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Pianeta: differenze tra le versioni

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[[File:Keplero ellisse.jpg|thumb|Parametri caratteristici di un'orbita ellittica.]]
 
Tutti i pianeti, ad eccezione dei pianeti interstellari, orbitano attorno a stelle o comunque oggetti sub-stellari. L'orbita percorsa da un pianeta attorno alla propria stella è descritta dalle [[leggi di Keplero]]: ''i pianeti orbitano su [[orbita ellittica|orbite ellittiche]], di cui la stella occupa uno dei [[Fuoco (geometria)|fuochi]]''. Nel sistema solare tutti i pianeti orbitano intorno al Sole nella stessa direzione di rotazione del Sole (quindi in senso anti-orario, se visto dal polo nord della nostra stella). Si è visto tuttavia che almeno un pianeta extrasolare, [[WASP-17b]], si muove in direzione opposta a quella in cui ruota la stella.<ref>{{cita web| autore = D. R. Anderson ''et al.''| titolo = WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit| url = httphttps://arxiv.org/abs/0908.1553v1| editore = Cornell University Library| accesso = 9 settembre 2009}}</ref>
 
Il periodo che un pianeta impiega per compiere una rivoluzione completa intorno alla stella è conosciuto come [[periodo siderale]] o [[anno]].<ref name="young">{{cita libro | nome=Charles Augustus | cognome=Young | anno=1902 | titolo=Manual of Astronomy: A Text Book | editore=Ginn & company | pagine=324–7 }}</ref> La massima distanza tra il pianeta ed il centro dell'orbita è detta [[semiasse maggiore]]. L'anno di un pianeta dipende dal valore del semiasse maggiore dell'orbita che esso percorre: più è grande, maggiore è la distanza che deve percorrere il pianeta lungo la propria orbita e con minor velocità, perché meno attratto dalla [[gravità]] della stella. La distanza tra il pianeta e la stella varia nel corso del periodo siderale. Il punto in cui il pianeta è più vicino alla stella viene chiamato [[apside|periastro]] ([[perielio]] nel sistema solare), mentre il punto più lontano è chiamato [[apside|afastro]] o apoastro ([[afelio]] nel sistema solare).<ref group="N">La distanza all'apoastro non coincide con il valore del semiasse maggiore, perché il Sole non occupa il centro dell'ellisse, ma uno dei suoi fuochi.</ref> Al periastro la velocità del pianeta è massima, convertendo l'energia gravitazionale in energia cinetica; all'apoastro, invece, la velocità assume il suo valore minimo.<ref>{{cita libro |autore1=Dvorak, R. |autore2=Kurths, J. |wkautore2=Jürgen Kurths|autore3=Freistetter, F. | anno=2005 | titolo=Chaos And Stability in Planetary Systems | editore=Springer | città=New York | isbn=3-540-28208-4 }}</ref><ref name=Mengali>{{cita libro|nome=Giovanni |cognome=Mengali |coautori=Alessandro A. Quarta |titolo=Fondamenti di Meccanica del Volo Spaziale |editore=plus, Pisa University Press |anno=2006}}</ref>
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I momenti in cui la stella illumina la superficie massima o minima di un emisfero sono detti [[solstizio|solstizi]]. Ve ne sono due nel corso dell'orbita (dunque due all'anno) e ad essi corrisponde la durata massima (solstizio d'estate) e minima (solstizio d'inverno) del giorno. I punti dell'orbita in cui il [[equatore|piano equatoriale]] e il piano orbitale del pianeta vengono a giacere sullo stesso piano sono detti [[Equinozio|equinozi]]. Agli equinozi la durata del giorno eguaglia la durata della notte (e la superficie illuminata si divide equamente tra i due emisferi geografici).
 
Tra i pianeti del sistema solare, la Terra, Marte, Saturno e Nettuno possiedono valori dell'inclinazione dell'asse di rotazione prossimi ai 25°. Mercurio, Venere e Giove ruotano attorno ad assi inclinati di pochi gradi rispetto ai rispettivi piani orbitali e le variazioni stagionali sono minime. Urano, invece, possiede l'inclinazione assiale maggiore, pari a circa 98°, e ruota praticamente su un fianco. I suoi emisferi in prossimità dei solstizi sono quasi perennemente illuminati o perennemente in ombra.<ref name=Weather>{{cita web|cognome=Harvey |nome=Samantha |data=1º maggio 2006 |url=httphttps://solarsystem.nasa.gov/scitech/display.cfm?ST_ID=725 |titolo=Weather, Weather, Everywhere? |editore=NASA |accesso=29 settembre 2009 |lingua=en}}</ref> La durata delle stagioni è determinata dalla dimensione dell'orbita: su Venere durano circa 55-58 giorni,<ref group="N">Mercurio, con un'inclinazione assiale nulla e praticamente privo di atmosfera, non presenta stagioni.</ref> sulla Terra 90-93 giorni, su Marte sei mesi,<ref group="N">A causa della più elevata eccentricità orbitale tra i pianeti del sistema solare, le stagioni su Marte hanno durate molto diverse fra loro. Mediamente la loro durata è di sei mesi, ma ad esempio la primavera settentrionale ha una durata di 171 giorni terrestri, l'estate settentrionale di 199 giorni e l'inverno settentrionale di 146. Per approfondire, vedi [[Marte (astronomia)#Clima|Clima di Marte]].</ref> su Nettuno quarant'anni.<ref name=Weather/>
 
Le inclinazioni assiali dei pianeti extrasolari non sono state determinate con certezza. Gli studiosi ritengono che la maggior parte dei pianeti gioviani caldi possegga inclinazioni assiali nulle o quasi, in conseguenza della prossimità alla loro stella.<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|titolo=Obliquity Tides on Hot Jupiters |nome=Joshua N. |cognome=Winn |coautori=Holman, M.J.|rivista=The Astrophysical Journal |anno=2005 |doi=10.1086/432834 |volume=628 |pp=L159}}</ref>
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==== Dominanza orbitale ====
{{vedi anche|Dominanza orbitale}}
La caratteristica dinamica che definisce un pianeta è la [[dominanza orbitale]]. Un pianeta è gravitazionalmente dominante, o ''avrà ripulito le proprie vicinanze orbitali'' (riportando le parole utilizzate nella [[definizione di pianeta]] approvata dall'Unione Astronomica Internazionale)<ref name=finalresolution/> se nella propria zona orbitale non orbiteranno altri corpi di dimensioni comparabili a quelle del pianeta che non siano o suoi [[satellite naturale|satelliti]] o comunque ad esso gravitazionalmente legati. Questa caratteristica è la discriminante tra pianeti e pianeti nani.<ref name=finalresolution/> Sebbene questo criterio ad oggi sia applicato soltanto al sistema solare, sono stati scoperti diversi sistemi planetari extrasolari in formazione in cui si osserva in atto il processo che condurrà alla formazione di pianeti gravitazionalmente dominanti.<ref>{{cita web|lingua=en |titolo=The Total Number of Giant Planets in Debris Disks with Central Clearings |data=12 luglio 2007 |cognome=Faber |nome=Peter |coautori=Quillen, Alice C. |editore=Dipartimento di Fisica ed Astronomia dell'Università di Rochester |url=httphttps://arxiv.org/abs/0706.1684 |accesso=16 settembre 2009}}</ref>
 
=== Caratteristiche fisiche ===
==== Massa ====
La principale caratteristica fisica che consente di identificare un pianeta è la sua [[massa (fisica)|massa]]. Un pianeta deve possedere una massa sufficientemente elevata affinché la propria [[Forza di gravità|gravità]] domini sulle [[Elettromagnetismo|forze elettromagnetiche]], presentandosi in uno stato di [[equilibrio idrostatico]]; più semplicemente, ciò significa che tutti i pianeti possiedono una forma sferica o sferoidale. Infatti, un corpo celeste può assumere una forma irregolare se possiede una massa inferiore ad un valore limite, che è funzione della propria composizione chimica; superato tale valore, però, si innesca un processo di collasso gravitazionale che lo conduce, con tempi più o meno lunghi, ad assumere una forma sferica.<ref>{{cita web|lingua=en|titolo=The Dwarf Planets |url=httphttps://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/ |wkautore=Michael E. Brown |cognome=Brown |nome=Michael E. |editore=California Institute of Technology |anno=2006 |accesso=16 settembre 2009}}</ref>
 
La massa è anche il principale attributo che consente di distinguere un pianeta da una nana bruna. Il limite superiore per la massa di un corpo planetario equivale a circa 13 volte la [[Massa gioviana|massa di Giove]], valore oltre il quale nel nucleo del corpo celeste si raggiungono le condizioni adatte per la [[fusione nucleare|fusione]] del [[deuterio]], il che rende l'oggetto una nana bruna. A parte il Sole, nel sistema solare non esiste alcun altro oggetto con una massa superiore a tale valore; tuttavia sono stati scoperti numerosi oggetti extra-solari con masse che si avvicinano a tale valore limite e che possono essere definiti pertanto pianeti. L<nowiki>'</nowiki>''Extrasolar Planets Encyclopedia'' (Enciclopedia dei pianeti extrasolari) ne riporta una lista, che comprende [[HD 38529 c]], [[AB Pictoris b]], [[HD 162020 b]], e [[HD 13189 b]].<ref name=Encyclopedia/>
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[[File:Uranus with rings PIA01280.jpg|thumb|left|Urano e i [[anelli di Urano|suoi anelli]].]]
 
Tutti i pianeti ad esclusione di Mercurio e Venere hanno [[satelliti naturali]], chiamati comunemente "lune". La Terra ne ha [[Luna|una]], Marte [[satelliti naturali di Marte|due]], mentre i giganti gassosi ne hanno un elevato numero, organizzate in sistemi complessi simili a sistemi planetari. Alcune lune dei giganti gassosi hanno caratteristiche simile a quelle dei pianeti terrestri e dei pianeti nani ed alcune di esse sono state studiate come possibili dimore di forme di vita (specialmente [[Europa (astronomia)|Europa]], uno dei [[satelliti naturali di Giove|satelliti di Giove]]).<ref name=Grasset2000>{{cita pubblicazione|lingua=en |cognome=Grasset |nome=O. |coautori=Sotin C.; Deschamps F. |titolo=On the internal structure and dynamic of Titan |anno=2000 |rivista=Planetary and Space Science |volume=48|pp=617–636 |doi=10.1016/S0032-0633(00)00039-8}}</ref><ref name=Fortes2000>{{cita pubblicazione|lingua=en|rivista=Icarus |volume=146 |numero=2 |pp=444–452 |anno=2000 |doi=10.1006/icar.2000.6400 |titolo= Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan |autore=Fortes, A. D.}}</ref><ref>{{cita web|lingua=en |nome=Nicola |cognome=Jones |data=11 dicembre 2001 |editore=New Scientist Print Edition |url=httphttps://www.newscientist.com/article.ns?id=dn1647 |titolo=Bacterial explanation for Europa's rosy glow |accesso=16 settembre 2009}}</ref>
 
Attorno ai quattro giganti gassosi orbitano degli [[Anello planetario|anelli planetari]] di dimensione e complessità variabili. Gli anelli sono composti principalmente da polveri ghiacciate o silicati e possono ospitare minuscoli [[Satellite pastore|satelliti pastore]] la cui gravità ne delinea la forma e ne conserva la struttura. Sebbene l'origine degli anelli planetari non sia nota con certezza, si crede che derivino da un satellite naturale che ha sofferto un grosso impatto oppure siano il risultato piuttosto recente della disgregazione di un satellite naturale, distrutto dalla gravità del pianeta dopo aver oltrepassato il [[limite di Roche]].<ref>{{cita pubblicazione |lingua=en |autore=Molnar, L. A. |coautori=Dunn, D. E. |titolo=On the Formation of Planetary Rings |rivista=Bulletin of the American Astronomical Society |anno=1996 |volume=28 |pp=77–115 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996DPS....28.1815M |accesso=16 settembre 2009}}</ref><ref>{{cita libro|lingua=en |nome=Encrenaz |cognome=Thérèse |anno=2004 |titolo=The Solar System |edizione=3 |pagine=388–390 |editore=Springer |isbn=3-540-00241-3 }}</ref>
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Gli impatti con i planetesimi, così come il [[Radioattività|decadimento radioattivo]] dei loro costituenti, hanno riscaldato i pianeti in formazione, causandone una parziale fusione. Ciò ha permesso che il loro interno si sia [[Differenziazione planetaria|differenziato]] conducendo alla formazione di un nucleo più denso, di un mantello e di una crosta<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en |rivista=Icarus |anno=1987 |volume=69 |p=239 |cognome=Ida |nome=Shigeru |coautori=Nakagawa, Y.; Nakazawa, K. |titolo=The Earth's core formation due to the Rayleigh-Taylor instability |doi=10.1016/0019-1035(87)90103-5}}</ref> (si veda anche il paragrafo [[#Differenziazione interna|Differenziazione interna]]). Nel processo, i pianeti terrestri, più piccoli, hanno perduto la maggior parte della loro atmosfera; i gas perduti sono stati in parte reintegrati da quelli eruttati dal mantello e dagli impatti di corpi cometari.<ref>{{cita pubblicazione|cognome=Kasting |nome=James F. |titolo=Earth's early atmosphere |rivista=Science |anno=1993 |volume=259 |p=920 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993Sci...259..920K |doi=10.1126/science.11536547 |lingua=en |accesso=28 settembre 2009}}</ref> I pianeti più piccoli in seguito hanno continuato a perdere la propria atmosfera attraverso vari meccanismi di [[fuga atmosferica|fuga]].
 
È importante notare che esistono dei sistemi planetari estremamente diversi dal sistema solare: sono stati scoperti, ad esempio, [[pianeti delle pulsar|sistemi planetari intorno a pulsar]];<ref name="wolszczan">{{cita pubblicazione|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1992Natur.355..145W&db_key=AST&nosetcookie=1|autore=A. Wolszczan, D. Frail |titolo= A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12|rivista=[[Nature]]|volume=355|pp=145-147|anno=1992}}</ref> in merito a questi ultimi non vi sono ancora teorie certe sulla loro formazione, ma si pensa che possano originarsi a partire da un disco circumstellare costituitosi dai materiali espulsi dalla stella morente durante l'esplosione in [[supernova]].<ref>{{cita web| url=httphttps://www.cnn.com/2006/TECH/space/04/05/supernova.blast.ap/index.html| titolo=Scientists crack mystery of planet formation| data=5 aprile 2006| editore=CNN.com| accesso=5 aprile 2006| urlmorto=sì| urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060428181518/http://www.cnn.com/2006/TECH/space/04/05/supernova.blast.ap/index.html| dataarchivio=28 aprile 2006}}</ref>
 
[[File:Solar planets.jpg|upright=0.8|thumb|Gli otto pianeti del sistema solare.]]
 
Si è scoperto inoltre che la [[metallicità]], ovvero l'abbondanza di [[elemento chimico|elementi]] più pesanti dell'[[elio]], è un parametro importante nel determinare se una stella possegga o meno pianeti:<ref>{{cita web|lingua=en |autore=Aguilar, D. |coautori=Pulliam, C. |data=6 gennaio 2004 |url=httphttps://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0404.html |titolo=Lifeless Suns Dominated The Early Universe |editore=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Comunicato stampa) |accesso=28 settembre 2009}}</ref> si ritiene che sia meno probabile che una stella povera di metalli, appartenente alla [[Popolazioni stellari|popolazione stellare II]], possa essere circondata da un sistema planetario articolato, mentre le probabilità aumentano per le stelle ricche di metalli, appartenenti alla popolazione stellare I.
 
Ogni pianeta, pur nella propria unicità, condivide con gli altri delle caratteristiche comuni; alcune di queste, come la presenza di anelli o satelliti naturali, sono state osservate solo nel sistema solare; altre invece, quali l'atmosfera, sono comuni anche ai pianeti extrasolari.
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# [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] ({{unicode|♆}}), con [[satelliti naturali di Nettuno|tredici satelliti naturali confermati]].
 
Dal [[1930]] al [[2006]] era considerato pianeta anche [[Plutone (astronomia)|Plutone]] ({{unicode|♇}}), che possiede [[satelliti naturali di Plutone|cinque satelliti naturali]]: [[Caronte (astronomia)|Caronte]], [[Notte (astronomia)|Notte]], [[Idra (astronomia)|Idra]], [[Cerbero (astronomia)|Cerbero]]; il quinto satellite, [[Stige (astronomia)|Stige]], è stato scoperto dal telescopio spaziale Hubble l'11 luglio [[2012]].<ref name=P5>{{cita web|httphttps://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/new-pluto-moon.html|Hubble Discovers a Fifth Moon Orbiting Pluto|11-07-2012|lingua=en|data=11 luglio 2012|editore=[[NASA]]}}</ref>
Nel [[2006]] [[Plutone (astronomia)|Plutone]] è stato riclassificato come [[pianeta nano]].
 
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{{vedi anche|Pianeta extrasolare|Lista dei pianeti extrasolari confermati}}
[[File:Exoplanet Discovery Methods Bar.png|thumb|left|Numero di pianeti extrasolari scoperti per anno.]]
La prima scoperta confermata di un [[pianeta extrasolare]] è avvenuta il 6 ottobre [[1995]], quando [[Michel Mayor]] e [[Didier Queloz]] dell'[[Università di Ginevra]] hanno annunciato l'individuazione di un pianeta attorno a [[51 Pegasi]], nella costellazione di Pegaso.<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en |url=httphttps://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html |nome=M. |cognome=Mayor |linkautore=Michel Mayor |coautori=Queloz, D. |titolo=A Jupiter-mass companion to a solar-type star |rivista=[[Nature]] |volume=378 |anno=1995 |pp=355-359 |doi=10.1038/378355a0 |accesso=21 settembre 2009}}</ref> La maggior parte degli oltre 600 pianeti extrasolari scoperti ad ottobre 2011 hanno masse pari o superiori a [[massa gioviana|quella di Giove]].<ref name="Encyclopedia">{{cita web |lingua=en |titolo=Interactive Extra-solar Planets Catalog |sito=The Extrasolar Planets Encyclopedia |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |cognome=Schneider |nome=Jean |data=11 dicembre 2006 |accesso=21 settembre 2009}}</ref> Il motivo di questa apparente difformità nella distribuzione di masse osservata nel sistema solare è dato da un classico [[effetto di selezione]], in virtù del quale i nostri strumenti sono capaci di vedere solo pianeti molto grandi e prossimi alla rispettiva stella madre, perché i loro effetti gravitazionali sono maggiori e più agevoli da individuare.
 
Tra le eccezioni più rilevanti ci sono tre [[Pianeti delle pulsar|pianeti]] orbitanti la [[pulsar]] [[PSR B1257+12]], il resto di un'esplosione di [[supernova]].<ref>{{cita web | lingua=en | nome=Barbara | cognome=Kennedy | titolo=Scientists reveal smallest extra-solar planet yet found | editore=SpaceFlight Now | data=11 febbraio 2005 | url=http://www.spaceflightnow.com/news/n0502/11planet/ | accesso=21 settembre 2009}}</ref> Sono stati individuati, inoltre, circa una dozzina di esopianeti con masse comprese tra le 10 e le 20 [[Massa terrestre|masse terrestri]] (confrontabili dunque con la massa di Nettuno, pari a 17 masse terrestri),<ref name="Encyclopedia" /> come quelli che orbitano intorno alle stelle {{STL|Mu|Arae}}, [[55 Cancri]] e [[Gliese 436|GJ 436]],<ref>{{cita web |lingua=en |autore=Santos, N. |coautori=Bouchy, F.; Vauclair, S.; Queloz, D.; Mayor, M. |titolo=Fourteen Times the Earth |editore=[[European Southern Observatory]] (Comunicato stampa) |data=25 agosto 2004 |url=httphttps://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2004/pr-22-04.html |accesso=21 settembre 2009 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070607190706/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2004/pr-22-04.html |dataarchivio=7 giugno 2007 }}</ref> a cui a volte ci si riferisce chiamandoli appunto "pianeti nettuniani".<ref>{{cita web|url=http://www.astrobio.net/news/article1965.html |titolo=Trio of Neptunes |editore=Astrobiology Magazine |data=21 maggio 2006 |lingua=en |accesso=21 settembre 2009}}</ref>
 
Al maggio del 2011 il numero dei pianeti rocciosi individuati supera il centinaio. Essi appartengono, per lo più, alla categoria delle "[[Super Terra|Super Terre]]", caratterizzate da una massa superiore a quella della Terra, ma inferiore a quella di Urano e Nettuno. [[Gliese 876 d]], con una massa pari a circa 6 masse terrestri, è stato il primo ad essere scoperto, nel 2005.<ref>{{cita web |lingua=en |sito=Extrasolar planet Encyclopedia |titolo=Star: Gliese 876 |url=http://exoplanet.eu/star.php?st=Gliese+876 |accesso=21 settembre 2009 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120426090935/http://exoplanet.eu/star.php?st=Gliese+876 |dataarchivio=26 aprile 2012 }}</ref> [[OGLE-2005-BLG-390Lb]] e [[MOA-2007-BLG-192Lb]], mondi glaciali, sono stati scoperti attraverso l'effetto delle [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Microlente gravitazionale|microlenti gravitazionali]],<ref>{{cita web|lingua=en |titolo=Small Planet Discovered Orbiting Small Star |editore=Science Daily |anno=2008 |url=httphttps://www.sciencedaily.com/releases/2008/06/080602131105.htm |accesso=21 settembre 2009}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|nome=J.-P.|cognome=Beaulieu |titolo=Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing |rivista=Nature |data=26 gennaio 2006 |volume=439 |pp=437–440 |url=httphttps://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html |accesso=21 settembre 2009 |doi=10.1038/nature04441 | coautori=D. P. Bennett; P. Fouqué; A. Williams; ''et al.'' |lingua=en}}</ref> [[COROT-Exo-7b]], un pianeta con un diametro stimato in circa 1,7 volte quello della Terra (la cui scoperta fu annunciata con grande enfasi nel 2009), ma che orbita attorno alla sua stella alla distanza di 0,02 UA e ciò determina che sulla sua superficie si raggiungano temperature di 1&nbsp;000-1&nbsp;500&nbsp;[[Celsius|°C]]<ref>{{cita web|lingua=en |url=http://www.esa.int/esaCP/SEM7G6XPXPF_index_0.html |titolo=COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on |editore=ESA Portal |data=3 settembre 2009 |accesso=21 settembre 2009}}</ref> e due pianeti in orbita attorno ad una vicina [[nana rossa]], [[Gliese 581]].
 
[[File:Gliese 581 - 2010 (it).png|upright=1.5|thumb|Raffronto tra il sistema solare e il sistema di [[Gliese 581]] che mette in evidenza la posizione dei pianeti rispetto alla [[zona abitabile]] del sistema.]]
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Di particolare interesse è il sistema planetario in orbita attorno alla [[nana rossa]] [[Gliese 581]], composto da sei pianeti, due dei quali non confermati. [[Gliese 581 d]] ha una massa pari a circa 7,7 volte quella della Terra,<ref>{{cita web |lingua=en |titolo=Gliese 581 d |sito=The Extrasolar Planets Encyclopedia |url=http://exoplanet.eu/star.php?st=Gl+581 |accesso=21 settembre 2009 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://www.webcitation.org/68uUsn7yC?url=http://exoplanet.eu/star.php?st=Gl%20581 |dataarchivio=4 luglio 2012 }}</ref> mentre [[Gliese 581 c]] è cinque volte la Terra ed al momento della sua scoperta si pensò che fosse il primo pianeta terrestre extrasolare scoperto in prossimità della [[zona abitabile]] di una stella.<ref>{{cita web|lingua=en |titolo=New 'super-Earth' found in space |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6589157.stm |accesso=21-09-200 |data=25 aprile 2007 |editore=BBC News }}</ref> Tuttavia, studi più approfonditi hanno rivelato che il pianeta è leggermente troppo vicino alla sua stella per essere abitabile, mentre Gliese 581 d, sebbene sia molto più freddo della Terra, potrebbe esserlo, se la sua atmosfera contenesse una quantità sufficiente di [[gas serra]].<ref name="blo07">{{cita pubblicazione|lingua=en |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...476.1365V&db_key=AST&nosetcookie=1 |autore=von Bloh, W. |etal=s |anno=2007 |titolo=The Habitability of Super-Earths in Gliese 581 |rivista=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=476 |numero=3 |pp=1365–1371 |doi=10.1051/0004-6361:20077939 |accesso=21 settembre 2009}}</ref> [[Gliese 581 g]], se confermato, sarebbe il primo pianeta scoperto nella zona abitabile della propria stella.
 
Il 2 febbraio 2011 la NASA ha diffuso una lista di 1235 probabili pianeti extrasolari individuati attraverso il telescopio spaziale [[missione Kepler|Kepler]]. Essa comprende 68 possibili pianeti di dimensioni simili alla Terra (R&nbsp;<&nbsp;1,25 R<sub>⊕</sub>) e altre 288 possibili super Terre (1,25&nbsp;R<sub>⊕</sub>&nbsp;<&nbsp;R&nbsp;<&nbsp;2&nbsp;R<sub>⊕</sub>).<ref name=borucki>{{cita web |autore=W. J. Borucki, ''et al'' |data=2 febbraio 2011|url=httphttps://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1102/1102.0541.pdf|titolo=Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data |editore=[[arXiv]] |accesso=16 febbraio 2011}}</ref><ref>{{cita web |autore=W. J. Borucki, ''et al'' |data=2 febbraio 2011 |url=httphttps://arxiv.org/abs/1006.2799 |titolo=Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the First Data Set: The Majority are Found to be Neptune-Size and Smaller |editore=[[arXiv]] |accesso=16 febbraio 2011}}</ref> Inoltre, 54 probabili pianeti sono stati individuati nella zona abitabile del loro sistema, sei dei quali hanno dimensioni inferiori al doppio di quelle terrestri.<ref name=borucki/>
 
È probabile che alcuni pianeti fin qui scoperti non siano molto simili ai [[gigante gassoso|giganti gassosi]] del Sistema solare, perché ricevono un quantitativo di [[radiazione solare|radiazione stellare]] molto superiore rispetto ad essi, dal momento che presentano orbite circolari ed estremamente vicine alle proprie stelle. Corpi di questo tipo sono noti con l'appellativo di [[pianeta gioviano caldo|pianeti gioviani caldi (''Hot Jupiters'')]]. Potrebbero esistere, inoltre, dei pianeti gioviani caldi - indicati come [[Pianeta ctonio|pianeta ctonii]] - che orbitano tanto vicini alla propria stella da aver perduto la propria atmosfera, soffiata via dalla radiazione stellare. Sebbene siano stati individuati dei processi di dissoluzione dell'atmosfera su numerosi pianeti gioviani caldi, al 2009 non è stato individuato alcun pianeta che possa essere qualificato come ctonio.<ref>{{cita pubblicazione|cognome=Lecavelier des Etangs |nome=A. |coautori=Vidal-Madjar, A.; McConnell, J. C.; Hébrard, G. |titolo=Atmospheric escape from hot Jupiters |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=418 |pp=L1–L4 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...418L...1L | accesso=28 settembre 2009 |doi=10.1051/0004-6361:20040106 |lingua=en}}</ref>
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Un pianeta interstellare è un corpo celeste avente una [[Massa (fisica)|massa]] equivalente a quella di un pianeta (''[[planemo]]''), ma non legato [[gravità|gravitazionalmente]] a nessuna stella: questi corpi celesti si muovono dunque nello [[spazio interstellare]] come oggetti indipendenti da qualsiasi [[sistema planetario]], il che giustifica l'appellativo di ''pianeta orfano'' attribuito a volte, in maniera alternativa, a questo tipo di oggetti.
 
Sebbene siano state annunciate diverse scoperte di questi oggetti, nessuna di esse è stata finora confermata.<ref name=CNN>{{cita web|lingua=en |url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/10/06/space.planets.reut/index.html |titolo=Rogue planet find makes astronomers ponder theory |data=2 ottobre 2000 |accesso=28 settembre 2009}}</ref> La comunità scientifica, inoltre, dibatte sull'opportunità di considerarli o meno pianeti; alcuni astronomi hanno suggerito infatti di chiamarli [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]].<ref name="clavin">{{cita pubblicazione|lingua=en |rivista=Astrophysical Journal |cognome=Luhman |nome=K. L. |coautori=Adame, L.; D'Alessio, P.; Calvet, N. |titolo= Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |volume=635 |pp=L93 |doi=10.1086/498868 |anno=2005 |url=httphttps://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/spitzerf-20051129.html |accesso=28 settembre 2009}}</ref> La differenza principale tra i due oggetti starebbe nel processo che ha condotto alla loro formazione: una sub-nana bruna si forma dalla contrazione di una nube di gas e polveri, in maniera simile a quanto avviene per una stella o una [[nana bruna]];<ref>{{cita web|lingua=en|anno=2000|titolo=Rogue planet find makes astronomers ponder theory|editore=Reuters|url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/10/06/space.planets.reut/|accesso=1º settembre 2008|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060209095144/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/10/06/space.planets.reut/|dataarchivio=9 febbraio 2006}}</ref> un pianeta, invece, dall'accrescimento di gas e polveri intorno ad un embrione planetario orbitante all'interno di un disco circumstellare,<ref>{{cita web|lingua=en|anno=2004|autore=G. Wuchterl| titolo=Giant planet formation|editore=Institut für Astronomie der Universität Wien| url=http://www.springerlink.com/content/j6357423q7324013/|accesso=1º settembre 2008}}</ref> con un processo analogo a quello descritto precedentemente (si veda a tal proposito il paragrafo [[#Formazione dei pianeti e dei sistemi planetari|Formazione dei pianeti e dei sistemi planetari]]). Successivamente, il pianeta verrebbe espulso nello spazio interstellare in seguito ad instabilità dinamiche proprie dei sistemi planetari neoformati, come è stato suggerito da diverse simulazioni computerizzate.<ref>{{cita pubblicazione|cognome=Lissauer| nome= J. J.|titolo= Timescales for Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary disk |rivista= Icarus |volume=69|pp=249–265|anno=1987 |doi=10.1016/0019-1035(87)90104-7}}</ref>
 
L'Unione Astronomica Internazionale non è entrata nel merito della diatriba, salvo indicare, in una dichiarazione del [[2003]], che ''gli oggetti vaganti in giovani ammassi stellari con valori della massa inferiori al valore della massa limite per la fusione termonucleare del deuterio non sono "pianeti", ma sono "sub-nane brune" (o qualunque altro nome sarà ritenuto appropriato).''<ref>{{cita web|anno= 2003|titolo= Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union|editore= [[Unione Astronomica Internazionale]]|url= http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html|accesso= 28 settembre 2009|urlmorto= sì|urlarchivio= https://web.archive.org/web/20060916161707/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html|dataarchivio= 16 settembre 2006}}</ref> Va notato come la definizione data si riferisca espressamente a oggetti vaganti in giovani [[ammasso stellare|ammassi stellari]].
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In altri casi, l'esistenza di pianeti ipotetici è stata postulata come possibile spiegazione di fenomeni astronomici osservati nel sistema solare, al momento della loro scoperta. Successivamente, il miglioramento delle conoscenze astronomiche ha condotto alla smentita della loro esistenza.<ref>{{cita web|nome=Paul |cognome=Schlyter |url=http://www.astrofilitrentini.it/tnp/hypo.html |titolo=Pianeti Ipotetici |editore=Astrofili trentini |accesso=18 settembre 2009}}</ref>
 
Infine, lo studio dei meccanismi di formazione dei sistemi planetari e l'osservazione dei pianeti extrasolari finora scoperti ha portato ad ipotizzare l'esistenza di nuove classi di pianeti quali: i [[pianeta oceano|pianeti oceano]], la cui superficie sarebbe ricoperta da un oceano profondo centinaia di chilometri;<ref name=Mathiesen>{{cita web|lingua=en |url=http://www.physorg.com/news89627725.html |titolo=Ocean Planets on the Brink of Detection |nome=Ben |cognome=Mathiesen |editore=PhysOrg.com |data=2 febbraio 2007 |accesso=2 ottobre 2009}}</ref> [[Pianeta di carbonio|pianeti di carbonio]], che potrebbero essersi formati a partire da dischi protoplanetari ricchi dell'elemento e poveri di ossigeno;<ref name=Villard>{{cita web|lingua=en |autore=Villard R. |coautori=Maran, S.; Kuchner, M. J.; Seager, S. |anno=2005 |url=http://ciera.northwestern.edu/AspenW05/Press/EPDL.html |titolo=Extrasolar Planets may have Diamond Layers |editore=Aspen Center for Physics, Northwestern University |accesso=1º ottobre 2009}}</ref> [[pianeta ctonio|pianeti ctoni]], l'ultimo stadio di un pianeta gioviano caldo tanto prossimo alla propria stella da essere privato della caratteristica atmosfera.<ref>{{cita libro |lingua=inglese |cognome=Hébrard |nome=G.|etal=s |anno=2003 |url_capitolo=httphttps://arxiv.org/abs/astro-ph/0312384 |capitolo=Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of chthonian Planets |titolo=Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, ASP Conference Proceedings, Vol. 321, 30 giugno - 4 luglio 2003 |editore=Institut d'astrophysique de Paris, France |curatore=J.-P. Beaulieu, A. Lecavelier des Étangs, C. Terquem}}</ref>
 
== Pianeti immaginari ==
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* Chuck Ayoub. {{en}} [http://chuckayoub.googlepages.com/the-planets.html The Planets]
* Kunihisa Ogawa. [http://kunisan.jp/planets/i_index.html Foto dei Pianeti], 2008.
* [httphttps://planetquest.jpl.nasa.gov/ NASA Planet Quest]&nbsp;– Esplorazione dei Pianeti Extrasolari
* {{Treccani}}
 
Estratto da "https://it.wikipedia.org/wiki/Pianeta"