Planeta extrasolar

Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a unplaneta que orbita una estrella diferente al Sol y que, portanto, no pertenece al Sistema Solar. Los planetas extra-solares se convirtieron en objeto de investigación cien-tífica en el siglo XX. Muchos astrónomos suponían suexistencia, pero carecían de medios para identificarlos.La primera detección confirmada se hizo en 1992, con eldescubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbi-tando el púlsar PSR B1257+12.[1] La primera detecciónconfirmada de un planeta extrasolar orbitando alrededorde una estrella de la secuencia principal (51 Pegasi b), sehizo en 1995 por los astrónomos Michel Mayor y DidierQueloz.[2]Desde entonces el número de hallazgos ha cre-cido año tras año.

Imagen coronógrafica de AB Pictoris que muestra a su pequeñocompañero (inferior izquierda). Los datos fueron obtenidos el 16de marzo de 2003 con NACO en el VLT, utilizando una máscarade ocultación de 1,4 arcosegundos encima de AB Pictoris.

Se han descubierto 1195 sistemas planetarios que contie-nen un total de 1897 cuerpos planetarios, 478[3] de estossistemas son múltiples y 43 de estos planetas están porencima de las 13 MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por loque muy probablemente sean enanas marrones.[4]

La mayoría de planetas extrasolares conocidos songigantes gaseosos igual o más masivos que el planetaJúpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodosorbitales muy cortos, también conocidos como Júpiterescalientes. Sin embargo, se cree que ello es resultado desesgo de información creado por los métodos actuales dedetección, que encuentran más fácilmente a planetas de

Imagen del descubrimiento del sistema de GJ 758, tomadas conHiCIAO en el telescopio Subaru en el infrarrojo cercano.

HR 8799 (en el centro, oscurecida por el coronógrafo) y sus tresplanetas (b, c y d) que la orbitan. Observaciones de multi-épocashan demostrado movimiento orbital keplerianos en contra delsentido del reloj para los tres planetas.

este tamaño que a planetas terrestres más pequeños. Contodo, exoplanetas comparables al nuestro empiezan a serdetectados, conforme las capacidades de detección y eltiempo de estudio aumentan. El primer sistema extraso-lar descubierto con más de un planeta fue Upsilon An-dromedae.De acuerdo con la actual definición de “planeta”, un pla-neta tiene que orbitar una estrella.[5] Sin embargo, se con-sidera posible la existencia de cuerpos planetarios no li-

1

2 1 HISTORIA

Beta Pictoris b en ambas elongaciones. Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange et al.

Imagen del VLT NACO, tomada en la banda-Ks, de GQ Lupi. Elpunto débil de luz a la derecha de la estrella es el compañero fríorecién descubierto GQ Lupi b. Es 250 veces más débil que la pro-pia estrella y situado 0,73 arcosegundos al oeste. A la distanciade GQ Lupi, esto corresponde a una distancia de aproximada-mente 100 UA. El norte está arriba y el este a la izquierda.

gados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos ha-brían sido expulsados del sistema en el que se formaron yen la literatura científica se los denomina frecuentementecomo planetas errantes o planetas interestelares.La NASA adelantó en junio de 2010 que la Sonda Kepler,puesta en órbita en marzo de 2009, detectó indicios de706 exoplanetas nuevos en sus primeros 43 días de fun-cionamiento, 400 de los cuales tienen dimensiones entrelas de Neptuno y la Tierra. Los resultados oficiales de es-ta misión serán publicados en febrero de 2011,[6][7] perolos resultados provisionales indican que al menos 60 delos planetas detectados tendrán un tamaño similar al dela Tierra (el doble del tamaño terrestre, o menos).[8]

El exoplaneta confirmado más similar a la Tierra des-cubierto orbitando dentro de la zona habitable es, hastaenero de 2015, Kepler-438b, con un índice de similitudcon la Tierra del 88%. KOI-4878.01, un candidato a pla-neta, posee un IST mayor (98%).[9] De confirmarse supresencia, sería un posible análogo a la Tierra.

El 12 de enero de 2012, la revista Nature publica un ar-tículo desarrollado por científicos internacionales dondeutilizando el método de microlentes gravitacionales seasegura que toda estrella de la Vía Láctea debe poseerentre 0,71 y 2,32 planetas orbitando.[10]

1 Historia

1.1 Descubrimientos retractados

No confirmados hasta 1992, los planetas extrasolares hansido desde hace mucho tiempo un tema de discusión y es-peculación. En el siglo XVI, el filósofo italiano GiordanoBruno, uno de los primeros partidarios de la teoría de Co-pérnico de que la Tierra y los otros planetas órbitan al Sol,presentó la opinión de que las estrellas fijas son similaresal Sol y que también son acompañadas por sus propiosplanetas.[11] En el siglo XVIII la misma posibilidad fuemencionada por Isaac Newton en el ensayo "Escolio Ge-neral", que incluía en su Principia. Haciendo una compa-ración con los planetas del Sol, escribió “Y si las estrellasfijas son los centros de sistemas similares, todos ellos seconstruirán de acuerdo con un diseño similar y con suje-ción al dominio de Uno.[12] Las alegaciones de deteccio-nes de exoplanetas se han hecho desde el siglo XIX. Algu-nas de las primeras involucran a la estrella binaria 70 Op-hiuchi. En 1855 el capitán W. S. Jacob en el Observatoriode Madrás de la Compañía Británica de las Indias Orien-tales reportó que las anomalías orbitales hacían “muyprobable” que existiera un “cuerpo planetario” en estesistema.[13] En la década de 1890, Thomas J. J. See, dela Universidad de Chicago y el Observatorio Naval de losEstados Unidos, declaró que las anomalías orbitales pro-baban la existencia de un cuerpo oscuro en el sistema de70 Ophiuchi con un período orbital de 36 años alrededorde una de las estrellas.[14] Sin embargo, Forest Ray Moul-ton publicó luego un documento que demostraba que unsistema de tres cuerpos con esos parámetros orbitales se-ría altamente inestable.[15] Durante los años 1950 y 1960,Peter van de Kamp, del Swarthmore College, hizo otra se-rie importante de alegaciones de detección, esta vez porplanetas que orbitan la estrella Barnard.[16] Actualmentelos astrónomos refieren en general que todos los informesiniciales de detección eran erróneos.[17] En 1991, AndrewLyne, M. Bailes y S.L. Shemar afirmó haber descubiertoun planeta púlsar en órbita alrededor de PSR 1829-10,usando el métodos de la variaciones de un púlsar.[18] Laalegación recibió brevemente una intensa atención, peroLyne y su equipo pronto se retractaron.[19]

1.2 Descubrimientos confirmados

Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de bajamasa orbitando el púlsar PSR B1257+12.[1] Estos fueronlos primeros planetas extrasolares descubiertos y el anun-

3

Primera imagen directa confirmada de un planeta extrasolar.La toma, reproducida aquí en falso color, fue captada en elinfrarrojo por el Very Large Telescope. El cuerpo central (azul)es la enana marrón 2M1207. Tiene un compañero de masa pla-netaria (rojo), 2M1207b.

cio fue toda una sorpresa. Se cree que estos planetas seformaron de los restos de la explosión de la supernova queprodujo el púlsar.Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellasde la secuencia principal fueron descubiertos en la décadade 1990, en una dura competición entre equipos suizos ynorteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anun-ciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo,el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pega-si y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b.[20] Unos me-ses más tarde el equipo americano, liderado por GeoffreyMarcy de la Universidad de California anunció el descu-brimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encon-trar nuevos planetas no había hecho más que empezar.Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulga-do algunos de estos descubrimientos, considerados en suconjunto como una de las revoluciones de la astronomíaa finales del siglo XX.En la actualidad existen numerosos proyectos de las agen-cias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones ca-paces de detectar y caracterizar la abundancia de plane-tas, así como de detectar planetas de tipo terrestre (el pri-mero descubierto hasta la fecha: Gliese 876 d).[21] Lasdos misiones más importantes hasta el momento son lamisión europea Corot,[22][23]y la misión norteamericanaKepler,[24] ambas utilizando el sistema de tránsitos. Lasambiciosas misiones Darwin (ESA) y TPF (NASA), yacanceladas,[25][26][27] habrían sido capaces de analizar lasatmósferas de estos planetas terrestres, pudiendo detec-tar vida extraterrestre mediante el análisis espectral deestas atmósferas. Estos datos habrían permitido abordarestadísticamente cuestiones profundas como la abundan-cia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el tipo

de estrellas en los que es más fácil que se formen plane-tas. Los esfuerzos de ambas agencias se centran ahora entelescopios terrestres de grandes dimensiones, como el E-ELT y el GMT, con capacidades menores y similar costopero con una vida útil muy superior.Para diciembre de 2014, las observaciones del telescopioKepler habían encontrado más de 4,000 exoplanetas, 997confirmados y 3,216 pendientes de confirmación.[28][29]

Partiendo de los datos de la misión, los astrónomos hanestimado la existencia de 40.000 millones de planetas deltamaño de la Tierra orbitando sus estrellas en la zona dehabitabilidad (de ellos, 11.000 millones en torno a estre-llas similares al Sol). Estas cifras suponen que el exopla-neta habitable más cercano podría estar a tan sólo 12 añosluz de distancia.[30][31][32]

Hasta la fecha, los exoplanetas confirmados con ma-yor índice de similitud con la Tierra son Kepler-296e(93%) y Kepler-395c (91%). Existe un candidato conmayor puntuación, KOI-4878.01 (98%), aún pendientede confirmación.[33][9]

2 Métodos de detección

Los planetas son fuentes de luz muy tenue en compara-ción con sus estrellas. En longitudes de onda visibles, porlo general tienen menos de una millonésima del brillo desu estrella madre. Es sumamente difícil detectar este tipode fuente de luz tenue, y, además, la estrella madre tieneuna luz deslumbrante que casi lo hace imposible.Por las razones expuestas, los telescopios han fotografia-do directamente no más de una decena de exoplanetas.Esto sólo ha sido posible para planetas que son especial-mente grandes (por lo general mucho más grande que Jú-piter) y muy distantes de su estrella madre. La mayoría delos planetas con imágenes directas también son muy ca-lientes, por lo que emiten una intensa radiación infrarroja,entonces las imágenes han sido hechas en infrarrojos envez de longitudes de onda visibles, con el fin de reducir elproblema del resplandor de la estrella madre.Por el momento, sin embargo, la gran mayoría de los pla-netas extrasolares conocidos sólo han sido detectados através de métodos indirectos. Los siguientes son los mé-todos indirectos que han demostrado ser útiles:

2.1 Velocidades radiales

Este método se basa en el efecto doppler.[34][35] El plane-ta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerzagravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira so-bre el centro de masa común del sistema. Las oscilacionesde la estrella pueden detectarse mediante leves cambiosen las líneas espectrales según la estrella se acerca a no-sotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimientoal rojo). Este método ha sido el más exitoso en la búsque-

4 2 MÉTODOS DE DETECCIÓN

Una estrella (al centro) y un planeta girando alrededor del centrode masa mutuo. Este movimiento estelar es detectable por el mé-todo de velocidades radiales.

da de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en los planetasgigantes más cercanos a la estrella principal, por lo quesólo puede detectar una leve fracción de los planetas exis-tentes.

2.2 Astrometría

Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puedeintentar registrar las variaciones de posición y el oscilarde la estrella. A pesar de que estas variaciones son muypequeñas. En 2002, el Telescopio espacial Hubble tuvoéxito en el uso de astrometría para caracterizar un planetadescubierto previamente alrededor de la estrella Gliese876.[36]

2.3 Tránsitos

Consiste en observar fotométricamente la estrella y de-tectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuandoun planeta orbita por delante de ella.[37] El método detránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden uti-lizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un pla-neta, como en los casos de HD209458b[38] y los planetasOGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Este método, al igual queel de la velocidad radial, encuentra de forma más eficienteplanetas de gran volumen, pero tiene la ventaja de que lacercanía del planeta a la estrella no es relevante, por lo queel espectro de planetas que puede detectar aumenta consi-derablemente. Los avances tecnológicos en fotometría[39]

han permitido que la sonda Kepler,[24] lanzada en 2009con un coste de operación estimado en 600 millones dedólares,[40] tenga sensibilidad suficiente como para detec-tar planetas del tamaño de la Tierra, hecho que sucedió afinales de 2011 con el descubrimiento de Kepler-20e y

Kepler-20f. Se espera que la misión culmine en 2016.[41]

2.4 Variación en el tiempo de tránsito(VTT)

Animación que demuestra diferencia entre la sincronización deltránsito del planeta de 1 planeta y 2 sistemas del planeta.

Animación del sistema planetario alrededor de la estrella similaral Sol HD 10180. (720p) (impresión artística) Crédito: ESO

VTT es una variación sobre el método del tránsito, don-de los cambios en el tránsito de un planeta pueden serutilizados para detectar otro. El primer candidato plane-tario descubierto de esta manera es el exoplaneta WASP-3c, utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en elObservatorio Rozhen, el Observatorio de Jena y el Centrode Torun de Astronomía.[42] Este nuevo método es po-tencialmente capaz de detectar planetas como la Tierrao exolunas.[42] Este método fue aplicado con éxito paraconfirmar las masas de los seis planetas de Kepler-11.

2.5 Medida de pulsos de radio de un púlsar

Un pulsar (es el pequeño remanente, ultradenso de unaestrella que ha explotado como una supernova) emite on-das de radio muy regularmente a medida que gira. Levesanomalías en el momento de sus pulsos de radio que seobservan pueden ser utilizadas para rastrear los cambiosen el movimiento del pulsar causado por la presencia deplanetas.[43]

2.9 Detección visual directa 5

2.6 Binaria eclipsante

Si un planeta tiene una órbita de gran tamaño que la lle-va alrededor de dos miembros de un sistema de estrelladoble eclipsantes, entonces el planeta se puede detectara través de pequeñas variaciones en el momento de loseclipses de las estrellas entre sí.[44][45][46] Los planetasKepler-16b, Kepler-34b, y Kepler-35b son planetas cir-cumbinarios detectados por este método.

2.7 Microlentes gravitacionales

El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los camposde gravedad del planeta y la estrella actúan para aumen-tar o focalizar la luz de una estrella distante. Para queel método funcione, los tres objetos tienen que estar ca-si perfectamente alineados. El principal defecto de estemétodo es que las posibles detecciones no son repetiblespor lo que el planeta así descubierto debería ser estudia-do adicionalmente por alguno de los métodos anteriores.Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer pla-neta de masa baja en una órbita ancha, designado OGLE-2005-BLG-390Lb.[47]

2.8 Perturbaciones gravitacionales en dis-cos de polvo

Gráfica de puntos que relaciona la masa y el período orbital conel método de descubrimiento del exoplaneta:Para referencia, los planetas del Sistema Solar están marcados engris. El eje horizontal representa el logaritmo del eje semi-mayor,mientras que el eje vertical representa el logaritmo de la masa.

En estrellas jóvenes con discos circunestelares de polvoa su alrededor es posible detectar irregularidades en la

distribución de material en el disco circunestelar ocasio-nadas por la interacción gravitatoria con un planeta. Setrata de un mecanismo similar al que actúa en el caso delos satélites pastores de Saturno. De este modo ha sidoposible inferir la presencia de un planeta orbitando la es-trella Beta pictoris[48][49] y de otro planeta orbitando laestrella Fomalhaut (HD 216956).[50][51] En estrellas aúnmás jóvenes la presencia de un planeta gigante en forma-ción sería detectable a partir del hueco de material gaseo-so que dejaría en el disco de acrecimiento.

2.9 Detección visual directa

Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de losplanetas extrasolares ha sido uno de los objetivos másdeseados de la investigación exoplanetaria. Las fotogra-fías ya sea de luz visible o infrarrojas podrían revelar mu-cha más información sobre un planeta que cualquier otratécnica conocida. Sin embargo esto ha revelado ser mu-cho más difícil técnicamente que cualquiera de las otrastécnicas disponibles. Las razones de esto son varias, pe-ro entre las principales, se encuentra la diferencia entre elbrillo de las estrellas y el de los planetas. En el espectro dela luz visible, una estrella promedio es miles de millonesde veces más brillante que cualquiera de sus hipotéticosplanetas, y hasta hace poco ningún detector podía identi-ficar los planetas a partir del brillo estelar.La primera fotografía de un posible planeta extrasolares una fotografía infrarroja tomada a la enana marrón2M1207 por el Very Large Telescope en 2004. El cuer-po fotografiado (2M1207b),[52][53] es un joven planeta degran masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la es-trella 2M1207. Este planeta está a unos 2500 Kelvin detemperatura, debido a su reciente formación, calculada enaproximadamente 10 millones de años. Los expertos con-sideran que 2M1207 y 2M1207b son un ejemplo atípico,pues en este sistema, la estrella y el planeta están lejos(40 veces la distancia de la Tierra al Sol) y ambos emitencantidades comparables de radiación infrarroja, pues laestrella es una enana marrón, y el planeta es todavía muycálido, y por tanto, ambas son claramente visibles en lafotografía. Sin embargo, planetas de edad y órbitas com-parables a la terrestre son todavía imposibles de detectar.

3 Nomenclatura

El sistema utilizado en la literatura científica para nom-brar a los planetas extrasolares es muy similar al siste-ma utilizado para nombrar a estrellas binarias. La únicamodificación es que se utilizan letras minúsculas para elplaneta en lugar de letras mayúsculas que se utilizan pa-ra las estrellas. La letra minúscula se coloca después delnombre de la estrella, comenzando con la letra “b” a partirdel primer planeta encontrado en el sistema (por ejemplo,51 Pegasi b);[54] se salta la letra “a” para evitar cualquier

6 5 PROPIEDADES GENERALES

confusión con la estrella primaria. El siguiente planeta enel sistema se etiqueta con la siguiente letra del alfabeto.Por ejemplo, cualquier planeta adicional encontrado alre-dedor de 51 Pegasi seria catalogado como 51 Pegasi c y51 Pegasi d, y así sucesivamente. Si dos planetas se des-cubren al mismo tiempo, el más cercano a la estrella sele asigna la letra siguiente, seguido por el planeta más le-jano. En algunos casos un planeta ha sido encontrado máscerca de su estrella que otros planetas ya conocidos, por loque el orden de las letras no sigue el orden de los planetasdesde la estrella. Por ejemplo, en el sistema 55 Cancri, elplaneta más recientemente descubierto se conoce como55 Cancri f, a pesar de que está más cerca de la estrellaque 55 Cancri d. Hasta agosto del 2010, la mayor letra enuso es “h”, aplicada a dicho planeta HD 10180 h.[55]

Si un planeta gira alrededor de un miembro de un sistemade estrellas múltiples, entonces, una letra mayúscula parala estrella será seguida por una letra minúscula para el pla-neta. Los ejemplos incluyen los planetas 16 Cygni Bb[56]

y 83 Leonis Bb.[57] Sin embargo, si el planeta orbita laestrella principal del sistema, y las estrellas secundariasfueron descubiertas, ya sea después del planeta, o estánrelativamente lejos, de la estrella primaria y el planeta,entonces, la letra mayúscula se suele omitir. Por ejemplo,Tau Bootis b[58] órbita un sistema binario, pero porque laestrella secundaria, fue descubierta después que el plane-ta y esta se encuentra muy lejos de la estrella primaria yel planeta, el término “Tau Bootis Ab” se usa muy infre-cuentemente.Sólo dos sistemas planetarios tienen planetas que se de-nominan de forma inusual. Antes del descubrimiento de51 Pegasi b en 1995, dos planetas púlsares (PSR B1257+12 B y PSR B1257 +12 C)[1] fueron descubiertos a par-tir de las medidas de radio de su estrella muerta. Como nohabía manera oficial de nombrar a los planetas en el mo-mento, se les llamo “B” y “C”, similar a como los planetasse denominan en la actualidad. Sin embargo, se utilizaronletras mayúsculas, probablemente por la forma en que lasestrellas binarias son nombradas. Cuando un tercer pla-neta fue descubierto, fue designado PSR B1257 +12 A(simplemente porque el planeta estaba más cerca que losotros dos).[59]

Por último, varios planetas han recibido nombres no ofi-ciales comparables a los de los planetas en el Sistema So-lar. Tal es el caso de Osiris (HD 209458 b), Belerofonte(51 Pegasi b), y Matusalén (PSR B1620-26 b).[60] LaUnión Astronómica Internacional (UAI) actualmente notiene planes para asignar oficialmente nombres de este ti-po a los planetas extrasolares, teniendo en cuenta que nosería práctico. [61]

4 Definición

La definición oficial de planeta de la Unión Astronó-mica Internacional (UAI) sólo cubre el Sistema So-

lar y por lo tanto no asume ninguna postura sobre losexoplanetas.[62][63] Hasta abril del 2010, la única decla-ración de definición emitida por la Unión AstronómicaInternacional que pertenece a los exoplanetas es una defi-nición de trabajo publicada en el 2001 y modificada en el2003.[64] Esta definición contiene los siguientes criterios:

• Los objetos con masas reales por de-bajo de la masa límite para la fusión ter-monuclear del deuterio (actualmente cal-culada en 13 masas de Júpiter para obje-tos de metalicidad solar) que orbitan es-trellas o remanentes estelares son plane-tas (no importa cómo se formaron). Lamasa mínima / tamaño requerido paraque un objeto extrasolar sea consideradocomo un planeta debe ser la misma masaque la utilizada en nuestro sistema solar.

• Los objetos sub-estelares con masasreales por encima de la masa límite pa-ra la fusión termonuclear del deuterio son“enanas marrones”, no importa cómo seformaron ni dónde están ubicados.

• Los objetos que flotan libremente en cú-mulos de estrellas jóvenes con masas pordebajo de la masa límite para la fusióntermonuclear del deuterio no son plane-tas, pero son sub-enanas marrones (o elnombre que sea el más apropiado).

En este artículo se sigue la anterior definición de trabajo.Por lo tanto, sólo se habla de planetas que orbitan estrellaso enanas marrones. (También ha habido varios reportesde detecciones de objetos de masa planetaria, a veces lla-mados "planetas errantes" que no orbitan cualquier cuer-po padre.[65] Algunos de estos pueden haber pertenecidoa un sistema planetario de una estrella antes de ser expul-sados de ella.)Sin embargo, cabe señalar que la definición de trabajo dela IAU no es universalmente aceptada. Una sugerenciaalternativa es que los planetas deben distinguirse de lasenanas marrones sobre la base de la formación. La creen-cia generalizada es que los planetas gigantes se formana través de la acreción del núcleo, y este proceso a vecespuede producir planetas con masas por encima del umbralde fusión del deuterio;[66][67] planetas masivos de este ti-po puede que ya hallan sido observados.[68] Este puntode vista también admite la posibilidad de sub-enanas ma-rrones, que tienen masas planetarias, pero que se formancomo las estrellas por el colapso directo de las nubes degas.

5 Propiedades generales

5.2 Características de las estrellas que albergan planetas 7

La mayoría de los planetas extrasolares descubiertos se encuen-tran a unos 300 años luz del Sistema Solar.

5.1 Número de estrellas con planetas

Los programas de búsqueda de planetas han descubiertoplanetas orbitando alrededor de una fracción sustancialde las estrellas que han estudiado. Sin embargo, la frac-ción total de estrellas con planetas es incierta debido aefectos de selección observacional. El método de velo-cidad radial y el método de tránsito (que entre ellos sonresponsable de la gran mayoría de las detecciones) sonmás sensibles a los grandes planetas en órbitas pequeñas.Por esa razón, muchos exoplanetas conocidos son del ti-po “Júpiter caliente": planetas de alrededor de la masa deJúpiter en órbitas muy pequeñas, con períodos de sola-mente algunos días. Ahora se sabe que entre 1% a 1.5%de las estrellas como el sol poseen ese tipo de planeta,donde la estrella parecida al sol se refiere a cualquier es-trella de secuencia principal de clases espectrales F, G oK sin un compañero estelar cercano.[69] El descubrimien-to de planetas extrasolares ha intensificado el interés enla posibilidad de vida extraterrestre.[70] se estima ademásque entre 3% a 4.5% de estrellas parecidas al sol poseenun planeta gigante con un período orbital de 100 días omenos, donde “planeta gigante” significa un planeta depor lo menos treinta masas de la tierra.[71]

La fracción de estrellas con planetas más pequeños o másalejados sigue siendo difícil de estimar. Extrapolando losresultados se sugiere que los planetas pequeños (con si-milar masa a la de la Tierra) son más comunes que losplanetas gigantes. También parece que los planetas en ór-bitas de gran tamaño pueden ser más comunes que losen pequeñas órbitas. De acuerdo con tal extrapolación,se estima que quizás el 20% de las estrellas parecidas alsol tienen por lo menos un planeta gigante, mientras quepor lo menos el 40% pueden tener planetas de masas másbajas.[71][72][73]

Independientemente de la fracción exacta de las estrellascon planetas, el número total de exoplanetas debe ser muygrande. Desde nuestra propia galaxia la Vía Láctea tieneal menos 100 mil millones de estrellas, debería tambiénde contener miles de millones de planetas si no cientos de

miles de millones de ellos.En enero de 2013, los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) utilizaron datos deKepler para estimar que “por lo menos 17 mil millones”de exoplanetas del tamaño de la Tierra residen en la VíaLáctea.[32] Para noviembre de 2014, los nuevos datos ele-varon las estimaciones a 40.000 millones de exoplanetasterrestres orbitando a sus estrellas en la zona de habitabi-lidad (11.000 millones de ellos en torno a cuerpos estela-res similares al Sol).[30][31][32]

5.2 Características de las estrellas que al-bergan planetas

La clasificación espectral de Morgan-Keenan.

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellasmás o menos similares a nuestro Sol, es decir, estrellasde secuencia principal de categorías espectrales F, G oK. Una razón es simplemente que los programas de bús-queda de planetas han tendido a concentrarse en tales es-trellas. Pero incluso después de tomar esto en cuenta, elanálisis estadístico indica que las estrellas de menor ma-sa (enana roja, de categoría estelar M) son menos pro-pensas a tener planetas o tienen planetas que son ellosmismos de menor masa y por lo tanto más difíciles dedetectar.[74]Estrellas de la categoría estelar A típicamen-te giran muy rápidamente, lo que hace que sea muy di-fícil de medir los pequeños desplazamientos Doppler in-ducidos por planetas en órbita, ya que las líneas espec-trales son muy amplias. Sin embargo, este tipo de estrellamasiva eventualmente se convierte en una gigante rojamás fría que gira más lentamente y por lo tanto puedeser medido utilizando el método de la velocidad radial.A principios de 2011 se habían encontrado unos 30 pla-netas del tipo de Júpiter alrededor de estrellas K-gigantescomo Pollux, Gamma Cephei y Iota Draconis. EstudiosDoppler en torno a una gran variedad de estrellas indi-can que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tie-nen el doble de la masa del Sol son órbitadas por alrede-dor de uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frentea 1 en 16 para estrellas similares al Sol, y sólo 1 en 50para la clase M de enanas rojas. Por otra parte, las bús-quedas de micro-lentes indican que los planetas del tipoNeptuno masivos de largo período se encuentran alrede-dor de 1 de cada 3 enanas M.[75]Observaciones recientesdel Telescopio Espacial Spitzer indican que las estrellasde categoría estelar O, que son mucho más calientes quenuestro Sol, producen un efecto de foto-evaporación que

8 5 PROPIEDADES GENERALES

inhibe la formación planetaria.[76]

Las estrellas están compuestas principalmente de elemen-tos ligeros como el hidrógeno y el helio. También contie-nen una pequeña fracción de elementos más pesados co-mo el hierro, y esta fracción se refiere a la metalicidad deuna estrella. Estrellas de más alta metalicidad son muchomás propensas a tener planetas y los planetas que tienen,tienden a ser más masivos que las de estrellas de menormetalicidad.[69] El descubrimiento de planetas extrasola-res ha intensificado el interés en la posibilidad de la vidaextraterrestre.[77]

5.3 Metalicidad

Las estrellas ordinarias se componen principalmente delos elementos ligeros como el hidrógeno y el helio. Tam-bién contienen una pequeña proporción de elementos máspesados , y esta fracción se conoce como metalicidad deuna estrella (incluso si los elementos no son metales enel sentido tradicional), [69] denotado [m/h] y se expresanen una escala logarítmica en la que cero es la metalicidadsolar.Un estudio de 2012 de los datos de la misión Kepler des-cubrió que los planetas más pequeños con radios meno-res que el de Neptuno se encontraban alrededor de estre-llas con metalicidad en el rango de −0.6 < [m/H] < +0,5(desde aproximadamente cuatro veces menos que el Sol atres veces más que el Sol), mientras que los planetas másgrandes en su mayoría se encontraron alrededor de estre-llas con metalicidad en el extremo superior de este rango(con metalicidad solar y mayor). En este estudio, los pla-netas pequeños aparecían con una frecuencia alrededorde tres veces mayor que los grandes planetas alrededorde estrellas de metalicidad superior a la del Sol, y seis ve-ces más para estrellas con menos metalicidad que el Sol.La ausencia de gigantes gaseosos alrededor de estrellasde baja metalicidad podría deberse a que la metalicidadde los discos protoplanetarios afecta a la velocidad con laque pueden formarse los núcleos planetarios y a la acre-ción en forma de envoltura gaseosa antes de que se disipeel gas. Sin embargo, Kepler sólo puede observar planetasmuy cercanos a su estrella y los gigantes gaseosos detec-tados probablemente migraron desde más lejos, por loque una disminución de la eficiencia de la migración enlos discos de baja metalicidad también podría explicar enparte estos resultados.[78]

También se ha demostrado que las estrellas con planetasson más propensas a ser deficientes en litio.[79]

5.4 Estrellas múltiples

La mayoría de los planetas conocidos orbitan estrellas in-dividuales, pero algunos órbitan a un miembro de un sis-tema binario de estrellas,[80] y varios planetas circumbi-narios han sido descubiertos que orbitan alrededor de los

dos miembros de una estrella binaria. Algunos planetasen sistemas triples de estrellas son conocidos[81] y otro enel sistema cuádruple Kepler 64. Los resultados de Keplerindican que los sistemas planetarios circumbinarios sonrelativamente comunes (hasta octubre de 2013, la naveespacial había encontrado siete planetas desde alrededorde 1.000 binarias eclipsantes buscadas). Un hallazgo des-concertante es que ninguna de las estrellas binarias cerca-nas buscadas parecen tener planetas eclipsantes. La mi-tad de las estrellas tiene un período orbital de 2,7 días omenos, pero ninguno de los binarios con planetas tienenun período de menos de 7,4 días. Otro hallazgo sorpren-dente de Kepler está em que los planetas circumbinariostienden a órbitar sus estrellas cercanas al radio crítico deinestabilidad (cálculos teóricos indican la distancia míni-ma estable es más o menos dos a tres veces el tamaño dela separación de las estrellas.)[82]

5.5 Temperatura y composición

Comparación de tamaños de los planetas con diferentes compo-siciones

Es posible calcular la temperatura de un exoplaneta ba-sado en la intensidad de la luz que recibe de su estrellamadre. Por ejemplo, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lbse estima que tiene una temperatura superficial de apro-ximadamente −220 ° C (aproximadamente 50 K). Sinembargo, estas estimaciones pueden estar sustancialmen-te en un error porque dependen del albedo por lo generaldesconocido del planeta, y debido a factores tales comoel efecto invernadero pueden introducir complicacionesdesconocidas. Pocos planetas han tenido su temperaturamedida por la observación de la variación en la radiacióninfrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbi-ta y se ve eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo,en el planeta HD 189733 b, se ha encontrado que tieneuna temperatura media de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) ensu lado diurno y 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) en su ladonocturno.[83]

Si un planeta es detectable por tanto la velocidad radial ylos métodos de tránsito, entonces, su verdadera masa y suradio se pueden medir y como resultado se puede conocerla densidad del planeta. Los planetas con baja densidad se

5.7 Características físicas 9

infieren a estar formados principalmente por hidrógeno yhelio mientras que los planetas de densidad intermedia seinfiere que tienen el agua como un gran componente. Unplaneta de alta densidad se cree que es rocoso, como laTierra y los otros planetas terrestres del Sistema Solar.Las mediciones espectroscópicas se pueden utilizar pa-ra estudiar la composición atmosférica de un planeta entránsito.[84] De esta manera se han detectado en las at-mósferas de diferentes exoplanetas: el vapor de agua, va-por de sodio, metano y dióxido de carbono. La técnicaposiblemente podría descubrir características atmosféri-cas que sugieren la presencia de la vida en un exoplaneta,pero ese descubrimiento no ha sido hecho aún.Otra línea de información sobre las atmósferas exoplane-tarias proviene de las observaciones de funciones orbita-les de fase. Los planetas extrasolares tienen fases simila-res a las fases de la Luna. Al observar la variación exactade brillo con la fase, los astrónomos pueden calcular lostamaños de las partículas en las atmósferas de tales pla-netas.Por otra parte, la luz estelar se polariza cuando interactúacon las moléculas de la atmósfera, lo que podría ser de-tectado con un polarímetro. Hasta ahora, solo un planetaha sido estudiado por este método.

5.6 Distribución de masa

Cuando un planeta se encuentra por el método de la ve-locidad radial, su inclinación orbital i es desconocida. Elmétodo no puede determinar la masa cierta del planeta,sino que da su masa mínima M sin i. En algunos casosun exoplaneta aparente en realidad puede ser un objetomás masivo, como una enana marrón o enana roja. Sinembargo, estadísticamente el factor de sini toma un valorpromedio de π / 4≈0,785 y por lo tanto la mayoría de losplanetas tienen masas ciertas, bastante cerca de la masamínima.[71] Por otra parte, si la órbita del planeta es ca-si perpendicular al cielo (con una inclinación de cerca de90°), el planeta también puede ser detectado mediante elmétodo del tránsito. La inclinación a continuación, se da-rá a conocer, y se puede determinar la masa real del pla-neta. Además, las observaciones astrométricas y las con-sideraciones dinámicas en sistemas de múltiples planetasa veces pueden ser usadas para restringir la masa real deun planeta.La gran mayoría de los exoplanetas detectados hasta aho-ra tienen masas elevadas. Todos los detectados desdeenero de 2010, con excepción de veinticinco de ellos, tie-nen más de diez veces la masa de la Tierra.[4] Muchosson considerablemente más masivos que Júpiter, el pla-neta más masivo del Sistema Solar. Sin embargo, estasaltas masas son en gran parte debido a un efecto de selec-ción observacional: todos los métodos de detección sonmucho más sensibles para el descubrimiento de planetasmasivos. Este sesgo hace difícil el análisis estadístico, pe-ro parece que los planetas de masa baja son en realidad

más comunes que los de mayor masa al menos dentro deun rango de masas amplio que incluye a todos los pla-netas gigantes. Además, el hecho de que los astrónomoshan descubierto varios planetas de sólo unas pocas ve-ces más masivos que la Tierra, a pesar de la gran dificul-tad de detectarlos, indica que estos planetas son bastantecomunes.[69]

Los resultados de los primeros 43 días de la misión Ke-pler “implican que pequeños planetas candidatos con pe-ríodos de menos de 30 días son mucho más comunes quelos candidatos a planetas grandes con períodos de menosde 30 días y que los descubrimientos hechos desde tierraestán mostrando la larga distribución de tamaños”.[85]

Una conferencia de los investigadores del Proyecto Ke-pler en julio de 2010 evidenció que la distribución de ma-sas encontrada en los planetas extrasolares es muy similara la que observamos en nuestro sistema solar,[nota 1] congran cantidad de planetas de tamaño similar al terrestre.Según estos últimos datos, las estimaciones arrojan unos100 millones de planetas de tamaño similar a la Tierrasólo en nuestra galaxia.

5.7 Características físicas

Representación artística de un planeta extrasolar gigante con unsatélite similar a la tierra, con vastos océanos de agua.

Durante los primeros años de descubrimientos de plane-tas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculia-res con periodos orbitales pequeños y órbitas excéntricasmuy cercanas a la estrella central.El método de las velocidades radiales favorecía el des-cubrimiento de planetas gigantes muy cercanos a su es-trella central, algunos de ellos en órbitas más pequeñasque la órbita de Mercurio. Estos planetas se llaman a ve-ces júpiteres calientes. En los últimos años los astróno-mos han podido refinar sus métodos encontrando siste-mas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo,una fracción importante de los sistemas planetarios poseeplanetas gigantes en órbitas pequeñas, muy diferentes anuestro sistema solar.Hasta hace poco la detección de planetas tipo terrestre pa-recía fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En

10 5 PROPIEDADES GENERALES

todo caso la mayoría de planetas extrasolares detectadoshasta la fecha son gigantes gaseosos, con masas grandescomparables a la de Júpiter aunque típicamente más ma-sivos, por ser más fáciles de detectar. Recientemente sehan descubierto nuevos candidatos planetarios con masasde unas quince veces la masa terrestre, es decir, compa-rables a Neptuno y también candidatos con hasta dos ve-ces la masa de la Tierra, que corresponde a la categoríade supertierras.[87] En los últimos años se han detectadoplanetas con masas similares e incluso inferiores a la te-rrestre.Los objetos más masivos y cercanos a la estrella principalhan revolucionado las teorías sobre formación planeta-ria. Existe un cierto consenso sobre la formación de estosplanetas en órbitas más externas y su migración tempra-na hacia las órbitas interiores. Esta migración está deter-minada por la interacción gravitatoria con el disco cir-cunestelar de material en el que se forma el planeta. Eneste apartado parece haber una cierta relación entre lametalicidad de la estrella central y la presencia de pla-netas.El planeta extrasolar HD 209458 b, también llamadoOsiris, es un planeta del tipo Júpiter caliente con la ma-sa de un gigante gaseoso pero orbitando muy cerca de suestrella principal. El planeta pasa por delante de su estre-lla periódicamente ofreciendo tránsitos con los que se hapodido obtener una mayor información sobre su órbita,tamaño y atmósfera.

5.8 Parámetros orbitales

La mayoría de los planetas candidatos extrasolares cono-cidos han sido descubiertos usando métodos indirectos,por lo que sólo se pueden determinar algunos paráme-tros físicos y orbitales puntuales. Por ejemplo, de los seisparámetros elementales independientes que definen unaórbita, el método de velocidad radial puede determinarcuatro: Semieje mayor, excentricidad, longitud del perias-tro, y la hora del periastro. Dos parámetros siguen siendodesconocidos: inclinación y longitud del nodo ascenden-te.Muchos exoplanetas tienen órbitas con semiejes mayor,muy pequeñas, y están mucho más cerca de su estrellamadre que cualquier otro planeta en nuestro sistema solarestá del sol. Este hecho, sin embargo, se debe principal-mente a la selección de observación: El método de velo-cidad radial es más sensible a planetas con órbitas peque-ñas. Los astrónomos quedaron inicialmente muy sorpren-didos por estos Júpiteres calientes pero ahora está claroque la mayoría de los exoplanetas (o, al menos, la mayoríade los exoplanetas de gran masa) tienen órbitas más gran-des, algunos ubicados en zonas habitables, donde puedeexistir el agua líquida y la vida[71] Parece plausible queen la mayoría de los sistemas exoplanetarios, hay uno odos planetas gigantes con órbitas de dimensiones compa-rables a las de Júpiter y Saturno de nuestro propio sistema

solar.La excentricidad orbital es la medida de cuan elíptica(alargada) es una órbita. La mayoría de los exoplanetascon periodos orbitales cortos (de 20 días o menos) tienenórbitas casi circulares de excentricidad muy baja. Que secree que es debido a la circularización de marea un efec-to en el que la interacción gravitatoria entre dos cuerposreduce gradualmente su excentricidad orbital. Por el con-trario, la mayoría de los exoplanetas conocidos con perío-dos orbitales más largos tienen órbitas muy excéntricas.Esto no es un efecto de selección observacional ya queun planeta puede ser detectado de igual manera con inde-pendencia de la excentricidad de su órbita. La prevalenciade las órbitas elípticas es un gran enigma, ya que las teo-rías actuales de formación planetaria sugieren fuertemen-te que los planetas deben formarse con órbitas circulares(es decir, no excéntricas). Una teoría es que los compa-ñeros pequeños, como las enanas T (enana marrón quecontiene metano) se pueden ocultar en los sistemas pla-netarios y pueden causar que las órbitas de los planetassean extremas.[88]

La prevalencia de órbitas excéntricas también puede in-dicar que nuestro sistema solar es algo inusual, ya que to-dos sus planetas con excepción de Mercurio tienen órbitascasi circulares.[69] Sin embargo, se ha sugerido que algu-nos de los altos valores de excentricidad divulgados paralos exoplanetas pueden ser sobrestimaciones, desde que lademostración hecha en simulaciones muestra que muchasobservaciones son también consistentes con dos planetasen órbitas circulares. Los planetas divulgados como pla-netas únicos moderadamente excéntricos tienen una po-sibilidad del ~15% de ser parte de una pareja.[89] Esta in-terpretación es especialmente probable si los dos planetasorbitan con una resonancia del 2:1. Un grupo de astróno-mos ha concluido que "(1) alrededor del 35% de las so-luciones excéntricas publicadas para un solo planeta sonestadísticamente indistinguibles de sistemas planetariosen resonancia orbital del 2:1, (2) otro 40% no se puededistinguir estadísticamente de una solución orbital circu-lar” y "(3) los planetas con masas comparables a la tierrase podrían ocultar en las soluciones orbitales conocidasde planetas con masas de super-Tierras excéntricas y deNeptuno.”[90]

Mediante la combinación de mediciones de velocidad as-trométricas y radial, se ha constatado que, a diferenciadel sistema solar, los planetas no deben moverse nece-sariamente en órbitas en el mismo plano orbital alrede-dor de su estrella, pero pueden tener inclinaciones muydispares.[91]

Se ha encontrado que varios Júpiter calientes tienen laórbita retrógrada y esto pone en duda las teorías sobrela formación de los sistemas planetarios.[92] Mediante lacombinación de nuevas observaciones con los datos anti-guos se encontró que más de la mitad de todos los “Júpitercalientes” estudiados tienen órbitas que están desalinea-das con el eje de rotación de sus estrellas, y seis exopla-

6.2 1989 11

netas en este estudio tienen movimiento retrógrado.

5.9 Preguntas sin respuesta

Muchas preguntas sin respuesta siguen acerca de las pro-piedades de los exoplanetas, como los detalles de su com-posición y la probabilidad de poseer lunas. Otra cuestiónes si podrían albergar vida. Varios planetas tienen órbitasen la zona habitable de su estrella madre donde debe serposible que las condiciones similares a la Tierra preva-lezcan. La mayoría de los planetas son gigantes similaresa Júpiter más que del tamaño de la Tierra, y si estos pla-netas tienen grandes lunas, los satélites podrían ser unamorada más plausible para la vida.Se han realizado varios cálculos de cuántos planetas po-drían albergar vida sencilla o incluso vida inteligente. Porejemplo, el Dr. Alan Boss del Instituto Carnegie de Cien-cias estima que puede haber cien mil millones de plane-tas terrestres en nuestra Vía Láctea, muchos de ellos conformas de vida simple. Asimismo, cree que podría ha-ber miles de civilizaciones en nuestra galaxia. Un trabajoreciente de Duncan Forgan de la Universidad de Edim-burgo también ha tratado de calcular el número de civili-zaciones inteligentes en nuestra galaxia. La investigaciónsugiere que podría haber miles de ellos.[93] Sin embargo,debido a la gran incertidumbre sobre el origen y desarro-llo de la vida y la inteligencia, todas las estimaciones sedeben considerar extremadamente especulativas. Apartede la hipótesis de una civilización extraterrestre que estéemitiendo señales de gran alcance, la detección de vidaen distancias interestelares es una tarea técnica tremen-damente difícil que no será factible en muchos años, aunsi ese tipo de vida es habitual.

6 Descubrimientos notables

Cantidad de exoplanetas descubiertos: 1942.[94]

6.1 1988

• Gamma Cephei Ab: Las variaciones de velocidadradial de la estrella Gamma Cephei fueron anuncia-

dos en 1989, consistente con un planeta en una órbi-ta de 2,5 años.[95] Sin embargo la clasificación erró-nea de la estrella como una estrella gigante junto conuna subestimación de la órbita de la binaria GammaCephei que implicaba que la órbita del planeta se-ría inestable, llevó a que la existencia del planeta seconsiderase como un artefacto de la rotación estelar.El planeta no fue confirmado hasta el 2002.[96][97]

6.2 1989

• HD 114762 b: Este objeto tiene una masa mínimade 11 veces la masa de Júpiter y tiene una órbita89-días. En el momento de su descubrimiento fueconsiderado como una probable enana marrón,[98]

aunque posteriormente ha sido incluida en los catá-logos de los planetas extrasolares.[99][100]

6.3 1992

• PSR B1257+12: El primer descubrimiento de pla-netas extrasolares confirmados se hizo cuando unsistema de planetas de masa terrestre se anunció alestar presentes alrededor del púlsar de milisegundosPSR B1257+12.[1]

6.4 1995

• 51 Pegasi b: El primer descubrimiento confirmadode un planeta alrededor de una estrella del tipo solar,un Júpiter caliente con una órbita de 4,2 días.[87]

6.5 1996

• 47 Ursae Majoris b: Este planeta similar a Júpiterfue el primer planeta de largo periodo descubierto,orbitando a 2,11 ua de la estrella con una excentrici-dad de 0,049. Hay un segundo compañero que orbitaa 3,39 ua, con la excentricidad de 0,220 ± 0,028 yun periodo de 2190 ± 460 días.

6.6 1998

• Gliese 876 b: El primer planeta descubierto que or-bita alrededor de una estrella enana roja (Gliese876). Su órbita es más cercana a la estrella queMercurio es del Sol. Más planetas han sido descu-biertos posteriormente cerca de la estrella.[101]

6.7 1999

• Upsilon Andromedae: El primer sistema planetariomúltiple en ser descubierto en torno a una estrella

12 6 DESCUBRIMIENTOS NOTABLES

de secuencia principal. Contiene tres planetas, to-dos los cuales son similares a Júpiter. Los planetas b,c, d se anunciaron en 1996 y 1999, respectivamen-te. Sus masas son 0,687, 1,97, y 3,93 MJ; que orbi-tan a 0,0595, 0,830, y 2,54 ua, respectivamente.[102]

En 2007, sus inclinaciones se determinaron como nocoplanares.

• HD 209458 b: Este exoplaneta, descubierto origi-nalmente por el método de la velocidad radial, seconvirtió en el primer exoplaneta en ser visto transi-tando a su estrella madre. La detección del tránsitoconfirmó de manera concluyente la existencia de losplanetas sospechosos de ser responsables de las me-diciones de velocidad radial.[103]

6.8 2001

• HD 209458 b: Los astrónomos usando el TelescopioEspacial Hubble anunciaron que habían detectadola atmósfera de HD 209458 b. Encontraron la fir-ma espectroscópica del sodio en la atmósfera, peroa una intensidad menor de lo esperado, lo que sugie-re que las nubes altas oscurecen las capas atmosfé-ricas inferiores[104] En 2008, el albedo de la capa denubes se midió, y su estructura está modelada comoestratosférica.

• Iota Draconis b: El primer planeta descubierto al-rededor de la gigantesca estrella Iota Draconis, unagigante naranja. Esto proporciona evidencia de lasupervivencia y el comportamiento de los sistemasplanetarios alrededor de estrellas gigantes. Las es-trellas gigantes tienen pulsaciones que pueden imitarla presencia de planetas. El planeta es muy masivo ytiene una órbita muy excéntrica. Su órbita alrededorde su estrella es en promedio un 27,5% más lejanaque la tierra del Sol.[105] En 2008 el origen del siste-ma se remonta al cúmulo de Híades, junto a EpsilonTauri.

6.9 2003

• PSR B1620-26c: El 10 de julio, utilizando informa-ción obtenida por el Telescopio Espacial Hubble, unequipo de científicos liderado por Steinn Sigurds-son confirmó el planeta extrasolar más antiguo has-ta ahora. El planeta se encuentra en el cúmulo deestrellas globular M4, a unos 5.600 años luz de laTierra en la constelación de Escorpio Este es uno delos tres planetas conocidos que orbitan alrededor deuna estrella binaria, una de las estrellas en el sistemabinario es un pulsar y la otra es una enana blanca. Elplaneta tiene una masa dos veces la de Júpiter, y seestima que tiene unos 12,7 mil millones de años.[106]

6.10 2004

• Mu Arae c: En agosto, un planeta que orbita MuArae, con una masa de aproximadamente 14 vecesla de la Tierra fue descubierto con el espectrógrafoHARPS del Observatorio Europeo del Sur. Depen-diendo de su composición, es el primer publicado“Neptuno caliente” o “súper-Tierra”[107]

• 2M1207 b: El primer planeta encontrado alrede-dor de una enana marrón. El planeta es tambiénel primero en ser fotografiado directamente (en elinfrarrojo). De acuerdo con una estimación inicial,tiene una masa de 5 veces la de Júpiter; otras estima-ciones dan masas ligeramente menores. Se estimóinicialmente a la órbita en 55 ua de la enana marrón.La enana marrón es sólo 25 veces más masivo queJúpiter. La temperatura del planeta gigante de gas esmuy alta (1250 K), sobre todo debido a la contrac-ción gravitacional.[108] A fines del 2005, los paráme-tros fueron revisados para el radio de la órbita en 41ua, con una masa de 3,3 Júpiters porque se descubrióque el sistema está más cerca de la Tierra de lo quese creía originalmente. En el 2006, fue encontradoun disco de polvo alrededor de 2M1207, proporcio-nando evidencia de activa formación planetaria.[109]

6.11 2005

• TrES-1 y HD 209458b: El 22 de marzo, dos gru-pos anunciaron la primera detección directa de luzemitida por exoplanetas, logrado con el TelescopioEspacial Spitzer. Estos estudios permiten el estudiodirecto de la temperatura y la estructura de las at-mósferas planetarias.[110][111]

• Gliese 876 d: El 13 de junio, un tercer planeta orbi-tando la estrella enana roja Gliese 876 fue anuncia-do. Con una masa estimada en 7,5 veces la de la Tie-rra, puede ser rocoso en su composición. El planetaorbita a 0,021 ua con un período de 1,94 días.[112]

• HD 149026 b: El 1 de julio, un planeta con el ma-yor núcleo conocido fue anunciado. El planeta, HD149026 b, orbita la estrella HD 149026, y tiene unnúcleo que se estimó entonces en 70 masas terres-tres (hasta el 2008, 80-110), representando al menosdos tercios de la masa del planeta.[113]

6.12 2006

• OGLE-2005-BLG-390Lb: El 25 de enero, el des-cubrimiento de OGLE-2005-BLG-390Lb fue anun-ciado. Este es el más distante y probablemente elmás frío exoplaneta encontrado hasta la fecha. Secree que órbita una estrella enana roja a alrededorde 21.500 años luz de la Tierra, hacia el centro de la

6.14 2008 13

Vía Láctea. Fue descubierto usando un micro-lentegravitatorio, y se estima que tienen una masa de 5,5veces la de la Tierra. Antes de este descubrimiento,de los pocos exoplanetas conocidos con masas rela-tivamente reducidas sólo se habían descubierto enórbitas muy cercanas a sus estrellas madre pero esteplaneta se estima que tiene una separación relativa-mente amplia de 2,6 ua de su estrella madre.[47][114]

• HD 69830: Tiene un sistema planetario con tres pla-netas de la masa de Neptuno. Es el primer sistemaplanetario triple sin ningún tipo de planetas simila-res a Júpiter descubierto alrededor de una estrellasimilar al Sol. Los tres planetas fueron anunciadosel 18 de mayo por Lovis. Todos los tres orbitan den-tro de 1 ua. Los planetas, b, c y d tienen masas de10, 12 y 18 veces la de la Tierra, respectivamente. Elplaneta más exterior, d, parece estar en la zona ha-bitable, en pastoreo del cinturón de asteroides.[115]

6.13 2007

• HD 209458 b y HD 189733 b: El 21 de febrero, laNASA y el jornal Nature publicaron la noticia deque HD 209458 b y HD 189733 b fueron los dosprimeros planetas extrasolares en tener sus espec-tros atmosféricos observados directamente.[116][117]

Esto ha sido visto desde hace mucho como el primermecanismo por el cual formas de vida extrasolar nointeligente podrían ser buscadas. Un grupo de in-vestigadores dirigido por el Dr. Jeremy Richardson,de la NASA del Centro de vuelo espacial Goddardfueron los primeros en la publicación, en la tiradadel 22 de febrero de la revista Nature. Richardsonet al. midieron espectralmente la atmósfera de HD209458 b en el rango de 7,5 a 13,2 micrómetros. Losresultados desafiaron las expectativas teóricas de va-rias maneras. En el espectro se había previsto tenerun pico a 10 micrómetros lo que hubiera indicadovapor de agua en la atmósfera, pero este pico estabaausente, indicando que no hay vapor de agua detec-table. Otro pico, imprevisto, se observó a los 9,65micrómetros, que los investigadores atribuyen a nu-bes de polvo de silicato, un fenómeno no observa-do previamente. Otro pico imprevisto ocurrió a las7,78 micrómetros, que los investigadores no tienenuna explicación. Un equipo dirigido por Carl Grill-mair de Spitzer Science Center de la NASA hizo lasobservaciones de HD 189733 b, y sus resultados es-taban a la espera de publicación en “AstrophysicalJournal Letters” en el momento del comunicado deprensa. El 11 de julio de 2007, los resultados por elSpitzer Science Center fueron publicados en Natu-re: huellas espectrales de vapor de agua fueron en-contrados por el Telescopio Espacial Spitzer, lo querepresenta la primera evidencia sólida de agua en unplaneta extrasolar.[118]

• Gliese 581 c: Un equipo de astrónomos liderado porStephane Udry utilizó el instrumento HARPS en eltelescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeodel Sur para descubrir este exoplaneta mediante elmétodo de velocidad radial[119] El equipo calculóque el planeta podría soportar agua líquida y posi-blemente vida.[120] Sin embargo, estudios posterio-res de habitabilidad[121][122] indican que el planetaprobablemente sufre de un efecto invernadero simi-lar al de Venus, haciendo que la presencia de agualíquida sea imposible. Estos estudios sugieren queel tercer planeta en el sistema, Gliese 581 d, es másprobable que sea habitable. Seth Shostak, astróno-mo senior del Instituto SETI, declaró que dos bús-quedas infructuosas ya se habían realizado por seña-les de radio de inteligencia extraterrestre en el siste-ma Gliese 581.[120]

• Gliese 436 b: Este planeta fue uno de los prime-ros planetas descubiertos de la masa de Neptuno, enagosto del 2004. En mayo del 2007, se encontró untránsito, revelado como el planeta más pequeño ymenos masivo que transita hasta ahora, siendo 22veces la masa de la Tierra. Su densidad es consis-tente con un gran núcleo de una forma exótica deagua sólida llamada “hielo caliente”, la que existe, apesar de las altas temperaturas del planeta, debidoa la gravedad del planeta que hace que el agua seaextremadamente densa.[123]

• TrES-4: El exoplaneta del diámetro más grande y dela más baja densidad hasta la fecha, TrES-4 tiene 1,7veces el diámetro de Júpiter, pero sólo 0,84 veces sumasa, dándole una densidad de sólo 0,2 gramos porcentímetro cúbico, aproximadamente la misma den-sidad que la madera balsa. Órbita a su primaria decerca y es por tanto muy caliente, pero el calenta-miento estelar por sí solo no parece explicar su grantamaño.[124]

6.14 2008

• OGLE-2006-BLG-109Lb y OGLE-2006-BLG-109Lc: El 14 de febrero, el descubrimiento del,hasta ahora, sistema planetario más similar alsistema Júpiter-Saturno fue anunciado, con lasproporciones de la masa, la distancia a su estrellay tiempo orbital similar a la de Júpiter-Saturno.Esto puede ser importante para la posible vida enun sistema solar como Júpiter y Saturno tienen unefecto estabilizador de la zona habitable barriendograndes asteroides de la zona habitable.[125]

• HD 189733 b: El 20 de marzo, estudios de segui-miento al primero de los análisis espectrales de unplaneta extrasolar se publicaron en la revista cientí-fica Nature, anunciando evidencia de una moléculaorgánica encontrada en un planeta extrasolar por

14 6 DESCUBRIMIENTOS NOTABLES

primera vez. En 2007 el vapor de agua se detectó yaen el espectro de HD 189733 b, pero nuevos aná-lisis mostraron no sólo vapor de agua pero tambiénmetano existente en la atmósfera del planeta gigan-te gaseoso. Aunque las condiciones en HD 189733b son muy difíciles para albergar vida, sigue siendola primera vez que una molécula clave para la vidaorgánica se encuentra en un planeta extrasolar.[126]

• HD 40307: El 16 de junio Michel Mayor, anuncióun sistema planetario confirmado, con tres súper-Tierras orbitando esta estrella de tipo K. Sus ma-sas son de entre 4 y 9 masas de la Tierra y con pe-ríodos de 4 a 20 días. Se especula que este podríaser el primer sistema multi-planetario sin ningún ti-po de gigantes gaseosos conocidos. Sin embargo, enun estudio del 2009 de las estabilidades dinámicase interacciones de marea entre los planetas y su es-trella indica que los tres planetas son gaseosos.[127]

Los tres fueron descubiertos por el espectrógrafoHARPS en La Silla, Chile.[128] Estos tres mundosestaban entre los siete primeros confirmados de ungrupo de 45 candidatos a planetas detectados por elespectrógrafo HARPS el 28 de mayo de 2008. Losdescubrimientos representan un importante aumen-to en el número conocido de súper-Tierras. Basadosen esto, ahora los astrónomos sugieren que tales pla-netas de baja masa pueden superar numéricamentea los planetas similares a Júpiter por 3 a 1. Si biense necesitan más datos para confirmar a los restantescandidatos, algunos medios de comunicación reco-gieron la noticia.

• 1RXS J160929.1-210524: En septiembre, un objetofue fotografiado en el infrarrojo a una separación de330AU de esta estrella. Más tarde, en junio de 2010,el objeto fue confirmado como un planeta compañe-ro de la estrella, en vez de un objeto de fondo alinea-do al azar.[129]

• Fomalhaut b: El 13 de noviembre, la NASA y el La-boratorio Nacional Lawrence Livermore anunciaronel descubrimiento de un planeta extrasolar que orbi-ta justo dentro del anillo de escombros de la estrellade la clase A Fomalhaut (alfa Austrini Piscis). Estefue el primer planeta extrasolar, en ser directamen-te fotografiado por un telescopio óptico.[130] La ma-sa de Fomalhaut b se estima en 3 veces la masa deJúpiter.[131][132] Sobre la base del brillo inesperadodel planeta en longitudes de onda visibles, el equipodel descubrimiento sospecha que está rodeado porsu propio disco grande o anillo que puede ser un sis-tema de satélites en el proceso de formación.

• HR 8799: El 13 de noviembre, el mismo día queFomalhaut b, el descubrimiento de tres planetas queorbitan HR 8799 fue anunciado. Esta fue la primeraimagen directa de múltiples planetas. Christian Ma-rois del Consejo Nacional de Investigación de Cana-dá del Instituto Herzberg de Astrofísica y su equipo

utilizaron el telescopio Keck y Gemini en Hawái.Las imágenes de Gemini permitieron al equipo in-ternacional hacer el descubrimiento inicial de dos delos planetas con los datos obtenidos el 17 de octu-bre del 2007. Luego, el 25 de octubre del 2007, y enel verano del 2008, el equipo confirmó este descu-brimiento y encontraron un tercer planeta orbitandoaún más cerca de la estrella con imágenes obtenidaspor el telescopio Keck II. Una revisión de los datosantiguos, tomadas en el 2004 con el telescopio KeckII reveló que los tres planetas eran visibles en estasimágenes. Sus masas y la separación es de aproxi-madamente 10 MJ @ 24 ua, 10 MJ @ 38 ua y 7 MJ@ 68 ua.[132][133]

6.15 2009

• COROT-7b: El 3 de febrero, la Agencia EspacialEuropea anunció el descubrimiento de un planetaque orbita la estrella COROT-7. Aunque el plane-ta orbita su estrella a una distancia inferior a 0,02ua, su diámetro se estima en alrededor de 1,7 vecesla de la Tierra, por lo que es la más pequeña súper-Tierra medida. Debido a la extrema cercanía con suestrella madre, se cree que tiene una superficie fun-dida a una temperatura de 1000-1500 °C.[134] Fuedescubierto por el satélite COROT francés.

• Gliese 581 e: El 21 de abril, el Observatorio Euro-peo del Sur anunció el descubrimiento de un cuartoplaneta que órbita la estrella Gliese 581. El planetaorbita su estrella madre a una distancia de menos de0,03 ua y tiene una masa mínima estimada en 1,9veces la de la Tierra. A partir de enero del 2010,este es el más ligero planeta extrasolar conocido enórbita de una estrella de secuencia principal.[87]

• 30 planetas: El 19 de octubre, se anunció que 30nuevos planetas fueron descubiertos, todos fuerondetectados por el método de la velocidad radial. Esel mayor número planetas anunciado en un solo día.Octubre de 2009 ostenta ahora el récord de la ma-yor cantidad de planetas descubiertos en un mes,rompiendo el récord establecido en junio del 2002 yagosto del 2009, durante el cual 17 planetas fuerondescubiertos.

• 61 Virginis y HD 1461: El 14 de diciembre, tres pla-netas (uno es una súper-Tierra y dos planetas sonde la masa de Neptuno) fueron descubiertos. Tam-bién un planeta súper-Tierra y dos planetas sin con-firmar alrededor de HD 1461 fueron descubiertos.Estos descubrimientos indican que los planetas debaja masa que orbitan alrededor de estrellas cerca-nas son muy comunes. 61 Virginis es la primera es-trella como el Sol en albergar a los planetas súper-Tierra.[135]

6.17 2011 15

• GJ 1214 b: El 16 de diciembre, un planeta super-Tierra fue descubierto por el método del tránsito.La determinación de la densidad de la masa y el ra-dio sugieren que este planeta pueda ser un planetaocéano integrado por agua en un 75% y de roca enun 25%. Algo del agua en este planeta debe estaren la forma exótica del hielo VII. Este es el primerplaneta descubierto por el proyecto MEarth, que seutiliza para buscar tránsitos de planetas súper-Tierracruzando la cara de las estrellas del tipo M.[136]

6.16 2010

• HD 156668 b: El 7 de enero, un segundo planetamenos masivo fue descubierto por el método de ve-locidad radial alrededor de una estrella con la segun-da menor oscilación estelar de 2,2 m/s. Este planetatiene una masa 3,1 veces la masa terrestre, que escerca del doble de la masa de Gliese 581 e y orbitala estrella a una distancia de 0,0211 ua.[137]

• HR 8799 c: El 13 de enero, el espectro directo deeste planeta fue observado por el VLT ubicado enel Observatorio Paranal, haciendo de este exoplane-ta el primero en ser estudiado mediante un espectroobtenido directamente[138] a diferencia de la trans-misión espectroscópica realizada en los exoplanetasen tránsito.

• 47 Ursae Majoris d: El 6 de marzo, un gigante ga-seoso como Júpiter, con el más largo período orbitalconocido de cualquier planeta extrasolar detectadoa través de la velocidad radial. Orbita a su estrellaa una distancia similar a Saturno en nuestro sistemasolar con su periodo orbital que dura unos 38 añosterrestres.

• COROT-9b: El 17 de marzo, el primer planeta entránsito templado fue descubierto por COROT. Se-rá el primer planeta templado en tener estudiada sunaturaleza en detalle. Este planeta tarda 95 días enorbitar la estrella a una distancia de periastro de 0,36ua, que es el más largo acercamiento a su estrella detodos los planetas en tránsito. Este planeta puede te-ner agua líquida en su interior.[139]

• Beta Pictoris b: El 10 de junio, por primera vez, losastrónomos han sido capaces de seguir directamen-te el movimiento de un exoplaneta, a medida que semueve al otro lado de su estrella anfitriona. El pla-neta tiene la órbita más pequeña hasta la fecha detodos los exoplanetas directamente fotografiados, si-tuándose tan cerca de su estrella como Saturno delsol.[140]

• HD 209458 b: El 23 de junio de 2010, los astró-nomos anunciaron que han medido por primera vezuna supertormenta en la atmósfera de HD 209458b. Las observaciones de muy alta precisión hechas

por el Very Large Telescope de ESO y su poderosoespectrógrafo CRIRES de gas de monóxido de car-bono demuestra que se transmite a una gran veloci-dad desde el lado diurno extremadamente caliente allado nocturno más frío del planeta. Las observacio-nes también permitieron otra emocionante “prime-ra” - la medición de la velocidad orbital del propioexoplaneta, proporcionando una determinación di-recta de su masa.[141]

• HD 10180: El 24 de agosto, astrónomos que usan elinstrumento HARPS de ESO, líder a nivel mundialhan descubierto un sistema planetario con un máxi-mo de siete planetas orbitando una estrella similaral Sol con al menos cinco planetas confirmados, ypruebas muy tentadoras de dos planetas más, unode los cuales tendría la menor masa que se ha en-contrado hasta ahora. Además, hay pruebas de quelas distancias de los planetas desde su estrella siguenun patrón regular, esto también es visto en nuestroSistema Solar.[55]

• Gliese 581 g: Fue descubierto en septiembre de2010 y se cree que es el planeta más parecido ala Tierra descubierto hasta la fecha. El planeta fuedetectado mediante mediciones de la velocidad ra-dial combinando 11 años de datos del instrumen-to HIRES del telescopio Keck 1 y el instrumentoHARPS del telescopio de 3,6 metros de ESO en elObservatorio de La Silla, Chile. El planeta se en-cuentra cerca de la mitad de la zona habitable (cono-cida también como “Ricitos de Oro”) de su estrellamadre, y la presencia de agua líquida se considerauna fuerte posibilidad. El descubrimiento de Gliese581 g se anunció a finales de septiembre de 2010 yse cree que es el primer planeta ricitos de oro que seha encontrado, es el planeta más parecido a la Tie-rra, y el mejor exoplaneta candidato con el potencialde albergar vida encontrado hasta la fecha.[142]

• HIP 13044 b: El 18 de noviembre de 2010 as-trónomos anunciaron el primer planeta de origenextragaláctico.[143]

6.17 2011

• Kepler-11: Se anunció el 2 de febrero. Es una es-trella similar al Sol con un sistema de al menos seisexoplanetas con órbitas de período cortos. Está enla dirección de la constelación de Cygnus y cercade 2.000 años luz de distancia. Fue descubierto porel Telescopio Espacial Kepler. Los planetas se nom-braron alfabéticamente, comenzando por el más in-terno: Kepler-11b, Kepler-11c, Kepler-11d, Kepler-11e, Kepler-11f, Kepler-11g.

• Kepler-64b El planeta fue descubierto por dos astró-nomos aficionados pertenecientes al proyecto PlanetHunters. Confirmado en el 2012

16 6 DESCUBRIMIENTOS NOTABLES

• Kepler-22b: Se anunció el 5 de diciembre. Por elmomento, se desconoce la composición de su ma-sa y superficie. Si su densidad fuera parecida a la dela Tierra (5,515 g/cm3) su masa equivaldría a la de13,8 Tierras, mientras que la gravedad de la superfi-cie sería 2,4 veces mayor que la de nuestro planeta.Si el planeta Kepler-22b tuviera la densidad del agua(1 g/cm3) entonces su masa sería 2,5 veces la de latierra y su gravedad sería de 0,43 veces la nuestra.Todos estos datos combinados hacen suponer que,hasta la fecha, este planeta es el mejor candidato pa-ra poder poseer vida. Si a su masa y temperatura lesumamos la existencia de agua, se darían todas laspremisas para que los elementos biológicos hicieransu aparición aunque, de momento y hasta tener nue-vas pruebas, únicamente hablamos de suposiciones.

• Kepler-20: Se anunció el 20 de diciembre. Es un sis-tema de cinco planetas, dos de los cuales tienen ta-maños muy similares al de la Tierra.

6.18 2012

• Kepler-42: También conocido como KOI-961, esun peculiar sistema solar hallado el 12 de enero porla misión Kepler. Tres pequeños planetas orbitanjunto a una débil estrella enana roja a 126 años luzde la Tierra. Los tres cuerpos son de menor tamañoque nuestro planeta y los radios orbitales van desdetan solo 900 000 kilómetros hasta 2,3 millones dekilómetros.[144] Se considera que son los exoplane-tas más pequeños conocidos hasta el momento.

• Alfa Centauri Bb: Astrónomos europeos anunciaronel 16 de octubre que han descubierto un planeta conuna masa similar a la de la Tierra orbitando una es-trella en el sistema Alfa Centauri (el más cercano ala Tierra). También es el exoplaneta más ligero des-cubierto hasta el momento alrededor de una estre-lla de tipo Sol. El planeta fue detectado utilizandoel instrumento HARPS, instalado en el telescopiode 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO,en Chile. Los resultados aparecerán en línea en larevista Nature, en su edición del 17 de octubre de2012. El sistema contiene por lo menos un planetadel tamaño terrestre, con cerca de 113% de la masaterrestre,[145] que orbita Alpha Centauri B, con unperíodo de 3,236 días[145][146] lo que lo hace ser elexoplaneta más cercano conocido a la Tierra. Orbi-tando a una distancia de 6 millones de kilómetros dela estrella,[145] o el 4% de la distancia de la Tierra alSol, el planeta tiene una temperatura superficial esti-mada de al menos 1500 K (aproximadamente 1200C), demasiado caliente para ser habitable.[147][148]

• Kappa Andromedae. El 15 de noviembre de 2012,un joven planeta o enana marrón, gigante de gas ca-liente alrededor de 13 veces la masa y un poco más

grande que Júpiter fue fotografiada directamente enórbita alrededor de "κ Andromedae” en una sepa-ración proyectada de 55 ± 2 UA.1 La observaciónespectroscópica indica una temperatura de alrede-dor de 1700 K.

6.19 2013

• Kepler-37b Fue anunciado el 20 de febrero y esun exoplaneta que orbita la estrella Kepler-37 en laconstelación de Lyra. A la fecha es el exoplanetamás pequeño jamás descubierto, con una masa y unradio ligeramente mayor que el de la Luna.[149]

• Kepler-78b Fue anunciado el 30 de octubre. Investi-gadores del Instituto Tecnológico de Massachusetts(MIT) han descubierto que el pequeño planeta Ke-pler 78b, que identificaron el pasado mes de agosto,tiene similitudes con la Tierra. Los científicos deter-minaron que este cuerpo es de aproximadamente 1,7veces la masa de la Tierra, su densidad es de 5,3 gra-mos por centímetro cúbico (similar a la de la Tierraque es de 5,515 g/cm3) y su diámetro es 1,2 veces elde nuestro planeta. El equipo encontró que Kepler78b, descubierto a 700 años luz, gira alrededor desu estrella en solo 8,5 horas, muy rápido en compa-ración con la órbita de 365 días de nuestro planeta.Además, el exoplaneta es muy caliente con tempera-turas que oscilan entre 1.500 y 3.000 °C. Todo estose debe a la extrema cercanía a su sol y por lo tanto,es probable que no existan seres vivos en ese pla-neta, según la investigación, publicada en 'Nature'.No obstante, para los astrónomos tiene cierta rele-vancia al poseer un tamaño y una composición muyparecidas a la Tierra.[150]

6.20 2014

• Kepler-186f es un exoplaneta que orbita la estre-lla enana roja Kepler-186. Es el primer planeta deltamaño de la Tierra que ha sido descubierto en lazona habitable de una estrella. Es el último de cin-co planetas descubiertos por el telescopio Keplerde la NASA que orbita esa estrella. Se encuentraen el límite más externo de la zona de habitabili-dad y probablemente sea demasiado frío para la vi-da tal y como la conocemos (su temperatura mediacon una atmósfera similar a la de la Tierra, sería de−60ºC).[151]

• Kepler-421b es el exoplaneta en tránsito con la órbi-ta más larga hasta ahora detectada. El planeta realizauna órbita en 704 días.[cita requerida]

• Se confirma la existencia de Kepler-296e y Kepler-395c, con unos índices de similitud con la Tierra del

17

93% y 91%, respectivamente.[9] En enero de 2015,nuevas observaciones modificaron el IST de ambos,descartando al segundo como posible análogo a laTierra y reduciendo la puntuación del primero a un85%.

• KOI-4878.01 se convierte en el primer candidato aplaneta en alcanzar un 98% de semejanza con la Tie-rra, según las últimas estimaciones.[9] La masa, ra-dio y temperatura de equilibrio del planeta y de suestrella son prácticamente idénticas a las de la Tierray el Sol.[152]

6.21 2015• Se anuncia el descubrimiento de ocho nuevos pla-

netas que orbitan a su estrella en la zona de ha-bitabilidad, destacando entre ellos Kepler-438b yKepler-442b, con un IST del 88% y del 84%,respectivamente.[153][9]

• Kepler-452b: Es el primer planeta del tamaño de laTierra descubierto orbitando en la zona habitable deuna estrella muy similar al Sol. Con un radio un 60%mayor que la Tierra y una órbita de 385 días. Fueanunciado públicamente por la NASA el 23 de juliode 2015.

• 51 Eridani b 14-Ago-2015. Un equipo de investiga-dores, liderados por el profesor de la Universidad deStandford (Estados Unidos), Bruce Macintosh, hadescubierto un nuevo exoplaneta al que ha denomi-nado 51 Eridani b, que gira alrededor de la estrella51 Eridani

7 Observatorios y métodos

8 Misiones

9 Clasificaciones

10 Véase también

11 Notas[1] El gráfico, considerado posteriormente como una fil-

tración involuntaria, se muestra en el minuto 8:27 delvídeo.[86]

12 Referencias[1] A. Wolszczan, D.A. Frail (1992). «A planetary system

around the millisecond pulsar PSR1257+12».Nature 355:

145–147. doi:10.1038/355145a0.

[2] Michel Mayor y Didier Queloz (1995). «A Jupiter-masscompanion to a solar-type star». Nature 378. 355-359.

[3] Schneider, J. «Interactive Extra-solar Planets Catalog».The Extrasolar Planets Encyclopedia.

[4] Schneider, Jean (2007-04-25). «Interactive Extra-solarPlanets Catalog». The Extrasolar Planets Encyclopedia.Consultado el 27 de agosto de 2010.

[5] «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a“Planet"». IAU position statement. February 28, 2003.Consultado el 9 de septiembre de 2006.

[6] NASA descubre 700 posibles nuevos planetas fuera delSistema Solar. ABC, 17 de junio de 2010. Consultado el17 de junio de 2010.

[7] Se acelera la carrera para encontrar el primer exoplanetahabitable. El País, 17 de junio de 2010. Consultado el 17de junio de 2010.

[8] «La galaxia es rica en planetas similares a la Tierra». Con-sultado el 28 de julio de 2010.

[9] «Planetary Habitability Laboratory». PHL University ofPuerto Rico at Arecibo (en inglés). Consultado el 17 dediciembre de 2014.

[10] «One or more bound planets per MilkyWay star from mi-crolensing observations». Consultado el 12 de enero de2012.

[11] “Cosmos” in The New Encyclopædia Britannica (15th edi-tion, Chicago, 1991) 16:787:2a. “For his advocacy of aninfinity of suns and earths, he was burned at the stake in1600.”

[12] Newton, Isaac; I. Bernard Cohen and Anne Whitman(1999 [1713]). The Principia: A New Translation and Gui-de. University of California Press. p. 940.

[13] W.S Jacob (1855). «On Certain Anomalies presented bythe Binary Star 70 Ophiuchi». Monthly Notices of the Ro-yal Astronomical Society 15: 228.

[14] T.J.J. See (1896). «Researches on the Orbit of F.70 Op-hiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion ofthe System Arising from the Action of an Unseen Body».Astronomical Journal 16: 17. doi:10.1086/102368.

[15] T.J. Sherrill (1999). «A Career of Controversy: The Ano-maly of T. J. J. See». Journal for the History of Astronomy30 (98): 25–50.

[16] P. van de Kamp (1969). «Alternate dynamical analysisof Barnard’s star». Astronomical Journal 74: 757–759.Bibcode:1969AJ.....74..757V. doi:10.1086/110852.

[17] Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Searchfor Living Planets. Basic Books. pp. 31––32. ISBN 978-0-465-00936-7.

[18] M. Bailes, A.G. Lyne, S.L. Shemar (1991). «A planet or-biting the neutron star PSR1829-10». Nature 352: 311–313. doi:10.1038/352311a0.

18 12 REFERENCIAS

[19] A.G Lyne, M. Bailes (1992). «No planet or-biting PS R1829-10». Nature 355 (6357): 213.doi:10.1038/355213b0.

[20] Mayor, Michael; Queloz, Didier (1995). «A Jupiter-masscompanion to a solar-type star». Nature 378 (6555): 355–359. doi:10.1038/378355a0.

[21] Rivera, E. et al. (2005). «A ~7.5 M⊕ Planet Orbiting theNearby Star, GJ 876». The Astrophysical Journal 634 (1):625 – 640.

[22] «COROT discovers its first exoplanet and catches scien-tists by surprise». ESA. 3 de mayo de 2007. Consultadoel 2 de agosto de 2008.

[23] «Success for the first observations by the Corot satellite: An exoplanet discovered and first stellar oscillations».CNRS. 3 de mayo de 2007. Consultado el 2 de agosto de2008.

[24] «Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets» (en inglés). Consultado el 7 de marzo de2009.

[25] Mullen, Leslie (2 de junio de 2011). «Rage Against theDying of the Light». Astrobiology Magazine. Consultadoel 7 de junio de 2011.

[26] Overbye, Dennis (12 de mayo de 2013). «Finder of NewWorlds». New York Times. Consultado el 13 de mayo de2014.

[27] «Darwin: study ended, no further activities planned».European Space Agency. 23 de octubre de 2009. Consul-tado el 27 de octubre de 2009.

[28] Wall, Mike (14 de junio de 2013). «Ailing NASA Te-lescope Spots 503 New Alien Planet Candidates». Spa-ce.com. TechMediaNetwork. Consultado el 15 de juniode 2013.

[29] «NASA’s Exoplanet Archive KOI table». NASA. Consul-tado el 28 de febrero de 2014.

[30] Overbye, Dennis (4 de noviembre de 2013). «Far-Off Pla-nets Like the Earth Dot the Galaxy». New York Times.Consultado el 5 de noviembre de 2013.

[31] Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Marcy, GeoffreyW. (31 de octubre de 2013). «Prevalence of Earth-sizeplanets orbiting Sun-like stars». Proceedings of the Natio-nal Academy of Sciences of the United States of Ameri-ca. arXiv:1311.6806. Bibcode:2013PNAS..11019273P.doi:10.1073/pnas.1319909110. Consultado el 5 de no-viembre de 2013.

[32] Staff (7 de enero de 2013). «17 Billion Earth-Size AlienPlanets Inhabit Milky Way». Space.com. Consultado el 8de enero de 2013.

[33] «NASA Exoplanet Archive». NASA Exoplanet ScienceInstitute (en inglés). Consultado el 17 de diciembre de2014.

[34] Scott Russell, John (1848). «On certain effects producedon sound by the rapid motion of the observer». Report ofthe Eighteen Meeting of the British Association for the Ad-vancement of Science (John Murray, London in 1849) 18(7): 37–38. Consultado el 8 de julio de 2008.

[35] Alec Eden The search for Christian Doppler,Springer-Verlag, Wien 1992. Contains a facsimile edition with anEnglish translation.

[36] Benedict et al.; McArthur, B. E.; Forveille, T.; Delfosse,X.; Nelan, E.; Butler, R. P.; Spiesman, W.; Marcy, G. etal. (2002). «A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876bDetermined from Hubble Space Telescope Fine Guidan-ce Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velo-cities». The Astrophysical Journal Letters 581 (2): L115–L118. doi:10.1086/346073.

[37] Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, et al. (2005).«The University of New South Wales Extrasolar Pla-net Search: methods and first results from a field centredon NGC 6633». Monthly Notices of the Royal Astrono-mical Society 360 (2): 703 – 717. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x.

[38] Jackson, Brian; Richard Greenberg, Rory Barnes(2008). «Tidal Heating of Extra-Solar Planets». As-trophysical Journal 681: 1631. doi:10.1086/587641.arΧiv:0803.0026. ; Gregory Laughlin et al. (2005).«ON THE ECCENTRICITY OF HD 209458b». TheAstrophysical Journal 629: L121–L124.

[39] «Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets» (en inglés). Consultado el 7 de marzo de2009.

[40] «Kepler inicia su misión de búsqueda de planetas similaresa la Tierra». Consultado el 7 de marzo de 2009.

[41] http://www.nasa.gov/centers/ames/news/releases/2012/12-33AR.html

[42] http://www.scientificcomputing.com/news-DS-Planet-Hunting-Finding-Earth-like-Planets-071910.aspx “Planet Hunting: Finding Earth-like Planets”

[43] Townsend, Rich (27 de enero de 2003).The Search for Ex-trasolar Planets (Lecture). Department of Physics & As-tronomy, Astrophysics Group, University College, Lon-don. Consultado el 10 de septiembre de 2006.

[44] Doyle, Laurance R.; Hans-Jorg Deeg (2002). «Timing de-tection of eclipsing binary planets and transiting extraso-lar moons». Bioastronomy 7. “Bioastronomy 2002: LifeAmong the Stars” IAU Symposium 213, R.P Norris andF.H. Stootman (eds), A.S.P., San Francisco, California,80-84.

[45] Deeg, Hans-Jorg; Laurance R. Doyle, V.P. Kozhevnikov,J Ellen Blue, L. Rottler, and J. Schneider (2000). «Asearch for Jovian-mass planets around CM Draconis usingeclipse minima timing». Astronomy & Astrophysics (358):L5–L8.

[46] Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, J.M. Jenkins,J. Schneider, Z. Ninkov, R. P.S. Stone, J.E. Blue,H. Götzger, B, Friedman, and M.F. Doyle (1998).

19

“Detectability of Jupiter-to-brown-dwarf-mass compa-nions around small eclipsing binary systems”. BrownDwarfs and Extrasolar Planets, A.S.P. Conference Pro-ceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, R. Re-bolo, E. L. Martin, and M.R.Z. Osorio (eds.), A.S.P. Con-ference Series 134, San Francisco, California, 224-231.

[47] 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. Szy-manski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I.Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski(2006). «Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth MassesThrough Gravitational Microlensing». Nature 439 (7075):437 – 440. doi:10.1038/nature04441. PMID 16437108.

[48] Okamoto, Yoshiko Kataza et al. (2004). «An earlyextrasolar planetary system revealed by planetesimalbelts in β Pictoris». Nature 431 (7009): 660–663.doi:10.1038/nature02948. PMID 15470420.

[49] Burnham, Robert (2004). «Making planets at Beta Picto-ris». Astronomy Magazine. Consultado el 2 de septiembrede 2008.

[50] «From afar, the first optical photos of an exoplanet». AFP.13 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el20 de diciembre de 2008.

[51] Paul Kalas (13 de noviembre de 2008). «Direct ImageOf Extrasolar Planet». Consultado el 14 de noviembre de2008.

[52] G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman;D. Mouillet; I. Song; J.-L. Beuzit; P. Lowrance (2004). «Agiant planet candidate near a young brown dwarf». Astro-nomy & Astrophysics 425: L29 – L32. doi:10.1051/0004-6361:200400056.

[53] «Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)».ESO website. 30 de abril de 2005. Consultado el 9 de juliode 2010.

[54] Mayor, Michael; Queloz, Didier (1995). «A Jupiter-masscompanion to a solar-type star». Nature 378 (6555): 355–359. doi:10.1038/378355a0.

[55] «Descubierto el Más Rico Sistema Planetario». 24 deagosto de 2010. Consultado el 24 de agosto0.

[56] Cochran, W. et al. (1997). «The Discovery of a PlanetaryCompanion to 16 Cygni B». Astrophysical Journal 483:457 – 463.

[57] Marcy et al.; Butler, R. Paul; Vogt, Steven S.; Fischer,Debra A.; Henry, Gregory W.; Laughlin, Greg; Wright,Jason T.; Johnson, John A. (2005). «Five New Extraso-lar Planets». The Astrophysical Journal 619 (1): 570–584.doi:10.1086/426384.

[58] Butler et al.; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Eric; Hauser,Heather; Shirts, Phil (1997). «Three New 51 Pegasi Ty-pe Planets». The Astrophysical Journal 474: L115–L118.doi:10.1086/310444.

[59] «Naming Extrasolar Planets (Nomenclature)». ExtrasolarPlanets. Universidad de Miami. Consultado el 6 de di-ciembre de 2009.

[60] Sigurdsson, S.; Richer, H.B.; Hansen, B.M.; StairsI.H.; Thorsett, S.E. (2003). «A Young White DwarfCompanion to Pulsar B1620-26: Evidence for EarlyPlanet Formation». Science 301 (5630): 193 – 196.doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802.

[61] «Planets Around Other Stars». Unión Astronómica Inter-nacional. Consultado el 6 de diciembre de 2009.

[62] «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Reso-lution votes». 2006. Consultado el 25 de abril de 2010.

[63] R.R. Brit (2006). «Why Planets Will Never Be Defined».Space.com. Archivado desde el original el 30 de agosto de2008. Consultado el 13 de febrero de 2008.

[64] «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a“Planet"». IAU position statement. 28 de febrero de 2003.Consultado el 9 de septiembre de 2006.

[65] Kenneth A. Marsh, J. Davy Kirkpatrick, and Peter Plav-chan (2009). «A Young Planetary-Mass Object in the rhoOph Cloud Core». Astrophysical Journal Letters (forthco-ming).

[66] Mordasini, C. et al. (2007). «Giant Planet Formation byCore Accretion». .

[67] Baraffe, I. et al. (2008). «Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element en-richment in the interior».Astronomy and Astrophysics 482(1): 315–332. doi:10.1051/0004-6361:20079321.

[68] Bouchy, F. et al. (2009). «The SOPHIE search for nort-hern extrasolar planets . I. A companion around HD16760 with mass close to the planet/brown-dwarf tran-sition». Astronomy and Astrophysics 505 (2): 853–858.doi:10.1051/0004-6361/200912427.

[69] G. Marcy et al. (2005). «Observed Properties of Exo-planets: Masses, Orbits and Metallicities». Progressof Theoretical Physics Supplement 158: 24–42.doi:10.1143/PTPS.158.24.

[70] «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signsof life».Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultadoel 21 de julio de 2006.

[71] Andrew Cumming, R. Paul Butler, Geoffrey W. Marcy, etal. (2008). «The Keck Planet Search: Detectability and theMinimum Mass and Orbital Period Distribution of Extra-solar Planets». Publications of the Astronomical Society ofthe Pacific 120: 531–554. doi:10.1086/588487. Archiva-do desde el original el 05/2008.

[72] «Scientists announce planet bounty». BBC News. 19 deoctubre de 2009. Consultado el 31 de marzo de 2010.

20 12 REFERENCIAS

[73] David P. Bennett, Jay Anderson, Ian A. Bond, AndrzejUdalski, and Andrew Gould (2006). «Identification ofthe OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Plane-tary Host Star». Astrophysical Journal Letters 647: L171–L174.

[74] X. Bonfils et al. (2005). «The HARPS search for southernextra-solar planets: VI. A Neptune-mass planet around thenearby M dwarf Gl 581». Astronomy & Astrophysics 443:L15–L18. doi:10.1051/0004-6361:200500193.

[75] J. A. Johnson (2011). «The Stars that Host Planets». Sky& Telescope (April): 22–27.

[76] L. Vu (3 de octubre de 2006). «Planets Prefer Safe Neigh-borhoods». Spitzer Science Center. Consultado el 1 deseptiembre de 2007.

[77] «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signsof life».Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultadoel 21 de julio de 2006.

[78] Buchhave, L. A.; et al. (2012). «An abundance ofsmall exoplanets around stars with a wide rangeof metallicities». Nature. Bibcode:2012Natur.486..375B.doi:10.1038/nature11121.

[79] Israelian, G.; et al. (2009). «Enhanced lit-hium depletion in Sun-like stars with orbi-ting planets». Nature 462 (7270): 189–191.arXiv:0911.4198. Bibcode:2009Natur.462..189I.doi:10.1038/nature08483. PMID 19907489.

[80] BINARY CATALOGUE OF EXOPLANETS, Maintai-ned by Richard Schwarz], retrieved 28 Sept 2013

[81] http://www.univie.ac.at/adg/schwarz/multi.html

[82] Welsh, William F.; Doyle, Laurance R. (2013). «Worldswith Two Suns». Scientific American 309 (5): 40.doi:10.1038/scientificamerican1113-40.

[83] Heather Knutson, David Charbonneau, Lori Allen, et.al.(2007). «A map of the day-night contrast of the extraso-lar planet HD 189733b». Nature 447 (7141): 183–186.doi:10.1038/nature05782. PMID 17495920. Archivadodesde el original el 5 de octubre de 2007.

[84] D. Charbonneau, T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin(2006). «When Extrasolar Planets Transit Their ParentStars». Protostars and Planets V. University of ArizonaPress.

[85] Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based onthe First Data Set: The Majority are Found to be Neptune-Size and Smaller, William J. Borucki, for the Kepler Team(Submitted on 14 Jun 2010)

[86] «Dimitar Sasselov: How we found hundreds of Earth-sizeplanets» (en inglés). Consultado el 28 de julio de 2010.

[87] «The HARPS search for southern extra-solar pla-nets,XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetarysystem». . 15 de junio de 2009.

[88] «Scientists Snap Images of First Brown Dwarf in Plane-tary System (News Release)». Eberly College of Science.18 de septiembre de 2006. Consultado el 28 de septiembrede 2006.

[89] T. Rodigas; Hinz (2009). «Which Radial Velocity Exo-planets Have Undetected Outer Companions?». .

[90] Guillem Anglada-Escudé, Mercedes López-Morales andJohn E. Chambers (2010). «How Eccentric Orbital So-lutions Can Hide Planetary Systems in 2:1 Resonant Or-bits». Astrophysical Journal 709 (1): 168.

[91] Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby PlanetarySystem, www.scientificamerican.com, may 24, 2010

[92] Turning planetary theory upside down

[93] «Number of alien worlds quantified». London: BBCNews. 5 de febrero de 2009. Consultado el 3 de diciembrede 2009.

[94] «The Extrasolar Planets Encyclopedia». Consultado el2013.

[95] B. Campbell, G.A.H. Walker, S. Yang (1988).«A search for substellar companions to solar-type stars.». Astrophysical Journal 331: 902–921.Bibcode:1988ApJ...331..902C. doi:10.1086/166608.

[96] Cochran, W.D. et. al. (2002). «A Planetary Companionto the Binary Star Gamma Cephei». Consultado el 2 demayo de 2010.

[97] Walker, G.A.H. (2008). «The First High-Precision RadialVelocity Search for Extra-Solar Planets». .

[98] Latham, D. W. et al. (1989). «The unseen companion ofHD114762 - A probable brown dwarf». Nature 339: 38–40. doi:10.1038/339038a0.

[99] Schneider, J. «Notes for star HD 114762». The ExtrasolarPlanets Encyclopaedia. Consultado el 2 de mayo de 2010.

[100] «HD 114762 b». Exoplanets Data Explorer. Consultado el2 de mayo de 2010.

[101] J.N. Wilford (26 de junio de 1998). «New Planet Detec-ted Around a Star 15 Light Years Away». The New YorkTimes. Consultado el 17 de julio de 2008.

[102] B. Edgar, M. Watzke, C. Rasmussen. «Multiple planetsdiscovered around Upsilon Andromedae». AFOE website.Consultado el 6 de diciembre de 2009.

[103] G.W. Henry et al. (2000). «A Transiting “51 Peg-like”Planet». Astrophysical Journal Letters 529 (1): L41–L44.doi:10.1086/312458.

[104] D. Charbonneau et al. (2002). «Detection of an ExtrasolarPlanet Atmosphere». Astrophysical Journal 568 (1): 377–384. doi:10.1086/338770.

[105] S. Frink et al. (2002). «Discovery of a Substellar Com-panion to the K2 III Giant Iota Draconis». AstrophysicalJournal 576 (1): 478–484. doi:10.1086/341629.

[106] S. Sigurdsson et al. (2003). «A Young White DwarfCompanion to Pulsar B1620-26: Evidence for EarlyPlanet Formation». Science 301 (5630): 193–196.doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802.

21

[107] «Fourteen Times the Earth – ESO HARPS InstrumentDiscovers Smallest Ever Extra-Solar Planet». EuropeanSpace Agency. 25 de agosto de 2004. Consultado el 7 demayo de 2006.

[108] «Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outsi-de of Our Solar System». European Space Agency. 30 deabril de 2005. Consultado el 6 de diciembre de 2009.

[109] S. Mohanty, R. Jayawardhana, N. Huelamo, E. Mamajek(2007). «The Planetary Mass Companion 2MASS 1207–3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-onDisk». American Astronomical Society 657: 1064–1091.doi:10.1086/510877. arΧiv:astro-ph/0610550.

[110] D. Charbonneau et al. (2005). «Detection of ThermalEmission from an Extrasolar Planet». Astrophysical Jour-nal 626 (1): 523–529. doi:10.1086/429991.

[111] D. Deming et al. (2005). «Infrared Radiation froman Extrasolar Planet». Nature 434 (7034): 740–743.doi:10.1038/nature03507.

[112] E.J. Rivera et al. (2005). «A 7.5 M⊕ Planet Orbiting theNearby Star GJ 876».Astrophysical Journal 634 (1): 625–640. doi:10.1086/491669.

[113] B. Sato et al. (2005). «The N2K Consortium II: ATransiting Hot Saturn around HD 149026 with a Lar-ge Dense Core». Astrophysical Journal 633: 465–473.doi:10.1086/449306.

[114] «Kiwis help discover new planet». One News. 26 de enerode 2006. Consultado el 7 de mayo de 2006.

[115] «Trio of Neptunes and their belt». European SpaceAgency. 18 de mayo de 2006. Consultado el 9 de juniode 2007.

[116] NASA’s Spitzer First To Crack Open Light of Fara-way Worlds Spitzer.caltech.edu 2007-02-21 Retrieved on2008-07-17

[117] A spectrum of an extrasolar planet Nature.com 2007-02-01 Nature 445, 892-895 (22 February 2007); doi:10.1038/nature05636 Retrieved on 2008-07-17

[118] 'Clear Signs of Water' on Distant Planet at Space.com

[119] Udry et al.; Bonfils, X.; Delfosse, X.; Forveille, T.;Mayor, M.; Perrier, C.; Bouchy, F.; Lovis, C. et al.(2007). «The HARPS search for southern extra-solar pla-nets, XI. Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet sys-tem». Astronomy and Astrophysics 469 (3): L43–L47.doi:10.1051/0004-6361:20077612.

[120] Ker Than (24 de abril de 2007). «Major Discovery: NewPlanet Could Harbor Water and Life». Consultado el 24de abril de 2007.

[121] Selsis et al.; Kasting, J. F.; Levrard, B.; Paillet, J.; Ri-bas, I.; Delfosse, X. (2007). «Habitable planets around thestar Gl 581?». Astronomy and Astrophysics 476: preprint.doi:10.1051/0004-6361:20078091.

[122] von Bloh et al. (2007) «The Habitability of Super-Earthsin Gliese 581». Astronomy & Astrophysics 476:1365-1371. Consultado el 20 de julio de 2008.

[123] Fox, Maggie (16 de mayo de 2007). «Hot “ice” may coverrecently discovered planet». Reuters. Consultado el 23 deabril de 2009.

[124] «Largest Known Exoplanet Discovered». SPACE.com. 6de agosto de 2007. Consultado el 26 de agosto de 2007.

[125] «Solar System Like Ours Found». SPACE.com. 14 de fe-brero de 2008. Consultado el 19 de febrero de 2008.

[126] «Key Organic Molecule Detected at Extrasolar Planet».SPACE.com. 20 de marzo de 2008. Consultado el 20 demarzo de 2008.

[127] Barnes et al. (13 de enero de 2009). «The HD 40307 Pla-netary System: Super-Earths or Mini-Neptunes?». arXiv.Consultado el 19 de enero de 2010.

[128] Mayor et al. (16 de junio de 2008). «Trio of 'super-Earths’discovered». BBC news (London). Consultado el 17 de ju-nio de 2008. |coautores= requiere |autor= (ayuda)

[129] The Directly Imaged Planet around the Young SolarAnalog 1RXS J160929.1-210524: Confirmation of Com-mon Proper Motion, Temperature and Mass

[130] «From afar, the first optical photos of an exoplanet». AFP.13 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el20 de diciembre de 2008.

[131] «Hubble Directly Observes a Planet Orbiting AnotherStar». Consultado el 13 de noviembre de 2008. Parámetrodesconocido |dateformat= ignorado (ayuda)

[132] John Timmer. «Three planets directly observed orbitingdistant star». Consultado el 13 de noviembre de 2008.

[133] «Exoplanets finally come into view». London: BBC News.13 de noviembre de 2008. Consultado el 23 de abril de2009.

[134] «ESA Portal — COROT discovers smallest exoplanet yet,with a surface to walk on». Esa.int. 3 de febrero de 2009.Consultado el 23 de abril de 2009.

[135] «New discoveries suggest low-mass planets are commonaround nearby stars». Astronomy.com. 14 de diciembrede 2009. Consultado el 21 de diciembre de 2009.

[136] «Astronomers find super-Earth using amateur, off-the-shelf technology». Astronomy.com. 16 de diciembre de2009. Consultado el 21 de diciembre de 2009.

[137] «Second Smallest Exoplanet Found To Date At Keck».News and Outreach (W.M. Keck Observatory). 7 de enerode 2010. Consultado el 20 de enero de 2010.

[138] Janson, M. (13 de enero de 2010). «VLT Captures FirstDirect Spectrum of an Exoplanet». ESO (La Silla Obser-vatory). Consultado el 20 de enero de 2010.

[139] Deeg, H. J.; Moutou, C.; Erikson, A.; et al. (2010),«A transiting giant planet with a temperature between250 K and 430 K», Nature 464 (7287): 384–387,doi:10.1038/nature08856

[140] «Exoplanet Caught on the Move». 10 de junio de 2010.Consultado el 10 de junio de 2010.

22 12 REFERENCIAS

[141] Ignas A. G. Snellen et al. (2010). «The orbitalmotion, absolute mass and high-altitude winds ofexoplanet HD 209458b». Nature 465: 1049–1051.doi:10.1038/nature09111.

[142] Vogt, Steven S.; Butler, R. Paul; Rivera, Eugenio J.; Hag-highipour, Nader; Henry, Gregory W.; Williamson, Mi-chael H. (29 de septiembre de 2010). «The Lick-CarnegieExoplanet Survey: A 3.1 M_Earth Planet in the HabitableZone of the Nearby M3V Star Gliese 581». accepted bythe Astrophysical Journal. Consultado el 29 de septiembrede 2010.

[143] http://arxiv.org/abs/1011.4938 The visitor from an an-cient galaxy: A planetary companion around an old, metal-poor red horizontal branch star

[144] http://exoplanet.eu/star.php?st=Kepler-42&showPubli=yes&sortByDate

[145] Wall, Mike (16 de octubre de 2012). «Discovery! Earth-Size Alien Planet at Alpha Centauri Is Closest Ever Seen».Space.Com web site. TechMediaNetwork. Consultado el17 de octubre de 2012.

[146] Dumusque, X.; Pepe, F.; Lovis, C.; et al. (2012-10). «AnEarth mass planet orbiting Alpha Centauri B». Nature.Consultado el 17 de octubre de 2012.

[147] “The exoplanet next door: Earth-sized world discovered innearby α Centauri star system”. Eric Hand, Nature, Octo-ber 16, 2012. Accessed October 16, 2012.

[148] Encontrado un planeta en el sistema estelar más cercano ala Tierra, El instrumento HARPS, de ESO, encuentra unexoplaneta tipo Tierra orbitando Alfa Centauri B.

[149] «Tiniest Planet Yet Discovered by NASA Outside our So-lar System». scienceworldreport.com. 21 de febrero de2013. Consultado el 21 de febrero de 2013. (en inglés)

[150] Gibney, Elizabeth (30 de octubre de 2013). «Exoplanet isbuilt like Earth but much, much hotter». Nature. Consul-tado el 30 de octubre de 2013.

[151] «NASA Exoplanet Archive». NASA Exoplanet ScienceInstitute (en inglés). 25 de diciembre de 2014. Consultadoel 25 de diciembre de 2014.

[152] «NASA Exoplanet Archive». NASA Exoplanet ScienceInstitute (en inglés). 3 de diciembre de 2014. Consultadoel 3 de diciembre de 2014.

[153] «Eight New Planets Found in “Goldilocks” Zone».Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 6 de enerode 2015.

23

13 Texto e imágenes de origen, colaboradores y licencias

13.1 Texto• Planeta extrasolar Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Planeta_extrasolar?oldid=84442971 Colaboradores:Qubit, Joseaperez, Oblongo,

Robbot, Sanbec, Dodo, Ascánder, Sms, Rsg, Tano4595, Galio, Valyag, Wricardoh, Dianai, Xenoforme, Rondador, Ivan.Romero, Fmariluis,Balderai, Kordas, FAR, Aeveraal, Rembiapo pohyiete (bot), Magister Mathematicae, Javad, Orgullobot~eswiki, RobotQuistnix, Chobot,Yrbot, BOTijo, YurikBot, Humo, Lin linao, Mcagliani, R0MAN0, YoaR, Zaqarbal, Difyent, Ardosantos, Cheveri, Chlewbot, BOTpoli-cia, CEM-bot, Laura Fiorucci, Jesuson63, Eamezaga, Karshan, Lcmarzulli, FrancoGG, Thijs!bot, Comstock, P.o.l.o., Roberto Fiadone,Albireo3000, Guille, Culebrin, Barrado, Hanjin, JAnDbot, Soulbot, Albertoom, BetBot~eswiki, Muro de Aguas, Gsrdzl, CommonsDelin-ker, Rjgalindo, TXiKiBoT, Concolor, Bot-Schafter, Phirosiberia, Nioger, Idioma-bot, Pólux, Luyten, Zeroth, ElmerHomero, Lmcuadros,VolkovBot, Technopat, Matdrodes, Fernando Estel, Luis1970, AlleborgoBot, Ollo~eswiki, 3coma14, NudoMarinero, Muro Bot, Comu na-cho, YonaBot, BotMultichill, Gerakibot, SieBot, Drinibot, Bigsus-bot, BOTarate, Izmir2, Manwë, Rocstar, Ph03nix1986, Yilku1, Tirithel,Mutari, Antón Francho, Quijav, Makete, Fanattiq, Petruss, BetoCG, Pablo rigel, Nerika, Sethi, Nix92, SilvonenBot, Albano BarcelonaCaballero, Taty2007, AVBOT, Alexman321, LucienBOT, Lycaon.cl, NjardarBot, Diegusjaimes, DumZiBoT, MelancholieBot, Saloca,Andreasmperu, Luckas-bot, Amirobot, Nallimbot, NACLE, Dangelin5, AsturiasVerde, Jmos, LucianoMendez, Lorthand, ArthurBot, Jua-max, Xqbot, Fobos92, Astromusico, Torrente, AstaBOTh15, Googolplanck, TiriBOT, TobeBot, Aldaron, Vubo, BF14, PatruBOT, TjBot,Ripchip Bot, Quantanew, Shining.Star, Foundling, GrouchoBot, Domernaga, EmausBot, Bachi 2805, ZéroBot, Sergio Andres Segovia,Byell~eswiki, Dondervogel 2, Grillitus, JackieBot, Golan Trevize~eswiki, Mecamático, Grammatéus, Josejesusjj, ChuispastonBot, Faqu,Movses-bot, Metrónomo, Pluscuam Perfecto MFA, Antonorsi, MerlIwBot, MetroBot, Minsbot, Ayt2lsdt, MelissaSinMas, Angeldefuego22,Stas1995, Makecat-bot, EduLeo, Jose Maria Graván, Javier Salazar Calle, Rotlink, Baldaquino, Addbot, Romulanus, Saectar, Giliofelix,Alex-unam, Jarould, BenjaBot, JuanLT2045 y Anónimos: 146

13.2 Imágenes• Archivo:201008-2a_PlanetOrbits_16x9-_Transit_timing_of_1-planet_vs_2-planet_systems.ogv Fuente: https://upload.wikimedia.

org/wikipedia/commons/9/96/201008-2a_PlanetOrbits_16x9-_Transit_timing_of_1-planet_vs_2-planet_systems.ogv Licencia: Publicdomain Colaboradores: http://kepler.nasa.gov/multimedia/animations/scienceconcepts/?ImageID=98 Artista original: NASA Ames Re-search Center/Kepler Mission

• Archivo:444226main_exoplanet20100414-a-full.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/444226main_exoplanet20100414-a-full.jpg Licencia: Public domain Colaboradores: http://www.nasa.gov/topics/universe/features/exoplanet20100414-a.html Artista original: NASA/JPL-Caltech/Palomar Observatory

• Archivo:Animation_of_the_planetary_system_around_Sun-like_star_HD_10180.ogv Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e2/Animation_of_the_planetary_system_around_Sun-like_star_HD_10180.ogv Licencia: CC BY 4.0 Colabora-dores: http://www.eso.org/public/videos/eso1035e/ Artista original: ESO/L. Calçada

• Archivo:Artículo_bueno.svg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e5/Art%C3%ADculo_bueno.svg Licencia:Public domain Colaboradores: Circle taken from Image:Symbol support vote.svg Artista original: Paintman y Chabacano

• Archivo:Beta_Pictoris.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a9/Beta_Pictoris.jpg Licencia: CC BY 4.0 Cola-boradores: http://www.eso.org/public/images/eso1024a/ Artista original: ESO/A.-M. Lagrange

• Archivo:Exoplanet_Discovery_Methods_Bar.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/Exoplanet_Discovery_Methods_Bar.png Licencia: Public domain Colaboradores: Trabajo propio Artista original: Aldaron, a.k.a. Aldaron

• Archivo:Exoplanet_Period-Mass_Scatter.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cc/Exoplanet_Period-Mass_Scatter.png Licencia: Public domain Colaboradores: Trabajo propio, based on a figure by E.A.L. and used withpermission Artista original: Aldaron, a.k.a. Aldaron

• Archivo:GJ_758_System_-_Labeled.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/39/GJ_758_System_-_Labeled.jpg Licencia: CC BY 3.0 Colaboradores: http://www.mpia-hd.mpg.de/Public/Aktuelles/PR/2009/PR091203/PR091203os.jpg Artista ori-ginal: Max Planck Institute for Astronomy

• Archivo:Kepler22b-artwork.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1e/Kepler22b-artwork.jpg Licen-cia: Public domain Colaboradores: http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/multimedia/images/kepler-22b.html Artista original:NASA/Ames/JPL-Caltech

• Archivo:Morgan-Keenan_spectral_classification.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8b/Morgan-Keenan_spectral_classification.png Licencia: CC-BY-SA-3.0 Colaboradores: ? Artista original: ?

• Archivo:Planet_Discovery_Neighbourhood_in_Milky_Way_Galaxy.jpeg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/05/Planet_Discovery_Neighbourhood_in_Milky_Way_Galaxy.jpeg Licencia: Public domain Colaboradores:http://planetquest.jpl.nasa.gov/atlas/images/galaxy-graphic.jpg Artista original: NASA Jet Propulsion Laboratory

• Archivo:Planet_reflex_200.gif Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3f/Planet_reflex_200.gif Licencia: CC BY-SA 3.0 Colaboradores: Trabajo propio Artista original: Rnt20

• Archivo:Planet_sizes.svg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f6/Planet_sizes.svg Licencia: Public domain Cola-boradores:

• Planetsizes.jpg Artista original: Planetsizes.jpg: Marc Kuchner/NASA GSFC• Archivo:Planeta_extrasolar_y_satelite_similar_a_la_tierra.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ea/

Planeta_extrasolar_y_satelite_similar_a_la_tierra.jpg Licencia: GFDL Colaboradores: Trabajo propio Artista original: Lucianomendez• Archivo:Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/12/Primera_foto_

planeta_extrasolar_ESO.jpg Licencia: CC BY 4.0 Colaboradores: Originally from es.wikipedia; description page is/was here (original sour-ce). Artista original: The original uploader was Ascánder de Wikipedia en español

24 13 TEXTO E IMÁGENES DE ORIGEN, COLABORADORES Y LICENCIAS

• Archivo:The_Star_AB_Pictoris_and_its_Companion_-_Phot-14d-05-normal.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/11/The_Star_AB_Pictoris_and_its_Companion_-_Phot-14d-05-normal.jpg Licencia: CC BY 4.0 Colaboradores: http://www.eso.org/public/images/eso0515d/ Artista original: ESO

• Archivo:The_Sub-Stellar_Companion_to_GQ_Lupi.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ad/The_Sub-Stellar_Companion_to_GQ_Lupi.jpg Licencia: CC BY 4.0 Colaboradores: https://www.eso.org/gallery/v/ESOPIA/Stars/phot-10a-05-fullres.jpg.html Artista original: ESO

13.3 Licencia de contenido• Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0