of STars telescope|MOST]] hanno inizialmente limitato l'[[albedo]] del pianeta ad un valore inferiore al 30% (con un'albedo geometrica di 3,8 ± 4,5%), il che lo avrebbe reso un oggetto straordinariamente scuro;<ref>{{cita web |titolo=Towards the Albedo of an Exoplanet: MOST Satellite Observations of Bright Transiting Exoplanetary Systems |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.1928v1 | anno=2008 |autore= J. F. Rowe ''et al'' |accesso=2-06-2009}}</ref> per raffronto, Giove possiede un'albedo molto più elevata, pari al 52%. Questo valore ha portato a ritenere che lo strato più alto di nubi di HD 209458 b sia costituito da materiale meno riflettente rispetto all'[[ammoniaca]] delle [[atmosfera di Giove|nubi gioviane]].<ref name="albedo">{{cita web| autore= J. Matthews | anno= 2005| url= http://www.astro.umontreal.ca/~casca/PR/Casca2005_Matthews.html |titolo= MOST Space Telescope plays 'Hide & Seek' with an Exoplanet; Learns anout Atmosphere and Weather of a Distant World| accesso= 2-06-2009}}</ref> I modelli sviluppati hanno mostrato che tra la sommità dell'atmosfera ed il gas caldo ad alta pressione che circonda il mantello esiste una [[stratosfera]] di gas a temperatura intermedia;<ref>{{cita web |titolo=Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.3588v |anno=2008 |autore=Ivan Hubeny, Adam Burrows}}</ref><ref name="dobbs">{{cita web |titolo=Radiative Hydrodynamical Studies of Irradiated Atmospheres |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.4541v1 |anno=2008 |autore=Ian Dobbs-Dixon}}</ref> questo implicherebbe l'esistenza di un guscio esterno di nubi calde ed opache, con una discreta abbondanza di [[ossido di vanadio|ossidi di vanadio]] e [[ossido di titanio|titanio]] (come accade nelle [[nana rossa|stelle di classe M V]]), anche se non si esclude l'esistenza di altri composti più complessi, come le [[tolina|toline]].<ref name="dobbs" /> Sulla parte superiore della stratosfera si trova lo strato di idrogeno caldo responsabile dello scattering Rayleigh, mentre al di sopra di esso si trova la porzione assorbente dello strato nuvoloso, soggetta ad una pressione di 25 millibar.<ref>{{cita web |titolo=Determining Atmospheric Conditions at the Terminator of the Hot-Jupiter HD209458b |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0803.1054v2 |anno=2008 |autore= David K. Sing, A. Vidal-Madjar, A. Lecavelier des Etangs, ''et al''| accesso= 02-06-2009}}</ref> === Probabile presenza di vapore acqueo === [[Immagine:800px-HD209458b Osiris.jpg|thumb|300px|left|Rappresentazione artistica del pianeta.]] Il [[10 aprile]] 2007 Travis Barman, del [[Lowell Observatory]], ha annunciato la probabile esistenza di tracce di vapore acqueo nell'atmosfera del pianeta extrasolare. Utilizzando una combinazione di misurazioni precedentemente ottenute dal telescopio Hubble e dei nuovi modelli teorici sviluppati nel febbraio dello stesso anno, Barman ha rintracciato degli indizi della presenza delle [[spettro di assorbimento|linee di assorbimento]] dell'[[acqua]] nell'atmosfera del pianeta.<ref name="barman"/><ref name="Space.com water"/><ref name=waterz>{{cita web| url= http://space.newscientist.com/article/dn11576-first-sign-of-water-found-on-an-alien-world.html |titolo= First sign of water found on an alien world - space - 10 April 2007 - New Scientist Space| accesso= 2-06-2009}}</ref> Secondo l'esito di diversi studi, le linee di assorbimento dell'acqua nell'atmosfera di questo genere di esopianeti appaiono molto marcate nell'infrarosso piuttosto che nel [[spettro visibile|visibile]].<ref name=waterz/> Barman, studiando i dati ricavati dal telescopio Hubble, li applicò al modello teorico sviluppato e identificò l'assorbimento dell'acqua nell'atmosfera planetaria.<ref name="barman"/><ref name="Space.com water"/> Il [[24 aprile]] l'astronomo [[David Charbonneau]], che era stato a capo del gruppo che aveva condotto le misurazioni col telescopio Hubble, ha però messo in guardia sul fatto che degli artefatti del telescopio possano aver introdotto delle variazioni che hanno fatto sì che il modello teorico contemplasse la presenza di vapor acqueo nel pianeta. L'astronomo sperava che ogni dubbio sarebbe stato fugato nei mesi successivi.<ref>{{cita web | url=http://www.sciam.com/article.cfm?articleID=25A261F0-E7F2-99DF-313249A4883E6A86&chanID=sa007|titolo=All Wet? Astronomers Claim Discovery of Earth-like Planet | autore=J.R. Minkle|editore=[[Scientific American]] | data=24 aprile 2007}}</ref> L'ipotesi della presenza di vapore acqueo su HD 209458 b resta però ancora al vaglio della comunità scientifica, in attesa di ulteriori dati. == Note == 1^ [http://www.nasa.gov/vision/universe/newworlds/Osiris_leaks.html Dying Planet Leaks Carbon-Oxygen], 19 febbraio 2004, 2004, [[NASA]], accesso 11-04-2007 2^ A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, A. Lecavelier des Etangs, ''et al.'', 2004, [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...604L..69V Detection of Oxygen and Carbon in the Hydrodynamically Escaping Atmosphere of the Extrasolar Planet HD 209458b], The Astrophysical Journal Letters, vol.604, pag. L69–L72, 10.1086/383347, accesso 1-06-2009 3^ [http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/cgi-bin/search.cgi?search=V376+Peg GCVS query result: V376 Peg], [[General Catalog of Variable Stars]], Sternberg Astronomical Institute, Mosca, Russia, accesso 15-05-2009 4^ [http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-4357/661/2/L191/ Identification of Absorption Features in an Extrasolar Planet Atmosphere], T. Barman, The Astrophysical Journal Letters, vol.661, numero 2, 2007, Désert, J.-M.; Lecavelier des Etangs, A., pag. L191–L194, 10.1086/518736 ([http://fr.arxiv.org/abs/0704.1114 web Preprint]) 5^ [http://www.space.com/scienceastronomy/070410_water_exoplanet.html Water Found in Extrasolar Planet's Atmosphere], Space.com, accesso 01-06-2009 6^ [http://www.reuters.com/article/scienceNews/idUSN1043498020070411 Signs of water seen on planet outside solar system], Will Dunham, [[Reuters]], 10 aprile 2007 7^ [http://www.lowell.edu/press_room/releases/recent_releases/extrasolar_water.html Water Identified in Extrasolar Planet Atmosphere], [[Lowell Observatory]], 10 aprile 2007 8^ Henry et a [http://cfa-www.harvard.edu/iauc/07300/07307.html#Item1 IAUC 7307: HD 209458; SAX J1752.3-3138], 12 novembre 1999; David Charbonneau et al., [http://www.iop.org/EJ/article/1538-4357/529/1/L45/995832.html Detection of Planetary Transits Across a Sun-like Star], 19 novembre, riportano le osservazioni del transito completo del 9 e del 16 settembre. 9^ [http://www.iop.org/EJ/article/1538-4357/532/1/L51/995926.html Detection of Planetary Transits of the Star HD 209458 in the Hipparcos Data Set], Castellano ''et al.'', The [[Astrophysical Journal]] Letters, vol.532, issue 1, pag. L51–L53, University of Chicago Press, March 2000, 10.1086/312565 10^ [http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2007-04/release.shtml NASA's Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds], accesso 1-06-2009 11^ L. Jeremy Richardson, ''et al.'', 2007, [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0702507 A spectrum of an extrasolar planet], Nature, vol.445, numero 7130, pag. 892–895, 10.1038/nature05636, accesso 1-06-2009 12^ [http://exoplanet.eu/star.php?st=HD+209458 Notes for star HD 209458], accesso 01-06-2009 == Bibliografia == * {{cita conferenza| autore= D. Charbonneau| anno=2003| titolo= ''HD 209458 and the Power of the Dark Side''| conferenza= Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets|organizzatore= ASP Conference Series, Vol 294| editore= Drake Deming and Sara Seager| città= San Francisco: ASP |id= ISBN 1-58381-141-9 |pagine= p. 449-456}} * {{cita pubblicazione| autore= J. J. Fortney, D. Sudarsky, I. Hubeny, C. S. Cooper, W. B. Hubbard, A. Burrows J. I. Lunine| anno=2003| titolo= On the Indirect Detection of Sodium in the Atmosphere of the Planetary Companion to HD 209458| rivista= Astrophysical Journal| volume = 589| pagine= 615-622| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...589..615F}} * {{cita pubblicazione|url=http://www.nature.com/nature/journal/v451/n7181/full/nature06600.html|autore=M. Holmström1, A. Ekenbäck, F. Selsis, T. Penz, H. Lammer, P. Wurz|titolo=Energetic neutral atoms as the explanation for the high-velocity hydrogen around HD 209458b|rivista=Nature|volume=451|pagine=970–972|anno=2008|doi=10.1038/nature06600 }} * {{cita pubblicazione|url=http://www.nature.com/nature/journal/v434/n7034/full/nature03507.html|autore=Drake Deming, Sara Seager, L. Jeremy Richardson, Joseph Harrington|titolo=Infrared radiation from an extrasolar planet|rivista=Nature|volume=434 |pagine=740–743 |anno=2005|doi=10.1038/nature03507 }} == Voci correlate == * [[HD 209458]] * [[51 Pegasi b]], un pianeta con caratteristiche simili * [[HD 189733 Ab]], un altro pianeta con caratteristiche simili ==Collegamenti esterni== * [http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7186 ''New Scientist'': Glow of alien planets glimpsed at last] * [http://www.nature.com/news/2005/050321/full/050321-9.html ''Nature'': Light from alien planets confirmed] * [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2005-050 JPL NASA Release on Direct Imaging] * [http://www.newscientist.com/news/news.jsp?id=ns99994634 ''New Scientist'': Oxygen seen streaming off exoplanet] * [http://www.hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/38/text Press release sodium detection] * [http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0303.html Press release hydrogen detection] * [http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0403.html Press release oxygen and carbon detection] * [http://exoplanet.eu/star.php?st=HD+209458 The Extrasolar Planets Encyclopaedia - Star : HD 209458] * [http://spacetelescope.org/bin/news.pl?string=heic0403 ESA's homepage for the Hubble Space Telescope] [[Categoria:Altri Pianeti]]

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