Diferencia entre revisiones de «Planeta extrasolar»

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* [[HD 156668 b]]: El 7 de enero, fue descubierto por el método de velocidad radial el segundo planeta menos masivo hasta la fecha alrededor de una estrella con la menor [[Velocidad radial#Oscilación estelar|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.<ref>{{cita noticia |url=http://keckobservatory.org/index.php/news/second_smallest_exoplanet_to_date_discovered_at_keck/ |título=Second Smallest Exoplanet Found To Date At Keck |fecha=07-01-2010 |obra=News and Outreach |editorial=W.M. Keck Observatory|fechaacceso=20-01-2010}}</ref>
* [[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 [[Velocidad radial#Oscilación estelar|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.<ref>{{cita noticia |url=http://keckobservatory.org/index.php/news/second_smallest_exoplanet_to_date_discovered_at_keck/ |título=Second Smallest Exoplanet Found To Date At Keck |fecha=07-01-2010 |obra=News and Outreach |editorial=W.M. Keck Observatory|fechaacceso=20-01-2010}}</ref>
* [[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<ref>{{cita publicación|apellido=Janson|nombre=M.|fecha=13-01-2010|título=VLT Captures First Direct Spectrum of an Exoplanet|publicación=ESO|ubicación=La Silla Observatory|url=http://www.eso.org/public/news/eso1002/|fechaaceso=2010-01-20}}</ref> a diferencia de la transmisión espectroscopica realizada en los exoplanetas en tránsito.
* [[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<ref>{{cita publicación|apellido=Janson|nombre=M.|fecha=13-01-2010|título=VLT Captures First Direct Spectrum of an Exoplanet|publicación=ESO|ubicación=La Silla Observatory|url=http://www.eso.org/public/news/eso1002/|fechaaceso=2010-01-20}}</ref> a diferencia de la transmisión espectroscopica realizada en los exoplanetas en tránsito.
* [[47 Ursae Majoris#Sistema planetario|47 Ursae Majoris d]]: El 6 de marzo, un gigante gaseoso como [[Júpiter (planeta)|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.
* [[47 Ursae Majoris#Sistema planetario|47 Ursae Majoris d]]: El 6 de marzo, un gigante gaseoso como [[Júpiter (planeta)|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.

Revisión del 00:59 6 jul 2010

Cantidad de exoplanetas descubiertos hasta la fecha: 464.[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 junio de 2010 se han descubierto 396 sistemas planetarios que contienen un total de 464 cuerpos planetarios. Cuarenta y cinco[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 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.[5]​[6]​

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.[7]​ 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 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. 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 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.

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.

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.[8]​[9]​ 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.[10]​ 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 ha habido varios reportes de detecciones de objetos de masa planetaria, a veces llamados "planetas errantes" que no órbitan cualquier cuerpo padre.[11]​ 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[12]​[13]​; planetas masivos de este tipo puede que ya hallan sido observados.[14]​ Este punto de vista también admite la posibilidad de enanas sub-marrones, que tienen masas planetarias, pero que se forman como las estrellas por el colapso directo de las nubes de gas.

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.[15]​ El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la posibilidad de vida extraterrestre.[16]​ 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.[17]​

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 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 los 20% de 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.[17]​[18]​[19]​

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.

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.[20]​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.[21]​

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.[15]​ El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la posibilidad de la vida extraterrestre.[22]​ También se ha demostrado que las estrellas con planetas tienen más probabilidades de ser deficientes en litio.[23]​

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 desconocidos del planeta, y debido a factores tales como el efecto invernadero puede 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.[24]​

Si un planeta es detectable por tanto la velocidad radial y los métodos de tránsito, a continuación, tanto su verdadera masa y su radio se puede encontrar. La densidad del planeta entonces se puede calcular. 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.

Medidas espectroscópicas se pueden utilizar para estudiar la composición atmosférica de un planeta en tránsito.[25]​

De esta manera el vapor de agua, vapor de sodio, metano y dióxido de carbono se han detectado en las atmósferas de diferentes exoplanetas. 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 los planetas.

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

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.[17]​ Por otra parte, si la órbita del planeta es casi perpendicular al cielo (con una inclinación de cerca de 90°), el planeta también se pueden detectar mediante el método del tránsito. La inclinación a continuación, se dará a conocer, y la masa real del planeta se puede encontrar. 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 altas. A partir de enero de 2010, todos menos 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.[15]​

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".[26]​

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 HD 209458 b, tambien 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

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[17]​ 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.[27]​

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.[15]​ Sin embargo, se ha sugerido que algunos de los altos valores de excentricidad divulgados para los exoplanets 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 tal par.[28]​

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 tienen inclinaciones muy dispares.[29]​

Se ha encontrado que varios Júpiteres calientes tienen la órbita retrógrada y esto pone en duda las teorías sobre la formación de los sistemas planetarios.[30]​ 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.

Descubrimientos notables

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.[31]​ 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.[32]​[33]​

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,[34]​ aunque posteriormente ha sido incluida en los catálogos de los planetas extrasolares.[35]​[36]​

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.[37]​

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.[38]​

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.[39]​

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.[40]​ 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.[41]​

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[42]​ 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.[43]​ 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.[44]​

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"[45]​
  • 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.[46]​ 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.[47]​

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.[48]​[49]​
  • 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.[50]​
  • 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.[51]​

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.[52]​[53]​
  • 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.[54]​

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.[55]​[56]​ 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.[57]​
  • 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[58]​ El equipo calculó que el planeta podría soportar agua líquida y posiblemente vida.[59]​ Sin embargo, estudios posteriores de habitabilidad[60]​[61]​ 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.[59]​
  • 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.[62]​
  • 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.[63]​

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.[64]​
  • 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.[65]​
  • 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.[66]​ Los tres fueron descubiertos por el espectrógrafo HARPS en La Silla, Chile.[67]​ 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.[68]​
  • 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.[69]​ La masa de Fomalhaut b se estima en 3 veces la masa de Júpiter.[70]​[71]​ 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.[71]​[72]​

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.[73]​ 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.[38]​
  • 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.[74]​
  • 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 super-Tierra cruzando la cara de las estrellas del tipo M.[75]​

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.[76]​
  • 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[77]​ 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.[78]​
  • 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.[79]​
  • 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.[80]​

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.[81]​

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:[81]​

Clase I: nubes de Amoniaco
Clase II: nubes de agua
Clase III: despejados
Clase IV: metales alcalinos
Clase V: nubes de silicato.

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

Clasificaciones

Sistemas

Habitabilidad

Estudios

Astrónomos

Véase también

Referencias

  1. ↑ «The Extrasolar Planets Encyclopedia». Consultado el 2009. 
  2. ↑ Michel Mayor y Didier Queloz (1995). «A Jupiter-mass companion to a solar-type star». Nature 378. 355-359. 
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