Diferencia entre revisiones de «Planeta extrasolar»

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[[Archivo:The Star AB Pictoris and its Companion - Phot-14d-05-normal.jpg|thumb|250px|right|Imagen [[Coronógrafo|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 [[Segundo sexagesimal|arcosegundos]] encima de AB Pictoris.]][[Archivo:GJ 758 System - Labeled.jpg|thumb|250px|right|Imagen del descubrimiento del sistema de [[GJ 758]], tomadas con HiCIAO en el telescopio Subaru en el [[Infrarrojo cercano|infrarrojo cercano.]]]][[Archivo:HR_8799_planetary_system.jpg|thumb|250px|right|Una imagen de la banda K (2.2 [[micrones]]) AO del sistema planetario [[HR 8799]] haciendo uso de Gemini / Altair / NIRI adquiridos el 5 de septiembre de 2008 (El norte está arriba y el Este a la izquierda). Los tres planetas son designados con círculos rojos. El flujo estelar ha sido sustraído con ADI y la región saturada central esta enmascarada. Observaciones de Multi-Épocas han demostrado movimiento orbital Keplerianos en contra del sentido del reloj para los tres planetas.]] De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.<ref>{{cita web | título=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" | obra=IAU position statement | fecha=[[February 28]], [[2003]] | url=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html | fechaaceso=2006-09-09}}</ref> Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tal vez cuerpos habrían sido expulsados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina frecuentemente como planetas errantes o [[Planeta interestelar|planetas interestelares]] y no son objeto de estudio en el presente artículo.
[[Archivo:The Star AB Pictoris and its Companion - Phot-14d-05-normal.jpg|thumb|250px|right|Imagen [[Coronógrafo|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 [[Segundo sexagesimal|arcosegundos]] encima de AB Pictoris.]][[Archivo:GJ 758 System - Labeled.jpg|thumb|250px|right|Imagen del descubrimiento del sistema de [[GJ 758]], tomadas con HiCIAO en el telescopio Subaru en el [[Infrarrojo cercano|infrarrojo cercano.]]]][[Archivo:HR_8799_planetary_system.jpg|thumb|250px|right|Una imagen de la banda K (2.2 [[micrones]]) AO del sistema planetario [[HR 8799]] haciendo uso de Gemini / Altair / NIRI adquiridos el 5 de septiembre de 2008 (El norte está arriba y el Este a la izquierda). Los tres planetas son designados con círculos rojos. El flujo estelar ha sido sustraído con ADI y la región saturada central esta enmascarada. Observaciones de Multi-Épocas han demostrado movimiento orbital Keplerianos en contra del sentido del reloj para los tres planetas.]] De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.<ref>{{cita web | título=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" | obra=IAU position statement | fecha=[[February 28]], [[2003]] | url=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html | fechaaceso=2006-09-09}}</ref> 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 [[Planeta interestelar|planetas interestelares]] y no son objeto de estudio en el presente artículo.


La mayoría de [[planeta]]s extrasolares conocidos son [[gigante gaseoso|gigantes gaseosos]] igual o más masivos que el planeta [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], con órbitas muy cercanas a su [[estrella]] y períodos orbitales muy cortos, también conocidos como [[Júpiter caliente|Júpiteres calientes]]. Esto se cree es un resultado de los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente planetas de este tipo que 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 exoplaneta conocido más semejante a la [[Tierra]] en masa y posición orbital es [[Gliese 581 c]], descubierto en [[2007]] y cuya masa equivale a unas 5 veces la masa de la Tierra, y del que se presume sería un [[planeta terrestre]] grande. Los expertos creen que este planeta está en la zona de [[habitabilidad planetaria|habitabilidad]] de [[Gliese 581]], y que podría tener [[agua]] líquida en su superficie. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue [[Upsilon Andromedae]]. Aunque los conocimientos actuales han puesto a [[55 Cancri]] como la estrella con más planetas conocidos (5 hasta [[noviembre]] de [[2007]]).
La mayoría de [[planeta]]s extrasolares conocidos son [[gigante gaseoso|gigantes gaseosos]] igual o más masivos que el planeta [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], con órbitas muy cercanas a su [[estrella]] y períodos orbitales muy cortos, también conocidos como [[Júpiter caliente|Júpiteres calientes]]. Esto se cree es un resultado de los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente planetas de este tipo que 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 exoplaneta conocido más semejante a la [[Tierra]] en masa y posición orbital es [[Gliese 581 c]], descubierto en [[2007]] y cuya masa equivale a unas 5 veces la masa de la Tierra, y del que se presume sería un [[planeta terrestre]] grande. Los expertos creen que este planeta está en la zona de [[habitabilidad planetaria|habitabilidad]] de [[Gliese 581]], y que podría tener [[agua]] líquida en su superficie. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue [[Upsilon Andromedae]]. Aunque los conocimientos actuales han puesto a [[55 Cancri]] como la estrella con más planetas conocidos (5 hasta [[noviembre]] de [[2007]]).

Revisión del 18:15 20 abr 2010

Cantidad de exoplanetas descubiertos hasta la fecha: 452.[1]​

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. En 1995 Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron mediante métodos de detección indirectos el primer planeta extrasolar orbitando una estrella en la secuencia principal.[2]​ Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas. Hasta abril de 2010 se han descubierto 385 sistemas planetarios que contienen un total de 452 cuerpos planetarios. Cuarenta y cinco de estos sistemas son múltiples y 19 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.[3]​

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.
Archivo:HR 8799 planetary system.jpg
Una imagen de la banda K (2.2 micrones) AO del sistema planetario HR 8799 haciendo uso de Gemini / Altair / NIRI adquiridos el 5 de septiembre de 2008 (El norte está arriba y el Este a la izquierda). Los tres planetas son designados con círculos rojos. El flujo estelar ha sido sustraído con ADI y la región saturada central esta enmascarada. Observaciones de Multi-Épocas han demostrado movimiento orbital Keplerianos en contra del sentido del reloj para los tres planetas.

De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.[4]​ 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 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. Esto se cree es un resultado de los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente planetas de este tipo que 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 exoplaneta conocido más semejante a la Tierra en masa y posición orbital es Gliese 581 c, descubierto en 2007 y cuya masa equivale a unas 5 veces la masa de la Tierra, y del que se presume sería un planeta terrestre grande. Los expertos creen que este planeta está en la zona de habitabilidad de Gliese 581, y que podría tener agua líquida en su superficie. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon Andromedae. Aunque los conocimientos actuales han puesto a 55 Cancri como la estrella con más planetas conocidos (5 hasta noviembre de 2007).

Historia

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. 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 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. 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). Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot,y la misión norteamericana Kepler, 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.

Métodos de detección

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. 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.

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, la astrometría permitió encontrar un planeta extrasolar en 2009, denominado VB 10b.

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.

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 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 han permitido que la sonda Kepler, 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.

Medida de pulsos de radio

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.

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. Hasta diciembre de 2009, dos planetas se han encontrado por este método.

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.

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 3 planetas orbitando la estrella Beta pictoris y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). 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.

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), 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.

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.

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 del que se conocen más datos recibe el nombre de HD209458b, provisionalmente llamado Osiris. Se trata de un planeta de 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.

Descubrimientos notables

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.

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.[5]​

1999

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, 1999 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. [6]​ En 2007, sus inclinaciones se determinaron como no coplanares.

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 [7]​.

2001

  • HD 209458 b: Los astrónomos usando el Telescopio Espacial Hubble anunciaron que habían detectado la atmósfera de HD 209458 b. Encontraron que 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 [8]​ 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.[9]​ En 2008 el origen del sistema se remonta al cúmulo de Híades, junto a Epsilon Tauri.

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.[10]​

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 del Observatorio Europeo del Sur HARPS. Dependiendo de su composición, es el primer publicado "Neptuno caliente" o "súper-Tierra" [11]​
  • 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. [12]​ A fines del 2005, los parámetros fueron revisados para radio de la órbita de 41 UA y 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 [13]​.

2005

  • 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. [14]​
  • 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. [15]​

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 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. [16]​[17]​
  • 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.[18]​

2007

  • HD 209458 b y HD 189733 b: El 21 de febrero, la NASA y el jornal Nature publicó la noticia de que HD 209458 b y HD 189733 b fueron los dos primeros planetas extrasolares en tener sus espectros atmosféricos observados directamente. [19]​[20]​ 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. [21]​
  • 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 [22]​ El equipo calculó que el planeta podría soportar agua líquida y posiblemente vida . [23]​ Sin embargo, estudios posteriores de habitabilidad [24]​[25]​ 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 [23]​.
  • 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. [26]​
  • TrES-4: El exoplaneta del diámetro más grande y de la más baja densidad hasta la fecha, TrES-4 es de 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 [27]​.

2008

  • OGLE-2006-BLG-109Lb y OGLE-2006-BLG-109Lc: El 14 de febrero, el descubrimiento del, hasta ahora, sistema planetario mas similar a la constelación de 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. [28]​
  • 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. [29]​
  • 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. [30]​ Los tres fueron descubiertos por el espectrógrafo HARPS en La Silla, Chile. [31]​ 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.
  • 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. [32]​ La masa de Fomalhaut b se estima en 3 veces la masa de Júpiter. [33]​[34]​ 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 Hawaii. 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. [34]​[35]​

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. [36]​ 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 orbita 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. [37]​
  • 30 planets: 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 and 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 [38]​.
  • GJ 1214 b: El 16 de diciembre, un planeta de la 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 MEarth project, que se utiliza para buscar tránsitos de planetas super-Tierra cruzando la cara de las estrellas del tipo M [39]​.

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 menor oscilación estelar de 1,89 m / s. Este planeta tiene una masa 4,15 veces la masa terrestre, que es más del doble de la masa de Gliese 581 e y orbita la estrella a una distancia de 0,05 UA. [40]​
  • 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 [41]​ 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 fue 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 [42]​

.

Clasificación de Sudarsky para planetas gigantes

El sistema de clasificación de Sudarsky es un sistema teórico de clasificación para predecir la apariencia de planetas extrasolares gaseosos gigantes sobre la base de sus temperaturas. Fue descrito por el científico David Sudarsky en el documento Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets y ampliado sobre otro artículo llamado Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets.[43]​

Los planetas gigantes de gas se dividen en cinco clases, usando números romanos. El sistema asume que la composición gaseosa de las atmósferas de los planetas es similar a las de Júpiter. Pero en general, la composición química de planetas extrasolares no se conoce, y hacer las observaciones necesarias para determinar este requisito necesita de métodos más avanzados de detección. Según la clasificación de Sudarsky, en nuestro sistema solar existen dos planetas que pueden encontrarse pertenecientes a la clase I, Saturno y Júpiter .

La aparición de planetas que no son gigantes gaseosos no pueden ser predichos por el sistema de Sudarsky, por ejemplo, planetas terrestres como la Tierra y Ogle-2005-BLG-390L b (5,5 masas terrestres), o los gigantes de hielo como Urano (14 masas terrestres) y Neptuno (17 masas terrestres).

Captura de pantalla del programa Celestia que muestra los tipos de planetas gaseosos gigantes según la clasificación de Sudarsky. Clase I: nubes de Amoniaco, clase II: nubes de agua, clase III: despejados, clase IV: metales alcalinos y clase V: nubes de silicato.[43]​

Clase I: Nubes de Amoniaco

Los planetas de esta clase tienen una apariencia dominada por las nubes de amoníaco. Estos planetas se encuentran en el exterior de las regiones de un sistema planetario en la que existen a temperaturas inferiores a unos 150 Kelvin (-120 grados Celsius/-190 grados Fahrenheit). Las previsiones del albedo en un planeta de clase I que esta en torno a una estrella como el Sol es de aproximadamente 0.57, en comparación con un valor de 0.343 para Júpiter, y 0.342 de Saturno. La diferencia puede ser parcialmente explicadas por el teniendo en cuenta el desequilibrio con los condensados de tolina o fósforo, que son responsables de las nubes de colores en la atmósfera joviana, y no esta modelada en los cálculos de Sudarsky.

Las temperaturas de la clase I son de planetas fríos o bien de planetas que se separen lo bastante durante su perihelio con respecto a su estrella como para alcanzar ciertas temperaturas.

Clase II: Nubes de agua

Planetas en la clase II son demasiados calientes como para formar nubes de amoníaco: en lugar de eso sus nubes están compuestas por vapor de agua. En este tipo de planetas se esperan temperaturas que oscilen alrededor de los 250 Kelvin. Las nubes de agua son más reflexivas que las nubes de amoníaco, y el albedo de Bond predice que el brillo de un planeta de clase II en torno a una estrella sea de alrededor de 0,81. A pesar de que las nubes en ese planeta serían similares a las de la Tierra, estas atmósferas todavía consisten principalmente de hidrógeno solo, moléculas ricas en hidrógeno y metano.

El rango de las temperaturas en esta clasificación es un poco amplio. Hay planetas que pueden tener zonas en la atmósfera (en particular los polos) que están aún lo suficientemente frías para alojar nubes de amoníaco. Por el contrario planetas muy calidos pueden tener una apariencia amarillenta por condensados de compuestos sulfurosos y también pueden incluso tener nubes de ácido sulfúrico. Estos planetas (a diferencia de los otros dos) se cree que son más similares a Venus que a la Tierra, y a menudo son clasificadas como “Jóvianos Azufrosos”. Se cree que estos planetas sólo tienen nubes sulfurosas en las capas superiores y en las capas inferiores se conservan aun nubes de agua, por lo que este tipo de planeta solo es una "subclase" de los planetas de tipo II.

Los posibles planetas de clase II, que figuran en el documento original de Sudarsky, incluyen: 47 Ursae Majoris b y Upsilon Andromedae d. El planeta HD 28185 b debido a su órbita circular en torno al centro de su estrella en una zona habitable se le considera como el prototipo ideal para esta clase de planetas. Iota Horologii b y Gamma Cephei Ab son los planetas más conocidos del tipo "Jovianos Azufrosos".

Clase III: Despejados

Planetas con temperaturas entre unos 350 Kelvin (170 ° F, 80 ° C) y 800 Kelvin (980 ° F, 530 ° C) no se pueden formar cubiertas de nubes de algún tipo, ya que falta un aporte adecuado de productos químicos en la atmósferas como para formar nubes. Estos planetas se muestran como gigantescas esferas de color azul debido a la dispersión de Rayleigh y a la absorción de metano en sus atmósferas. Debido a la falta de una capa reflectante de nubes, el albedo es bajo, de alrededor de 0.12 de brillo para la clase III en torno a su estrella. Existen en regiones en el interior de un sistema planetario similares a las distancias que corresponden aproximadamente a la ubicación de Mercurio con respecto a nuestro Sol.

Exoplanetas que figuran en el documento de Sudarsky como planetas de clase III son Gliese 876 b y Upsilon Andromedae c.

Clase IV: Metales alcalinos

Por encima de los 900 Kelvin (630 ° C/1160 ° F), el monóxido de carbono se convierte en la principal molécula portadora de carbono en la atmósfera de estos planetas (en lugar de metano). Además, la abundancia de metales alcalinos, como el sodio aumentan sustancialmente, y las líneas espectrales del sodio y potasio dominan sobre el espectro del planeta. Estos planetas forman nubes cubiertas de hierro y silicatos debajo del resto de las nubes de sus atmosferas, pero esto no afecta el espectro del planeta. El albedo de Bond de los planetas de la clase IV en torno a su estrella se prevé que sea muy baja, aproximadamente alrededor de 0.03, debido a la fuerte absorción de metales alcalinos. Planetas de las clases IV y V se denominan Jovianos Calientes.

Clase V: Nubes de silicato

Son los gigantes de gas más calientes, con temperaturas superiores a 1400 Kelvin (2100 ° F, 1100 ° C), estan cubiertos de nubes de silicato y de hierro, y se prevé que se encuentren muy arriba en la atmósfera. Las previsiones del albedo de Bond de un planeta de la clase V alrededor de su estrella son de 0.55, esto gracias a la reflexión de la cubierta de nubes. A dichas temperaturas, estos planetas tienen un brillo rojo por la radiación térmica. Debido a esto último las estrellas con una magnitud visual de 4.50 o mayor en nuestro cielo, según esta teoría, los planetas deben ser visibles a nuestros instrumentos. Ejemplos de tales planetas podrían ser 51 Pegasi b. Pero a esta última predicción le ha ido mal. Tau Boötis Ab con 1621 Kelvin de la clase V de temperatura, el científico Leigh encontró que su albedo no puede ser superior a 0.39. Upsilon Andromedae b y que el planeta HD 149026 b se descubrieron más oscuros de lo esperado, como HD 209458 b, que acoge un oscuro halo de nube o cauda en la cubierta superior sombreando la estratosfera.

Tabla resumen

Artículo principal: Anexo:Planetas extrasolares
Planetas extrasolares
Característica Planeta Estrella Fecha Notas
Más antiguo Matusalén (PSR B1620-26c) PSR B1620-26 12.700 millones de años de edad.
Planeta más joven
Más pesado COROT-exo-3b COROT-exo-3 Múltiples planetas tienen masas cercanas al límite de la enana marrón,
13 MJ · 1 VJ, límite para la reacción de fusión del deuterio. Pero éste, posee
20 MJ · 1 VJ Al parecer es una enana café 100% "muerta", en este caso el límite aumenta a 80 MJ · 1 VJ.
Más ligero PSR 1257+12 A PSR 1257 2,01 MTierra

Nota: El sistema PSR 1257+12 podría contener también objetos de masa asteroidal.

Mayor Osiris (HD 209458 b) HD 209458 Radio 1,32 RJúpiter

Nota: Sólo se conocen los radios de los planetas que muestran tránsitos.

Más pequeño Gliese 581 c Gliese 581 Radio 1,32 RTierra -- Masa = (m) ~4,83 Tierra
Más lejano OGLE 2003-BLG-235 OGLE 2003-BLG-235 17.000 años luz
Más cercano ε Eridani b ε Eridani 10,4 años luz
Mayor periodo orbital 2M1207 b 2M1207 2450+ años
Menor periodo orbital OGLE-TR-56b OGLE-TR-56 1,2 días
Órbita más excéntrica HD 80606 b HD 80606 excentricidad= 0,93366
Menos excéntrica PSR 1257+12 A PSR 1257+12 excentricidad= 0,0
:Descubrimientos
Primer planeta descubierto PSR 1257+12 B, C PSR 1257+12 1992 Primer planeta orbitando un pulsar.
Bellerophon (51 Pegasi b) 51 Pegasi 1995 Primer planeta orbitando una estrella de la secuencia principal.

Primer planeta descubierto por el método de las velocidades radiales.

Gliese 876 b Gliese 876 1998 Primer planeta orbitando una enana roja.
Osiris (HD 209458 b) HD 209458 1999 Primer planeta con tránsitos.

Nota: OGLE-TR-56 b fue el primer planeta descubierto por el método de tránsitos.

ι Draconis b ι Draconis 2002 Primer planeta alrededor de una estrella gigante.
OGLE 2003-BLG-235 OGLE 2003-BLG-235 2004 Primer planeta encontrado por lentes gravitacionales.
Matusalén (PSR B1620-26c) PSR B1620-26 1993 Primer planeta alrededor de una enana blanca (confirmación en 2003).
2M1207 b 2M1207 2004 Primer planeta alrededor de una enana marrón. Primera imagen de un planeta extrasolar.
Primer planeta libre encontrado S Ori 70 n/a 2004 Masa = 3 MJúpiter.
Primer planeta en un sistema múltiple 55 Cancri b 55 Cancri 1996
Primer planeta con vapor de agua en su atmósfera HD 189733b HD 189733 2005 Masa = 1'15 Júpiter
Más parecido a la Tierra Gliese 581 c Gliese 581 2007 Radio 1,32 RTierra -- Masa = (m) ~4,83 Tierra
Masa más cercana a la masa terrestre PSR 1257+12 C PSR 1257+12 3,9 Mterrestres
Planeta de órbita más cercana a 1 UA HD 142 b
HD 28185 b
HD 128311 b		 HD 142
HD 28185
HD 128311		 0,980 AU
1,0 AU
1,02 AU

Observatorios y métodos

Misiones

Habitabilidad

Estudios

Véase también

Referencias

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Enlaces externos

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