Subneptú

Infotaula objecte astronòmicSubneptú
Tipustipus d'objecte astronòmic Modifica el valor a Wikidata
Característiques físiques i astromètriques
Radi3 radis de la Terra(menys que) Modifica el valor a Wikidata
Comparació de la mida d'una super-terra típica (al centre a l'esquerra) i un subneptú (al centre a la dreta) en comparació amb la Terra i Neptú. Les super-terres i els subneptuns són els tipus d'exoplanetes més comuns.

Un subneptú, també conegut com a mini-Neptú, és un tipus d'exoplaneta de radi més petit que Neptú, però més gran que el radi de la Bretxa de Fulton, unes 1,8 vegades el de la Terra. Basant-se en les seves baixes densitats aparents, aquests planetes probablement posseiran una embolcall de baixa densitat que envolta un nucli rocós. Tot i ser el tipus d'exoplaneta més nombrós descobert fins al 2026, no es coneix l'existència de cap sub-Neptú al Sistema Solar.

La naturalesa exacta dels subneptuns és incerta. Es debat si són predominantment «nans gasosos» amb una capa de gas d'hidrogen i heli sobre un nucli rocós; «mons d'aigua» amb grans quantitats de volàtils com l'aigua; o versions més petites de gegants de gel amb gas i volàtils. Per tal de discernir entre aquests escenaris, diversos subneptuns com GJ 1214 b i K2-18 b han estat observats per telescopis com el telescopi espacial Hubble i el telescopi espacial James Webb per tal d'inferir les seves composicions i la història de la seva formació.

Terminologia

Els termes "subneptú" i "mini-Neptú" s'utilitzen de manera inconsistent a la literatura. Molts articles de recerca utilitzen qualsevol dels dos termes per referir-se a la petita població de planetes situada per sobre de la bretxa del radi de Fulton,[1][2] que posseeix una embolcall de baixa densitat,[3] en contrast amb les superterres, que són més petites i no tenen aquest embolcall massiu. Altres termes utilitzats per referir-se a aquesta població de planetes inclouen "nano gasós",[4][5] que ara normalment significa específicament subneptuns pobres en aigua, i "petit Neptú".[6][7][8]

Subneptú s'utilitza ocasionalment per referir-se col·lectivament a qualsevol planeta entre 1 i 4 radis terrestres, incloent-hi les superterres i els mini-Neptuns.[3][9] Aquesta població també es coneix com a "planetes petits",[1] o "planetes Kepler".[10][11] "Mini-Neptú" s'utilitza de vegades per referir-se a subconjunts específics de subneptuns. El terme s'ha utilitzat per descriure subneptuns amb una atmosfera d'hidrogen massiva i sense una superfície definida,[12] o subneptuns rics en aigua.[13][14]

Ocurrència

Histograma que mostra la taxa d'ocurrència d'exoplanetes en funció del radi del planeta. Els exoplanetes es troben més comunament com a subneptuns, amb radis entre 2,0 i 3,5 radis terrestres.

Els subneptuns es produeixen amb molta més freqüència que els planetes gegants al sistema planetari interior.[15] Un estudi del 2013, que utilitzava dades del telescopi espacial Kepler, va descobrir que els planetes d'entre 2 i 4 radis terrestres que orbiten en un termini de 245 dies es poden trobar al voltant del 31% de les estrelles semblants al Sol, mentre que menys del deu per cent d'aquestes estrelles allotgen planetes més grans que orbiten en un termini de 418 dies.[6] Treballs posteriors mostren que la seva ocurrència augmenta amb el període orbital fins a uns 12-13 dies, on la taxa d'ocurrència s'aplana.[16][17] Els estudis de micro-lents, que són sensibles als planetes situats a grans separacions orbitals, indiquen que els subneptuns i les super-terres de període orbital llarg també poden ser comuns.[18]

Els subneptuns de període orbital curt són comuns al voltant d'estrelles de tipus G i K, i la seva ocurrència arriba al màxim al voltant d'estrelles primerenques de tipus M. La seva ocurrència disminueix al voltant d'estrelles més calentes que el Sol, així com al voltant d'estrelles més fredes.[19] Els subneptuns són rars al voltant de nanes M mitjanes a tardanes menys massives que unes 0,4 masses solars, amb una taxa d'ocurrència de 0,148 ± 0,045 planetes que orbiten en un termini de 30 dies per estrella, mentre que els planetes de la mida d'una super-terra continuen sent molt més comuns.[2]

L'ocurrència de subneptuns es correlaciona feblement amb la metal·licitat de l'estrella amfitriona, a diferència dels planetes gegants més grans.[4][16] A més d'una àmplia supressió en l'ocurrència de planetes petits, els companys estel·lars amb separacions inferiors a unes 100 ua suprimeixen la taxa d'ocurrència de subneptuns.[20]

Característiques

Òrbita

Diagrama del sistema planetari K2-138, que consta de sis sub-Neptuns agrupats en òrbites ressonants.

Els subneptuns es troben freqüentment amb altres subneptuns (o super-terres). Solen tenir mides similars a les d'altres subneptuns del sistema. Aquests sistemes es coneixen com a sistemes de "pèsols en una beina".[21]

La majoria dels subneptuns no estan en ressonància orbital amb els seus veïns. Tanmateix, hi ha un excés de subneptuns a prop de les ressonàncies de primer ordre.[22][23] Els subneptuns en trànsit prop de les ressonàncies de moviment mitjà, com els que orbiten Kepler-223[24] i HD 110067,[25] presenten fortes variacions de temps de trànsit, la qual cosa permet mesurar les seves masses.[26]

L'excentricitat mitjana de la població de planetes subneptuns és inferior a la dels planetes més grans. La transició entre les dues poblacions es produeix en un radi d'uns 3,5 radis terrestres.[27]

Mida

En aquest diagrama de dispersió dels períodes orbitals i radis coneguts dels exoplanetes (dades del 2025) hi ha dos cúmuls diferents en radi: aquestes són les poblacions de super-terres i la de subneptuns (densitat ombrejada per a més claredat). Aquestes dues poblacions estan separades per la bretxa de Fulton, tal com indica la línia negra discontínua.

El radi de la població principal de subneptuns es troba al voltant d'1,7-1,8 radis terrestres.[15][28][29] Aquesta definició no és rígida; alguns planetes de la mida de subneptuns amb masses superiors a les de Neptú també s'han anomenat subneptuns,[30] així com planetes més grans però menys massius que Neptú.[31]

Els subneptuns joves, com ara els subneptuns en trànsit que orbiten Kepler-51[32] i V1298 Tauri,[33] poden ser significativament més grans que els seus homòlegs més antics, alguns de les quals són tan grans com gegants gasosos tot i que són molt menys massius. A mesura que envelleixen i irradien calor, experimenten la contracció de Kelvin-Helmholtz, reduint el seu radi fins que assoleixen mides típiques de subneptú.[33]

Composició

Tot i que la baixa densitat de subneptuns és una clara evidència que aquests planetes posseeixen una atmosfera feta de materials de baixa densitat, a més d'un nucli rocós, els materials que componen aquesta atmosfera són controvertits i diversos.

Els mecanismes d'escapament atmosfèric que expliquen millor la petita diferència de radi planetari per als planetes al voltant d'estrelles semblants al Sol generalment prediuen que la majoria dels nuclis de subneptuns tenen composicions similars a la Terra, amb una contribució baixa o nul·la d'aigua.[34][35] L'atmosfera d'hidrogen-heli constitueix un petit percentatge de la massa del planeta.[35] Les mesures dels radis dels subneptuns joves corroboren provisionalment aquest model.[36][37][33] Alguns models de formació de planetes també prediuen aquests subneptuns secs, és a dir, sense aigua.[38]

D'altra banda, alguns treballs, especialment en models de formació de planetes, prediuen que els subneptuns són generalment mons rics en aigua. Aquestes simulacions van predir que els planetes subneptuns es formen més enllà de la línia de gel d'aigua, abans de migrar cap a l'interior.[39][40][41][42][43] Una forta irradiació en un planeta ric en aigua podria produir una atmosfera de vapor inflada, d'acord amb les observacions. Alguns d'aquests mons rics en aigua també poden posseir hidrogen i heli a les seves embolcalls.[44][45] També hi ha la possibilitat que els mons d'aigua que s'acumulen més enllà de la línia de gel d'aigua també acumulin grans quantitats de carboni orgànic refractari, o "sutge".[46]

És possible que els subneptuns al voltant de les nanes M siguin de naturalesa diferent dels subneptuns al voltant d'estrelles semblants al Sol, ja que alguns estudis troben que la forma del buit de radi dels planetes al voltant d'aquestes estrelles és coherent amb el fet que hagi estat creada per processos de formació de planetes en lloc de mecanismes de pèrdua d'atmosfera estel·lar, a diferència de les estrelles semblants al Sol.[47][48][49] D'altres troben el contrari, però.[50] La massa mínima per als subneptuns sembla augmentar amb la massa estel·lar, i els subneptuns petits al voltant de les nanes M semblen ser significativament menys densos que els seus homòlegs al voltant d'estrelles FGK.[51]

Les interaccions químiques entre l'atmosfera i el nucli poden alterar la composició d'un subneptú després de la seva formació.[52] Les reaccions entre l'atmosfera d'hidrogen i l'oceà de magma poden produir aigua i d'altres compostos volàtils de manera endògena,[53][54] la qual cosa podria explicar la presència de compostos volàtils que es troben a les atmosferes d'alguns subneptuns sense requerir l'acreció de materials gelats més enllà de la línia de gel d'aigua.[55] L'aigua també es pot dissoldre a l'oceà de magma i ser segrestada al seu interior [56] o convertida en hidrogen, cosa que fa que fins i tot els subneptuns que es formen amb grans quantitats d'aigua desenvolupin un embolcall relativament pobre en aigua.[57]

Estructura interna

Generalment es creu que els subneptuns estan almenys parcialment diferenciats, amb un interior ric en materials més densos com ara silicats i metalls, envoltat per una capa de materials més lleugers com ara "gas" (hidrogen i heli) i/o "gel" (volàtils com ara aigua, metà i diòxid de carboni). Tanmateix, la naturalesa de la capa, el grau de diferenciació i la partició dels diferents materials a través del planeta no es coneixen completament.

Si suposem que els subneptuns són nans gasosos, es pot esperar que molts tinguin un oceà de magma. Això és degut al fet que el nucli, escalfat per la formació de planetes, està cobert per l'embolcall, cosa que prolonga el seu temps de refredament a milers de milions d'anys.[58][59] Alguns subneptuns poden tenir una pressió atmosfèrica prou alta per solidificar l'oceà de magma.[60] Tanmateix, estudis sobre la miscibilitat de l'hidrogen, el silicat i els metalls a altes pressions i temperatures van trobar que sota pressions rellevants per als interiors subneptuns, els tres materials són miscibles per sobre de temperatures d'aproximadament 3600 Kelvin, cosa que suggereix que l'interior d'un subneptú no es diferenciaria en un nucli de ferro discret i un mantell de silicat, i una quantitat significativa d'hidrogen també residiria dins del nucli d'un subneptú.[61][62] A mesura que el planeta es refreda, la superfície binodal, que delimita regions on les dues substàncies són miscibles, retrocedeix més cap a l'interior, fent que plogui silicat i que entri hidrogen a l'embolcall, tot i que una part d'hidrogen romandria al nucli fins i tot després d'això.[63]

Estructures internes de subneptuns a diverses temperatures, tal com proposen Benneke et al. (2024)

A altes temperatures i pressions, l'hidrogen i l'aigua es tornen completament miscibles,[64] i la solubilitat del metà en aigua també augmenta.[65] Per tant, l'hidrogen, l'aigua i d'altres compostos volàtils dins de l'embolcall d'un subneptú poden tornar-se miscibles. Per a subneptuns més càlids, tot l'embolcall podria ser completament miscible, i la composició de l'atmosfera superior observable reflectiria les abundàncies relatives d'hidrogen i compostos volàtils. Per a subneptuns més freds, l'aigua podria ploure des de les capes superiors, deixant una atmosfera dominada per l'hidrogen per sobre de la regió miscible més profunda a l'interior.[66] Per a subneptuns molt freds amb atmosferes d'hidrogen molt primes, l'aigua es pot condensar completament per formar un oceà líquid sota una atmosfera dominada per l'hidrogen, convertint-se en un planeta hiceànic.[67]

Atmosfera

La caracterització espectroscòpica s'ha dut a terme en diversos subneptuns. Aquests treballs revelen diversitat en les seves atmosferes, amb diferents metal·licitats i composicions, presència de núvols i boires, i albedo, possiblement influenciat per factors com la mida, la composició a granel, la temperatura i l'edat. Les dades, metodologies i estudis teòrics futurs poden refinar o refutar encara més les conclusions extretes d'aquests estudis observacionals.

Les metal·licitats atmosfèriques dels subneptuns semblen variar en diversos ordres de magnitud, des d'atmosferes de baixa metal·licitat consistents amb la metal·licitat del Sol, com ara TOI-421 b,[68] fins a atmosferes de molt alta metal·licitat amb un enriquiment centenars o milers de vegades superior als nivells solars, com ara TOI-270 d[69] o GJ 1214 b.[70]

L'albedo de Bond, que determina la temperatura de la superfície d'un planeta, també varia de planeta a planeta. GJ 1214 b té una albedo de Bond alta de 0,51,[71] mentre que TOI-824 b sembla més fosc, amb una albedo de Bond inferior a 0,26.[30]

Factors

La temperatura pot tenir un paper important en la determinació de l'abundància de diferents tipus de gas a l'atmosfera d'un planeta. S'espera que l'abundància de metà caigui per sobre dels 800–1100 K, ja que el carboni forma preferentment monòxid de carboni a altes temperatures. Per tant, no s'esperen les boires fotoquímiques que es formen a partir de la fotòlisi del metà en planetes calents.[72] A temperatures inferiors a 400 K, l'eliminació de la boira esdevé més eficient, donant lloc a una atmosfera menys boira.[73] Això està recolzat per observacions, que van trobar que les atmosferes de subneptuns càlids amb temperatures d'equilibri d'entre 500 i 800 K presenten aerosols gruixuts d'alta altitud, que oculten les signatures d'absorció dels gasos atmosfèrics.[74] Aquests aerosols poden ser responsables dels espectres "plans" sense característiques observats en diversos subneptuns càlids, com ara GJ 1214,[75][70] TOI-836 c, [76] i HD 15337 c.[77] Els planetes més calents, com ara TOI-421 b,[78] i els planetes més freds, com ara TOI-270 d,[69] semblen tenir atmosferes més clarificades. A temperatures encara més altes, un estudi sobre HD 86226 c, un petit subneptú amb una temperatura d'equilibri de 1300 K, es va trobar un espectre sense característiques, contradient tant la tendència esmentada com les prediccions per a planetes gegants.[79][80] Tanmateix, una embolcall de massa molecular mitjana elevada també pot dificultar la detecció de característiques d'absorció en aquest planeta.[79]

La química del desequilibri pot modificar encara més l'atmosfera. A GJ 3470 b, un subneptú amb una temperatura d'equilibri de 600 K, processos com la barreja vertical millorada per l'escalfament de les marees poden ser responsables de la reducció de l'abundància de metà, fent que l'atmosfera del planeta es torni més clarificada que altres planetes amb temperatures similars.[31] A més a més, s'espera que el diòxid de sofre, detectat als subneptuns càlids GJ 3470 b i TOI-1130 b, així com en alguns Júpiters calents, es formi a les atmosferes superiors com a resultat de la fotoquímica del desequilibri. Aquest procés es torna més eficient a temperatures i metal·licitats més altes.[81]

La composició atmosfèrica d'un subneptú també pot evolucionar a mesura que el planeta envelleix, ja que els gasos més lleugers com l'hidrogen i l'heli poden escapar més fàcilment que els gasos més pesants com l'aigua o el diòxid de carboni, cosa que possiblement augmenta la metal·licitat atmosfèrica amb el temps. L'observació de V1298 Tauri b, un planeta progenitor subneptú d'aproximadament 20 milions d'anys d'antiguitat, va revelar una atmosfera amb metal·licitat similar a la del Sol, inferior a la dels subneptuns més antics.[82] L'esgotament continu de l'hidrogen també pot permetre que l'atmosfera d'un subneptú s'oxidi amb el temps, permetent l'acumulació d'oxigen a l'atmosfera i eliminant espècies reduïdes com el metà i l'amoníac. Això pot explicar la manca de boirina a GJ 9827 d, un subneptú petit i càlid.[83]

Els subneptuns més petits, situats a prop de la bretxa de Fulton, poden ser més susceptibles a la pèrdua de massa atmosfèrica, cosa que possiblement resulta en una major diversitat en les composicions atmosfèriques entre aquesta població.[83] Les observacions dels subneptuns petits GJ 9827 d,[83] TOI-270 d,[69] TOI-776 c,[84] i GJ 3090 b,[85] indiquen que els quatre planetes posseeixen embolcalls de massa molecular mitjana elevada, amb variacions composicionals significatives entre ells.[77]

Sembla que hi ha una diversitat en les composicions a granel subjacents dels subneptuns, que pot ser responsable de les diferències en les metal·licitats i els gasos atmosfèrics detectats entre planetes amb condicions similars.[86] Les observacions i modelitzacions de TOI-270 d,[55] LP 791-18 c,[86] i TOI-421 b[78] suggereixen que aquests planetes poden tenir composicions rocoses i pobres en aigua, mentre que planetes com TOI-824 b[30] i TOI-1130 b[81] semblen tenir més probabilitats de tenir composicions a granel riques en aigua. Tanmateix, no és necessàriament cert quina composició a granel descriu millor les característiques detectades. Diversos models, inclosos els que impliquen composicions pobres en aigua[87] i riques en aigua,[88] són capaços d'explicar els gasos atmosfèrics detectats a K2-18 b.

Evolució

Diagrama de com es van formar les dues classes de petits planetes, mini-Neptuns i super-Terres.

L'atmosfera volàtil d'un subneptú experimenta una fuita amb el temps. Els mecanismes més probables que impulsen la pèrdua de l'embolcall són la fotoevaporació i la pèrdua de massa impulsada pel nucli.[89] La fotoevaporació és impulsada per la radiació d'alta energia (específicament raigs X i ultraviolat extrem) que escalfa l'atmosfera superior del planeta i indueix un flux hidrodinàmic.[90] La pèrdua de massa impulsada pel nucli, en canvi, és impulsada per l'energia tèrmica del nucli.[91] Tot i que tots dos mecanismes es produeixen simultàniament, no se sap quin mecanisme, si n'hi ha cap, domina la pèrdua de l'embolcall dels subneptuns,[38] ja que les prediccions fetes per tots dos són consistents amb les observacions.[1][34][92] Una possibilitat és que la pèrdua de massa impulsada pel nucli domini per als planetes amb menor gravetat superficial i temperatura d'equilibri més alta, mentre que la fotoevaporació domina per als planetes amb major gravetat superficial i temperatura d'equilibri més baixa, i un planeta pot passar d'un règim a un altre durant la seva evolució.[93]

La taxa de pèrdua atmosfèrica es pot reduir dràsticament si hi ha quantitats significatives d'aigua presents a l'atmosfera superior, ja que l'aigua és eficaç per irradiar en infrarojos i refreda eficientment l'atmosfera superior.[94] Com que s'espera que l'aigua només estigui present a les atmosferes superiors en subneptuns prou càlids, aquest efecte pot explicar la menor ocurrència de subneptuns més freds en comparació amb els més càlids.[95] Com que l'aigua es pot produir mitjançant la reacció entre l'atmosfera i l'oceà de magma,[53] aquest efecte pot ser rellevant fins i tot per als subneptuns que es van formar en sec.[96]

La pèrdua de l'embolcall sembla que es produeix durant milers de milions d'anys i converteix gradualment els subneptuns en super-terres. El resultat és la disminució de l'ocurrència de subneptuns i el corresponent augment de l'ocurrència de super-terres amb l'edat, cosa que s'ha observat,[92][95] tot i que és possible que això reflecteixi canvis en les poblacions de planetes primordials formades en diferents moments.[97]

Referències

  1. 1 2 3 Fulton, Benjamin J.; Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard; Marcy, Geoffrey W.; 3 The Astronomical Journal, 154, 3, 01-09-2017, p. 109. arXiv: 1703.10375. Bibcode: 2017AJ....154..109F. DOI: 10.3847/1538-3881/aa80eb. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  2. 1 2 Gillis, Erik Diego; Cloutier, Ryan; Pass, Emily K. The Astronomical Journal, 171, 5, 01-05-2026, p. 317. arXiv: 2602.23364. Bibcode: 2026AJ....171..317G. DOI: 10.3847/1538-3881/ae5810. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  3. 1 2 Zhang, Michael; Knutson, Heather A.; Wang, Lile; Dai, Fei; Barragán, Oscar; 3 The Astronomical Journal, 163, 2, 17-01-2022, p. 67. arXiv: 2110.13150. Bibcode: 2022AJ....163...67Z. DOI: 10.3847/1538-3881/ac3fa7. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  4. 1 2 Wang, Ji; Fischer, Debra A. The Astronomical Journal, 149, 1, 01-01-2015, p. 14. arXiv: 1310.7830. Bibcode: 2015AJ....149...14W. DOI: 10.1088/0004-6256/149/1/14. ISSN: 0004-6256 [Consulta: 21 maig 2026].
  5. ↑ Winn, Joshua N.; Sanchis-Ojeda, Roberto; Rappaport, Saul New Astronomy Reviews, 83, 2018, p. 37–48. arXiv: 1803.03303. Bibcode: 2018NewAR..83...37W. DOI: 10.1016/j.newar.2019.03.006. ISSN: 1387-6473.
  6. 1 2 Fressin, François; Torres, Guillermo; Charbonneau, David; Bryson, Stephen T.; Christiansen, Jessie; 3 The Astrophysical Journal, 766, 2, 12-03-2013, p. 81. arXiv: 1301.0842. Bibcode: 2013ApJ...766...81F. DOI: 10.1088/0004-637X/766/2/81. ISSN: 0004-637X [Consulta: 21 maig 2026].
  7. ↑ Mortier, A.; Faria, J. P.; Santos, N. C.; Rajpaul, V.; Figueira, P.; 3 Astronomy & Astrophysics, 585, 2016, p. A135. arXiv: 1511.03941. Bibcode: 2016A&A...585A.135M. DOI: 10.1051/0004-6361/201526905. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 21 maig 2026].
  8. ↑ Leconte, Jérémy; Spiga, Aymeric; Clément, Noé; Guerlet, Sandrine; Selsis, Franck; 3 Astronomy & Astrophysics, 686, 2024, p. A131. arXiv: 2401.06608. Bibcode: 2024A&A...686A.131L. DOI: 10.1051/0004-6361/202348928. ISSN: 0004-6361.
  9. ↑ Rigby, Frances E.; Pica-Ciamarra, Lorenzo; Holmberg, Måns; Madhusudhan, Nikku; Constantinou, Savvas; 3 The Astrophysical Journal, 975, 1, 01-11-2024, p. 101. arXiv: 2409.03683. Bibcode: 2024ApJ...975..101R. DOI: 10.3847/1538-4357/ad6c38. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  10. ↑ Kutra, Taylor; Wu, Yanqin; Qian, Yansong The Astronomical Journal, 162, 2, 01-08-2021, p. 69. arXiv: 2003.08431. Bibcode: 2021AJ....162...69K. DOI: 10.3847/1538-3881/ac0431. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  11. ↑ Yang, Jia-Yi; Chen, Di-Chang; Xie, Ji-Wei; Zhou, Ji-Lin; Dong, Subo The Astronomical Journal, 166, 6, 14-11-2023, p. 243. arXiv: 2310.20113. Bibcode: 2023AJ....166..243Y. DOI: 10.3847/1538-3881/ad0368. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  12. ↑ Wogan, Nicholas F.; Batalha, Natasha E.; Zahnle, Kevin J.; Krissansen-Totton, Joshua; Tsai, Shang-Min; 3 The Astrophysical Journal Letters, 963, 1, 20-02-2024, p. L7. arXiv: 2401.11082. Bibcode: 2024ApJ...963L...7W. DOI: 10.3847/2041-8213/ad2616. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  13. ↑ Barnes, Rory; Jackson, Brian; Raymond, Sean N.; West, Andrew A.; Greenberg, Richard The Astrophysical Journal, 695, 2, 20-04-2009, p. 1006–1011. arXiv: 0901.1698. Bibcode: 2009ApJ...695.1006B. DOI: 10.1088/0004-637X/695/2/1006. ISSN: 0004-637X [Consulta: 22 maig 2026].
  14. ↑ Calder, Robb; Shorttle, Oliver; Nicholls, Harrison; Lichtenberg, Tim; Guimond, Claire-Marie; 3 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 549, 3, 2026. arXiv: 2512.05816. Bibcode: 2026MNRAS.tmp..963C. DOI: 10.1093/mnras/stag1007 [Consulta: free].
  15. 1 2 Fulton, Benjamin J.; Petigura, Erik A. The Astronomical Journal, 156, 6, 01-12-2018, p. 264. arXiv: 1805.01453. Bibcode: 2018AJ....156..264F. DOI: 10.3847/1538-3881/aae828. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  16. 1 2 Petigura, Erik A.; Marcy, Geoffrey W.; Winn, Joshua N.; Weiss, Lauren M.; Fulton, Benjamin J.; 3 The Astronomical Journal, 155, 2, 01-02-2018, p. 89. arXiv: 1712.04042. Bibcode: 2018AJ....155...89P. DOI: 10.3847/1538-3881/aaa54c. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  17. ↑ Kunimoto, Michelle; Matthews, Jaymie M. The Astronomical Journal, 159, 6, 01-06-2020, p. 248. arXiv: 2004.05296. Bibcode: 2020AJ....159..248K. DOI: 10.3847/1538-3881/ab88b0. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  18. ↑ Zang, Weicheng; Jung, Youn Kil; Yee, Jennifer C.; Hwang, Kyu-Ha; Yang, Hongjing; 3 Science, 388, 6745, 25-04-2025, p. 400–404. arXiv: 2504.20158. Bibcode: 2025Sci...388..400Z. DOI: 10.1126/science.adn6088. ISSN: 0036-8075. PMID: 40273242 [Consulta: 21 maig 2026].
  19. ↑ Hardegree-Ullman, Kevin K.; Bergsten, Galen J.; Christiansen, Jessie L.; Zink, Jon K.; Bhure, Sakhee; 3 The Astronomical Journal, 170, 3, 01-09-2025, p. 183. arXiv: 2508.05734. Bibcode: 2025AJ....170..183H. DOI: 10.3847/1538-3881/adf633. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  20. ↑ Sullivan, Kendall; Dattilo, Anne; Batalha, Natalie M. The Astronomical Journal, 171, 1, 23-12-2025, p. 53. arXiv: 2511.02643. Bibcode: 2026AJ....171...53S. DOI: 10.3847/1538-3881/ae2021. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  21. ↑ Millholland, Sarah C.; Winn, Joshua N. The Astrophysical Journal Letters, 920, 2, 01-10-2021, p. L34. arXiv: 2110.01466. Bibcode: 2021ApJ...920L..34M. DOI: 10.3847/2041-8213/ac2c77. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  22. ↑ Fabrycky, Daniel C.; Lissauer, Jack J.; Ragozzine, Darin; Rowe, Jason F.; Steffen, Jason H.; 3 The Astrophysical Journal, 790, 2, 16-07-2014, p. 146. arXiv: 1202.6328. Bibcode: 2014ApJ...790..146F. DOI: 10.1088/0004-637X/790/2/146. ISSN: 0004-637X [Consulta: 25 maig 2026].
  23. ↑ Choksi, Nick; Chiang, Eugene Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 495, 4, 11-07-2020, p. 4192–4209. arXiv: 2003.03388. Bibcode: 2020MNRAS.495.4192C. DOI: 10.1093/mnras/staa1421. ISSN: 0035-8711 [Consulta: 23 maig 2026].
  24. ↑ Mills, Sean M.; Fabrycky, Daniel C.; Migaszewski, Cezary; Ford, Eric B.; Petigura, Erik; 3 Nature, 533, 7604, 26-05-2016, p. 509–512. arXiv: 1612.07376. Bibcode: 2016Natur.533..509M. DOI: 10.1038/nature17445. ISSN: 0028-0836. PMID: 27225123 [Consulta: 25 maig 2026].
  25. ↑ Luque, R.; Osborn, H. P.; Leleu, A.; Pallé, E.; Bonfanti, A.; 3 Nature, 623, 7989, 30-11-2023, p. 932–937. arXiv: 2311.17775. Bibcode: 2023Natur.623..932L. DOI: 10.1038/s41586-023-06692-3. ISSN: 0028-0836. PMID: 38030780 [Consulta: 25 maig 2026].
  26. ↑ Leleu, Adrien; Delisle, Jean-Baptiste; Burn, Remo; Izidoro, André; Udry, Stéphane; 3 Astronomy & Astrophysics, 687, 2024, p. L1. arXiv: 2406.18991. Bibcode: 2024A&A...687L...1L. DOI: 10.1051/0004-6361/202450587. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 25 maig 2026].
  27. ↑ Gilbert, Gregory J.; Petigura, Erik A.; Entrican, Paige M. Proceedings of the National Academy of Sciences, 122, 11, 18-03-2025. arXiv: 2507.07840. Bibcode: 2025PNAS..12205295G. DOI: 10.1073/pnas.2405295122. ISSN: 0027-8424. PMC: 11929400. PMID: 40030003 [Consulta: free].
  28. ↑ Kite, Edwin S.; Bruce Fegley Jr.; Schaefer, Laura; Ford, Eric B.; 3 The Astrophysical Journal Letters, 887, 2, 20-12-2019, p. L33. arXiv: 1912.02701. Bibcode: 2019ApJ...887L..33K. DOI: 10.3847/2041-8213/ab59d9. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  29. ↑ Lee, Eve J.; Owen, James E. The Astrophysical Journal Letters, 980, 2, 18-02-2025, p. L40. arXiv: 2501.17241. Bibcode: 2025ApJ...980L..40L. DOI: 10.3847/2041-8213/adafa3. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  30. 1 2 3 Roy, Pierre-Alexis; Benneke, Björn; Piaulet, Caroline; Crossfield, Ian J. M.; Kreidberg, Laura; 3 The Astrophysical Journal, 941, 1, 01-12-2022, p. 89. arXiv: 2211.11793. Bibcode: 2022ApJ...941...89R. DOI: 10.3847/1538-4357/ac9f18. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].Roy, Pierre-Alexis; Benneke, Björn; Piaulet, Caroline; et al. (2022-12-01). "Is the Hot, Dense Sub-Neptune TOI-824 b an Exposed Neptune Mantle? Spitzer Detection of the Hot Dayside and Reanalysis of the Interior Composition". The Astrophysical Journal. 941 (1): 89. arXiv:2211.11793. Bibcode:2022ApJ...941...89R. doi:10.3847/1538-4357/ac9f18. ISSN 0004-637X.
  31. 1 2 Beatty, Thomas G.; Welbanks, Luis; Schlawin, Everett; Bell, Taylor J.; Line, Michael R.; 3 The Astrophysical Journal Letters, 970, 1, 01-07-2024, p. L10. arXiv: 2406.04450. Bibcode: 2024ApJ...970L..10B. DOI: 10.3847/2041-8213/ad55e9. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  32. ↑ Masuda, Kento; Libby-Roberts, Jessica E.; Livingston, John H.; Stevenson, Kevin B.; Gao, Peter; 3 The Astronomical Journal, 168, 6, 01-12-2024, p. 294. arXiv: 2410.01625. Bibcode: 2024AJ....168..294M. DOI: 10.3847/1538-3881/ad83d3. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  33. 1 2 3 Livingston, John H.; Petigura, Erik A.; David, Trevor J.; Masuda, Kento; Owen, James; 3 Nature, 649, 8096, 07-01-2026, p. 310–314. arXiv: 2601.10598. Bibcode: 2026Natur.649..310L. DOI: 10.1038/s41586-025-09840-z. ISSN: 0028-0836. PMC: 12779570. PMID: 41501195.
  34. 1 2 Gupta, Akash; Schlichting, Hilke E Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 487, 1, 02-05-2019, p. 24–33. arXiv: 1811.03202. Bibcode: 2019MNRAS.487...24G. DOI: 10.1093/mnras/stz1230. ISSN: 0035-8711. PMC: 6750033. PMID: 31534280 [Consulta: free].
  35. 1 2 Rogers, James G; Owen, James E Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 503, 1, 24-02-2021, p. 1526–1542. arXiv: 2007.11006. Bibcode: 2021MNRAS.503.1526R. DOI: 10.1093/mnras/stab529. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  36. ↑ Vach, Sydney; Zhou, George; Huang, Chelsea X.; Rogers, James G.; Bouma, L. G.; 3 The Astronomical Journal, 167, 5, 01-05-2024, p. 210. arXiv: 2403.03261. Bibcode: 2024AJ....167..210V. DOI: 10.3847/1538-3881/ad3108. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  37. ↑ Rogers, James G. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 539, 3, 16-04-2025, p. 2230–2241. arXiv: 2503.17364. Bibcode: 2025MNRAS.539.2230R. DOI: 10.1093/mnras/staf628 [Consulta: 22 maig 2026].
  38. 1 2 Bean, Jacob L.; Raymond, Sean N.; Owen, James E. Journal of Geophysical Research: Planets, 126, 1, 2021. arXiv: 2010.11867. Bibcode: 2021JGRE..12606639B. DOI: 10.1029/2020JE006639. ISSN: 2169-9097. PMC: 7900964. PMID: 33680689.
  39. ↑ Izidoro, Andre; Ogihara, Masahiro; Raymond, Sean N.; Morbidelli, Alessandro; Pierens, Arnaud Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 470, 2, 2017, p. 1750–1770. arXiv: 1703.03634. Bibcode: 2017MNRAS.470.1750I. DOI: 10.1093/mnras/stx1232. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  40. ↑ Emsenhuber, Alexandre; Mordasini, Christoph; Burn, Remo The European Physical Journal Plus, 138, 2, 27-02-2023. arXiv: 2303.00012. Bibcode: 2023EPJP..138..181E. DOI: 10.1140/epjp/s13360-023-03784-x. ISSN: 2190-5444. PMC: 9971156. PMID: 36874528.
  41. ↑ Burn, Remo; Mordasini, Christoph; Mishra, Lokesh; Haldemann, Jonas; Venturini, Julia; 3 Nature Astronomy, 8, 4, 09-02-2024, p. 463–471. arXiv: 2401.04380. Bibcode: 2024NatAs...8..463B. DOI: 10.1038/s41550-023-02183-7. ISSN: 2397-3366. PMC: 11035145. PMID: 38659612.
  42. ↑ Venturini, J.; Ronco, M. P.; Guilera, O. M.; Haldemann, J.; Mordasini, C. Astronomy & Astrophysics, 686, 2024, p. L9. arXiv: 2404.01967. Bibcode: 2024A&A...686L...9V. DOI: 10.1051/0004-6361/202349088. ISSN: 0004-6361.
  43. ↑ Shibata, Sho; Izidoro, Andre The Astrophysical Journal Letters, 979, 2, 01-02-2025, p. L23. arXiv: 2501.03345. Bibcode: 2025ApJ...979L..23S. DOI: 10.3847/2041-8213/ada3d1. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  44. ↑ Wanderley, Fábio; Cunha, Katia; Smith, Verne V.; Souto, Diogo; Pascucci, I.; 3 The Astrophysical Journal, 993, 2, 10-11-2025, p. 233. arXiv: 2509.01930. Bibcode: 2025ApJ...993..233W. DOI: 10.3847/1538-4357/ae058e. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  45. ↑ Chakrabarty, Aritra; Mulders, Gijs D.; Aguichine, Artyom; Batalha, Natalie; 3 The Astrophysical Journal, 999, 2, 10-03-2026, p. 188. arXiv: 2602.11923. Bibcode: 2026ApJ...999..188C. DOI: 10.3847/1538-4357/ae3da8. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  46. ↑ Li, Jie; Bergin, Edwin A.; Hirschmann, Marc M.; Blake, Geoffrey A.; Ciesla, Fred J.; 3 The Astrophysical Journal Letters, 997, 1, 20-01-2026, p. L29. arXiv: 2508.16781. Bibcode: 2026ApJ...997L..29L. DOI: 10.3847/2041-8213/ae29a6. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  47. ↑ Cloutier, Ryan; Menou, Kristen The Astronomical Journal, 159, 5, 01-05-2020, p. 211. arXiv: 1912.02170. Bibcode: 2020AJ....159..211C. DOI: 10.3847/1538-3881/ab8237. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  48. ↑ Bonfanti, A.; Brady, M.; Wilson, T. G.; Venturini, J.; Egger, J. A.; 3 Astronomy & Astrophysics, 682, 2024, p. A66. arXiv: 2311.12577. Bibcode: 2024A&A...682A..66B. DOI: 10.1051/0004-6361/202348180. ISSN: 0004-6361.
  49. ↑ Ho, Cynthia S K; Rogers, James G; Van Eylen, Vincent; Owen, James E; Schlichting, Hilke E Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 531, 3, 31-05-2024, p. 3698–3714. arXiv: 2401.12378. Bibcode: 2024MNRAS.531.3698H. DOI: 10.1093/mnras/stae1376. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  50. ↑ Van Eylen, V; Astudillo-Defru, N; Bonfils, X; Livingston, J; Hirano, T; 3 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 507, 2, 24-08-2021, p. 2154–2173. arXiv: 2101.01593. Bibcode: 2021MNRAS.507.2154V. DOI: 10.1093/mnras/stab2143. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  51. ↑ Parc, Léna; Bouchy, François; Venturini, Julia; Dorn, Caroline; Helled, Ravit Astronomy & Astrophysics, 688, 2024, p. A59. arXiv: 2406.04311. Bibcode: 2024A&A...688A..59P. DOI: 10.1051/0004-6361/202449911. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 25 maig 2026].
  52. ↑ Werlen, Aaron; Dorn, Caroline; Schlichting, Hilke E.; Grimm, Simon L.; Young, Edward D.; 3 The Astrophysical Journal Letters, 988, 2, 01-08-2025, p. L55. arXiv: 2504.20450. Bibcode: 2025ApJ...988L..55W. DOI: 10.3847/2041-8213/adf185. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  53. 1 2 Kite, Edwin S.; Fegley Jr., Bruce; Schaefer, Laura; Ford, Eric B.; 3 The Astrophysical Journal, 891, 2, 10-03-2020, p. 111. arXiv: 2001.09269. Bibcode: 2020ApJ...891..111K. DOI: 10.3847/1538-4357/ab6ffb. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  54. ↑ Misener, William; Schlichting, Hilke E; Young, Edward D Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 524, 1, 24-06-2023, p. 981–992. arXiv: 2303.09653. Bibcode: 2023MNRAS.524..981M. DOI: 10.1093/mnras/stad1910. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  55. 1 2 Nixon, Matthew C.; Somers, R. Sander; Savel, Arjun B.; Ih, Jegug; Kempton, Eliza M.-R. The Astrophysical Journal, 995, 1, 10-12-2025, p. 95. arXiv: 2510.07367. Bibcode: 2025ApJ...995...95N. DOI: 10.3847/1538-4357/ae17c8. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  56. ↑ Luo, Haiyang; Dorn, Caroline; Deng, Jie Nature Astronomy, 8, 11, 20-08-2024, p. 1399–1407. arXiv: 2401.16394. Bibcode: 2024NatAs...8.1399L. DOI: 10.1038/s41550-024-02347-z. ISSN: 2397-3366.
  57. ↑ Werlen, Aaron; Dorn, Caroline; Burn, Remo; Schlichting, Hilke E.; Grimm, Simon L.; 3 The Astrophysical Journal Letters, 991, 1, 20-09-2025, p. L16. arXiv: 2507.00765. Bibcode: 2025ApJ...991L..16W. DOI: 10.3847/2041-8213/adff73. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  58. ↑ Vazan, A.; Ormel, C. W.; Noack, L.; Dominik, C.; 3 The Astrophysical Journal, 869, 2, 20-12-2018, p. 163. arXiv: 1811.02588. Bibcode: 2018ApJ...869..163V. DOI: 10.3847/1538-4357/aaef33. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  59. ↑ Tang, Yao; Fortney, Jonathan J.; Nimmo, Francis; Thorngren, Daniel; Ohno, Kazumasa The Astrophysical Journal, 989, 1, 10-08-2025, p. 28. arXiv: 2410.21584. Bibcode: 2025ApJ...989...28T. DOI: 10.3847/1538-4357/ade7ff. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  60. ↑ Breza, Bodie; Nixon, Matthew C.; Kempton, Eliza M.-R. The Astrophysical Journal Letters, 993, 2, 10-11-2025, p. L46. arXiv: 2509.20429. Bibcode: 2025ApJ...993L..46B. DOI: 10.3847/2041-8213/ae0c07. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  61. ↑ Young, Edward D.; Werlen, Aaron; Marcum, Sarah P.; Stixrude, Lars; Dullemond, Cornelis P.; 3 The Planetary Science Journal, 6, 11, 01-11-2025, p. 251. arXiv: 2507.00947. Bibcode: 2025PSJ.....6..251Y. DOI: 10.3847/PSJ/ae1012. ISSN: 2632-3338 [Consulta: free].
  62. ↑ Gilmore, Travis; Stixrude, Lars Nature, 650, 8100, 21-01-2026, p. 60–64. Bibcode: 2026Natur.650...60G. DOI: 10.1038/s41586-025-09970-4. ISSN: 0028-0836. PMC: 12872434. PMID: 41565825.
  63. ↑ Rogers, James G; Young, Edward D; Schlichting, Hilke E Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 544, 4, 24-11-2025, p. 3496–3511. arXiv: 2509.13320. Bibcode: 2025MNRAS.544.3496R. DOI: 10.1093/mnras/staf1940. ISSN: 0035-8711 [Consulta: 22 maig 2026].
  64. ↑ Soubiran, François; Militzer, Burkhard The Astrophysical Journal, 806, 2, 19-06-2015, p. 228. arXiv: 1505.07885. Bibcode: 2015ApJ...806..228S. DOI: 10.1088/0004-637X/806/2/228. ISSN: 1538-4357 [Consulta: 23 maig 2026].
  65. ↑ Pruteanu, Ciprian G.; Ackland, Graeme J.; Poon, Wilson C. K.; Loveday, John S.; 3 Science Advances, 3, 8, 04-08-2017. Bibcode: 2017SciA....3E0240P. DOI: 10.1126/sciadv.1700240. ISSN: 2375-2548. PMC: 5567757. PMID: 28845447.
  66. ↑ Gupta, Akash; Stixrude, Lars; Schlichting, Hilke E. The Astrophysical Journal Letters, 982, 2, 01-04-2025, p. L35. arXiv: 2407.04685. Bibcode: 2025ApJ...982L..35G. DOI: 10.3847/2041-8213/adb631. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  67. ↑ Innes, Hamish; Tsai, Shang-Min; Pierrehumbert, Raymond T. The Astrophysical Journal, 953, 2, 01-08-2023, p. 168. arXiv: 2304.02698. Bibcode: 2023ApJ...953..168I. DOI: 10.3847/1538-4357/ace346. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  68. ↑ Davenport, Brian; Kempton, Eliza M.-R.; Nixon, Matthew C.; Ih, Jegug; Deming, Drake The Astrophysical Journal Letters, 984, 2, 10-05-2025, p. L44. arXiv: 2501.01498. Bibcode: 2025ApJ...984L..44D. DOI: 10.3847/2041-8213/adcd76. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  69. 1 2 3 JWST Reveals CH$_4$, CO$_2$, and H$_2$O in a Metal-rich Miscible Atmosphere on a Two-Earth-Radius Exoplanet.
  70. 1 2 Schlawin, Everett; Ohno, Kazumasa; Bell, Taylor J.; Murphy, Matthew M.; Welbanks, Luis; 3 The Astrophysical Journal Letters, 974, 2, 01-10-2024, p. L33. arXiv: 2410.10183. Bibcode: 2024ApJ...974L..33S. DOI: 10.3847/2041-8213/ad7fef. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  71. ↑ Kempton, Eliza M.-R.; Zhang, Michael; Bean, Jacob L.; Steinrueck, Maria E.; Piette, Anjali A. A.; 3 Nature, 620, 7972, 03-08-2023, p. 67–71. arXiv: 2305.06240. Bibcode: 2023Natur.620...67K. DOI: 10.1038/s41586-023-06159-5. ISSN: 0028-0836. PMID: 37164036 [Consulta: 25 maig 2026].
  72. ↑ Fortney, Jonathan J.; Mordasini, Christoph; Nettelmann, Nadine; Kempton, Eliza M.-R.; Greene, Thomas P.; 3 The Astrophysical Journal, 775, 1, 05-09-2013, p. 80. arXiv: 1306.4329. Bibcode: 2013ApJ...775...80F. DOI: 10.1088/0004-637X/775/1/80. ISSN: 0004-637X [Consulta: 23 maig 2026].
  73. ↑ Yu, Xinting; He, Chao; Zhang, Xi; Hörst, Sarah M.; Dymont, Austin H.; 3 Nature Astronomy, 5, 8, 12-07-2021, p. 822–831. arXiv: 2107.07069. Bibcode: 2021NatAs...5..822Y. DOI: 10.1038/s41550-021-01375-3. ISSN: 2397-3366.
  74. ↑ Brande, Jonathan; Crossfield, Ian J. M.; Kreidberg, Laura; Morley, Caroline V.; Barman, Travis; 3 The Astrophysical Journal Letters, 961, 1, 01-01-2024, p. L23. arXiv: 2310.07714. Bibcode: 2024ApJ...961L..23B. DOI: 10.3847/2041-8213/ad1b5c. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  75. ↑ Nascimbeni, V.; Mallonn, M.; Scandariato, G.; Pagano, I.; Piotto, G.; 3 Astronomy & Astrophysics, 579, 2015, p. A113. arXiv: 1505.01488. Bibcode: 2015A&A...579A.113N. DOI: 10.1051/0004-6361/201425350. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 25 maig 2026].
  76. ↑ Wallack, Nicole L.; Batalha, Natasha E.; Alderson, Lili; Scarsdale, Nicholas; Adams Redai, Jea I.; 3 The Astronomical Journal, 168, 2, 01-08-2024, p. 77. arXiv: 2404.01264. Bibcode: 2024AJ....168...77W. DOI: 10.3847/1538-3881/ad3917. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  77. 1 2 Wallack, Nicole L.; Gao, Peter; Greklek-McKeon, Michael; Meech, Annabella; Aguichine, Artyom; 3 The Astronomical Journal, 171, 3, 02-03-2026, p. 180. arXiv: 2602.22327. Bibcode: 2026AJ....171..180W. DOI: 10.3847/1538-3881/ae2d12. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  78. 1 2 Davenport, Brian; Kempton, Eliza M.-R.; Nixon, Matthew C.; Ih, Jegug; Deming, Drake The Astrophysical Journal Letters, 984, 2, 10-05-2025, p. L44. arXiv: 2501.01498. Bibcode: 2025ApJ...984L..44D. DOI: 10.3847/2041-8213/adcd76. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  79. 1 2 Kahle, K. Angelique; Blecic, Jasmina; Ashtari, Reza; Kreidberg, Laura; Kawashima, Yui; 3 Astronomy & Astrophysics, 701, 2025, p. A184. arXiv: 2507.13439. Bibcode: 2025A&A...701A.184K. DOI: 10.1051/0004-6361/202554916. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 23 maig 2026].
  80. ↑ Gao, Peter; Thorngren, Daniel P.; Lee, Elspeth K. H.; Fortney, Jonathan J.; Morley, Caroline V.; 3 Nature Astronomy, 4, 10, 25-05-2020, p. 951–956. arXiv: 2005.11939. Bibcode: 2020NatAs...4..951G. DOI: 10.1038/s41550-020-1114-3. ISSN: 2397-3366.
  81. 1 2 Barat, Saugata; Fairnington, Tyler; Courreges, Shelby; Huang, Chelsea; Vanderburg, Andrew; 3 The Astrophysical Journal Letters, 1002, 2, 10-05-2026, p. L32. arXiv: 2605.02036. Bibcode: 2026ApJ..1002L..32B. DOI: 10.3847/2041-8213/ae5f8b. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  82. ↑ Barat, Saugata; Désert, Jean-Michel; Mukherjee, Sagnick; Goyal, Jayesh M.; Xue, Qiao; 3 The Astronomical Journal, 170, 3, 01-09-2025, p. 165. arXiv: 2507.08837. Bibcode: 2025AJ....170..165B. DOI: 10.3847/1538-3881/adec89. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  83. 1 2 3 Piaulet-Ghorayeb, Caroline; Benneke, Björn; Radica, Michael; Raul, Eshan; Coulombe, Louis-Philippe; 3 The Astrophysical Journal Letters, 974, 1, 01-10-2024, p. L10. arXiv: 2410.03527. Bibcode: 2024ApJ...974L..10P. DOI: 10.3847/2041-8213/ad6f00. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  84. ↑ Teske, Johanna; Batalha, Natasha E.; Wallack, Nicole L.; Kirk, James; Wogan, Nicholas F.; 3 The Astronomical Journal, 169, 5, 01-05-2025, p. 249. arXiv: 2502.20501. Bibcode: 2025AJ....169..249T. DOI: 10.3847/1538-3881/adb975. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].
  85. ↑ Ahrer, Eva-Maria; Radica, Michael; Piaulet-Ghorayeb, Caroline; Raul, Eshan; Wiser, Lindsey; 3 The Astrophysical Journal Letters, 985, 1, 20-05-2025, p. L10. arXiv: 2504.20428. Bibcode: 2025ApJ...985L..10A. DOI: 10.3847/2041-8213/add010. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  86. 1 2 Roy, Pierre-Alexis; Benneke, Björn; Fournier-Tondreau, Marylou; Coulombe, Louis-Philippe; Piaulet-Ghorayeb, Caroline; 3 Nature Astronomy, 10, 3, 12-12-2025, p. 371–384. arXiv: 2512.10876. Bibcode: 2025NatAs.tmp..256R. DOI: 10.1038/s41550-025-02723-3. ISSN: 2397-3366.
  87. ↑ Shorttle, Oliver; Jordan, Sean; Nicholls, Harrison; Lichtenberg, Tim; Bower, Dan J.; 3 The Astrophysical Journal Letters, 962, 1, 01-02-2024, p. L8. arXiv: 2401.05864. Bibcode: 2024ApJ...962L...8S. DOI: 10.3847/2041-8213/ad206e. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  88. ↑ Luu, Cindy N.; Yu 余, Xinting 馨婷; Glein, Christopher R.; Innes, Hamish; Aguichine, Artyom; 3 The Astrophysical Journal Letters, 977, 2, 20-12-2024, p. L51. arXiv: 2409.06258. Bibcode: 2024ApJ...977L..51L. DOI: 10.3847/2041-8213/ad9eb1. ISSN: 2041-8205 [Consulta: free].
  89. ↑ Rogers, James G; Gupta, Akash; Owen, James E; Schlichting, Hilke E Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 508, 4, 07-10-2021, p. 5886–5902. arXiv: 2105.03443. Bibcode: 2021MNRAS.508.5886R. DOI: 10.1093/mnras/stab2897. ISSN: 0035-8711 [Consulta: free].
  90. ↑ Owen, James E.; Wu, Yanqin The Astrophysical Journal, 775, 2, 12-09-2013, p. 105. arXiv: 1303.3899. Bibcode: 2013ApJ...775..105O. DOI: 10.1088/0004-637X/775/2/105. ISSN: 0004-637X [Consulta: 21 maig 2026].
  91. ↑ Ginzburg, Sivan; Schlichting, Hilke E.; Sari, Re'em The Astrophysical Journal, 825, 1, 01-07-2016, p. 29. arXiv: 1512.07925. Bibcode: 2016ApJ...825...29G. DOI: 10.3847/0004-637X/825/1/29. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  92. 1 2 Sandoval, Angeli; Contardo, Gabriella; David, Trevor J. The Astrophysical Journal, 911, 2, 01-04-2021, p. 117. arXiv: 2012.09239. Bibcode: 2021ApJ...911..117S. DOI: 10.3847/1538-4357/abea9e. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  93. ↑ Owen, James E; Schlichting, Hilke E Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 528, 2, 23-01-2024, p. 1615–1629. arXiv: 2308.00020. Bibcode: 2024MNRAS.528.1615O. DOI: 10.1093/mnras/stad3972. ISSN: 0035-8711 [Consulta: 22 maig 2026].
  94. ↑ Yoshida, Tatsuya; Gaidos, Eric Astronomy & Astrophysics, 696, 2025, p. L13. arXiv: 2503.23020. Bibcode: 2025A&A...696L..13Y. DOI: 10.1051/0004-6361/202553667. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 24 maig 2026].
  95. 1 2 Gaidos, Eric; Ali, Aleezah; Kraus, Adam L; Rowe, Jason F; 3 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 534, 4, 17-10-2024, p. 3277–3290. arXiv: 2404.11022. Bibcode: 2024MNRAS.534.3277G. DOI: 10.1093/mnras/stae2207. ISSN: 0035-8711 [Consulta: 24 maig 2026].
  96. ↑ Kobayashi, Issei; Kurokawa, Hiroyuki; Schaefer, Laura; Okuzumi, Satoshi; 3 The Astrophysical Journal, 997, 1, 20-01-2026, p. 110. arXiv: 2511.15903. Bibcode: 2026ApJ...997..110K. DOI: 10.3847/1538-4357/ae226b. ISSN: 0004-637X [Consulta: free].
  97. ↑ Christiansen, Jessie L.; Zink, Jon K.; Hardegree-Ullman, Kevin K.; Fernandes, Rachel B.; Hopkins, Philip F.; 3 The Astronomical Journal, 166, 6, 01-12-2023, p. 248. arXiv: 2311.18709. Bibcode: 2023AJ....166..248C. DOI: 10.3847/1538-3881/acf9f9. ISSN: 0004-6256 [Consulta: free].

Vegeu també

This article is issued from Viquipèdia. The text is available under Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 unless otherwise noted. Additional terms may apply for the media files.