Detecting Distant Planets More than 400 planets have been detected outside the solar system, most of which have masses similar to that of the gas giant planet, Jupiter. Borucki et al. (p. 977 , published online 7 January) summarize the planetary findings derived from the first six weeks of observations with the Kepler mission whose objective is to search for and determine the frequency of Earth-like planets in the habitable zones of other stars. The results include the detection of five new exoplanets, which confirm the existence of planets with densities substantially lower than those predicted for gas giant planets.

The Galactic Legacy Infrared Mid‐Plane Survey Extraordinaire (GLIMPSE), a Space Infrared Telescope Facility (SIRTF) Legacy Science Program, will be a fully sampled, confusion‐limited infrared survey of 2/3 of the inner Galactic disk with a pixel resolution of ∼12 using the Infrared Array Camera at 3.6, 4.5, 5.8, and 8.0 μm. The survey will cover Galactic latitudes |b|≤1° and longitudes |l| = 10°–65° (both sides of the Galactic center). The survey area contains the outer ends of the Galactic bar, the Galactic molecular ring, and the inner spiral arms. The GLIMPSE team will process these data to produce a point‐source catalog, a point‐source data archive, and a set of mosaicked images. We summarize our observing strategy, give details of our data products, and summarize some of the principal science questions that will be addressed using GLIMPSE data. Up‐to‐date documentation, survey progress, and information on complementary data sets are available on the GLIMPSE Web site.

On 2011 February 1 the Kepler mission released data for 156,453 stars observed from the beginning of the science observations on 2009 May 2 through September 16. There are 1235 planetary candidates with transit-like signatures detected in this period. These are associated with 997 host stars. Distributions of the characteristics of the planetary candidates are separated into five class sizes: 68 candidates of approximately Earth-size (Rp < 1.25 R⊕), 288 super-Earth-size (1.25 R⊕ ⩽ Rp < 2 R⊕), 662 Neptune-size (2 R⊕ ⩽ Rp < 6 R⊕), 165 Jupiter-size (6 R⊕ ⩽ Rp < 15 R⊕), and 19 up to twice the size of Jupiter (15 R⊕ ⩽ Rp < 22 R⊕). In the temperature range appropriate for the habitable zone, 54 candidates are found with sizes ranging from Earth-size to larger than that of Jupiter. Six are less than twice the size of the Earth. Over 74% of the planetary candidates are smaller than Neptune. The observed number versus size distribution of planetary candidates increases to a peak at two to three times the Earth-size and then declines inversely proportional to the area of the candidate. Our current best estimates of the intrinsic frequencies of planetary candidates, after correcting for geometric and sensitivity biases, are 5% for Earth-size candidates, 8% for super-Earth-size candidates, 18% for Neptune-size candidates, 2% for Jupiter-size candidates, and 0.1% for very large candidates; a total of 0.34 candidates per star. Multi-candidate, transiting systems are frequent; 17% of the host stars have multi-candidate systems, and 34% of all the candidates are part of multi-candidate systems.

The Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) will search for planets transiting bright and nearby stars. TESS has been selected by NASA for launch in 2017 as an Astrophysics Explorer mission. The spacecraft will be placed into a highly elliptical 13.7-day orbit around the Earth. During its two-year mission, TESS will employ four wide-field optical CCD cameras to monitor at least 200,000 main-sequence dwarf stars with I = 4-13 for temporary drops in brightness caused by planetary transits. Each star will be observed for an interval ranging from one month to one year, depending mainly on the star's ecliptic latitude. The longest observing intervals will be for stars near the ecliptic poles, which are the optimal locations for follow-up observations with the James Webb Space Telescope. Brightness measurements of preselected target stars will be recorded every 2 min, and full frame images will be recorded every 30 min. TESS stars will be 10-100 times brighter than those surveyed by the pioneering Kepler mission. This will make TESS planets easier to characterize with follow-up observations. TESS is expected to find more than a thousand planets smaller than Neptune, including dozens that are comparable in size to the Earth. Public data releases will occur every four months, inviting immediate community-wide efforts to study the new planets. The TESS legacy will be a catalog of the nearest and brightest stars hosting transiting planets, which will endure as highly favorable targets for detailed investigations.

The Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS ) will search for planets transiting bright and nearby stars. TESS has been selected by NASA for launch in 2017 as an Astrophysics Explorer mission. The spacecraft will be placed into a highly elliptical 13.7-day orbit around the Earth. During its two-year mission, TESS will employ four wide-field optical CCD cameras to monitor at least 200,000 main-sequence dwarf stars with I_C (approximately less than) 13 for temporary drops in brightness caused by planetary transits. Each star will be observed for an interval ranging from one month to one year, depending mainly on the star's ecliptic latitude. The longest observing intervals will be for stars near the ecliptic poles, which are the optimal locations for follow-up observations with the James Webb Space Telescope. Brightness measurements of preselected target stars will be recorded every 2 min, and full frame images will be recorded every 30 min. TESS stars will be 10-100 times brighter than those surveyed by the pioneering Kepler mission. This will make TESS planets easier to characterize with follow-up observations. TESS is expected to find more than a thousand planets smaller than Neptune, including dozens that are comparable in size to the Earth. Public data releases will occur every four months, inviting immediate community-wide efforts to study the new planets. The TESS legacy will be a catalog of the nearest and brightest stars hosting transiting planets, which will endure as highly favorable targets for detailed investigations.

Recent surveys have revealed that planets intermediate in size between Earth and Neptune ("super-Earths") are among the most common planets in the Galaxy. Atmospheric studies are the next step toward developing a comprehensive understanding of this new class of object. Much effort has been focused on using transmission spectroscopy to characterize the atmosphere of the super-Earth archetype GJ 1214b, but previous observations did not have sufficient precision to distinguish between two interpretations for the atmosphere. The planet's atmosphere could be dominated by relatively heavy molecules, such as water (e.g., a 100% water vapor composition), or it could contain high-altitude clouds that obscure its lower layers. Here we report a measurement of the transmission spectrum of GJ 1214b at near-infrared wavelengths that definitively resolves this ambiguity. These data, obtained with the Hubble Space Telescope, are sufficiently precise to detect absorption features from a high mean molecular mass atmosphere. The observed spectrum, however, is featureless. We rule out cloud-free atmospheric models with water-, methane-, carbon monoxide-, nitrogen-, or carbon dioxide-dominated compositions at greater than 5$\sigma$ confidence. The planet's atmosphere must contain clouds to be consistent with the data.

The recent transit observation of HD 209458 b—an extrasolar planet orbiting a Sun-like star—confirmed that it is a gas giant and determined that its orbital inclination is 85°. This inclination makes possible investigations of the planet atmosphere. In this paper we discuss the planet transmission spectra during a transit. The basic tenet of the method is that the planet atmosphere absorption features will be superimposed on the stellar flux as the stellar flux passes through the planet atmosphere above the limb. The ratio of the planet's transparent atmosphere area to the star area is small (~10-3 to 10-4); for this method to work, very strong planet spectral features are necessary. We use our models of close-in extrasolar giant planets to estimate promising absorption signatures: the alkali metal lines; in particular, the Na I and K I resonance doublets; and the He I 2 3S-2 3P triplet line at 1083.0 nm. If successful, observations will constrain the line-of-sight temperature, pressure, and density. The most important point is that observations will constrain the cloud depth, which in turn will distinguish between different atmosphere models. We also discuss the potential of this method for extrasolar giant planets at different orbital distances and orbiting nonsolar-type stars.

We use new interior models of cold planets to investigate the mass-radius relationships of solid exoplanets, considering planets made primarily of iron, silicates, water, and carbon compounds. We find that the mass-radius relationships for cold terrestrial mass planets of all compositions we considered follow a generic functional form that is not a simple power law: log10 Rs = k1 + log10(Ms) - k2M for up to Mp ≈ 20 M⊕, where Ms and Rs are scaled mass and radius values. This functional form arises because the common building blocks of solid planets all have equations of state that are well approximated by a modified polytrope of the form ρ = ρ0 + cPn. We find that highly detailed planet interior models, including temperature structure and phase changes, are not necessary to derive solid exoplanet bulk composition from mass and radius measurements. For solid exoplanets with no substantial atmosphere we have also found the following: with 5% fractional uncertainty in planet mass and radius it is possible to distinguish among planets composed predominantly of iron or silicates or water ice but not more detailed compositions; with ~5% uncertainty water ice planets with ≳25% water by mass may be identified; the minimum plausible planet size for a given mass is that of a pure iron planet; and carbon planet mass-radius relationships overlap with those of silicate and water planets due to similar zero-pressure densities and equations of state. We propose a definition of "super-Earths" based on the clear distinction in radii between planets with significant gas envelopes and those without.

We provide evidence that the obliquities of stars with close-in giant planets were initially nearly random, and that the low obliquities that are often observed are a consequence of star–planet tidal interactions. The evidence is based on 14 new measurements of the Rossiter–McLaughlin effect (for the systems HAT-P-6, HAT-P-7, HAT-P-16, HAT-P-24, HAT-P-32, HAT-P-34, WASP-12, WASP-16, WASP-18, WASP-19, WASP-26, WASP-31, Gl 436, and Kepler-8), as well as a critical review of previous observations. The low-obliquity (well-aligned) systems are those for which the expected tidal timescale is short, and likewise the high-obliquity (misaligned and retrograde) systems are those for which the expected timescale is long. At face value, this finding indicates that the origin of hot Jupiters involves dynamical interactions like planet–planet interactions or the Kozai effect that tilt their orbits rather than inspiraling due to interaction with a protoplanetary disk. We discuss the status of this hypothesis and the observations that are needed for a more definitive conclusion.

We report the distribution of planets as a function of planet radius (R_p), orbital period (P), and stellar effective temperature (Teff) for P < 50 day orbits around GK stars. These results are based on the 1,235 planets (formally "planet candidates") from the Kepler mission that include a nearly complete set of detected planets as small as 2 Earth radii (Re). For each of the 156,000 target stars we assess the detectability of planets as a function of R_p and P. We also correct for the geometric probability of transit, R*/a. We consider first stars within the "solar subset" having Teff = 4100-6100 K, logg = 4.0-4.9, and Kepler magnitude Kp < 15 mag. We include only those stars having noise low enough to permit detection of planets down to 2 Re. We count planets in small domains of R_p and P and divide by the included target stars to calculate planet occurrence in each domain. Occurrence of planets varies by more than three orders of magnitude and increases substantially down to the smallest radius (2 Re) and out to the longest orbital period (50 days, ~0.25 AU) in our study. For P < 50 days, the radius distribution is given by a power law, df/dlogR= k R^\alpha. This rapid increase in planet occurrence with decreasing planet size agrees with core-accretion, but disagrees with population synthesis models. We fit occurrence as a function of P to a power law model with an exponential cutoff below a critical period P_0. For smaller planets, P_0 has larger values, suggesting that the "parking distance" for migrating planets moves outward with decreasing planet size. We also measured planet occurrence over Teff = 3600-7100 K, spanning M0 to F2 dwarfs. The occurrence of 2-4 Re planets in the Kepler field increases with decreasing Teff, making these small planets seven times more abundant around cool stars than the hottest stars in our sample. [abridged]