3ºParte Definición[editar · editar código] 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.53 54 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 2003.55 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 masa 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 ha habido varios reportes de detecciones de objetos de masa planetaria, a veces llamados planetas errantes que no orbitan cualquier cuerpo padre.56 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;57 58 planetas masivos de este tipo puede que ya hallan sido observados.59 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. Propiedades generales[editar · editar código] Número de estrellas con planetas[editar · editar código] 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.60 El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la posibilidad de vida extraterrestre.61 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.62 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.62 63 64 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. En enero de 2013, los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) utilizaron datos de Kepler para estimar que por lo menos 17 mil millones de exoplanetas del tamaño de la Tierra residen en la Vía Láctea.65 Características de las estrellas que albergan planetas[editar · editar código] 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.66 Estrellas de la categoría estelar A típicamente giran muy rápidamente, lo que hace que sea muy difícil de medir los pequeños desplazamientos Doppler inducidos por planetas en órbita, ya que las líneas espectrales son muy amplias. Sin embargo, este tipo de estrella masiva eventualmente se convierte en una gigante roja más fría que gira más lentamente y por lo tanto puede ser medido utilizando el método de la velocidad radial. A principios de 2011 se habían encontrado unos 30 planetas del tipo de Júpiter alrededor de estrellas K-gigantes como Pollux, Gamma Cephei y Iota Draconis. Estudios Doppler en torno a una gran variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de la masa del Sol son órbitadas por alrededor de uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 en 16 para estrellas similares al Sol, y sólo 1 en 50 para la clase M de enanas rojas. Por otra parte, las búsquedas de micro-lentes indican que los planetas del tipo Neptuno masivos de largo período se encuentran alrededor de 1 de cada 3 enanas M.67 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.68 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.60 El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la posibilidad de la vida extraterrestre.69 También se ha demostrado que las estrellas con planetas tienen más probabilidades de ser deficientes en litio.70 Temperatura y composición[editar · editar código] 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.71 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.72 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 aún. 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. Distribución de masa[editar · editar código] 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.62 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.60 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.73 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. Características físicas[editar · editar código] 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. Hasta hace poco la detección de planetas tipo terrestre parecía fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En todo caso la mayoría de 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 quince veces la masa terrestre, es decir, comparables a Neptuno y también candidatos con hasta dos veces la masa de la Tierra, que corresponde a la categoría de supertierras.75 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. Parámetros orbitales[editar · editar código] La mayoría de los planetas candidatos extrasolares conocidos han sido descubiertos usando métodos indirectos, por lo que sólo se pueden determinar algunos parámetros físicos y orbitales puntuales. 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 está 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 vida62 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 más 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.76 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.60 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.77 Esta interpretación es especialmente probable si los dos planetas orbitan 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 son estadísticamente indistinguibles 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.78 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.79 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.80 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. Preguntas sin respuesta[editar · editar código] 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 albergar 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 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. Se han realizado varios cálculos de cuántos planetas podrían albergar 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, muchos de ellos 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 calcular el número de civilizaciones inteligentes en nuestra galaxia. La investigación sugiere que podría haber miles de ellos.81 Sin embargo, debido a la gran incertidumbre sobre el origen y desarrollo de la vida y la inteligencia, todas las estimaciones se deben considerar extremadamente especulativas. Aparte de la hipótesis de una civilización extraterrestre que esté emitiendo señales de gran alcance, la detección de vida en distancias interestelares es una tarea técnica tremendamente difícil que no será factible en muchos años, aun si ese tipo de vida es habitual. Descubrimientos notables[editar · editar código] Cantidad de exoplanetas descubiertos: 925.82 1988[editar · editar código] 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.83 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 2002.84 85 1989[editar · editar código] 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,86 aunque posteriormente ha sido incluida en los catálogos de los planetas extrasolares.87 88 1992[editar · editar código] 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 1995[editar · editar código] 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.75 1996[editar · editar código] 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 ua, con la excentricidad de 0,220 ± 0,028 y un periodo de 2190 ± 460 días. 1998[editar · editar código] 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.89 1999[editar · editar código] 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.90 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.91 2001[editar · editar código] 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 inferiores92 En 2008, el albedo de la capa de nubes se midió, y su estructura está 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.93 En 2008 el origen del sistema se remonta al cúmulo de Híades, junto a Epsilon Tauri. 2003[editar · editar código] 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 Escorpio 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.94 2004[editar · editar código] 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-Tierra95 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.96 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 más 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.97 2005[editar · editar código] 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.98 99 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.100 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.101 2006[editar · editar código] 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.38 102 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 orbitan 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.103 2007[editar · editar código] 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.104 105 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 detectable. Otro pico, imprevisto, se observó a los 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.106 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 radial107 El equipo calculó que el planeta podría soportar agua líquida y posiblemente vida.108 Sin embargo, estudios posteriores de habitabilidad109 110 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 581.108 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.111 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 densidad que la madera balsa. 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.112 2008[editar · editar código] OGLE-2006-BLG-109Lb y OGLE-2006-BLG-109Lc: El 14 de febrero, el descubrimiento del, hasta ahora, sistema planetario más 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.113 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.114 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.115 Los tres fueron descubiertos por el espectrógrafo HARPS en La Silla, Chile.116 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.117 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.118 La masa de Fomalhaut b se estima en 3 veces la masa de Júpiter.119 120 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.120 121 2009[editar · editar código] 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.122 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.75 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 de 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.123 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.124 2010[editar · editar código] 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.125 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 directamente126 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 sistema solar 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.127 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.128 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.129 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 más, 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.46 Gliese 581 g: Fue descubierto en septiembre de 2010 y se cree que es el planeta más parecido a la Tierra descubierto hasta la fecha. El planeta fue detectado mediante mediciones de la velocidad radial combinando 11 años de datos del instrumento HIRES del telescopio Keck 1 y el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio de La Silla, Chile. El planeta se encuentra cerca de la mitad de la zona habitable (conocida también como Ricitos de Oro) de su estrella madre, y la presencia de agua líquida se considera una fuerte posibilidad. El descubrimiento de Gliese 581 g se anunció a finales de septiembre de 2010 y se cree que es el primer planeta ricitos de oro que se ha encontrado, es el planeta más parecido a la Tierra, y el mejor exoplaneta candidato con el potencial de albergar vida encontrado hasta la fecha.130 HIP 13044 b: El 18 de noviembre de 2010 astrónomos anunciaron el primer planeta de origen extragaláctico.131
Posted on: Sat, 30 Nov 2013 00:03:21 +0000
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