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Toh, è vuota!
I '''[[pianeti extrasolari]] notevoli''' sono [[Pianeta|pianeti]] esterni al [[Sistema Solare]] che si distinguono per vari motivi dagli 854 esopianeti confermati al dicembre 2012.
Possiamo definire un esopianeta notevole per due motivi: quando è il primo esemplare confermato di una certa categoria oppure possiede caratteristiche fisiche e astronomiche che lo rendono estremo rispetto agli altri conosciuti.
==Primi planetari==
{| class="wikitable" border="1" style="text-align:left; width:100%;"
! style="background:#efefef;"| Anno
! style="background:#efefef; width:300px;"| Record detenuto
! style="background:#efefef; width:100px;"| Pianeta
! style="background:#efefef;"| Descrizione
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|1989||Primo pianeta individuato||[[HD 114762 b]]|| Individuato tramite il [[metodo delle velocità radiali]], è stato tuttavia confermato solo nel [[1996]] e mantiene tutt'oggi una forte incertezza nella [[massa (fisica)|massa]], compresa tra 11 e 145 [[massa gioviana|masse gioviane]]. Quest'ultimo valore lo renderebbe una [[nana rossa]], quindi la sua natura planetaria non è confermata e non detiene, di fatto, il record di primo pianeta.
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|1992||Primo pianeta confermato </br> Primo sistema multiplo </br> Primo pianeta attorno a una Pulsar </br> Primo sistema multiplo attorno a una Pulsar </br> Primo pianeta individuato tramite Pulsar timing</br>Primo pianeta superterrestre||[[PSR B1257+12 B]] e [[PSR B1257+12 C|C]]|| I primi esopianeti ad essere confermati al di là di ogni ragionevole dubbio<ref>http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1994Sci...264..538W</ref>, e primo sistema multiplanetario scoperto diverso dal sistema del [[Sole]]. Il sistema orbita attorno a una [[pulsar]], ed è quindi anche il primo rappresentante della categoria dei [[Pianeti delle pulsar]]. Sempre per via della natura della stella sono stati anche i primi pianeti individuati tramite il metodo della variazione delle pulsazioni di una Pulsar (Pulsar timing). La loro massa (circa 4 [[massa terrestre|masse terrestri]]) inoltre li colloca entrambi nella categoria delle [[Super Terra|super Terre]].
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|1993||Primo pianeta circumbinario</br>Primo pianeta attorno a una nana bianca||[[PSR B1620-26 b]]|| Il primo [[pianeta circumbinario]] scoperto, tramite pulsar timing. Le due stelle sono una [[stella di neutroni]] e una [[nana bianca]], rendendolo così anche il primo oggetto in orbita attorno a una nana bianca. É anche il primo pianeta individuato all'interno di un [[ammasso globulare]]. ([[M4 (astronomia)|M4]]) Secondo la nomenclatura che si sta affermando andrebbe rinominato PSR B1620-26 (AB)b. Il pianeta è stato anche soprannominato ''Matusalemme'', per via della sua antichità (stimata in 12,7 miliardi di anni).
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|1995||Primo pianeta attorno a una stella di sequenza principale</br>Primo pianeta scoperto tramite velocità radiali</br>Primo gioviano caldo||[[51 Pegasi b]]||Il primo pianeta extrasolare in orbita attorno a una [[stella]] di [[sequenza principale]] e la cui scoperta è stata confermata da più osservazioni. Questo pianeta è inoltre il primo rappresentante della classe dei [[Pianeta gioviano caldo|pianeti gioviani caldi]] (''hot Jupiters'') ed è stato il primo pianeta scoperto mediante [[Metodo delle velocità radiali|velocità radiali]]. Gli autori della scoperta furono [[Didier Queloz]] e [[Michel Mayor]] dell'Università di Ginevra. Soprannominato ''Bellerofonte'', dal mitologico cavaliere del cavallo alato Pegaso.
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|1996||Primo pianeta attorno a una sola stella di un sistema binario||[[55 Cancri b]]||Scoperto nel [[1996]] tramite [[Metodo delle velocità radiali|velocità radiali]], 55 Cancri b è stato il primo pianeta confermato ad orbitare attorno a una sola delle componenti di un sistema stellare [[Stella binaria|binario]], anche se la scoperta della binarietà di [[55 Cancri]] è stata fatta solo successivamente. Secondo le regole di nomenclatura che si stanno costituendo il pianeta andrebbe rinominato 55 Cancri Ab. Il sistema è stato molto noto in passato per la sua similarietà con il [[sistema solare]], per poi perdere tale caratteristica con la scoperta di sistemi quali quelli di [[Mu Arae]] e [[HD 10180]]. [[Gamma Cephei Ab]] era già sospettato, ma venne confermato solo nel [[1999]].
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|1998||Primo pianeta attorno a una nana rossa</br>Primo sistema multiplo attorno a una nana rossa (2000)||[[Gliese 876 b]]|| Il primo pianeta osservato intorno ad una [[nana rossa]], [[Gliese 876]]. La sua orbita è più stretta di quanto lo sia l'orbita di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]]. Con la scoperta di [[Gliese 876 c]] la stella è stata la prima nana rossa a possedere un sistema multiplanetario. Il sistema ha ancora riservato sorprese.
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|1999||Primo pianeta confermato con il metodo del transito</br>Primo "pianeta paffuto" (puffy planet)</br>Primo pianeta di cui è stata analizzata l'atmosfera||[[HD 209458 b]]|| Questo [[pianeta extrasolare]], originariamente scoperto con il [[metodo delle velocità radiali]], divenne il primo a essere osservato transitare davanti alla propria [[stella]]. Il [[metodo del transito]] dimostrò l'esistenza di un pianeta extrasolare, confermando i risultati ottenuti dalle velocità radiali. La sua vicinanza alla [[stella]] è tale che la sua [[atmosfera]] sta evaporando nello spazio, e per questo è stato soprannominato ''Osiris''. Nel 2001 gli astronomi, usando il [[telescopio Spaziale Hubble]], annunciarono di aver scoperto e analizzato, per la prima volta, l'atmosfera di un pianeta extrasolare. L'atmosfera di [[HD 209458 b]] rivelò una quantità di [[sodio]] minore di quanto ci si aspettasse, suggerendo così che il cielo del pianeta dovesse essere caratterizzato da nubi molto alte, che oscurano gli strati inferiori dell'atmosfera.
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|1999||Primo sistema planetario con 3 pianeti||[[Upsilon Andromedae c]] e [[Upsilon Andromedae d|d]]|| Il primo sistema planetario multiplo scoperto composto da tre pianeti, tutti simili a [[Giove (astronomia)|Giove]]. Il pianeta [[Upsilon Andromedae b|b]] era già conosciuto, fu scoperto nel [[1996]], con l'annuncio dei pianeti [[Upsilon Andromedae c|c]] e [[Upsilon Andromedae d|d]] il sistema guadagnò il primato di sistema planetario più popoloso.
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|2001||Primo pianeta nella zona abitabile di una stella simile al Sole||[[HD 28185 b]]|| Il primo [[pianeta extrasolare]] ad essere scoperto nella [[zona abitabile]] di una stella, dove (teoricamente) è possibile l'esistenza di [[acqua]] liquida. Con una massa di 5,7 [[massa gioviana|masse gioviane]] è un [[gigante gassoso]], ed è improbabile che abbia una superficie solida su cui la vita possa svilupparsi. Tuttavia, come [[Giove (astronomia)|Giove]], questo pianeta potrebbe possedere un vasto corteo di [[esoluna|esolune]], che se massiccie abbastanza potrebbero essere in grado di trattenere in superficie acqua liquida e un'[[atmosfera]] significativa.
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|2002||Primo pianeta attorno a una gigante||[[Iota Draconis b]]||Il primo pianeta scoperto attorno a una [[stella gigante]],per l'esattezza una gigante arancione. Questa scoperta è la prova definitiva della possibilità dell'esistenza di sistemi planetari anche attorno a stelle massicce. Il pianeta ha una massa minima di 8,8 [[massa gioviana|masse gioviane]] e possiede un'[[orbita]] molto [[Eccentricità orbitale|eccentrica]], che lo porta ad avvicinarsi e ad allontanarsi molto dalla stella. La gigante inoltre possiede una luminosità 55 volte superiore a quella solare, ponendo la [[fascia abitabile]] a circa 7 [[Unità astronomica|UA]] di distanza, ben al di là della fascia orbitale del pianeta.
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|2002||Primo pianeta scoperto con il metodo del transito||[[OGLE-TR-56 b]]||Per quanto un pianeta transitante fosse già conosciuto, questo è stato il primo a essere individuato con il solo [[metodo del transito]], senza utilizzo delle velocità radiali.
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|2004||Primo pianeta superterrestre attorno a una stella di sequenza principale||[[Mu Arae c]]||Il primo pianeta di massa [[Super Terra|superterrestre]], circa 14 volte la [[Terra]], simile a quella di [[Urano (astronomia)|Urano]], scoperto in orbita attorno a una stella della [[sequenza principale]]. Il [[raggio]] fa pensare a una sua natura rocciosa piuttosto che a un pianeta nettuniano. Scoperto dagli strumenti dell'[[European Southern Observatory]] tramite [[metodo delle velocità radiali|velocità radiali]].
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|2004||Primo sistema planetario con 4 pianeti||[[55 Cancri e]]||La scoperta del pianeta [[55 Cancri e|e]] portò a 4 il numero di pianeti conosciuti attorno a [[55 Cancri]], che superò così il sistema di [[Upsilon Andromedae]]. Il pianeta inoltre è meno massiccio di [[Mu Arae c]], il cui record durò poco meno di una settimana.
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|2004||Primo pianeta scoperto tramite osservazione diretta</br>Primo pianeta attorno a una nana bruna||[[2M1207 b]]||Primo pianeta ruotante attorno ad una [[nana bruna]] e primo pianeta di cui sia stato possibile ottenere un'immagine agli [[infrarosso|infrarossi]]. [[2M1207 b]] ha una massa pari a 5 volte quella di [[Giove (astronomia)|Giove]], sebbene stime di altri astronomi differiscano per difetto. La distanza dalla sua stella, che ha una massa pari solamente a 25 volte quella di Giove, è di 55 [[Unità astronomica|UA]]. La temperatura di questo [[gigante gassoso]] è molto elevata (1250 [[K]]), dovuta essenzialmente alla dissipazione del calore prodotto dalla contrazione gravitazionale.
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|2004||Primo pianeta scoperto tramite microlenti gravitazionali (microlensing)||[[OGLE-2003-BLG-235L b]]||Primo pianeta scoperto tramite il [[metodo della microlente gravitazionale]], è stato indipendentemente scoperto anche dal team MOA.
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|2004||Primo pianeta interstellare ipotizzato||[[S Ori J053810.1-023626]]||Primo [[pianeta interstellare]] ipotizzato, nel dicembre 2012 erano noti altri 2 candidati. La sua natura richiede ulteriori studi prima di essere confermata.
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|2005||Primo pianeta superterrestre attorno a una nana rossa||[[Gliese 876 d]]||Annunciato nel giugno [[2005]], il terzo pianeta orbitante attorno alla [[nana rossa]] [[Gliese 876]] ha una massa stimata 7,5 [[massa terrestre|masse terrestri]]. Questo pianeta deve essere in gran parte composto da roccia, stando alle ipotesi sul raggio. La distanza di [[Gliese 876 d]] dalla sua stella è di 0,021 [[Unità astronomica|UA]] con un periodo di rivoluzione di 1,94 giorni, troppo all'interno del sistema e lontano dalla [[fascia abitabile]].
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|2006||Primo pianeta presunto ghiacciato||[[OGLE-2005-BLG-390L b]]||La sua scoperta è stata annunciata il [[25 gennaio]] del [[2006]]. Questo è probabilmente il pianeta extrasolare più distante e più freddo mai individuato fino ad ora<ref>[http://www.esa.int/esaCP/SEM1E9NZCIE_Italy_0.html Quel pianeta lontano, gemello della Terra (intervista sito ESA)]</ref>. Il pianeta orbita attorno ad una [[nana rossa]] situata a circa 21.500 [[anno luce|anni luce]] di distanza dalla [[Terra]], vicino al centro della [[Via Lattea]]. È stato stimato che abbia una massa pari a 5,5 volte quella della Terra: ciò farebbe di OGLE-2005-BLG-390L b una superterra. Prima di questa scoperta, i pianeti extrasolari più piccoli scoperti si trovavano sempre a una distanza molto piccola dalla propria stella: questo pianeta, invece, dovrebbe orbitare a circa 2,6 [[unità astronomica|UA]] dalla propria stella.<ref name="Beaulieulensplanet">{{en}}{{Cita pubblicazione | autore=J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E. Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski | titolo=Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing | rivista=Nature | anno=2006 | volume=439 | numero= | pagine=437 – 440 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html}}</ref><ref name="onenews">{{en}}{{Cita web | titolo=Kiwis help discover new planet | data=26 gennaio 2006 | opera=One News | url=http://tvnz.co.nz/view/page/411419/653815 | accesso=7 maggio 2006}}</ref>
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|2006||Primo sistema multiplo senza pianeti di massa gioviana||[[HD 69830]]||Si tratta di un sistema planetario comprendente tre pianeti dalla massa simile a quella di [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]]: è il primo triplo sistema planetario senza pianeti delle dimensioni di [[Giove (astronomia)|Giove]] ad essere osservato. La scoperta di tutti e tre i pianeti fu annunciata il [[18 maggio]] [[2006]] dell'astronomo Lovis. Tutti e tre gli esopianeti ruotano entro la distanza di 1 [[unità astronomica|UA]] dalla propria stella. I pianeti [[HD 69830 b|b]], [[HD 69830 c|c]], [[HD 69830 d|d]] hanno una massa rispettivamente pari a 10, 12, e 18 [[massa terrestre|masse terrestri]]. [[HD 69830 d|d]] descrive la sua orbita nell'ipotetica [[zona abitabile]] del sistema.<ref>{{en}}{{Cita web | titolo=Trio of Neptunes and their belt | journal=ESO 2006 | issue= | data=18 maggio 2006 | url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2006/pr-18-06.html | accesso=9 giugno 2007}}</ref>
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|2007||Primo sistema planetario con 5 pianeti||[[55 Cancri f]]||Con la scoperta di [[55 Cancri f|f]] il sistema planetario di [[55 Cancri]] salì a 5 membri, mantenendo la posizione come sistema più popoloso e più simile a quello solare.
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|2007||Primo pianeta presunto oceano||[[Gliese 581 d]]||Annunciato il [[24 aprile]] [[2007]] Gliese 581 d sarebbe in grado di supportare la presenza di [[acqua]] allo stato liquido e, quindi, la vita<ref name="Cfa">{{en}}{{Cita web | titolo=Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life | data=24 aprile 2007| autore=Ker Than | url=http://www.space.com/scienceastronomy/070424_hab_exoplanet.html| accesso=24 aprile 2007}}</ref>. Sebbene non vi siano dati evidenti che segnalino la presenza di [[acqua]], la posizione del pianeta nella cosiddetta [[zona abitabile]] del sistema permetterebbe all'acqua di esistere.<ref>[http://www.molecularlab.it/news/view.asp?n=5196 Scoperto un pianeta extrasolare abitabile]</ref>. [[Gliese 581 d]], secondo le stime, avrebbe un raggio circa doppio di quello [[raggio terrestre|terrestre]] e una massa pari a 7 volte quella [[massa terrestre|terrestre]]. Sebbene vicino al bordo esterno della [[zona abitabile]], con un minimo [[effetto serra]] il pianeta manterrebbe facilmente l'acqua allo stato liquido, avendo quindi maggiori probabilità di sostegno della vita rispetto a [[Gliese 581 c]], sul bordo interno della fascia di abitabilità e probabilmente simile a [[Venere (astronomia)|Venere]].
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|2007||Primo pianeta attorno a una subnana blu (post-involucro)||[[V391 Pegasi b]]||Scoperto tramite variazione degli impulsi emessi dalla stella morente, questo è il primo pianeta scoperto attorno a una [[stella subnana|subnana]] blu, lo stadio dell'evoluzione stellare subito precedente alla [[nana bianca]], dopo che la stella [[gigante rossa]] ha "soffiato" via i propri strati esterni.
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|2008||Primo pianeta attorno a una stella ABO</br>Primo pianeta scoperto tramite osservazione diretta nel visibile||[[Fomalhaut b]]||Il pianeta è stato scoperto tramite le osservazioni del [[telescopio spaziale Hubble]] ed è immerso all'interno di un disco di polvere attorno alla [[stella]] [[Fomalhaut]]. Per spiegarne la visibilità, che non dovrebbe essere possibile, è stato ipotizzato che l'oggetto potrebbe essere un agglomerato di detriti dovuto a uno scontro recente oppure un [[pianeta]] vero e proprio di circa due [[massa gioviana|masse gioviane]], circondato da un vasto sistema di [[anelli planetari|anelli]] o [[planetesimo|planetesimi]]. Messo in dubbio nel [[2010]] è stato successivamente riconfermato. Fomalhaut è una [[stella bianca di sequenza principale]], e questo pianeta è quindi anche il primo ad orbitare attorno a tale tipologia di stelle.
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|2008||Primo sistema planetario osservato direttamente||[[HR 8799]]||Similmente a [[Fomalhaut]] i quattro pianeti di questa stella sono stati confermati tramite osservazione diretta, rendendolo così il primo sistema multiplo confermato in tale modo.
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|2008||Primo pianeta circumbinario attorno a una stella di sequenza principale||[[HW Vir(AB)b]]||Questo pianeta orbita contemporaneamente attorno a una [[stella subnana|subnana]] blu, un cadavere stellare che si raffredderà in una [[nana bianca]], e a una [[nana rossa]] di [[sequenza principale]]. Il sistema evolverà probabilmente in una [[variabile cataclismica]]
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|2009||Primo pianeta in un sistema stellare ternario||[[Gliese 667 Cb]]||Il pianeta orbita attorno a una [[nana rossa]], membro del sistema ternario [[Gliese 667]]. Il sistema stellare è composto da una [[stella binaria|binaria stretta]] costituita da due [[nana arancione|nane arancioni]] e una [[nana rossa]] più esterna, stella attorno alla quale è stato scoperto il pianeta. É anche il primo sistema multiplo in un sistema stellare ternario, il pianeta c sarà confermato nel [[2011]].
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|2009||Primo pianeta circumbinario attorno a una variabile cataclismica||[[NN Ser (AB)b]]||Il pianeta orbita contemporaneamente attorno a una [[nana bianca]] e a una nana rossa. Il sistema è in uno stadio di evoluzione più avanzato di [[V391 Pegasi]], ed è probabilmente già nella fase di [[variabile cataclismica]]. Nel [[2010]] sarò annunciata la scoperta di un ulteriore pianeta, aggiudicando a questo sistema anche il record di primo sistema multiplo attorno a una variabile cataclismica.
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|2009||Primo pianeta retrogrado||[[WASP-17 b]]||Il pianeta orbita attorno alla propria stella in senso opposto a quello di rotazione della stella stessa. [[HAT-P-7 b]] è stato scoperto prima, ma la sua orbita retrograda è stata confermata solo successivamente.
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|2009||Primo pianeta ctonio||[[CoRoT-7 b]]||Il pianeta è una [[superterra]] di massa circa 5 volte superiore a quella [[massa terrestre|terrestre]]. La sua vicinanza alla [[stella]] e l'esistenza di pianeti quali [[HD 209458 b]], dei gioviani la cui atmosfera viene erosa dalla stella, fa pensare che sia il nucleo roccioso esposto di un ex [[gigante gassoso]], la cui atmosfera è stata completamente strappata via dall'intensa radiazione stellare. In tal caso sarebbe il primo rappresentante della classe dei [[pianeta ctonio|pianeti ctoni]].
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|2010||Primo sistema multiplo attorno a una stella binaria||[[NN Ser (AB)]]||Con la scoperta di altri due pianeti in orbita attorno ad entrambe le componenti di NN Ser, questo sistema divenne il primo sistema multiplanetario in orbita attorno a una [[stella binaria]].
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|2010||Primo pianeta candidato davvero terrestre||[[Gliese 581 g]]|| Scoperto dopo undici anni di osservazioni da un team di 'cacciatori di pianeti' composto da scienziati dell'Università della California e del Carnegie Institute di Washington, possiede un indici di somiglianza con la Terra del 92%.<ref>http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog</ref> La maggiore differenza con il nostro pianeta sta nel fatto che Gliese 581 g mostra sempre la stessa faccia al suo sole, situazione detta di [[blocco mareale]]. Nonostante ciò gli scienziati pensano che lungo la linea del [[terminatore (giorno)|terminatore]] la temperatura si aggiri su valori compresi tra -12 e -31 gradi C, compatibili con la presenza di [[acqua]]. La sua massa si aggira tra le 3,4 e le 4,1 volte quella [[massa terrestre|terrestre]] e il suo raggio è compreso tra le 1,2 e le 1,4 volte di quello [[raggio terrestre|terrestre]]. Orbita intorno alla nana rossa [[Gliese 581]] nella costellazione della [[Bilancia (costellazione)|Bilancia]] in 37 giorni, e dista da noi 20 [[anno luce|anni luce]]. Ciò ne fa anche uno degli esopianeti a noi più vicini. Tuttavia ulteriori analisi dei dati e studi sulla stella non hanno confermato tale pianeta.
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|2011||Primo sistema planetario con 6 pianeti||[[Kepler-11]]||Dopo la scoperta del suo primo [[pianeta terrestre]] transitante ([[Kepler-10 b]]) il [[Missione Kepler|team Kepler]] annuncia di aver scoperto un sistema planetario estremamente compatto. Infatti la [[stella]] possiede 5 [[superterra|superterre]] e un [[gigante gassoso]] entro una distanza pari a quella dell'orbita di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]]. Il sistema pone dei problemi alla teoria stessa sulla formazione e stabilità dei sistemi planetari, e batte per popolosità quello di [[55 Cancri]], rimasto in vetta dal [[2004]].
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|2011||Primo sistema planetario con 7 pianeti||[[HD 10180]]||Anche se il sistema era già stato ipotizzato nell'agosto del [[2010]], la pubblicazione della scoperta avvenne solo nel marzo [[2011]], poco dopo quella di [[Kepler-11]]. I 7 pianeti sono stati tutti scoperti tramite [[Metodo delle velocità radiali|velocità radiali]], ma vi sono ancora dubbi sull'effettiva esistenza del pianeta b. Nel [[2012]] vengono annunciati altri due probabili membri del sistema, che se confermati farebbero salire il sistema a quota 9, più dei pianeti del sistema solare.
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|2011||Primo pianeta circumbinario attorno a due stelle di sequenza principale||[[Kepler-16 (AB)b]]||Primo pianeta in orbita contemporaneamente a due stelle di [[sequenza principale]], una [[nana gialla]] e una [[nana rossa]]. Soprannominato ''Tatooine'' il pianeta è simile a [[Saturno (astronomia)|Saturno]] e orbita appena al di fuori della fascia di abitabilità delle due stelle. Rappresenta la conferma definitiva che un pianeta può formarsi attorno a una [[stella binaria|binaria stretta]] e mantenere nel tempo un'[[orbita]] stabile. Interessante il fatto che eventuali [[esoluna|esolune]] di questo [[pianeta]], se dotate di [[atmosfera]] e di [[effetto serra]] sarebbero in grado di mantenere [[acqua]] liquida in superificie.
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|2011||Prima stella binaria con sistemi planetari distinti per entrambe le componenti||[[HD 20781]] e [[HD 20782]]||La stella [[HD 20781]] possiede due pianeti di massa superterrestre, metre [[HD 20782]] possiede un pianeta di circa 2 [[massa gioviana|masse gioviane]]. Siccome le due stelle sono legate gravitazionalmente questo è il primo sistema [[stella binaria|binario]] nel quale entrambe le componenti hanno sistemi planetari distinti.
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|2011||Primo pianeta ipotizzato tramite variazione dei periodi di transito (Transit Timing Variations)||[[Kepler-19 c]]||Il pianeta, non transitante, è un [[gigante gassoso]] di circa 6 [[massa gioviana|masse gioviane]] ed è stato individuato tramite l'azione di disturbo che esercita sugli intervalli tra un transito e l'altro del pianeta già conosciuto, [[Kepler-19 b]]. Questa metodologia si sta rivelando sempre più importante per individuare pianeti non transitanti in sistemi in cui sono già conosciuti pianeti che invece transitano, seppure ogni pianeta individuato fin'ora con tale metodo richieda ulteriori conferme tramite [[Metodo delle velocità radiali|velocità radiali]]. La gran parte dei sistemi Kepler si sta rivelando essere multipla, con i compagni dei transitanti scoperti proprio tramite TTV.
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|2011||Primo sistema scoperto tramite variazioni della luce stellare per riflessione||[[KOI-55]]||I pianeti di [[KOI-55]] sono due [[pianeta terrestre|pianeti terrestri]] che orbitano estremamente vicino a una [[stella subnana|subnana blu]]. Sono stati individuati analizzando la variazione della luce stellare dovuta alla riflessione da parte delle superfici dei due pianeti, riflessione che ha un andamento sinusoidale durante il corso dell'orbita. Questo è stato possibile grazie all'[[inclinazione orbitale|inclinazione]] del sistema: un pianeta transitante sarebbe stato individuato tramite tale metodo, mentre un pianeta il cui piano orbitale è perpendicolare alla linea di osservazione non presenterebbe variazioni di fase, e quindi di luce riflessa.
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|2011||Primo pianeta in fascia abitabile attorno a una stella di tipo solare||[[Kepler-22 b]]||Scoperto nel dicembre 2011 dal telescopio Kepler della Nasa, è una [[superterra]] con un diametro di circa 2,4 volte quello [[raggio terrestre|terrestre]]. Orbita intorno alla stella [[Kepler-22]], una stella di sequenza principale di [[classificazione stellare|classe spettrale]] G simile al nostro [[Sole]].
Il pianeta, Kepler-22 b, orbiterebbe nella cosiddetta [[zona abitabile]], in cui è permessa l'esistenza di [[acqua]] allo stato liquido. In tale zona la [[temperatura]] media del pianeta oscillerebbe tra i -11 °C (262 Kelvin), nel caso non avesse atmosfera, e i 22 °C (295 Kelvin), nel caso l'eventuale atmosfera fornisse un [[effetto serra]] non dissimile da quello terrestre. È quindi possibile l'esistenza di [[oceano|oceani]], che potrebbero ricoprire l'intera superficie planetaria rendendolo così un [[pianeta oceano]]. Ulteriori misurazioni della massa, attualmente stimata solo inferiormente a 24 [[massa terrestre|masse terrestri]], forniranno un valore di [[densità]] planetaria che indicherà la natura (rocciosa o oceanica) del pianeta.
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|2012||Primo sistema multiplo attorno a due stelle di sequenza principale</br>Primo pianeta in fascia abitabile di una stella binaria||[[Kepler-47]]||Annunciato il [[30 agosto]] [[2012]] questo è il primo [[stella binaria|sistema stellare binario]] a possedere un sistema circumbinario di ben due pianeti, di cui uno persino in [[fascia abitabile]]. Il sistema è composto da una stella identica al [[Sole]] e una [[nana rossa]] in orbita molto stretta, circa 0,08 [[Unità astronomica|UA]]. Il pianeta [[Kepler-47 (AB)b]] è un [[nettuniano caldo]] di 3 [[raggio terrestre|raggi terrestri]], mentre [[Kepler-47 (AB)c]] è un [[gigante gassoso]] di 4,6 raggi terrestri. Le masse sono ancora ignote, ma i raggi fanno pensare a due pianeti simili a [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]]. Eventuali esolune di Kepler-47 (AB)c potrebbero mantenere [[acqua]] liquida in superificie e risultare così abitabili
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|2012||Primo pianeta in un sistema stellare quadruplo</br>Primo pianeta circumbinario in un sistema stellare quadruplo</br>Primo pianeta scoperto da astronomi amatoriali||[[KIC 4862625 b]]||Chiamato anche non ancora ufficialmente Kepler-64, il sistema stellare è costituito da quattro [[stella|stelle]], organizzate in due coppie di [[stella binaria|binarie strette]]. Il pianeta è [[pianeta circumbinario|circumbinario]] attorno alla coppia A, e andrebbe quindi chiamato ''"Kepler-64 (AaAb)b"'' secondo le regole di nomenclatura che si stanno costituendo. Tuttavia tali regole non sono ancora codificate e quindi i nomi dei pianeti sono suscettibili a svariate interpretazioni, dipendenti dall'opinione dello scienziato che sta scrivendo l'articolo. Il pianeta è stato scoperto dal sito [http://www.planethunters.org/ Planet Hunters] tramite l'analisi delle curve di luce pubbliche di [[Missione Kepler|Kepler]] messe a disposizione di migliaia di utenti.
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==Pianeti estremi==
Di seguito sono elencati i vari record planetari in quanto a parametri fisici. Il pianeta più massiccio non è riportato, in quanto non è ancora determinato in modo netto il limite tra pianeta e nana bruna.
Un altro problema è che solo per meno della metà dei pianeti conosciuti è stato possibile stimare il raggio. Abbiamo quindi pianeti molto piccoli ma con masse molto incerte, e pianeti molto leggeri per cui però non si conosce il raggio.
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! style="background:#efefef;"| Anno
! style="background:#efefef; width:300px;"| Record detenuto
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|1993||Pianeta meno massiccio||[[PSR B1257+12 b]]||Scoperto nel [[1993]] è anche tra i primi pianeti scoperti in assoluto. Possiede una massa di 0,02 [[massa terrestre|masse terrestri]], poco più del doppio di quella della [[Luna]] e simile a quella di [[Ganimede (astronomia)|Ganimede]]. Orbita attorno a una [[pulsar]].
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|2012||Pianeta meno massiccio attorno a una stella di sequenza principale||[[Kepler-42 d]]||Possiede una massa massima pari al 95% di quella terrestre e un raggio simile a quello di [[Marte (astronomia)|Marte]]. É il più esterno del sistema della [[nana rossa]] [[Kepler-42]].
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|2012||Pianeta meno massiccio attorno a una stella simile al Sole||[[Alfa Centauri Bb]]||Annunciato il [[17 ottobre]] [[2012]] dopo anni di ricerche di pianeti nel sistema stellare più vicino, possiede una massa superiore del 12% a quella [[massa terrestre|terrestre]] e orbita talmente vicino alla propria stella che la sua [[temperatura]] superficiale supera i 1.200 [[Kelvin|K]]
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|2005||Pianeta con il nucleo più grande||[[HD 149026 b]]||Il pianeta ha un nucleo la cui massa stimata è circa 70 volte la massa terrestre, occupando i 2/3 del pianeta.<ref>{{en}}{{Cita pubblicazione | autore=Sato, B.; Fischer, D.; Henry, G.; Laughlin, G.; Butler, R.; Marcy, G.; Vogt, S.; Bodenheimer, P.; Ida, S.; Toyota, E.; Wolf, A.; Valenti, J.; Boyd, L.; Johnson, J.; Wright, J.; Ammons, M.; Robinson, S.; Strader, J.; McCarthy, C.; Tah, K.; Minniti, D. | titolo=The N2K Consortium II: A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core | rivista=The Astrophysical Journal | anno=2005 | volume=633 | numero= | pagine=465 – 473}}</ref>
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|2012||Pianeta più piccolo||[[KIC 12557548 b]]||Il pianeta possiede un raggio massimo di 2.427 km, simile al satellite di [[Giove (astronomia)|Giove]] [[Callisto (astronomia)|Callisto]] e poco più piccolo di [[Ganimede (astronomia)|Ganimede]]. Della sua massa si conosce solo il limite massimo, 3 [[massa gioviana|masse gioviane]], ma il valore vero è sicuramente minore di qualche ordine di grandezza. É talmente vicino alla sua [[stella]] che quest'ultima lo sta disintegrando tramite la frizione gravitazionale e il bombardamento della radiazione. La stella è poco più fredda del [[Sole]], quindi il pianeta detiene anche le altre due tipologie di record che sono state distinte nel caso del pianeta meno massiccio. [[Kepler-42 d]], per il quale si conosce meglio la massa, è in seconda posizione, con un raggio di 3.600 km, simile a [[Marte (astronomia)|Marte]].
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|2012||Pianeta più grande||[[HAT-P-32 b]]||Il pianeta è un [[pianeta gioviano caldo|gioviano caldo]], possiede un raggio di (2,037 ± 0,1) [[raggio gioviano|R<sub>J</sub>]], pari a (145.440 ± 7.140) km, e una massa molto simile a quella di [[Giove (astronomia)|Giove]], (0,941 ± 0,166) [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]], rendedolo così un tipico [[puffy planet]] (''Pianeta paffuto''). Ciò è probabilmente dovuto alla sua vicinanza alla stella, meno di 6.000.000 di km, che causa un surriscaldamento e una conseguente forte espansione dell'[[atmosfera]] planetaria. L'oggetto [[CT Cha b]] ha un raggio maggiore, 2,2 R<sub>J</sub>, ma con una forte indeterminazione (± 0,6 R<sub>J</sub>), e possiede una massa molto variabile, tra 11 e 23 M<sub>J</sub>, tale da renderne la natura planetaria incerta. [[WASP-17 b]] è al secondo posto, con proprietà molto simili.
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|2011||Pianeta con l'orbita più stretta||[[PSR J1719-14 b]]||Il pianeta è un [[gigante gassoso]] in orbita a sole 0,0044 [[Unità astronomica|UA]] (658.230 km), il doppio della distanza [[Terra]]-[[Luna]], dalla stella centrale, una [[pulsar]]. Visto che le pulsar sono essenzialmente i cadaveri di stelle esplose tramite [[supernova di tipo II]] è probabile che il pianeta sia successivo alla morte della stella originale, e si sia accresciuto dai resti della supernova.
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|2012||Pianeta con l'orbita più stretta attorno a una stella di sequenza principale||[[Kepler-42 c]]||Il pianeta, uno tra i più piccoli conosciuti, fa parte di un vero e proprio sistema stellare in miniatura attorno a una [[nana rossa]]. Il suo semiasse maggiore è di 0,006 [[Unità astronomica|UA]] (pari a circa 900.000 km).
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|2011||Gioviano caldo con l'orbita più stretta||[[WASP-43 b]]||Il semiasse del pianeta è di 0,01526 [[Unità astronomica|UA]] (pari a 2.300.000 km), possiede una massa circa il doppio di quella di [[Giove (astronomia)|Giove]] ma un raggio simile, andando contro il resto della categoria che tende a essere molto gonfiata dal calore della stella. Probabilmente la maggiore massa tende a compensare per collasso gravitazionale l'effetto di dilatazione termica dell'atmosfera.
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| x ||Pianeta con l'orbita più larga||x||Non definibile precisamente, in quanto molti di questi pianeti estremi sono stati scoperti tramite [[Metodo dell'osservazione diretta|osservazione diretta]], quindi si hanno informazioni solo sulla separazione angolare e non sulla distanza fisica tra gli oggetti. Il più grande [[semiasse maggiore|semiasse]] ipotizzato è quello di [[WD 0806-661 B b]], pari a 2500 [[Unità astronomica|UA]], la stella è una nana bianca. Bisogna scendere a 30 UA con [[GJ 317 c]] per trovare un pianeta scoperto tramite [[metodo delle velocità radiali|velocità radiali]], che forniscono un valore più affidabile per tale misura.
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|2011||Pianeta con il periodo di rivoluzione minore||[[PSR J1719-14 b]]||Il pianeta possiede un periodo di rivoluzione di 0,090706293 giorni, pari a 2h 10m 37s, ed è anche il pianeta con l'orbita più stretta in assoluto. La classifica globale cambia di poco, in dipendenza dalla massa della stella.
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|2012||Pianeta con il periodo di rivoluzione minore attorno a una stella di sequenza principale||[[Kepler-42 c]]||Il pianeta orbita attorno alla sua stella con un periodo di 0,45328509 [[giorno|giorni]], pari a 10h 52m 44s. Detiene anche il record del pianeta con l'orbita più stretta attorno a una stella di [[sequenza principale]].
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|2009||Gioviano caldo con il periodo di rivoluzione minore||[[WASP-19 b]]||Il pianeta orbita attorno a [[WASP-19]] in 0,78884 [[giorno|giorni]], pari a 18h 55m 56s. [[WASP-43 b]] ha un'orbita più stretta, ma viene battuto in periodo in quanto la stella centrale di WASP-19 b è più massiccia.
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|x||Pianeta con il periodo di rivoluzione maggiore||x||Anche in questo caso non è definibile precisamente, sempre per via dei pianeti rilevati tramite [[Metodo dell'osservazione diretta|osservazione diretta]], per i quali non sono disponibili stime precise di massa e [[semiasse maggiore]]. Il più grande periodo di rivoluzione stimato è quello di [[11 Ophiuchi b]], pari a 2.000 [[anno|anni]], con un semiasse di 243 [[Unità astronomica|UA]]. Il primo pianeta per cui sono disponibili dati più sicuri è [[DP Leonis b]], rilevato con il metodo delle variazioni del periodo di pulsazione della pulsar centrale. Il pianeta ha un periodo stimato di (10.230 ± 730) giorni, pari a (28 ± 2) anni.
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|2006||Pianeta con l'orbita più eccentrica||[[HD 20782 b]]||Il pianeta è un [[gigante gassoso]] circa due volte più massiccio di [[Giove (astronomia)|Giove]]. La sua orbita ha un [[semiasse maggiore]] di 1,381 [[Unità astronomica|UA]] e un'eccentricità record di 0,97. Questo significa che la sua distanza dalla stella varia tra 0,041 e 2,721 UA (tra 6 e 300 milioni di km). [[HD 20782]] è una stella molto simile al Sole, per questo il suo pianeta nel corso della sua orbita si trova a sperimentare condizioni di illuminazione 100 volte superiori a quelle di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]] nel [[periasse]] e minori della metà di quelle di [[Marte (astronomia)|Marte]] nell'[[apoasse]].
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|2012||Pianeta più vicino||[[Alfa Centauri Bb]]||Il pianeta è di tipo terrestre e orbita attorno a una stella del sistema di Alfa Centauri, o Rigel Kentaurus, distante 1,3 [[parsec|pc]]. Solo un pianeta attorno alla componente C del sistema, detta comunemente [[Proxima Centauri]], avrebbe la possibilità di batterlo.
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|2006||Pianeta più lontano||Pianeti SWEEPS||Il progetto SWEEPS esegue ricerche di pianeti extrasolari nel [[bulge]] galattico tramite [[metodo del transito]]. Sono stati individuati 16 candidati di cui due confermati, il più lontano deve essere uno di questi pianeti posti a circa 8.500 [[parsec]] dalla Terra (27.000 anni luce). In realtà esiste un pianeta ipotizzato, [[PA-99-N2 b]], individuato tramite [[microlensing gravitazionale]] nella [[Galassia di Andromeda]] a 670.000 parsec di distanza, ma richiede ulteriori conferme.
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|1994||Pianeta più vecchio||[[PSR B1620-26 b]]||Primo [[pianeta cirumbinario]] scoperto, orbita attorno a una [[nana bianca]] e a una [[pulsar]]. La sua età stimata è di 12,7 miliardi di anni, sempre se non si sia formato successivamente alla degenerazione delle due stelle. Ciò lo renderebbe vecchio quasi quanto l'universo stesso. Il pianeta è un gigante gassoso di 2,5 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]] e orbita a 23 [[Unità astronomica|UA]] dal baricentro del sistema.
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| ||Pianeta più giovane|| ||
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==Stelle con pianeti estreme==
Di seguito sono elencate le stelle con pianeti extrasolari più estreme, con una breve descrizione di stella e pianeta.
{| class="wikitable" border="1" style="text-align:left; width:100%;"
! style="background:#efefef;"| Anno
! style="background:#efefef; width:300px;"| Record detenuto
! style="background:#efefef; width:100px;"| Pianeta
! style="background:#efefef;"| Descrizione
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|2012||Stella più calda||[[NSVS 1425(AB)]]||Il sistema [[pianeta circumbinario|circumbinario]] composto da due [[gigante gassoso|giganti gassosi]] orbita attorno a una [[nana rossa]] e a una [[stella subnana|subnana]] blu con una temperatura superficiale di 42.000 [[Kelvin|K]].
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|2012||Stella di sequenza principale più calda||[[Kappa Andromedae b]]||La stella è una [[stella subgigante|subgigante azzurra]] di spettro B9 IV, con una temperatura superficiale di 10.700 [[Kelvin|K]]. Il suo compagno è un [[gigante gassoso]] di 12,8 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]], in orbita a 56 [[unità astronomica|UA]] di distanza.
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|2011||Stella più fredda||[[CFBDS 1458 b]]||Più che una stella è una [[nana bruna]] di spettro T9.5 V, con una temperatura superficiale di 540 [[Kelvin|K]] e una massa del 2,4% di quella [[massa solare|solare]], inferiore a quella richiesta per innescare la fusione nucleare dell'idrogeno. Il pianeta, di 6 [[massa gioviana|masse gioviane]] orbita a 2,6 [[Unità astronomica|UA]] di distanza, e possiede quasi un quarto della massa dell'oggetto centrale.
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|2009||Stella di sequenza principale più fredda||[[GJ 1214 b]]||Una stella vera e propria con il 15% della [[massa solare]], è una [[nana rossa]] di spettro M6 V e temperatura 3.026 [[Kelvin|K]]. Il pianeta, una [[superterra]] di circa 6 [[massa terrestre|masse terrestri]], orbita a 0,014 [[unità astronomica|UA]] di distanza dalla stella. Ci sarebbero altri sei pianeti in orbita attorno a nane rosse ancora più fredde, ma sono tutti abbondantemente sopra il limite di 13 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]], e quindi di incerta natura planetaria.
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|2012||Stella più massiccia||[[Omicron Ursae Majoris]]||La stella è una gigante gialla brillante di spettro G4 II/III e possiede una massa di (3,09 ± 0,07) [[massa solare|M<sub>ʘ</sub>]] ed è in avanzata evoluzione. La stella [[HD 13189]] sarebbe più massiccia, (4,5 ± 2,5) [[massa solare|M<sub>ʘ</sub>]], ma possiede una forte incertezza che non la rende adatta a detenere il record. Anche la stella scoperta nell'ammasso aperto [[NGC 4349]] (chiamata [[NGC 4349 No 127]]) è decisamente più massiccia, con una massa di (3,9 ± 0,3) [[massa solare|M<sub>ʘ</sub>]], ma il suo compagno è di incerta natura planetaria (19,8 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]]).
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|2010||Stella meno massiccia||[[2M 044144]]||È una nana bruna con solo il 2% della [[massa solare]], cioè una ventina di [[massa gioviana|masse gioviane]]. Non si conosce la temperatura, altrimenti molto probabilmente deterrebbe anche il record di temperatura superficiale più bassa. Il suo compagno è un [[gigante gassoso]] con una massa di (7,5 ± 2,5 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]], quindi di natura planetaria certa. Notevole il fatto che il pianeta possieda la metà della massa della nana bruna attorno a cui orbita.
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|2012||Stella di sequenza principale meno massiccia||[[Kepler-42]]||La stella più leggera a possedere compagni di natura planetaria ben confermata, ha il 13% della [[massa solare]] ed è una [[nana rossa]] molto fredda. La massa minima per innescare le reazioni di fusione termonucleare è del 7,5% di quella solare, e il primo oggetto a ospitare un sistema planetario che può essere definito stella è [[2M 2140+16]], con una massa dell'8% di quella solare. Tuttavia la natura planetaria del compagno è dubbia, per via della sua massa di 20 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]] molto incerta (±20!). Similmente per [[2M 0746+20]] (12% della massa solare) e [[2M 2206-20]] (13%), i pianeti sono molto massicci, tutti oltre le 20 M<sub>J</sub> e con forti incertezze.
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|2012||Stella più grande||[[HD 208527]]||La stella è una gigante rossa di spettro M1 III ed è del 60% più massiccia del [[Sole]]. Con un raggio di 51,1 [[raggio solare|R<sub>ʘ</sub>]] (pari a 35 milioni di km) ed è quindi la stella più grande ad ospitare un sistema planetario. Il compagno è un [[gigante gassoso]] di 9,9 [[massa gioviana|masse gioviane]] e orbita a 2 [[Unità astronomica|UA]] dalla stella.
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|2012||Stella più piccola||[[Kepler-42]]|||Come per la massa, Kepler-42 è anche la stella più piccola a possedere compagni di natura planetaria ben confermata, con il 17% del [[raggio solare]]. Similmente i tre oggetti che sarebbero più piccoli sono in ordine [[2M 0746+20]] (8,9% del raggio solare), [[2M 2140+16]] (10%) e [[2M 2206-20]] (11%), ma la natura planetaria dei loro compagni non è certa e ha ancora forti incertezze.
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|2006||Stella più luminosa da Terra||[[Polluce]]||Con una magnitudine apparente di 1,15 Polluce è la stella più luminosa del cielo a possedere un pianeta extrasolare ed è facilmente visibile a occhio nudo. Si trova a una distanza di 10,34 [[parsec|pc]] ed è una gigante arancione di spettro K0 IIIb. Il suo pianeta, [[Polluce b]], è un gigante gassoso due volte più massiccio di [[Giove (astronomia)|Giove]] e orbita a una distanza di 1,6 [[Unità astronomica|UA]].
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|2012||Stella più luminosa intrisecamente||[[HD 208527]]||La stella detiene anche il record di stella più grande ad ospitare un sistema planetario, la sua luminosità calcolata da temperatura e raggio è di 621 volte quella solare.
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|1994||Stella meno luminosa da Terra||[[PSR B1620-26]]||La stella è una pulsar con una magnitudine apparente visibile di 24, 3,5 miliardi di volte meno luminosa della stella di riferimento [[Vega]], e si trova a 3800 [[parsec|pc]] di distanza nell'ammasso globulare [[M4 (astronomia)|M4]]. Il pianeta è un gigante gassoso di 2,5 [[massa gioviana|M<sub>J</sub>]] e orbita a 23 [[Unità astronomica|UA]] dal baricentro del sistema.
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|2012||Stella meno luminosa intrinecamente||[[Kepler-42]]||Similmente al caso della stella più piccola e della stella più leggera, Kepler-42, con una luminosità calcolata dello 0,24% di quella solare, si aggiudica anche questo record, in virtù del fatto che le tre nane rosse più fredde e piccole [[2M 0746+20]] (0.017% della luminosità solare), [[2M 2140+16]] (0,025%) e [[2M 2206-20]] (0,033%) non hanno compagni dalla natura planetaria confermata.
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|2010||Stella con più pianeti||[[HD 10180]]||La stella possiede 5 pianeti nettuniani confermati e due [[superterra|superterre]], per un totale di 7 pianeti. Se le altre due superterre ipotetizzate fossero confermate il totale salirebbe a 9, rendendo questo sistema più popoloso del [[sistema solare]] stesso.
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|2012||Sistema stellare con pianeti più numeroso||[[KIC 4862625]]||Chiamato anche non ancora ufficialmente Kepler-64, il sistema stellare è costituito da quattro [[stella|stelle]], organizzate in due coppie di [[stella binaria|binarie strette]]. Il pianeta è [[pianeta circumbinario|circumbinario]] attorno alla coppia A con un semiasse di 0,56 [[unità astronomica|UA]]. Il pianeta è stato scoperto dal sito [http://www.planethunters.org/ Planet Hunters] tramite l'analisi delle curve di luce pubbliche di [[Missione Kepler|Kepler]] messe a disposizione di migliaia di utenti.
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==Note==
<references />
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