Planeta extrasolar

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Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita
una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece
al Sistema Solar. Los
planetas extrasolares se convirtieron en objeto de investigación científica en
el siglo XIX. Muchos astrónomos suponían que
existían, pero no había forma de saber qué tan comunes eran o cómo podrían ser
similares a los planetas de nuestro sistema solar. La primera detección
confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa
terrestre orbitando el pulsar PSR B1257+12.[1]
La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de
una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995 por los los
astrónomos Michel Mayor y Didier
Queloz,[2]
el planeta descubierto fue 51 Pegasi b. Desde entonces
se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas.

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

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

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

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

Hasta septiembre de 2010 se han descubierto 413 sistemas planetarios
que contienen un total de 490 cuerpos planetarios, 49[3]
de estos sistemas son múltiples y 20 de estos planetas están por encima de las
13  MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que
muy probablemente sean enanas marrones.[4]

La mayoría de planetas extrasolares conocidos
son gigantes gaseosos igual
o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas
muy cercanas a su estrella y períodos orbitales
muy cortos, también conocidos como Júpiteres calientes.
Sin embargo, se cree que ello es resultado de sesgo de información
creado por los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente a
planetas de este tamaño que a planetas terrestres más pequeños. Con todo,
exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las
capacidades de detección y el tiempo de estudio aumentan. El primer sistema
extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon
Andromedae.

De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que
orbitar una estrella.[5]
Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no
ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido expulsados
del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina
frecuentemente como planetas errantes o planetas
interestelares y no son objeto de estudio en el presente artículo.

La NASA adelantó
en junio de 2010 que la Sonda Kepler, puesta
en órbita en marzo de 2009, detectó indicios de 706 exoplanetas nuevos en sus
primeros 43 días de funcionamiento, 400 de los cuales tienen dimensiones entre
las de Neptuno y la Tierra. Los resultados
oficiales de esta misión serán publicados en febrero de 2011,[6]
[7]
pero los resultados provisionales indican que al menos 60 de los planetas
detectados tendrán un tamaño similar al de la tierra (el doble del tamaño
terrestre, o menos).[8]

Hasta abril del 2010, Gliese 581 d, el cuarto
planeta de la estrella enana roja Gliese
581, parece ser el mejor ejemplo conocido de un probable planeta terrestre orbitando
dentro de la zona habitable que
rodea a su estrella. Aunque las primeras observaciones del planeta lo situaban
fuera de dicha zona, mediciones adicionales sugieren que puede residir
dentro.[9]

Contenido

1 Historia

1.1 Descubrimientos
retractados

1.2 Descubrimientos
confirmados

2 Métodos de
detección

2.1 Velocidades
radiales

2.2 Astrometría

2.3 Tránsitos

2.4 Variación en el tiempo
de tránsito (VTT)

2.5 Medida de pulsos de
radio de un pulsar

2.6 Binaria
eclipsante

2.7 Microlentes
gravitacionales

2.8 Perturbaciones
gravitacionales en discos de polvo

2.9 Detección visual
directa

3 Nomenclatura

4 Definición

5 Propiedades
generales

5.1 Número de estrellas con
planetas

5.2 Características de las
estrellas que albergan planetas

5.3 Temperatura y
composición

5.4 Distribución de
masa

5.5 Características
físicas

5.6 Parámetros
orbitales

5.7 Preguntas sin
respuesta

6 Descubrimientos
notables

6.1 1988

6.2 1989

6.3 1992

6.4 1995

6.5 1996

6.6 1998

6.7 1999

6.8 2001

6.9 2003

6.10 2004

6.11 2005

6.12 2006

6.13 2007

6.14 2008

6.15 2009

6.16 2010

7 Observatorios y
métodos

8 Misiones

9 Clasificaciones

10 Véase también

11 Notas

12 Referencias

13 Enlaces
externos

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Historia

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Descubrimientos
retractados

No confirmados hasta 1992, los planetas extrasolares han sido desde hace
mucho tiempo un tema de discusión y especulación. En el siglo XVI, el filósofo
italiano Giordano Bruno, uno de
los primeros partidarios de la teoría de Copérnico
de que la Tierra y los otros planetas órbitan al Sol, este presentó la opinión de que
las estrellas fijas son similares al Sol y que también son acompañados por sus
propios planetas.[10]
En el siglo XVIII la misma posibilidad fue mencionada por Isaac
Newton en el ensayo "Escolio
General", que incluía en su Principia
. Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió "Y si las
estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todos ellos se construirá
de acuerdo con un diseño similar y con sujeción al dominio de Uno.[11]
Las alegaciones de detecciones de exoplanetas se han hecho desde el siglo XIX.
Algunos de los primeros en involucran a la estrella binaria 70
Ophiuchi. En 1855 el capitán W. S. Jacob en el Observatorio
de Madrás de la Compañía
Británica de las Indias Orientales reportaron que las anomalías orbitales
hacían "muy probable" que exista un "cuerpo planetario" en este sistema.[12]
En la década de 1890, Thomas JJ
See de la Universidad de
Chicago y el Observatorio
Naval de los Estados Unidos declaró que las anomalías orbitales probaban la
existencia de un cuerpo oscuro en el sistema de 70 Ophiuchi con un periodo de
orbital de 36 años alrededor de una de las estrellas.[13]
Sin embargo, Forest
Ray Moulton publicó luego un documento que demostraba que un sistema de tres
cuerpos con esos parámetros orbitales sería altamente inestable.[14]
Durante los años 1950 y 1960, Peter van de Kamp de
Swarthmore
College hizo otra serie importante de los alegaciones de detección, esta vez
por planetas que orbitan la estrella Barnard..[15]
Ahora los astrónomos se refiere en general que todos los informes iniciales de
detección eran erróneos.[16]
En 1991, Andrew
Lyne, M. Bailes y S.L. Shemar afirmó haber descubierto un planeta
pulsar en órbita alrededor de PSR
1829-10, usando el métodos de la variaciones de un pulsar.[17]
La alegación recibió brevemente una intensa atención, pero Lyne y su equipo
pronto se retractaron.[18]

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Descubrimientos
confirmados

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

Aleksander
Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos
sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR
1257+12[1]
. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue
toda una sorpresa. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la
explosión de la supernova que produjo el
púlsar.

Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia
principal fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición
entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue
anunciado por Michel Mayor y Didier
Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella
principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b[19]
. Unos meses más tarde el equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de
California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por
encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en
prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados
en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.

En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA
desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de
planetas, así como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero
descubierto hasta la fecha: Gliese 876 d)[20]
. Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot[21]
[22]
,y la misión norteamericana Kepler[23]
, ambas utilizando el sistema de tránsitos. La
ambiciosa misión Darwin/TPF,
prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las atmósferas
de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre
mediante el análisis espectral
de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones
profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el
tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

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Métodos de
detección

Los planetas son fuentes de luz muy tenue en comparación con sus estrellas.
En longitudes de onda visibles, por lo general tienen menos de una millonésima
del brillo de su estrella madre. Es sumamente difícil detectar este tipo de
fuente de luz tenue, y, además, la estrella madre tiene una luz deslumbrante que
casi lo hace imposible.

Por las razones expuestas, los telescopios han fotografiado directamente no
más de una decena de exoplanetas. Esto sólo ha sido posible para planetas que
son especialmente grandes (por lo general mucho más grande que Júpiter) y muy
distantes de su estrella madre. La mayoría de los planetas con imágenes directas
también son muy calientes, por lo que emiten una intensa radiación infrarroja,
entonces las imágenes han sido hechas en infrarrojos en vez de longitudes de
onda visibles, con el fin de reducir el problema del resplandor de la estrella
madre.

Por el momento, sin embargo, la gran mayoría de los planetas extrasolares
conocidos sólo han sido detectadas a través de métodos indirectos. Los
siguientes son los métodos indirectos que han demostrado ser útiles:

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Velocidades radiales

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

Este método se basa en el efecto doppler[24]
[25]
. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza
gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del
sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves
cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros
(corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Este método ha
sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en
los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal, por lo que sólo
puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.

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Astrometría

Dado que la estrella gira sobre el centro
de masa se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar
de la estrella. A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas.En 2002, el Telescopio
espacial Hubble tuvo éxito en el uso de astrometría para caracterizar un
planeta descubierto previamente alrededor de la estrella Gliese 876. [26]

[editar]
Tránsitos

Esta animación de alta definición (720p)
muestra la impresión artística del exoplaneta en tránsito COROT-9b. La primera serie
muestra el planeta mientras órbita alrededor de su estrella, mientras que la
segunda destaca el tránsito del
planeta.

Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios
en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de ella.[27]
El método de tránsitos, junto
con el de la velocidad radial, pueden utilizarse para caracterizar mejor la
atmósfera de un planeta, como en los casos de HD209458b[28]
y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Este método, al igual que el de la
velocidad radial, encuentra de forma más eficiente planetas de gran volumen,
pero tiene la ventaja de que la cercanía del planeta a la estrella no es
relevante, por lo que el espectro de planetas que puede detectar aumenta
considerablemente. Los avances tecnológicos en fotometría[29]
han permitido que la sonda Kepler[23]
El coste de la operación ha sido estimado en 600 millones de dólares[30]
, lanzada en 2009, tenga sensibilidad suficiente como para detectar planetas del
tamaño de la tierra, hecho que se espera que suceda al término de su misión, a
finales de 2012.

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Variación en el tiempo
de tránsito (VTT)

VTT es una variación sobre el método del tránsito, donde las variaciones en
el tránsito de un planeta puede ser utilizado para detectar otro. El primer
candidato planetario descubierto de esta manera es el exoplaneta WASP-3c,
utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en el Observatorio
Rozhen, el Observatorio
de Jena y el Centro
de Torun de Astronomía.[31]
Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas como la Tierra o
exolunas.[31]

[editar]
Medida de
pulsos de radio de un pulsar

Un pulsar (es el pequeño remanente,
ultradenso de una estrella que ha explotado como una supernova) emite ondas de
radio muy regularmente a medida que gira. Leves anomalías en el momento de sus
pulsos de radio que se observan pueden ser utilizados para rastrear los cambios
en el movimiento del pulsar causado por la presencia de planetas.[32]

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Binaria eclipsante

Si un planeta tiene una órbita de gran tamaño que la lleva alrededor de dos
miembros de un sistema de estrella doble
eclipsantes, entonces el planeta se puede detectar a través de pequeñas
variaciones en el momento de los eclipses de las estrellas entre sí.[33]
[34]
[35]
. Hasta diciembre de 2009, dos planetas se han encontrado por este método.

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Microlentes
gravitacionales

El efecto de lente gravitacional
ocurre cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para
aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método
funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El
principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son
repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado
adicionalmente por alguno de los métodos anteriores. Esta estrategia tuvo éxito
en la detección del primer planeta de masa baja en una órbita ancha, designado
OGLE-2005-BLG-390Lb.[36]

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Perturbaciones
gravitacionales en discos de polvo

En estrellas jóvenes con discos circumestelares de polvo a su alrededor es
posible detectar irregularidades en la distribución de material en el disco
circumestelar ocasionadas por la interacción gravitatoria con un planeta. Se
trata de un mecanismo similar al que actúa en el caso de los satélites pastores de
Saturno. De este modo
ha sido posible inferir la presencia de un planeta orbitando la estrella Beta pictoris[37]
[38]
y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956)[39]
[40]
. En estrellas aún más jóvenes la presencia de un planeta gigante en formación
sería detectable a partir del hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de
acrecimiento.

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Detección visual
directa

Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de los planetas extrasolares
ha sido uno de los objetivos más deseados de la investigación exoplanetaria. Las
fotografías ya sea de luz visible o infrarrojas podrían revelar
mucha más información sobre un planeta que cualquier otra técnica conocida. Sin
embargo esto ha revelado ser mucho más difícil técnicamente que cualquiera de
las otras técnicas disponibles. Las razones de esto son varias, pero entre las
principales, se encuentra la diferencia entre el brillo de las estrellas y el de los planetas.
En el espectro de la luz visible, una estrella
promedio es miles de millones de veces más brillante que cualquiera de sus
hipotéticos planetas, y hasta hace poco ningún detector podía identificar los
planetas a partir del brillo estelar.

La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es una fotografía
infrarroja tomada a la enana marrón 2M1207 por el Very Large
Telescope en 2004. El cuerpo fotografiado (2M1207b)[41]
[42]
, es un joven planeta de gran masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la estrella 2M1207. Este planeta
está a unos 2500 Kelvin de temperatura,
debido a su reciente formación, calculada en aproximadamente 10 millones de
años. Los expertos consideran 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 emiten cantidades comparables de
radiación infrarroja, pues la estrella es una enana marrón, y el planeta es
todavía muy cálido, y por tanto, ambas son claramente visibles en la fotografía.
Sin embargo, planetas de edad y órbitas comparables a la terrestre son todavía
imposibles de detectar.

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Nomenclatura

El sistema utilizado en la literatura científica para nombrar a los planetas
extrasolares es casi el mismo que el sistema utilizado para nombrar a estrellas binarias.
La única modificación es que se utilizan letras minúsculas
para el planeta en lugar de letras mayúsculas que
se utilizan para las estrellas. La letra minúscula se coloca después del nombre
de la estrella, comenzando con la letra "b" a partir del primer planeta
encontrado en el sistema (por ejemplo, 51 Pegasi b)[43]
; se salta la letra "a" para evitar cualquier confusión con la estrella
primaria. El siguiente planeta en el sistema se etiqueta con la siguiente letra
del alfabeto. Por ejemplo, cualquier planeta adicional encontrado alrededor de
51 Pegasi
seria catalogado como 51 Pegasi c y 51 Pegasi d, y así sucesivamente. Si dos
planetas se descubren al mismo tiempo, el más cercano a la estrella se le asigna
la letra siguiente, seguido por el planeta más lejano. En algunos casos un
planeta ha sido encontrado más cerca de su estrella que otros planetas ya
conocidos, por lo que el orden de las letras no sigue el orden de los planetas
desde la estrella. Por ejemplo, en el sistema 55 Cancri, el planeta más
recientemente descubierto se conoce como 55 Cancri f, a pesar de que
está más cerca de la estrella que 55 Cancri d. Hasta agosto
del 2010, la mayor letra en uso es "h", aplicada a dicho planeta HD 10180
h.[44]

Si un planeta gira alrededor de un miembro de un sistema de estrellas
múltiples, entonces, una letra mayúscula para la estrella será seguida por una
letra minúscula para el planeta. Los ejemplos incluyen los planetas 16 Cygni
Bb[45]
y 83
Leonis Bb[46]
. Sin embargo, si el planeta orbita la estrella principal del sistema, y las
estrellas secundarias fueron descubiertas, ya sea después del planeta, o están
relativamente lejos, de la estrella primaria y el planeta, entonces, la letra
mayúscula se suele omitir. Por ejemplo, Tau Bootis
b[47]
órbita un sistema binario, pero porque la estrella secundaria, fue descubierta
después que el planeta y esta se encuentra muy lejos de la estrella primaria y
el planeta, el término "Tau Bootis Ab" se usa muy infrecuentemente.

Sólo dos sistemas planetarios tienen planetas que se denominan de forma
inusual. Antes del descubrimiento de 51 Pegasi b en 1995, dos planetas
púlsares (PSR B1257 +12 B y PSR B1257 +12 C)[1]
fueron descubiertos a partir de las medidas de radio de su estrella muerta. Como
no había manera oficial de nombrar a los planetas en el momento, se les llamo
"B" y "C", similar a como los planetas se denominan en la actualidad. Sin
embargo, se utilizaron letras mayúsculas,
probablemente por la forma en que las estrellas binarias son nombradas. Cuando
un tercer planeta fue descubierto, fue designado PSR
B1257 +12 A (simplemente porque el planeta estaba más cerca que los otros
dos).[48]

Por último, varios planetas han recibido nombres oficiales comparables a los
de los planetas en el sistema solar. Entre los
planetas notables que se han dado esos nombres son Osiris (HD 209458 b), Belerofonte (51 Pegasi b), y
Matusalén (PSR B1620-26
b)[49]
. La Unión
Astronómica Internacional (UAI) actualmente no tiene planes para asignar
oficialmente nombres de este tipo a los planetas extrasolares, teniendo en
cuenta que no sería práctico. [50]

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Definición

La definición oficial de
planeta de la Unión
Astronómica Internacional (UAI) sólo cubre el Sistema Solar y por lo
tanto no asume ninguna postura sobre los exoplanetas.[51]
[52]
Hasta abril del 2010, la única declaración de definición emitida por la Unión
Astronómica Internacional que pertenece a los exoplanetas es una definición de
trabajo publicada en el 2001 y modificada en el 2003.[53]
Esta definición contiene los siguientes criterios:

Los objetos con masas reales por debajo de la masa límite para la fusión
termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para
objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas o remanentes estelares son
planetas (no importa cómo se formaron). La masa mínima / tamaño requerido para
que un objeto extrasolar sea considerado como un planeta debe ser la misma que
la utilizada en nuestro sistema solar.

Los objetos sub-estelares con masas reales por encima de la masa límite
para la fusión termonuclear del deuterio son "enanas marrones", no importa
cómo se formaron ni dónde están ubicados.

Los objetos que flotan libremente en cúmulos de estrellas jóvenes con
masas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio no
son planetas, pero son sub-enanas marrones (o el nombre 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 estrellas o enanas marrones. (También
han habido varios reportes de detecciones de objetos de masa planetaria, a
veces llamados "planetas errantes"
que no órbitan cualquier cuerpo padre.[54]
Algunos de estos pueden haber pertenecido a un sistema planetario de una
estrella antes de ser expulsados de ella.)

Sin embargo, cabe señalar que la definición de trabajo de la IAU no
es universalmente aceptada. Una sugerencia alternativa es que los planetas deben
distinguirse de las enanas marrones sobre la
base de la formación. La creencia generalizada es que los planetas gigantes se
forman a través de la acreción del núcleo, y este proceso a veces puede producir
planetas con masas por encima del umbral de fusión del deuterio;[55]
[56]
planetas masivos de este tipo puede que ya hallan sido observados.[57]
Este punto de vista también admite la posibilidad de sub-enanas marrones,
que tienen masas planetarias, pero que se forman como las estrellas por el
colapso directo de las nubes de gas.

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Propiedades
generales

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Número de
estrellas con planetas

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

Los programas de búsqueda de planetas han descubierto planetas orbitando
alrededor de una fracción sustancial de las estrellas que han estudiado. Sin
embargo, la fracción total de estrellas con planetas es incierta debido a efectos de
selección observacional. El método de velocidad radial y el método de
tránsito (que entre ellos son responsable de la gran mayoría de las detecciones)
son más sensibles a los grandes planetas en órbitas pequeñas. Por esa razón,
muchos exoplanetas conocidos son del tipo "Júpiter caliente":planetas de
alrededor de la masa de Júpiter en órbitas
muy pequeñas, con períodos de solamente 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 estrella de secuencia principal
de clases
espectrales F, G o K sin un compañero estelar cercano.[58]
El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la
posibilidad de vida
extraterrestre.[59]
se estima además que entre 3% a 4.5% de estrellas parecidas al sol poseen un
planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde "planeta
gigante" significa un planeta de por lo menos treinta masas de la tierra.[60]

La fracción de estrellas con planetas más pequeños o más alejados sigue
siendo difícil de estimar. Extrapolando los resultados se sugiere que los
planetas pequeños (con similar masa a la de la Tierra) son más comunes que los
planetas gigantes. También parece que los planetas en órbitas de gran tamaño
pueden ser más comunes que los en pequeñas órbitas.De acuerdo con tal
extrapolación, se estima que quizás el 20% de las estrellas parecidas al sol
tienen por lo menos un planeta gigante, mientras que por lo menos el 40% pueden
tener planetas de masas más bajas.[60]
[61]
[62]

Independientemente de la fracción exacta de las estrellas con planetas, el
número total de exoplanetas debe ser muy grande. Desde nuestra propia galaxia la Vía
Láctea tiene al menos 100 mil millones de estrellas, debería también de
contener miles de millones de planetas si no cientos de miles de millones de
ellos.

[editar]
Características
de las estrellas que albergan planetas

La clasificación espectral de Morgan-Keenan

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas más o menos
similares a nuestro Sol, es decir, estrellas de secuencia
principal de categorías
espectrales F, G o K. Una razón es simplemente que los programas de búsqueda
de planetas han tendido a concentrarse en tales estrellas. Pero incluso después
de tomar esto en cuenta, el análisis estadístico indica que las estrellas de
menor masa (enana roja, de categoría estelar
M) son menos propensas a tener planetas o tienen planetas que son ellos mismos
de menor masa y por lo tanto más difíciles de detectar.[63]
Observaciones recientes del Telescopio
Espacial Spitzer indican que las estrellas de categoría estelar
O, que son mucho más calientes que nuestro Sol, producen un efecto
de foto-evaporación que inhibe la formación planetaria.[64]

Las estrellas están compuestas principalmente de elementos ligeros como el hidrógeno y
el helio. También
contienen una pequeña fracción de elementos más pesados como el hierro, y esta fracción se
refiere a la metalicidad de una estrella
. Estrellas de más alta metalicidad son mucho más propensas a tener planetas y
los planetas que tienen, tienden a ser más masivos que las de estrellas de menor
metalicidad.[58]
El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la
posibilidad de la vida
extraterrestre.[65]
También se ha demostrado que las estrellas con planetas tienen más
probabilidades de ser deficientes en litio.[66]

[editar]
Temperatura y
composición

Comparación de tamaños de los planetas con diferentes composiciones

Es posible calcular la temperatura de un exoplaneta basado en la intensidad
de la luz que recibe de su estrella madre. Por ejemplo, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb
se estima que tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 ° C
(aproximadamente 50 K). Sin embargo, estas estimaciones pueden estar
sustancialmente en un error porque dependen del albedo por lo general desconocido
del planeta, y debido a factores tales como el efecto invernadero
pueden introducir complicaciones desconocidas. Pocos planetas han tenido su
temperatura medida por la observación de la variación en la radiación infrarroja
a medida que el planeta se mueve en su órbita y se ve eclipsado por su estrella
madre. Por ejemplo, en el planeta HD 189733b, se ha encontrado
que tiene una temperatura media de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) en su lado diurno y
973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) en su lado nocturno.[67]

Si un planeta es detectable por tanto la velocidad radial y los métodos de
tránsito, entonces, su verdadera masa y su radio se pueden medir y como
resultado se puede conocer la densidad del planeta. Los planetas con baja
densidad se infieren a estar formados principalmente por hidrógeno y helio
mientras que los planetas de densidad intermedia se infiere que tienen el agua
como un gran componente. Un planeta de alta densidad se cree que es rocoso, como
la Tierra y los otros planetas
terrestres del Sistema Solar.

Las mediciones espectroscópicas se
pueden utilizar para estudiar la composición atmosférica de un planeta en
tránsito.[68]
De esta manera se han detectado en las atmósferas de diferentes exoplanetas: el
vapor de agua, vapor de sodio, metano y dióxido de carbono. La técnica
posiblemente podría descubrir características atmosféricas que sugieren la
presencia de la vida en un exoplaneta, pero ese descubrimiento no ha sido hecho
aun.

Otra línea de información sobre las atmósferas exoplanetarias proviene de las
observaciones de funciones
orbitales de fase. Los planetas extrasolares tienen fases similares a las
fases de la Luna. Al
observar la variación exacta de brillo con la fase, los astrónomos pueden
calcular los tamaños de las partículas en las atmósferas de tales planetas.

Por otra parte, la luz estelar se polariza cuando interactúa con las
moléculas de la atmósfera, lo que podría ser detectado con un polarímetro. Hasta
ahora, solo un planeta ha sido estudiado por este método.

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Distribución de
masa

Cuando un planeta se encuentra por el método de la velocidad radial, su
inclinación orbital i es desconocida. El método no puede determinar la masa
cierta del planeta, sino que da su masa mínima M sin i.
En algunos casos un exoplaneta aparente en realidad puede ser un objeto más
masivo, como una enana marrón o enana roja. Sin embargo, estadísticamente el
factor de sini toma un valor promedio de π / 4≈0,785 y por lo tanto la
mayoría de los planetas tienen masas ciertas, bastante cerca de la masa
mínima.[60]
Por otra parte, si la órbita del planeta es casi perpendicular al cielo (con una
inclinación de cerca de 90°), el planeta también puede ser detectado mediante el
método del tránsito. La inclinación a continuación, se dará a conocer, y se
puede determinar la masa real del planeta. Además, las observaciones
astrométricas y las consideraciones dinámicas en sistemas de múltiples planetas
a veces pueden ser usadas para restringir la masa real de un planeta.

La gran mayoría de los exoplanetas detectados hasta ahora tienen masas
elevadas. Todos los detectados desde enero de 2010, con excepción de veinticinco
de ellos, tienen más de diez veces la masa de la Tierra.[4]
Muchos son considerablemente más masivos que Júpiter, el planeta más masivo del
Sistema Solar. Sin
embargo, estas altas masas son en gran parte debido a un efecto de selección
observacional: todos los métodos de detección son mucho más sensibles para el
descubrimiento de planetas masivos. Este sesgo hace difícil el análisis
estadístico, pero parece que los planetas de masa baja son en realidad más
comunes que los de mayor masa al menos dentro de un rango de masas amplio que
incluye a todos los planetas gigantes. Además, el hecho de que los astrónomos
han descubierto varios planetas de sólo unas pocas veces más masivos que la
Tierra, a pesar de la gran dificultad de detectarlos, indica que estos planetas
son bastante comunes.[58]

Los resultados de los primeros 43 días de la misión
Kepler "implican que pequeños planetas candidatos con períodos de menos de
30 días son mucho más comunes que los candidatos a planetas grandes con períodos
de menos de 30 días y que los descubrimientos hechos desde tierra están
mostrando la larga distribución de tamaños".[69]

Una conferencia de los investigadores del Proyecto Kepler en julio
de 2010 evidenció que la distribución de masas encontrada en los planetas
extrasolares es muy similar a la que observamos en nuestro sistema solar,[nota 1] con gran cantidad de planetas de
tamaño similar al terrestre. Según estos últimos datos, las estimaciones arrojan
unos 100 millones de planetas de tamaño similar a la Tierra sólo en nuestra
galaxia.

[editar]
Características
físicas

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

Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la
mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y
órbitas excéntricas muy cercanas a la estrella central. El método de las
velocidades radiales favorecía el descubrimiento de planetas gigantes muy
cercanos a su estrella central, algunos de ellos en órbitas más pequeñas que la
órbita de Mercurio. Estos
planetas se llaman a veces Júpiteres
calientes. En los últimos años los astrónomos han podido refinar sus
métodos encontrando sistemas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo,
una fracción importante de los sistemas planetarios posee planetas gigantes en
órbitas pequeñas, muy diferentes a nuestro sistema solar. La detección de
planetas tipo terrestre permanece fuera de las capacidades tecnológicas
actuales. En todo caso todos los planetas extrasolares detectados hasta la fecha
son gigantes gaseosos, sus
masas son grandes, comparables a la de Júpiter aunque
típicamente más masivos. Recientemente se han descubierto nuevos candidatos
planetarios con masas de unas 15 veces la masa terrestre, es decir, comparables
a Neptuno y también
candidatos con hasta 2 veces la masa de la Tierra, que corresponde a la
categoría de Súper-Tierras.[9]

Los objetos más masivos y cercanos a la estrella principal han revolucionado
las teorías sobre formación planetaria. Existe un cierto consenso sobre la
formación de estos planetas en órbitas más externas y su migración temprana
hacia las órbitas interiores. Esta migración está determinada por la interacción
gravitatoria con el disco circumestelar
de material en el que se forma el planeta. En este apartado parece haber una
cierta relación entre la metalicidad de la estrella
central y la presencia de planetas.

El planeta extrasolar HD 209458 b, también llamado
Osiris, es un planeta
del tipo Júpiter caliente con la masa de un gigante gaseoso pero orbitando muy
cerca de su estrella principal. El planeta pasa por delante de su estrella
periódicamente ofreciendo tránsitos con los que se ha podido obtener una mayor
información sobre su órbita, tamaño y atmósfera.

[editar]
Parámetros
orbitales

La mayoría de los planetas candidatos extrasolares conocidos han sido
descubiertos usando métodos indirectos, por lo que sólo algunos parámetros
físicos y orbitales se pueden determinar. Por ejemplo, de los seis parámetros
elementales independientes que definen una órbita, el método de velocidad radial
puede determinar cuatro: Semieje mayor, excentricidad,
longitud del
periastro, y la hora del periastro. Dos parámetros siguen siendo
desconocidos: inclinación y longitud del
nodo ascendente.

Muchos exoplanetas tienen órbitas con semiejes mayor muy pequeñas, y están
mucho más cerca de su estrella madre que cualquier otro planeta en nuestro
sistema solar esta del sol. Este hecho, sin embargo, se debe principalmente a la
selección de observación: El método de velocidad radial es más sensible a
planetas con órbitas pequeñas. Los astrónomos quedaron inicialmente muy
sorprendidos por estos Júpiteres calientes
pero ahora está claro que la mayoría de los exoplanetas (o, al menos, la mayoría
de los exoplanetas de gran masa) tienen órbitas más grandes, algunos ubicados en
zonas habitables, donde puede existir el agua líquida y la vida[60]
Parece plausible que en la mayoría de los sistemas exoplanetarios, hay uno o dos
planetas gigantes con órbitas de dimensiones comparables 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 exoplanetas con periodos orbitales cortos (de 20 días o menos) tienen
órbitas casi circulares de excentricidad muy baja. Que se cree que es debido a
la circularización de marea un efecto en el que la interacción gravitatoria
entre dos cuerpos reduce gradualmente su excentricidad orbital. Por el
contrario, la mayoría de los exoplanetas conocidos con períodos orbitales mas
largos tienen órbitas muy excéntricas. Esto no es un efecto de selección
observacional ya que un planeta puede ser detectado de igual manera con
independencia de la excentricidad de su órbita. La prevalencia de las órbitas
elípticas es un gran enigma, ya que las teorías actuales de formación planetaria
sugieren fuertemente que los planetas deben formarse con órbitas circulares (es
decir, no excéntricas). Una teoría es que los compañeros pequeños, como las
enanas T ( enana marrón que contiene
metano) se pueden ocultar en los sistemas planetarios y pueden causar que las
órbitas de los planetas sean extremas.[71]

La prevalencia de órbitas excéntricas también puede indicar que nuestro
sistema solar es algo inusual, ya que todos sus planetas con excepción de Mercurio tienen
órbitas casi circulares.[58]
Sin embargo, se ha sugerido que algunos de los altos valores de excentricidad
divulgados para los exoplanetas pueden ser sobrestimaciones, desde que la
demostración hecha en simulaciones muestra que muchas observaciones son también
consistentes con dos planetas en órbitas circulares. Los planetas divulgados
como planetas únicos moderadamente excéntricos tienen una posibilidad del ~15%
de ser parte de una pareja.[72]
Esta interpretación es especialmente probable si los dos planetas órbitan con
una resonancia del 2:1. Un grupo de astrónomos ha concluido que "(1) alrededor
del 35% de las soluciones excéntricas publicadas para un solo planeta es
estadístico indistinguible de sistemas planetarios en resonancia orbital
del 2:1, (2) otro 40% no se puede distinguir estadísticamente de una solución
orbital circular" y "(3) los planetas con masas comparables a la tierra se
podrían ocultar en las soluciones orbitales conocidas de planetas con masas de
super-Tierras excéntricas y de Neptuno."[73]

Mediante la combinación de mediciones de velocidad astrométricas y radial, se
ha constatado que, a diferencia del sistema solar, los planetas no deben moverse
necesariamente en órbitas en el mismo plano orbital alrededor de
su estrella, pero pueden tener inclinaciones muy
dispares.[74]

Se ha encontrado que varios Júpiter calientes
tienen la órbita
retrógrada y esto pone en duda las teorías sobre la formación de los
sistemas planetarios.[75]
Mediante la combinación de nuevas observaciones con los datos antiguos se
encontró que más de la mitad de todos los "Júpiter calientes" estudiados tienen
órbitas que están desalineadas con el eje de rotación de sus estrellas, y seis
exoplanetas en este estudio tienen movimiento retrógrado.

Este gráfico de habitabilidad
planetaria muestra donde la vida podría existir en planetas extrasolares
sobre la base de nuestro propio sistema solar y la vida en la Tierra.

[editar]
Preguntas sin
respuesta

Muchas preguntas sin respuesta siguen acerca de las propiedades de los
exoplanetas, como los detalles de su composición y la probabilidad de poseer lunas. Otra cuestión es
si podrían soportar la vida. Varios planetas tienen órbitas en la zona habitable
de su estrella madre donde debe ser posible que las condiciones similares a la
Tierra prevalezcan. La mayoría de los planetas son planetas gigantes similares a
Júpiter más que del tamaño de la Tierra, y si estos planetas tienen grandes
lunas, los satélites podrían ser una morada más plausible para la vida.

Varios cálculos se han hecho en cuanto a cuántos planetas podrían sostener
vida sencilla o incluso vida inteligente. Por ejemplo, el Dr. Alan
Boss del Instituto
Carnegie de Ciencias estima que puede haber cien mil millones de planetas
terrestres en nuestra Vía Láctea, muchas de
ellas con formas de vida simple. Asimismo cree que podría haber miles de
civilizaciones en nuestra galaxia. Un trabajo reciente de Duncan Forgan de la Universidad de
Edimburgo también ha tratado de estimar el número de civilizaciones
inteligentes en nuestra galaxia. La investigación sugiere que podría haber miles
de ellos.[76]
Sin embargo, debido a la gran incertidumbre sobre el origen y desarrollo de la
vida y la inteligencia, todas las estimaciones, debe ser considerado como
extremadamente especulativas. Aparte de la hipótesis de una civilización
extraterrestre que está emitiendo señales de gran alcance, la detección de vida
en distancias interestelares es una tarea técnica tremendamente desafiante que
no será factible por muchos años, incluso si ese tipo de vida es habitual.

[editar]
Descubrimientos
notables

Cantidad de exoplanetas descubiertos hasta la fecha: 490.[77]

[editar]
1988

Gamma Cephei Ab: Las
variaciones de velocidad radial de la estrella Gamma
Cephei fueron anunciados en 1989, consistente con un planeta en una órbita
de 2,5 años.[78] Sin embargo la clasificación errónea
de la estrella como una estrella gigante
junto con una subestimación de la órbita de la binaria Gamma Cephei que
implicaba que la órbita del planeta sería inestable, llevó a que la existencia
del planeta se considerase como un artefacto de la rotación estelar. El
planeta no fue confirmado hasta el 2002.[79] [80]

[editar]
1989

HD
114762 b: Este objeto tiene una masa mínima de 11 veces la masa de Júpiter
y tiene una órbita 89-días. En el momento de su descubrimiento fue considerado
como una probable enana marrón,[81] aunque posteriormente ha sido
incluida en los catálogos de los planetas extrasolares.[82] [83]

[editar]
1992

PSR B1257+12: El primer
descubrimiento de planetas extrasolares confirmados se hizo cuando un sistema
de planetas de masa terrestre se anunció al estar presentes alrededor del púlsar
de milisegundos PSR B1257+12.[1]

[editar]
1995

51
Pegasi b: El primer descubrimiento confirmado de un planeta alrededor de
una estrella del tipo solar, un Júpiter caliente con una órbita de 4,2
días.[9]

[editar]
1996

47 Ursae Majoris b:
Este planeta similar a Júpiter fue el primer planeta de largo periodo
descubierto, orbitando a 2,11 UA de la estrella con una excentricidad de
0,049. Hay un segundo compañero que orbita a 3,39 AU, con la excentricidad de
0,220 ± 0,028 y un periodo de 2190 ± 460 días.

[editar]
1998

Gliese 876 b: El primer
planeta descubierto que orbita alrededor de una estrella enana roja (Gliese
876). Su órbita es más cercana a la estrella que Mercurio es del
sol. Más planetas han sido descubiertos posteriormente cerca de la
estrella.[84]

[editar]
1999

Upsilon Andromedae:
El primer sistema planetario múltiple en ser descubierto en torno a una
estrella de secuencia
principal. Contiene tres planetas, todos los cuales son similares a
Júpiter. Los planetas b , c, d se anunciaron
en 1996 y 1999, respectivamente. Sus masas son 0,687, 1,97, y 3,93
MJ; que orbitan a 0,0595, 0,830, y 2,54 UA, respectivamente.[85] En 2007, sus inclinaciones se
determinaron como no coplanares.

HD
209458 b: Este exoplaneta, descubierto originalmente por el método de la
velocidad radial, se convirtió en el primer exoplaneta en ser visto
transitando a su estrella madre. La detección del tránsito confirmó de manera
concluyente la existencia de los planetas sospechosos de ser responsables de
las mediciones de velocidad radial.[86]

[editar]
2001

HD
209458 b: Los astrónomos usando el Telescopio
Espacial Hubble anunciaron que habían detectado la atmósfera de HD 209458
b. Encontraron la firma espectroscópica del sodio en la atmósfera, pero a
una intensidad menor de lo esperado, lo que sugiere que las nubes altas
oscurecen las capas atmosféricas inferiores[87] En 2008, el albedo de la capa de
nubes se midió, y su estructura esta modelada como estratosférica.

Iota Draconis b: El
primer planeta descubierto alrededor de la gigantesca estrella Iota Draconis, una
gigante naranja. Esto proporciona evidencia de la supervivencia y el
comportamiento de los sistemas
planetarios alrededor de estrellas gigantes. Las estrellas gigantes tienen
pulsaciones que pueden imitar la presencia de planetas. El planeta es muy
masivo y tiene una órbita muy excéntrica. Su órbita alrededor de su estrella
es en promedio un 27,5% más lejana que la tierra del Sol.[88] En 2008 el origen del sistema se
remonta al cúmulo de
Híades, junto a Epsilon Tauri.

[editar]
2003

PSR B1620-26c: El 10 de
julio, utilizando información obtenida por el Telescopio
Espacial Hubble, un equipo de científicos liderado por Steinn Sigurdsson
confirmó el planeta extrasolar más antiguo hasta ahora. El planeta se
encuentra en el cúmulo de
estrellas globular M4 , a unos 5.600 años luz
de la Tierra en la constelación de Scorpius
Este es uno de los tres planetas conocidos que orbitan alrededor de una estrella binaria, una
de las estrellas en el sistema binario es un pulsar y la otra es una enana
blanca. El planeta tiene una masa dos veces la de Júpiter, y se estima que
tiene unos 12,7 mil millones de años.[89]

[editar]
2004

Mu Arae
c: En agosto, un planeta que orbita Mu Arae, con una masa de
aproximadamente 14 veces la de la Tierra fue descubierto con el espectrógrafo
HARPS del Observatorio
Europeo del Sur . Dependiendo de su composición, es el primer publicado
"Neptuno caliente" o "súper-Tierra"[90]

2M1207
b: El primer planeta encontrado alrededor de una enana marrón. El planeta
es también el primero en ser fotografiado directamente (en el infrarrojo). De acuerdo con
una estimación inicial, tiene una masa de 5 veces la de Júpiter; otras
estimaciones dan masas ligeramente menores. Se estimó inicialmente a la órbita
en 55 UA de la enana
marrón. La enana marrón es sólo 25 veces más masivo que Júpiter. La
temperatura del planeta gigante de gas es muy
alta (1250 K), sobre todo debido a la contracción gravitacional.[91] A fines del 2005, los parámetros
fueron revisados para el radio de la órbita en 41 UA, con una masa de 3,3
Júpiters porque se descubrió que el sistema está mas cerca de la Tierra de lo
que se creía originalmente. En el 2006, fue encontrado un disco de polvo
alrededor de 2M1207, proporcionando evidencia de activa formación
planetaria.[92]

[editar]
2005

TrES-1 y HD 209458b: El 22 de marzo,
dos grupos anunciaron la primera detección directa de luz emitida por
exoplanetas, logrado con el Telescopio
Espacial Spitzer. Estos estudios permiten el estudio directo de la
temperatura y la estructura de las atmósferas planetarias.[93] [94]

Gliese 876 d: El 13 de
junio, un tercer planeta orbitando la estrella enana roja Gliese
876 fue anunciado. Con una masa estimada en 7,5 veces la de la Tierra,
puede ser rocoso en su composición. El planeta orbita a 0,021 UA con un período
de 1,94 días.[95]

HD
149026 b: El 1 de julio, un planeta con el mayor núcleo conocido fue
anunciado. El planeta, HD 149026 b, orbita la
estrella HD
149026, y tiene un núcleo que se estimó entonces en 70 masas terrestres
(hasta el 2008, 80-110), representando al menos dos tercios de la masa del
planeta.[96]

[editar]
2006

OGLE-2005-BLG-390Lb:
El 25 de enero, el descubrimiento de OGLE-2005-BLG-390Lb fue anunciado. Este
es el más distante y probablemente el más frío exoplaneta encontrado hasta la
fecha. Se cree que órbita una estrella enana roja a alrededor de 21.500 años
luz de la Tierra, hacia el centro de la Vía Láctea. Fue
descubierto usando un micro-lente gravitatorio, y se estima que tienen una
masa de 5,5 veces la de la Tierra. Antes de este descubrimiento, de los pocos
exoplanetas conocidos con masas relativamente reducidas sólo se habían
descubierto en órbitas muy cercanas a sus estrellas madre pero este planeta se
estima que tiene una separación relativamente amplia de 2,6 UA de su estrella
madre.[36] [97]

HD
69830: Tiene un sistema planetario
con tres planetas de la masa de Neptuno. Es el
primer sistema planetario triple sin ningún tipo de planetas similares a
Júpiter descubierto alrededor de una estrella similar al Sol. Los tres
planetas fueron anunciados el 18 de mayo por Lovis. Todos los tres órbitan
dentro de 1 UA. Los planetas, b, c y d tienen masas de 10, 12 y
18 veces la de la Tierra, respectivamente. El planeta más exterior, d, parece
estar en la zona habitable, en pastoreo del cinturón de
asteroides.[98]

[editar]
2007

HD
209458 b y HD 189733 b: El 21 de
febrero, la NASA y
el jornal Nature publicaron la noticia de
que HD 209458 b y HD 189733 b fueron los dos primeros planetas extrasolares en
tener sus espectros atmosféricos observados directamente.[99] [100] Esto ha sido visto desde hace mucho
como el primer mecanismo por el cual formas de vida extrasolar no inteligente
podrían ser buscadas. Un grupo de investigadores dirigido por el Dr. Jeremy
Richardson, de la NASA del Centro de
vuelo espacial Goddard fueron los primeros en la publicación, en la tirada
del 22 de febrero de la revista Nature. Richardson et al. midieron
espectralmente la atmósfera de HD 209458 b en el rango de 7,5 a 13,2 micrómetros. Los
resultados desafiaron las expectativas teóricas de varias maneras. En el
espectro se había previsto tener un pico a 10 micrómetros lo que hubiera
indicado vapor de agua en la atmósfera, pero este pico estaba ausente,
indicando que no hay vapor de agua detectables. Otro pico, imprevisto, se
observó a las 9,65 micrómetros, que los investigadores atribuyen a nubes de
polvo de silicato, un fenómeno no observado previamente. Otro pico imprevisto
ocurrió a las 7,78 micrómetros, que los investigadores no tienen una
explicación.Un equipo dirigido por Carl Grillmair de Spitzer
Science Center de la NASA hizo las observaciones de HD 189733 b, y sus
resultados estaban a la espera de publicación en "Astrophysical Journal
Letters" en el momento del comunicado de prensa. El 11 de julio de 2007, los
resultados por el Spitzer Science Center fueron publicados en Nature: huellas
espectrales de vapor de agua fueron encontrados por el Telescopio Espacial Spitzer, lo que representa la
primera evidencia sólida de agua en un planeta extrasolar.[101]

Gliese 581 c: Un equipo
de astrónomos liderado por Stephane Udry utilizó el
instrumento HARPS
en el telescopio de 3,6 metros del Observatorio
Europeo del Sur para descubrir este exoplaneta mediante el método de
velocidad radial[102] El equipo calculó que el planeta
podría soportar agua líquida y posiblemente vida.[103] Sin embargo, estudios posteriores de
habitabilidad[104] [105] indican que el planeta probablemente
sufre de un efecto invernadero similar al de Venus, haciendo que la
presencia de agua líquida sea imposible. Estos estudios sugieren que el tercer
planeta en el sistema, Gliese 581 d, es más
probable que sea habitable. Seth
Shostak, astrónomo senior del Instituto SETI, declaró que dos búsquedas
infructuosas ya se habían realizado por señales de radio de inteligencia
extraterrestre en el sistema Gliese 581.[103]

Gliese 436 b: Este
planeta fue uno de los primeros planetas descubiertos de la masa de Neptuno, en agosto
del 2004. En mayo del 2007, se encontró un tránsito, revelado como el planeta
más pequeño y menos masivo que transita hasta ahora, siendo 22 veces la masa
de la Tierra. Su densidad es consistente con un gran núcleo de una forma
exótica de agua sólida llamada "hielo caliente", la que existe, a pesar de las
altas temperaturas del planeta, debido a la gravedad del planeta que hace que
el agua sea extremadamente densa.[106]

TrES-4: El
exoplaneta del diámetro más grande y de la más baja densidad hasta la fecha,
TrES-4 tiene 1,7 veces el diámetro de Júpiter, pero sólo 0,84 veces su masa,
dándole una densidad de sólo 0,2 gramos por centímetro cúbico, aproximadamente
la misma que una balsa de madera.
Órbita a su primaria de cerca y es por tanto muy caliente, pero el
calentamiento estelar por sí solo no parece explicar su gran tamaño.[107]

[editar]
2008

OGLE-2006-BLG-109Lb
y OGLE-2006-BLG-109Lc:
El 14 de febrero, el descubrimiento del, hasta ahora, sistema planetario mas
similar al sistema Júpiter-Saturno fue anunciado, con las proporciones de la
masa, la distancia a su estrella y tiempo orbital similar a la de
Júpiter-Saturno. Esto puede ser importante para la posible vida en un sistema solar como
Júpiter y Saturno tienen un efecto estabilizador de la zona
habitable barriendo grandes asteroides de la zona
habitable.[108]

HD 189733 b: El 20 de
marzo, estudios de seguimiento al primero de los análisis espectrales de un
planeta extrasolar se publicaron en la revista científica Nature, anunciando evidencia de
una molécula orgánica
encontrada en un planeta extrasolar por primera vez. En 2007 el vapor de agua
se detectó ya en el espectro de HD 189733 b, pero nuevos
análisis mostraron no sólo vapor de agua pero también metano existente en la
atmósfera del planeta gigante gaseoso. Aunque las condiciones en HD 189733 b
son muy difíciles para albergar vida, sigue siendo la primera vez que una
molécula clave para la vida orgánica se encuentra en un planeta
extrasolar.[109]

HD
40307: El 16 de junio Michel Mayor, anunció un
sistema planetario confirmado, con tres súper-Tierras orbitando
esta estrella de tipo K. Sus masas son de entre 4 y 9 masas de la Tierra y con
períodos de 4 a 20 días. Se especula que este podría ser el primer sistema
multi-planetario sin ningún tipo de gigantes gaseosos
conocidos. Sin embargo, en un estudio del 2009 de las estabilidades dinámicas
e interacciones de marea entre los planetas y su estrella indica que los tres
planetas son gaseosos.[110] Los tres fueron descubiertos por el
espectrógrafo HARPS en La Silla, Chile.[111] Estos tres mundos estaban entre los
siete primeros confirmados de un grupo de 45 candidatos a planetas detectados
por el espectrógrafo HARPS el 28 de mayo de 2008. Los descubrimientos
representan un importante aumento en el número conocido de súper-Tierras.
Basados en esto, ahora los astrónomos sugieren que tales planetas de baja masa
pueden superar numéricamente a los planetas similares a Júpiter por 3 a 1. Si
bien se necesitan más datos para confirmar a los restantes candidatos, algunos
medios de comunicación recogieron la noticia.

1RXS
J160929.1-210524: En septiembre, un objeto fue fotografiado en el
infrarrojo a una separación de 330AU de esta estrella. Más tarde, en junio de
2010, el objeto fue confirmado como un planeta compañero de la estrella, en
vez de un objeto de fondo alineado al azar.[112]

Fomalhaut b: El 13 de
noviembre, la NASA y el Laboratorio Nacional Lawrence Livermore anunciaron el
descubrimiento de un planeta extrasolar que orbita justo dentro del anillo de
escombros de la estrella de la clase A Fomalhaut (alfa Austrini
Piscis). Este fue el primer planeta extrasolar, en ser directamente
fotografiado por un telescopio óptico.[113] La masa de Fomalhaut b se estima en
3 veces la masa de Júpiter.[114] [115] Sobre la base del brillo inesperado
del planeta en longitudes de onda visibles, el equipo del descubrimiento
sospecha que está rodeado por su propio disco grande o anillo que puede ser un
sistema de satélites en el proceso de formación.

HR
8799: El 13 de noviembre, el mismo día que Fomalhaut b, el descubrimiento
de tres planetas que orbitan HR 8799 fue anunciado. Esta fue la primera imagen
directa de múltiples planetas. Christian Marois del Consejo Nacional de
Investigación de Canadá del Instituto Herzberg de Astrofísica y su equipo
utilizaron el telescopio Keck y Gemini en Hawái. Las imágenes
de Gemini permitieron al equipo internacional hacer el descubrimiento inicial
de dos de los planetas con los datos obtenidos el 17 de octubre del 2007.
Luego, el 25 de octubre del 2007, y en el verano del 2008, el equipo confirmó
este descubrimiento y encontraron un tercer planeta orbitando aún más cerca de
la estrella con imágenes obtenidas por el telescopio Keck II. Una revisión de
los datos antiguos, tomadas en el 2004 con el telescopio Keck II reveló que
los tres planetas eran visibles en estas imágenes. Sus masas y la separación
es de aproximadamente 10 MJ @ 24 UA, 10 MJ @ 38 UA y 7 MJ @ 68 UA.[115] [116]

[editar]
2009

COROT-7b: El 3 de febrero, la
Agencia Espacial
Europea anunció el descubrimiento de un planeta que orbita la estrella
COROT-7. Aunque el planeta orbita su estrella a una distancia inferior a 0,02
UA, su diámetro se estima en alrededor de 1,7 veces la de la Tierra, por lo
que es la más pequeña súper-Tierra medida.
Debido a la extrema cercanía con su estrella madre, se cree que tiene una
superficie fundida a una temperatura de 1000-1500 °C.[117] Fue descubierto por el satélite COROT francés.

Gliese 581 e: El 21 de
abril, el Observatorio
Europeo del Sur anunció el descubrimiento de un cuarto planeta que órbita
la estrella Gliese 581. El planeta orbita su estrella madre a una distancia de
menos de 0,03 UA y tiene una masa mínima estimada en 1,9 veces la de la
Tierra. A partir de enero del 2010, este es el más ligero planeta extrasolar
conocido en órbita de una estrella de secuencia principal.[9]

30 planetas: El 19 de octubre, se anunció que 30 nuevos planetas fueron
descubiertos, todos fueron detectados por el método de la velocidad radial. Es
el mayor número planetas anunciado en un solo día. Octubre 2009 ostenta ahora
el récord de la mayor cantidad de planetas descubiertos en un mes, rompiendo
el récord establecido en junio del 2002 y agosto del 2009, durante el cual 17
planetas fueron descubiertos.

61
Virginis y HD 1461: El 14 de diciembre,
tres planetas (uno es una súper-Tierra y dos planetas son de la masa de
Neptuno) fueron descubiertos. También un planeta súper-Tierra y dos planetas
sin confirmar alrededor de HD 1461 fueron descubiertos.
Estos descubrimientos indican que los planetas de baja masa que orbitan
alrededor de estrellas cercanas son muy comunes. 61 Virginis es la primera
estrella como el Sol en albergar a los planetas súper-Tierra.[118]

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 radio
sugieren que este planeta pueda ser un planeta océano
integrado por agua en un 75% y de roca en un 25%. Algo del agua en este
planeta debe estar en la forma exótica del hielo VII. Este
es el primer planeta descubierto por el proyecto MEarth, que
se utiliza para buscar tránsitos de planetas súper-Tierra cruzando la cara de
las estrellas del tipo M.[119]

[editar]
2010

HD
156668 b: El 7 de enero, un segundo planeta menos masivo fue descubierto
por el método de velocidad radial alrededor de una estrella con la segunda
menor oscilación
estelar de 2,2 m / s. Este planeta tiene una masa 3,1 veces la masa
terrestre, que es cerca del doble de la masa de Gliese 581 e y orbita la
estrella a una distancia de 0,0211 UA.[120]

HR 8799
c: El 13 de enero, el espectro directo de este planeta fue observado por
el VLT ubicado en el Observatorio
Paranal, haciendo de este exoplaneta el primero en ser estudiado mediante
un espectro obtenido directamente[121] a diferencia de la transmisión
espectroscopica realizada en los exoplanetas en tránsito.

47 Ursae Majoris d:
El 6 de marzo, un gigante gaseoso como Júpiter, con el más
largo período orbital conocido de cualquier planeta extrasolar detectado a
través de la velocidad radial. Orbita a su estrella a una distancia similar a
Saturno en nuestro
solar sistema con su periodo orbital que dura unos 38 años terrestres.

COROT-9b: El 17 de marzo, el
primer planeta en tránsito templado fue descubierto por COROT. Será el
primer planeta templado en tener estudiada su naturaleza en detalle. Este
planeta tarda 95 días en orbitar la estrella a una distancia de periastro de
0,36 UA, que es el más largo acercamiento a su estrella de todos los planetas
en tránsito. Este planeta puede tener agua líquida en su interior.[122]

Beta Pictoris b: El 10
de junio, por primera vez, los astrónomos han sido capaces de seguir
directamente el movimiento de un exoplaneta, a medida que se mueve al otro
lado de su estrella anfitriona. El planeta tiene la órbita más pequeña hasta
la fecha de todos los exoplanetas directamente fotografiados, situándose tan
cerca de su estrella como Saturno del sol.[123]

HD
209458 b: El 23 de junio de 2010, los astrónomos anunciaron que han medido
por primera vez una supertormenta en la atmósfera de HD 209458 b. Las
observaciones de muy alta precisión hechas por el Very Large
Telescope de ESO y su
poderoso espectrógrafo
CRIRES de gas de monóxido de carbono demuestra que se transmite a una gran
velocidad desde el lado diurno extremadamente caliente al lado nocturno más
frío del planeta. Las observaciones también permitieron otra emocionante
"primera" - la medición de la velocidad orbital del propio exoplaneta,
proporcionando una determinación directa de su masa.[124]

HD
10180: El 24 de agosto, astrónomos que usan el instrumento HARPS de ESO, líder a nivel mundial han
descubierto un sistema planetario con un máximo de siete planetas orbitando
una estrella similar al Sol con al menos cinco planetas confirmados, y pruebas
muy tentadoras de dos planetas mas, uno de los cuales tendría la menor masa
que se ha encontrado hasta ahora.Además, hay pruebas de que las distancias de
los planetas desde su estrella siguen un patrón regular, esto también es visto
en nuestro Sistema Solar.[44]

[editar]
Observatorios y
métodos

Buscador de
Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión (HARPS)

Proyecto HATNet
(HAT)

SuperWASP (WASP)

Búsqueda
de Planetas de California y Carnegie

Telescopio XO (XO)

Trans-Atlantic
Exoplanet Survey (TrES)

Experimento
de lente óptica gravitacional (OGLE)

Búsqueda
de Inteligencia Extraterrestre (SETI)

Proyecto MEarth

Telescopio
Subaru

Telescopio Muy
Grande

Telescopio Keck

Telescopio
espacial Spitzer

[editar]
Misiones

COROT - puesto en marcha
en el 2006

Misión Kepler -
lanzado en el 2009

PEGASE - puesta en marcha
en 2010-2012

Misión
de Interferometría Espacial (SIM) - puesta en marcha entre 2015-2016

Misión
Nuevos Mundos - puesta en marcha en el 2014

Terrestrial
Planet Finder - no hay fecha de lanzamiento

Darwin (ESA) -
puesta en marcha en el 2016

PLATO (nave
espacial) previsto para el 2017

Gaia (sonda
espacial) prevista para el verano del 2012

[editar]
Clasificaciones

Súper-Tierra

Planetas
púlsar

Júpiter
caliente

Neptuno
caliente

Gigante gaseoso

Planeta de
carbono

Planeta
terrestre

Planeta Chitonio

Planeta océano

Planeta doble

Planeta
ricitos de oro

Neptuno frío

Júpiter frío

Planeta de
helio

Planeta de
hierro

Planeta sin
núcleo

Clasificación
de Sudarsky para planetas gigantes

[editar]
Véase también

Sistemas

Estrella
binaria

Planeta
interestelar

Sistema
planetario

Luna extrasolar

Planeta
extragaláctico

Habitabilidad

Habitabilidad
planetaria

Vida
extraterrestre

Estudios

Astrobiología

Hipótesis
de la Tierra especial

Paradoja de
Fermi

Ecuación de
Drake

Principio
de mediocridad

Hipótesis de
Gaia

Astronomos

Michel Mayor

Stéphane Udry

Didier Queloz

Geoffrey Marcy

Misceláneos

PSR B1620-26c

HD209458b (Osiris)

51 Pegasi b

Disco
circumestelar

Lista
de planetas extrasolares

[editar]
Notas

↑ El gráfico,
considerado posteriormente como una filtración involuntaria, se muestra en el
minuto 8:27 del vídeo.[70]

[editar]
Referencias

↑ a
b
c
d
A.
Wolszczan, D.A. Frail (1992). «A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12».
Nature
355:  pp. 145–147. doi:10.1038/355145a0. http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html.

↑ Michel
Mayor y Didier Queloz (1995). «A Jupiter-mass companion to a solar-type star». Nature
378. 355-359. http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html.

↑ «The Extrasolar Planets Encyclopaedia».

↑ a
b
Schneider, Jean (2007-04-25).
«Interactive
Extra-solar Planets Catalog». The Extrasolar Planets Encyclopedia.

↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a
"Planet"». IAU position statement (February
28, 2003).

↑ NASA descubre 700 posibles nuevos planetas fuera del Sistema
Solar. ABC, 17 de junio de 2010. Consultado el 17 de junio de 2010.

↑ Se acelera la carrera para encontrar el primer exoplaneta
habitable. El País, 17 de junio de 2010. Consultado el 17 de junio
de 2010.

↑ «La galaxia es rica en planetas similares a la Tierra».
Consultado el 28 de julio de 2010.

↑ a
b
c
d
M.
Mayor et al. (2009). «The HARPS search for southern extra-solar
planets: XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system». Astronomy and
Astrophysics 507:  pp. 487–494. doi:10.1051/0004-6361/200912172. arΧiv:0906.2780.

↑ "Cosmos" in
The New Encyclopædia Britannica (15th edition, Chicago, 1991)
16:787:2a. "For his advocacy of an infinity of suns and earths, he was
burned at the stake in 1600."

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

↑ W.S Jacob (1855). «On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70
Ophiuchi». Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society 15:
p. 228. http://books.google.com/?id=pQsAAAAAMAAJ&printsec=frontcover&dq=editions:0B0EaWqbmirpeTa2sds.

↑ T.J.J. See (1896).
«Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in
the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body». Astronomical
Journal 16:  p. 17. doi:10.1086/102368.

↑ T.J. Sherrill (1999). «A
Career of Controversy: The Anomaly of T. J. J. See». Journal
for the History of Astronomy 30 (98):  pp. 25–50. http://www.shpltd.co.uk/jha.pdf.

↑ P. van de Kamp (1969).
«Alternate dynamical analysis of Barnard's star». Astronomical
Journal 74:  pp. 757–759. doi:10.1086/110852. Bibcode: 1969AJ.....74..757V.

↑
Boss, Alan (2009). The
Crowded Universe: The Search for Living Planets. Basic Books.
pp. 31--32. ISBN 978-0-465-00936-7.

↑
M. Bailes, A.G. Lyne, S.L.
Shemar (1991). «A planet orbiting the neutron star PSR1829-10». Nature
352:  pp. 311–313. doi:10.1038/352311a0. http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v352/n6333/abs/352311a0.html.

↑
A.G Lyne,
M. Bailes (1992). «No planet orbiting PS R1829-10». Nature 355
(6357):  p. 213. doi:10.1038/355213b0. http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v355/n6357/abs/355213b0.html.

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

↑ Rivera,
E. et al. (2005). «A ~7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star, GJ
876». The
Astrophysical Journal 634 (1):  pp. 625 – 640. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJ...634..625R&db_key=AST&nosetcookie=1.

↑
ESA (2007-05-03). «COROT
discovers its first exoplanet and catches scientists by surprise». Comunicado de
prensa. Consultado el 2008-08-02.

↑ CNRS (2007-05-03). «Success for the first observations by the Corot satellite :
An exoplanet discovered and first stellar oscillations». Comunicado de
prensa. Consultado el 2008-08-02.

↑ a
b
«Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size
Planets» (en inglés). Consultado el 7 de
marzo de 2009.

↑ Scott Russell, John
(1848). «On certain
effects produced on sound by the rapid motion of the observer». Report
of the Eighteen Meeting of the British Association for the Advancement of
Science (John Murray, London in 1849) 18 (7):
pp. 37–38. http://www.ma.hw.ac.uk/~chris/doppler.html.

↑
Alec Eden The search for Christian Doppler,Springer-Verlag, Wien 1992.
Contains a facsimile edition with an English translation.

↑ Benedict
et al.; McArthur, B. E.; Forveille, T.; Delfosse, X.; Nelan, E.;
Butler, R. P.; Spiesman, W.; Marcy, G. et ál. (2002). «A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from
Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision
Radial Velocities». The Astrophysical
Journal Letters 581 (2):  pp. L115–L118. doi:10.1086/346073. http://www.iop.org/EJ/article/1538-4357/581/2/L115/16766.html.

↑ Hidas, M.
G.; Ashley, M. C. B.; Webb, et al. (2005). «The University of New South Wales Extrasolar Planet Search:
methods and first results from a field centred on NGC 6633». Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society 360 (2):
pp. 703 – 717. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005MNRAS.360..703H&db_key=AST&data_type=HTML&formato=&high=44bf31ad8525219.

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

↑ «Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size
Planets» (en inglés). Consultado el 7 de
marzo de 2009.

↑ «Kepler inicia su misión de búsqueda de planetas similares a la
Tierra». Consultado el 7 de marzo de 2009.

↑ a
b
http://www.scientificcomputing.com/news-DS-Planet-Hunting-Finding-Earth-like-Planets-071910.aspx
"Planet Hunting: Finding Earth-like Planets"

↑
Townsend, Rich(27 January 2003)."The
Search for Extrasolar Planets (Lecture)". Department of Physics &
Astronomy, Astrophysics Group, University College, London.Consultado el
2006-09-10.

↑ Doyle, Laurance R.;
Hans-Jorg Deeg (2002). «Timing detection of eclipsing binary planets and
transiting extrasolar moons». Bioastronomy 7.  "Bioastronomy 2002: Life Among the
Stars" IAU Symposium 213, R.P Norris and F.H. Stootman (eds), A.S.P., San
Francisco, California, 80-84.

↑ Deeg,
Hans-Jorg; Laurance R. Doyle, V.P. Kozhevnikov, J Ellen Blue, L. Rottler, and
J. Schneider (2000). «A search for
Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing».
Astronomy & Astrophysics (358):  pp. L5–L8. http://citeseer.ist.psu.edu/379779.html.

↑ 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). "Detectability of Jupiter-to-brown-dwarf-mass companions around
small eclipsing binary systems". Brown Dwarfs and Extrasolar Planets,
A.S.P. Conference Proceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, R.
Rebolo, E. L. Martin, and M.R.Z. Osorio (eds.), A.S.P. Conference Series 134,
San Francisco, California, 224-231.

↑ a
b
J.-P.
Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D.
Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D.
Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E.
Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S.
Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter;
J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C.
Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G.
Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski (2006).
«Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through
Gravitational Microlensing». Nature 439 (7075):
pp. 437 – 440. doi:10.1038/nature04441. PMID 16437108. http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html.

↑
Okamoto, Yoshiko
Kataza et al. (2004). «An early extrasolar planetary system revealed by planetesimal
belts in β Pictoris». Nature 431
(7009):  pp. 660–663. doi:10.1038/nature02948. PMID 15470420. http://www.nature.com/nature/journal/v431/n7009/abs/nature02948.html.

↑
Burnham, Robert (2004). «Making planets at Beta Pictoris». Astronomy
Magazine. Consultado el 2008-09-02.

↑ «From afar, the first optical photos of an exoplanet»,
AFP, 2008-11-13.

↑ Paul
Kalas (2008-11-13). «Direct Image Of
Extrasolar Planet». Consultado el 2008-11-14.

↑ G.
Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Song; J.-L.
Beuzit; P. Lowrance (2004). «A giant planet candidate near a young brown dwarf».
Astronomy & Astrophysics 425:  pp. L29 - L32.
doi:10.1051/0004-6361:200400056. http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2004/38/aagg222/aagg222.html.

↑ «Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)». ESO
website (April 30, 2005). Consultado el 2010-07-09.

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

↑ a
b
«Descubierto el Más Rico Sistema Planetario» (2010-08-24).
Consultado el 24 de agosto0.

↑ Cochran, W. et al.
(1997). «The Discovery of a Planetary Companion to 16 Cygni B». Astrophysical
Journal 483:  pp. 457 – 463. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v483n1/35587/sc0.html.

↑ 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 Extrasolar Planets». The Astrophysical
Journal 619 (1):  pp. 570–584. doi:10.1086/426384. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/619/1/570/60844.html.

↑ Butler et
al.; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Eric; Hauser, Heather; Shirts, Phil
(1997). «Three New 51 Pegasi Type Planets». The Astrophysical
Journal 474:  pp. L115–L118. doi:10.1086/310444. http://www.iop.org/EJ/article/1538-4357/474/2/L115/5590.html.

↑ «Naming Extrasolar Planets (Nomenclature)». Extrasolar
Planets. Universidad de
Miami. Consultado el 06-12-2009.

↑
Sigurdsson,
S.; Richer, H.B.; Hansen, B.M.; Stairs I.H.; Thorsett, S.E. (2003). «A Young
White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet
Formation». Science 301 (5630):  pp. 193 – 196.
doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802.

↑ «Planets Around Other Stars». Unión
Astronómica Internacional. Consultado el 06-12-2009.

↑ «IAU
2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes» (2006).
Consultado el 25-04-2010.

↑ R.R. Brit
(2006). «Why Planets Will Never Be Defined». Space.com.
Consultado el 13-02-2008.

↑ «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a
"Planet"». IAU position statement (28 de febrero de 2003).
Consultado el 09-09-2006.

↑ Kenneth
A. Marsh, J. Davy Kirkpatrick, and Peter Plavchan (2009). «A
Young Planetary-Mass Object in the rho Oph Cloud Core». Astrophysical
Journal Letters (forthcoming). http://fr.arxiv.org/abs/0912.3774.

↑ Mordasini, C.
et al. (2007). "Giant Planet
Formation by Core Accretion" arxiv:0710.5667v1 [astro-ph]. Consultado el
2008-10-04.

↑ Baraffe, I. et al.
(2008). «Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter
exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior». Astronomy and
Astrophysics 482 (1):  pp. 315–332. doi:10.1051/0004-6361:20079321. http://arxiv.org/abs/0802.1810.

↑ Bouchy,
F. et al. (2009). «The SOPHIE search for
northern extrasolar planets . I. A companion around HD 16760 with mass close
to the planet/brown-dwarf transition». Astronomy and Astrophysics
505 (2):  pp. 853–858. doi:10.1051/0004-6361/200912427. http://www.arxiv.org/abs/0907.3559.

↑ a
b
c
d
G.
Marcy et al. (2005). «Observed Properties of
Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities». Progress
of Theoretical Physics Supplement 158:  pp. 24–42.
doi:10.1143/PTPS.158.24. http://ptp.ipap.jp/link?PTPS/158/24.

↑ «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of
life». Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultado el
21-07-2006.

↑ a
b
c
d
Andrew
Cumming, R. Paul Butler, Geoffrey W. Marcy, et al. (2008). «The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and
Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets». Publications of the
Astronomical Society of the Pacific 120:  pp. 531–554.
doi:10.1086/588487. Archivado del original el 05/2008. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/588487.

↑ «Scientists announce planet bounty», BBC News,
19-10-2009. Consultado el 31-03-2010.

↑ David
P. Bennett, Jay Anderson, Ian A. Bond, Andrzej Udalski, and Andrew Gould
(2006). «Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary
Host Star». Astrophysical Journal Letters 647:
pp. L171-L174. http://iopscience.iop.org/1538-4357/647/2/L171.

↑
X.
Bonfils et al. (2005). «The HARPS search for southern extra-solar
planets: VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581». Astronomy
& Astrophysics 443:  pp. L15–L18. doi:10.1051/0004-6361:200500193.

↑ L. Vu (3 de
octubre de 2006). «Planets Prefer Safe Neighborhoods». Spitzer Science
Center. Consultado el 01-09-2007.

↑ «Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of
life». Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Consultado el
21-07-2006.

↑ G.
Israelian et al. (2009). «Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting
planets». Nature
462:  pp. 189–191. doi:10.1038/nature08483. http://www.nature.com/nature/journal/v462/n7270/abs/nature08483.html.

↑
Heather
Knutson, David Charbonneau, Lori Allen, et.al. (2007). «A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD
189733b». Nature 447 (7141):  pp. 183–186.
doi:10.1038/nature05782. PMID 17495920. Archivado del original el
05/10/2007. http://www.nature.com/nature/journal/v447/n7141/abs/nature05782.html.

↑
D.
Charbonneau, T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). «When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars».
Protostars and Planets V. University
of Arizona Press.

↑ Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the 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)

↑ «Dimitar Sasselov: How we found hundreds of Earth-size
planets» (en inglés). Consultado el 28 de
julio de 2010.

↑
Eberly
College of Science (18 September 2006). «Scientists Snap Images of First Brown Dwarf in Planetary System
(News Release)». Comunicado de
prensa. Consultado el 2006-09-28.

↑ T. Rodigas
(2009). "Which Radial Velocity Exoplanets Have Undetected Outer
Companions?" arxiv:0907.0020 [astro-ph.EP].

↑ Guillem
Anglada-Escudé, Mercedes López-Morales and John E. Chambers (2010). «How Eccentric Orbital Solutions Can Hide Planetary Systems in 2:1
Resonant Orbits». Astrophysical Journal 709 (1):
pp. 168. http://iopscience.iop.org/0004-637X/709/1/168.

↑ Out of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary
System, www.scientificamerican.com, may 24, 2010

↑
Turning planetary theory upside down

↑ «Number of alien worlds quantified», BBC News, 5 de febrero de
2009. Consultado el 03-12-2009.

↑ «The
Extrasolar Planets Encyclopedia».

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

↑ Cochran, W.D.
et. al. (2002). «A Planetary Companion to the Binary Star Gamma Cephei».
Consultado el 02-05-2010.

↑ Walker,
G.A.H. (2008). "The First
High-Precision Radial Velocity Search for Extra-Solar Planets"
arxiv:0812.3169v1 [astro-ph]. Consultado el 2010-05-02.

↑
Latham, D. W. et al.
(1989). «The unseen companion of HD114762 - A probable brown dwarf». Nature
339:  pp. 38–40. doi:10.1038/339038a0.

↑
Schneider, J.. «Notes for star
HD 114762». The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Consultado el
02-05-2010.

↑
«HD
114762 b». Exoplanets Data Explorer. Consultado el 02-05-2010.

↑ J.N. Wilford
(26 de junio de 1998). «New
Planet Detected Around a Star 15 Light Years Away». The New York
Times. Consultado el 17-07-2008.

↑ B. Edgar, M.
Watzke, C. Rasmussen. «Multiple
planets discovered around Upsilon Andromedae». AFOE
website. Consultado el 06-12-2009.

↑ G.W.
Henry et al. (2000). «A Transiting "51 Peg-like" Planet». Astrophysical
Journal Letters 529 (1):  pp. L41–L44. doi:10.1086/312458.

↑ D.
Charbonneau et al. (2002). «Detection of an Extrasolar Planet
Atmosphere». Astrophysical
Journal 568 (1):  pp. 377–384. doi:10.1086/338770.

↑ S. Frink
et al. (2002). «Discovery of a Substellar Companion to the K2 III Giant
Iota Draconis». Astrophysical
Journal 576 (1):  pp. 478–484. doi:10.1086/341629.

↑ S.
Sigurdsson et al. (2003). «A Young White Dwarf Companion to Pulsar
B1620-26: Evidence for Early Planet Formation». Science
301 (5630):  pp. 193–196. doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802.

↑ European Space
Agency (25 August 2004). «Fourteen Times the Earth – ESO HARPS Instrument Discovers
Smallest Ever Extra-Solar Planet». Comunicado de
prensa. Consultado el 2006-05-07.

↑
European Space
Agency (30 April 2005). «Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our
Solar System». Comunicado de
prensa. Consultado el 2009-12-06.

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

↑ D.
Charbonneau et al. (2005). «Detection of Thermal Emission from an
Extrasolar Planet». Astrophysical
Journal 626 (1):  pp. 523-529. doi:10.1086/429991.

↑ D. Deming
et al. (2005). «Infrared Radiation from an Extrasolar Planet». Nature
434 (7034):  pp. 740-743. doi:10.1038/nature03507.

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

↑ B. Sato
et al. (2005). «The N2K Consortium II: A Transiting Hot Saturn around
HD 149026 with a Large Dense Core». Astrophysical
Journal 633:  pp. 465–473. doi:10.1086/449306.

↑ «Kiwis help discover new planet». One
News (26 de enero de 2006). Consultado el 07-05-2006.

↑ European Space
Agency (18 May 2006). «Trio of Neptunes and their belt». Comunicado de
prensa. Consultado el 2007-06-09.

↑ NASA's Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds
Spitzer.caltech.edu 2007-02-21 Retrieved on 2008-07-17

↑
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

↑ 'Clear Signs of Water' on Distant Planet at Space.com

↑
Udry et al.; Bonfils, X.;
Delfosse, X.; Forveille, T.; Mayor, M.; Perrier, C.; Bouchy, F.; Lovis, C.
et ál. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets, XI.
Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet system». Astronomy and
Astrophysics 469 (3):  pp. L43–L47. doi:10.1051/0004-6361:20077612. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...469L..43U&db_key=AST&nosetcookie=1.

↑ a
b
Ker Than (24-04-2007). «Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life».
Consultado el 24-04-2007.

↑
Selsis et al.; Kasting, J.
F.; Levrard, B.; Paillet, J.; Ribas, I.; Delfosse, X. (2007). «Habitable planets around the star Gl 581?». Astronomy and
Astrophysics 476:  pp. preprint. doi:10.1051/0004-6361:20078091. http://arxiv.org/abs/0710.5294.

↑ von
Bloh et al. (2007) «The Habitability of Super-Earths in Gliese 581». Astronomy
& Astrophysics 476:1365-1371. Consultado el 20-07-2008.

↑ Fox,
Maggie.«Hot "ice" may cover recently discovered planet», Reuters,
16-05-2007. Consultado el 23-04-2009.

↑ «Largest Known Exoplanet Discovered», SPACE.com,
06-08-2007. Consultado el 26-08-2007.

↑ «Solar System Like Ours Found», SPACE.com, 14-02-2008.
Consultado el 19-02-2008.

↑ «Key Organic Molecule Detected at Extrasolar Planet»,
SPACE.com, 20-03-2008. Consultado el 20-03-2008.

↑ Barnes et
al. (13-01-2009). «The HD 40307 Planetary
System: Super-Earths or Mini-Neptunes?». arXiv. http://fr.arxiv.org/abs/0901.1698.

↑ «Trio of 'super-Earths' discovered», BBC news,
16-06-2008. Consultado el 17-06-2008.

↑ The
Directly Imaged Planet around the Young Solar Analog 1RXS J160929.1-210524:
Confirmation of Common Proper Motion, Temperature and Mass

↑ «From afar, the first optical photos of an exoplanet»,
AFP, 13-11-2008.

↑ «Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star».
Consultado el 13 de noviembre de 2008.

↑ a
b
John Timmer. «Three planets directly observed orbiting distant star».
Consultado el 13 de noviembre de 2008.

↑ «Exoplanets finally come into view», BBC News,
13-11-2008. Consultado el 23-04-2009.

↑ «ESA Portal — COROT discovers smallest exoplanet yet, with a
surface to walk on». Esa.int (03-02-2009). Consultado el 23-04-2009.

↑ «New discoveries suggest low-mass planets are common around nearby
stars». Astronomy.com (14-12-2009). Consultado el 21-12-2009.

↑ «Astronomers find super-Earth using amateur, off-the-shelf
technology». Astronomy.com (16-12-2009). Consultado el 21-12-2009.

↑ «Second Smallest Exoplanet Found To Date At Keck», News and
Outreach, W.M. Keck Observatory, 07-01-2010. Consultado el
20-01-2010.

↑ Janson, M. (13-01-2010). «VLT Captures First Direct Spectrum of an Exoplanet».
ESO (La Silla Observatory). http://www.eso.org/public/news/eso1002/.

↑ Deeg, H. J.;
Moutou, C.; Erikson, A.; et al. (2010), «A transiting giant planet with
a temperature between 250 K and 430 K», Nature 464
(7287): 384–387, doi:10.1038/nature08856

↑
«Exoplanet Caught on the Move» (10-06-2010). Consultado el 10
de junio de 2010.

↑
Ignas A. G. Snellen et
al. (2010). «The orbital motion, absolute mass and high-altitude winds of
exoplanet HD 209458b». Nature
465:  pp. 1049–1051. doi:10.1038/nature09111.

[editar]
Enlaces externos

Extrasolares

La enciclopedia de los planetas extrasolares

California & Carnegie Planet Search (en inglés)

Atlas de los planetas extrasolares de Planet Quest (español)

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