Cuatro exoplanetas del sistema HR 8799 captados por el Observatorio WM Keck a lo largo de siete años. El movimiento se ha interpolado a partir de observaciones anuales.Comparación del tamaño probable de WASP-17b , un exoplaneta en la constelación de Escorpio , con Júpiter (a la izquierda) utilizando modelos aproximados del radio planetario en función de la masa. [1] [2]
Un exoplaneta o planeta extrasolar es un planeta fuera del Sistema Solar . La primera evidencia posible de un exoplaneta se observó en 1917, pero entonces no fue reconocido como tal. La primera confirmación de la detección ocurrió en 1992. Un planeta diferente, detectado por primera vez en 1988, fue confirmado en 2003. Según las estadísticas del Archivo de Exoplanetas de la NASA , a fecha de 17 de octubre de 2024, hay 5.780 exoplanetas confirmados en 4.314 sistemas planetarios , con 969 sistemas que tienen más de un planeta . [3] [4] Se espera que el Telescopio Espacial James Webb (JWST) descubra más exoplanetas y brinde más información sobre sus características, como su composición , condiciones ambientales y potencial para la vida . [5]
Existen muchos métodos para detectar exoplanetas . La fotometría de tránsito y la espectroscopia Doppler son las que han encontrado la mayoría, pero estos métodos sufren un claro sesgo observacional que favorece la detección de planetas cerca de la estrella; así, el 85% de los exoplanetas detectados están dentro de la zona de bloqueo de marea . [6] En varios casos, se han observado múltiples planetas alrededor de una estrella. [7] Se estima que aproximadamente 1 de cada 5 estrellas similares al Sol [a] tiene un planeta "del tamaño de la Tierra " [b] en la zona habitable . [c] [8] [9] Suponiendo que hay 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea , [d] se puede plantear la hipótesis de que hay 11 mil millones de planetas potencialmente habitables del tamaño de la Tierra en la Vía Láctea, cifra que aumenta a 40 mil millones si se incluyen los planetas que orbitan las numerosas enanas rojas . [10]
El exoplaneta menos masivo conocido es Draugr (también conocido como PSR B1257+12 A o PSR B1257+12 b), que tiene aproximadamente el doble de la masa de la Luna . El exoplaneta más masivo listado en el Archivo de Exoplanetas de la NASA es HR 2562 b , [11] [12] [13] aproximadamente 30 veces la masa de Júpiter . Sin embargo, según algunas definiciones de planeta (basadas en la fusión nuclear de deuterio [14] ), es demasiado masivo para ser un planeta y podría ser una enana marrón . Los tiempos orbitales conocidos para los exoplanetas varían desde menos de una hora (para los más cercanos a su estrella) hasta miles de años. Algunos exoplanetas están tan lejos de la estrella que es difícil saber si están ligados gravitacionalmente a ella.
Casi todos los planetas detectados hasta ahora se encuentran dentro de la Vía Láctea. Sin embargo, existen evidencias de que podrían existir planetas extragalácticos , exoplanetas ubicados en otras galaxias. [15] [16] Los exoplanetas más cercanos se encuentran a 4,2 años luz (1,3 parsecs ) de la Tierra y orbitan Próxima Centauri , la estrella más cercana al Sol . [17]
El descubrimiento de exoplanetas ha intensificado el interés en la búsqueda de vida extraterrestre . Existe un interés especial en los planetas que orbitan en la zona habitable de una estrella (a veces llamada "zona Goldilocks"), donde es posible que exista agua líquida, un prerrequisito para la vida tal como la conocemos, en la superficie. Sin embargo, el estudio de la habitabilidad planetaria también considera una amplia gama de otros factores para determinar la idoneidad de un planeta para albergar vida. [18]
Los planetas rebeldes son aquellos que no orbitan alrededor de ninguna estrella. Dichos objetos se consideran una categoría separada de planetas, especialmente si son gigantes gaseosos , a menudo contados como enanas submarrones . [19] Los planetas rebeldes en la Vía Láctea posiblemente sean miles de millones o más. [20] [21]
Definición
UIA
La definición oficial del término planeta utilizada por la Unión Astronómica Internacional (UAI) sólo cubre el Sistema Solar y por lo tanto no se aplica a los exoplanetas. [22] [23] El Grupo de Trabajo de la UAI sobre Planetas Extrasolares emitió una declaración de posición que contenía una definición de trabajo de "planeta" en 2001 y que fue modificada en 2003. [24] Un exoplaneta se definió según los siguientes criterios:
Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (que actualmente se calcula que es 13 veces la masa de Júpiter para los objetos de metalicidad solar ) que orbitan estrellas o remanentes estelares son "planetas" (sin importar cómo se formaron). La masa/tamaño mínimo requerido para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debería ser el mismo que el utilizado en el Sistema Solar.
Los objetos subestelares con masas reales superiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio son " enanas marrones ", sin importar cómo se formaron o dónde estén ubicados.
Los objetos que flotan libremente en cúmulos de estrellas jóvenes con masas inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio no son "planetas", sino "enanas submarrones" (o cualquier nombre que sea más apropiado).
Esta definición de trabajo fue modificada por la Comisión F2 de la UAI: Exoplanetas y el Sistema Solar en agosto de 2018. [25] [26] La definición de trabajo oficial de un exoplaneta es ahora la siguiente:
Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas, enanas marrones o remanentes estelares y que tienen una relación de masa con el objeto central inferior a la inestabilidad L4/L5 (M/M central < 2/(25+ √ 621 )) son "planetas" (sin importar cómo se formaron).
La masa/tamaño mínimo requerido para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debería ser el mismo que el utilizado en nuestro Sistema Solar.
Alternativas
La definición de trabajo de la IAU no siempre se utiliza. Una sugerencia alternativa es que los planetas deberían distinguirse de las enanas marrones sobre la base de su formación. Se cree ampliamente que los planetas gigantes se forman a través de la acreción del núcleo , que a veces puede producir planetas con masas superiores al umbral de fusión del deuterio; [27] [28] [14] es posible que ya se hayan observado planetas masivos de ese tipo. [29] Las enanas marrones se forman como estrellas a partir del colapso gravitacional directo de nubes de gas, y este mecanismo de formación también produce objetos que están por debajo del límite de 13 M Jup y pueden ser tan bajos como 1 M Jup . [30] Los objetos en este rango de masa que orbitan sus estrellas con amplias separaciones de cientos o miles de Unidades Astronómicas (UA) y tienen grandes proporciones de masa estrella/objeto probablemente se formaron como enanas marrones; sus atmósferas probablemente tendrían una composición más similar a su estrella anfitriona que los planetas formados por acreción, que contendrían mayores abundancias de elementos más pesados. La mayoría de los planetas fotografiados directamente hasta abril de 2014 son masivos y tienen órbitas amplias, por lo que probablemente representan el extremo de baja masa de una formación de enanas marrones. [31] Un estudio sugiere que los objetos por encima de 10 M Jup se formaron a través de la inestabilidad gravitacional y no deberían considerarse planetas. [32]
Además, el límite de 13 masas de Júpiter no tiene un significado físico preciso. La fusión de deuterio puede ocurrir en algunos objetos con una masa por debajo de ese límite. [14] La cantidad de deuterio fusionado depende en cierta medida de la composición del objeto. [33] A partir de 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluyó objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "El hecho de que no haya una característica especial alrededor de 13 M Jup en el espectro de masas observado refuerza la elección de olvidar este límite de masa". [34] A partir de 2016, este límite se aumentó a 60 masas de Júpiter [35] con base en un estudio de relaciones masa-densidad. [36] El Explorador de Datos de Exoplanetas incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción de 13 masas de Júpiter por parte del Grupo de Trabajo de la UAI no está motivada físicamente para planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista observacional debido a la ambigüedad de sen i". [37] El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o menor a 30 masas de Júpiter. [38] Otro criterio para separar planetas y enanas marrones, en lugar de la fusión de deuterio, el proceso de formación o la ubicación, es si la presión del núcleo está dominada por la presión de Coulomb o la presión de degeneración de electrones con la línea divisoria en alrededor de 5 masas de Júpiter. [39] [40]
Nomenclatura
El exoplaneta HIP 65426b es el primer planeta descubierto alrededor de la estrella HIP 65426. [ 41]
La convención para nombrar exoplanetas es una extensión del sistema utilizado para designar sistemas de estrellas múltiples según lo adoptado por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Para exoplanetas que orbitan alrededor de una sola estrella, la designación de la UAI se forma tomando el nombre designado o propio de su estrella madre y agregando una letra minúscula. [42] Las letras se dan en orden del descubrimiento de cada planeta alrededor de la estrella madre, de modo que el primer planeta descubierto en un sistema se designa "b" (la estrella madre se considera "a") y los planetas posteriores reciben letras subsiguientes. Si se descubren varios planetas en el mismo sistema al mismo tiempo, el más cercano a la estrella recibe la siguiente letra, seguido por los otros planetas en orden de tamaño orbital. Existe un estándar provisional aprobado por la UAI para acomodar la designación de planetas circumbinarios . Un número limitado de exoplanetas tienen nombres propios aprobados por la UAI . Existen otros sistemas de nombres.
Historia de la detección
Gráfico de la NASA de misiones a exoplanetas presentes y futuras a partir de 2022.
Durante siglos, científicos, filósofos y escritores de ciencia ficción sospecharon que existían planetas extrasolares, pero no había forma de saber si eran reales, cuán comunes eran o cuán similares podrían ser a los planetas del Sistema Solar . Varias afirmaciones de detección realizadas en el siglo XIX fueron rechazadas por los astrónomos.
La primera evidencia de un posible exoplaneta, orbitando Van Maanen 2 , fue notada en 1917, pero no fue reconocida como tal. El astrónomo Walter Sydney Adams , quien más tarde se convirtió en director del Observatorio del Monte Wilson , produjo un espectro de la estrella usando el telescopio de 60 pulgadas del Monte Wilson . Él interpretó el espectro como el de una estrella de secuencia principal de tipo F , pero ahora se piensa que tal espectro podría ser causado por el residuo de un exoplaneta cercano que había sido pulverizado por la gravedad de la estrella, y el polvo resultante luego cayó sobre la estrella. [43]
La primera detección científica sospechosa de un exoplaneta ocurrió en 1988. Poco después, la primera confirmación de detección llegó en 1992 desde el Observatorio de Arecibo , con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12 . [44] La primera confirmación de un exoplaneta orbitando una estrella de secuencia principal se realizó en 1995, cuando se encontró un planeta gigante en una órbita de cuatro días alrededor de la estrella cercana 51 Pegasi . Algunos exoplanetas han sido fotografiados directamente por telescopios, pero la gran mayoría han sido detectados a través de métodos indirectos, como el método de tránsito y el método de velocidad radial . En febrero de 2018, investigadores que utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra , combinado con una técnica de detección de planetas llamada microlente , encontraron evidencia de planetas en una galaxia distante, afirmando: "Algunos de estos exoplanetas son tan (relativamente) pequeños como la Luna, mientras que otros son tan masivos como Júpiter. A diferencia de la Tierra, la mayoría de los exoplanetas no están estrechamente ligados a las estrellas, por lo que en realidad están vagando por el espacio u orbitando libremente entre estrellas. Podemos estimar que la cantidad de planetas en esta galaxia [lejana] es más de un billón". [45]
El 21 de marzo de 2022 se confirmó la presencia del exoplaneta número 5000 más allá del Sistema Solar. [46]
Este espacio lo declaramos infinito... En él hay una infinidad de mundos del mismo tipo que el nuestro.
—Giordano Bruno (1584) [48]
En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno , uno de los primeros partidarios de la teoría copernicana de que la Tierra y otros planetas giran alrededor del Sol ( heliocentrismo ), propuso la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas de planetas.
En el siglo XVIII, Isaac Newton mencionó la misma posibilidad en el « Escolio general » que concluye sus Principia . Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió: «Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todas ellas estarán construidas según un diseño similar y sujetas al dominio de Uno ». [49]
En 1938, D. Belorizky demostró que era realista buscar exo-Júpiter utilizando fotometría de tránsito . [50]
En 1952, más de 40 años antes de que se descubriera el primer Júpiter caliente , Otto Struve escribió que no hay ninguna razón convincente para que los planetas no puedan estar mucho más cerca de su estrella madre de lo que están en el Sistema Solar, y propuso que la espectroscopia Doppler y el método de tránsito podrían detectar superJúpiteres en órbitas cortas. [51]
Durante las décadas de 1950 y 1960, Peter van de Kamp, del Swarthmore College, realizó otra serie destacada de afirmaciones de detección, esta vez de planetas que orbitaban alrededor de la estrella de Barnard . [55] Los astrónomos ahora generalmente consideran que todos los primeros informes de detección son erróneos. [56]
En 1991, Andrew Lyne , M. Bailes y SL Shemar afirmaron haber descubierto un planeta pulsar en órbita alrededor de PSR 1829-10 , utilizando variaciones de tiempo del pulsar . [57] La afirmación recibió una intensa atención durante un breve período, pero Lyne y su equipo pronto se retractaron. [58]
Descubrimientos confirmados
Imagen coronográfica de AB Pictoris que muestra un compañero (abajo a la izquierda), que puede ser una enana marrón o un planeta masivo. Los datos se obtuvieron el 16 de marzo de 2003 con NACO en el VLT , utilizando una máscara de ocultación de 1,4 segundos de arco sobre AB Pictoris.
Al 24 de julio de 2024, un total de 5.780 exoplanetas confirmados figuran en el Archivo de Exoplanetas de la NASA, incluidos algunos que fueron confirmaciones de afirmaciones controvertidas de finales de la década de 1980. [59] El primer descubrimiento publicado que recibió una confirmación posterior fue realizado en 1988 por los astrónomos canadienses Bruce Campbell, GAH Walker y Stephenson Yang de la Universidad de Victoria y la Universidad de Columbia Británica . [60] Aunque fueron cautelosos al afirmar una detección planetaria, sus observaciones de velocidad radial sugirieron que un planeta orbita la estrella Gamma Cephei . En parte porque las observaciones estaban en los límites de las capacidades instrumentales en ese momento, los astrónomos permanecieron escépticos durante varios años sobre esta y otras observaciones similares. Se pensó que algunos de los aparentes planetas podrían haber sido enanas marrones , objetos intermedios en masa entre planetas y estrellas. En 1990 se publicaron observaciones adicionales que apoyaban la existencia del planeta que orbitaba Gamma Cephei, [61] pero trabajos posteriores en 1992 volvieron a plantear serias dudas. [62] Finalmente, en 2003, técnicas mejoradas permitieron confirmar la existencia del planeta. [63]
El 9 de enero de 1992, los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunciaron el descubrimiento de dos planetas orbitando el púlsar PSR 1257+12 . [44] Este descubrimiento fue confirmado y generalmente se considera la primera detección definitiva de exoplanetas. Las observaciones de seguimiento consolidaron estos resultados y la confirmación de un tercer planeta en 1994 reavivó el tema en la prensa popular. [64] Se cree que estos planetas púlsar se formaron a partir de los restos inusuales de la supernova que produjo el púlsar, en una segunda ronda de formación de planetas, o bien que son los núcleos rocosos restantes de gigantes gaseosos que de alguna manera sobrevivieron a la supernova y luego se desintegraron en sus órbitas actuales. Como los púlsares son estrellas agresivas, se consideró improbable en ese momento que un planeta pudiera formarse en su órbita. [65]
A principios de la década de 1990, un grupo de astrónomos dirigido por Donald Backer , que estudiaba lo que pensaban que era un púlsar binario ( PSR B1620−26 b ), determinó que se necesitaba un tercer objeto para explicar los desplazamientos Doppler observados . En pocos años, se habían medido los efectos gravitacionales del planeta sobre la órbita del púlsar y la enana blanca , lo que dio una estimación de la masa del tercer objeto que era demasiado pequeña para que fuera una estrella. La conclusión de que el tercer objeto era un planeta fue anunciada por Stephen Thorsett y sus colaboradores en 1993. [66]
El 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Ginebra anunciaron la primera detección definitiva de un exoplaneta orbitando una estrella de secuencia principal , la cercana estrella de tipo G 51 Pegasi . [67] [68] [69] Este descubrimiento, realizado en el Observatorio de Haute-Provence , marcó el comienzo de la era moderna del descubrimiento de exoplanetas y fue reconocido con una parte del Premio Nobel de Física de 2019. Los avances tecnológicos, sobre todo en la espectroscopia de alta resolución , llevaron a la rápida detección de muchos nuevos exoplanetas: los astrónomos podían detectar exoplanetas indirectamente midiendo su influencia gravitatoria en el movimiento de sus estrellas anfitrionas. Más tarde se detectaron más planetas extrasolares observando la variación en la luminosidad aparente de una estrella cuando un planeta en órbita transitaba frente a ella. [67]
Inicialmente, los exoplanetas más conocidos eran planetas masivos que orbitaban muy cerca de sus estrellas madre. Los astrónomos se sorprendieron con estos " Júpiter calientes ", porque las teorías de formación planetaria habían indicado que los planetas gigantes solo deberían formarse a grandes distancias de las estrellas. Pero con el tiempo se encontraron más planetas de otros tipos, y ahora está claro que los Júpiter calientes constituyen la minoría de los exoplanetas. [67] En 1999, Upsilon Andromedae se convirtió en la primera estrella de la secuencia principal conocida por tener múltiples planetas. [70] Kepler-16 contiene el primer planeta descubierto que orbita un sistema estelar binario de la secuencia principal. [71]
El 26 de febrero de 2014, la NASA anunció el descubrimiento de 715 exoplanetas recientemente verificados alrededor de 305 estrellas por el Telescopio Espacial Kepler . Estos exoplanetas fueron comprobados utilizando una técnica estadística llamada "verificación por multiplicidad". [72] [73] [74] Antes de estos resultados, la mayoría de los planetas confirmados eran gigantes gaseosos comparables en tamaño a Júpiter o más grandes porque eran más fáciles de detectar, pero los planetas Kepler tienen en su mayoría un tamaño entre el de Neptuno y el de la Tierra. [72]
El 23 de julio de 2015, la NASA anunció Kepler-452b , un planeta de tamaño cercano a la Tierra que orbita la zona habitable de una estrella de tipo G2. [75]
El 6 de septiembre de 2018, la NASA descubrió un exoplaneta a unos 145 años luz de la Tierra en la constelación de Virgo. [76] Este exoplaneta, Wolf 503b, tiene el doble del tamaño de la Tierra y fue descubierto orbitando un tipo de estrella conocida como "enana naranja". Wolf 503b completa una órbita en tan solo seis días porque está muy cerca de la estrella. Wolf 503b es el único exoplaneta de ese tamaño que se puede encontrar cerca de la llamada brecha del radio de los planetas pequeños . La brecha, a veces llamada brecha de Fulton, [76] [77] es la observación de que es inusual encontrar exoplanetas con tamaños entre 1,5 y 2 veces el radio de la Tierra. [78]
En enero de 2020, los científicos anunciaron el descubrimiento de TOI 700 d , el primer planeta del tamaño de la Tierra en la zona habitable detectado por TESS. [79]
Descubrimientos de candidatos
En enero de 2020, las misiones Kepler y TESS de la NASA habían identificado 4374 candidatos planetarios aún por confirmar, [80] varios de ellos casi del tamaño de la Tierra y ubicados en la zona habitable, algunos alrededor de estrellas similares al Sol. [81] [82] [83]
Poblaciones de exoplanetas – junio de 2017 [84] [85]
Los planetas son extremadamente débiles en comparación con sus estrellas madre. Por ejemplo, una estrella similar al Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada de cualquier exoplaneta que orbita alrededor de ella. Es difícil detectar una fuente de luz tan débil y, además, la estrella madre causa un resplandor que tiende a desvanecerla. Es necesario bloquear la luz de la estrella madre para reducir el resplandor y dejar detectable la luz del planeta; hacerlo es un gran desafío técnico que requiere una estabilidad optotérmica extrema . [90] Todos los exoplanetas que han sido fotografiados directamente son grandes (más masivos que Júpiter ) y están ampliamente separados de sus estrellas madre.
Instrumentos de imagen directa especialmente diseñados, como Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE y SCExAO, obtendrán imágenes de docenas de gigantes gaseosos, pero la gran mayoría de los planetas extrasolares conocidos solo se han detectado mediante métodos indirectos.
Cuando la estrella está detrás de un planeta, su brillo parecerá atenuarse.Si un planeta cruza (o transita ) frente al disco de su estrella madre, el brillo observado de la estrella disminuye en una pequeña cantidad. La cantidad en que se atenúa la estrella depende de su tamaño y del tamaño del planeta, entre otros factores. Debido a que el método de tránsito requiere que la órbita del planeta intersecte una línea de visión entre la estrella madre y la Tierra, la probabilidad de que se observe un exoplaneta en una órbita orientada aleatoriamente transitando la estrella es algo pequeña. El telescopio Kepler utilizó este método.
Detecciones de exoplanetas por año a septiembre de 2024 [91]
Cuando un planeta orbita alrededor de una estrella, esta también se mueve en su propia órbita pequeña alrededor del centro de masas del sistema. Las variaciones en la velocidad radial de la estrella (es decir, la velocidad con la que se acerca o se aleja de la Tierra) se pueden detectar a partir de los desplazamientos en las líneas espectrales de la estrella debido al efecto Doppler . Se pueden observar variaciones de velocidad radial extremadamente pequeñas, de 1 m/s o incluso algo menos. [92]
Cuando hay varios planetas, cada uno de ellos perturba ligeramente las órbitas de los demás. Pequeñas variaciones en los tiempos de tránsito de un planeta pueden indicar la presencia de otro planeta, que puede o no transitar. Por ejemplo, las variaciones en los tránsitos del planeta Kepler-19b sugieren la existencia de un segundo planeta en el sistema, el planeta no transitante Kepler-19c . [93] [94]
Animación que muestra la diferencia entre el tiempo de tránsito de planetas en sistemas de un planeta y de dos planetas
Cuando un planeta orbita alrededor de varias estrellas o si tiene lunas, su tiempo de tránsito puede variar significativamente en cada tránsito. Aunque no se han descubierto nuevos planetas o lunas con este método, se utiliza para confirmar con éxito muchos planetas circumbinarios en tránsito. [95]
La microlente se produce cuando el campo gravitatorio de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella distante de fondo. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella que ejerce la lente pueden causar anomalías detectables en la magnificación a medida que varía con el tiempo. A diferencia de la mayoría de los otros métodos que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o, para imágenes resueltas, grandes), el método de microlente es más sensible para detectar planetas a una distancia de entre 1 y 10 UA de estrellas similares al Sol.
La astrometría consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar los cambios de esa posición a lo largo del tiempo. El movimiento de una estrella debido a la influencia gravitatoria de un planeta puede ser observable. Sin embargo, como el movimiento es tan pequeño, este método no fue muy productivo hasta la década de 2020. Solo ha producido unos pocos descubrimientos confirmados, [96] [97] aunque se ha utilizado con éxito para investigar las propiedades de los planetas encontrados de otras formas.
Un púlsar (el pequeño y ultradenso remanente de una estrella que ha explotado como supernova ) emite ondas de radio con una regularidad extrema a medida que gira. Si hay planetas en órbita alrededor del púlsar, causarán ligeras anomalías en la sincronización de sus pulsos de radio observados. El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar se realizó utilizando este método. Pero hasta 2011, no ha sido muy productivo: se han detectado cinco planetas de esta manera, alrededor de tres púlsares diferentes.
Al igual que los púlsares, existen otros tipos de estrellas que presentan actividad periódica. Las desviaciones de la periodicidad a veces pueden deberse a un planeta que orbita a su alrededor. Hasta 2013, se han descubierto algunos planetas con este método. [98]
Cuando un planeta orbita muy cerca de una estrella, capta una cantidad considerable de luz estelar. A medida que el planeta orbita alrededor de la estrella, la cantidad de luz cambia debido a que los planetas tienen fases desde el punto de vista de la Tierra o brillan más desde un lado que desde el otro debido a las diferencias de temperatura. [99]
La emisión relativista mide el flujo observado de la estrella debido a su movimiento. El brillo de la estrella cambia a medida que el planeta se acerca o se aleja de su estrella anfitriona. [100]
Los planetas masivos cercanos a sus estrellas anfitrionas pueden deformar levemente la forma de la estrella, lo que hace que su brillo se desvíe ligeramente según su rotación con respecto a la Tierra. [101]
Con el método de polarimetría, la luz polarizada reflejada por el planeta se separa de la luz no polarizada emitida por la estrella. No se han descubierto nuevos planetas con este método, aunque se han detectado algunos planetas ya descubiertos con este método. [102] [103]
Discos de polvo espacial rodean muchas estrellas y se cree que se originan a partir de colisiones entre asteroides y cometas. El polvo puede detectarse porque absorbe la luz de las estrellas y la reemite como radiación infrarroja . Las características de los discos pueden sugerir la presencia de planetas, aunque esto no se considera un método de detección definitivo.
Formación y evolución
Los planetas pueden formarse en unos pocos a decenas (o más) de millones de años desde la formación de sus estrellas. [104] [105]
Los planetas del Sistema Solar solo pueden observarse en su estado actual, pero las observaciones de diferentes sistemas planetarios de diferentes edades nos permiten observar planetas en diferentes etapas de evolución. Las observaciones disponibles varían desde discos protoplanetarios jóvenes donde los planetas aún se están formando [106] hasta sistemas planetarios de más de 10 mil millones de años. [107] Cuando los planetas se forman en un disco protoplanetario gaseoso , [108] acumulan envolturas de hidrógeno / helio . [109] [110] Estas envolturas se enfrían y contraen con el tiempo y, dependiendo de la masa del planeta, parte o la totalidad del hidrógeno / helio finalmente se pierde en el espacio. [108] Esto significa que incluso los planetas terrestres pueden comenzar con grandes radios si se forman lo suficientemente temprano. [111] [112] [113] Un ejemplo es Kepler-51b , que tiene sólo el doble de masa que la Tierra, pero es casi del tamaño de Saturno, que es cien veces más grande que la Tierra. Kepler-51b es bastante joven, ya que tiene unos pocos cientos de millones de años. [114]
Estrellas que albergan planetas
La clasificación espectral de Morgan-KeenanImpresión artística de un exoplaneta orbitando dos estrellas. [115]
En promedio, hay al menos un planeta por estrella. [7]
Aproximadamente 1 de cada 5 estrellas similares al Sol [a] tienen un planeta "del tamaño de la Tierra" [b] en la zona habitable . [116]
Utilizando datos de Kepler , se ha encontrado una correlación entre la metalicidad de una estrella y la probabilidad de que la estrella albergue un planeta gigante, similar al tamaño de Júpiter . Las estrellas con mayor metalicidad tienen más probabilidades de tener planetas, especialmente planetas gigantes, que las estrellas con menor metalicidad. [119]
Algunos planetas orbitan alrededor de un miembro de un sistema estelar binario [120] y se han descubierto varios planetas circumbinarios que orbitan alrededor de ambos miembros de una estrella binaria. Se conocen algunos planetas en sistemas estelares triples [121] y uno en el sistema cuádruple Kepler-64 .
Parámetros físicos y orbitales
Características generales
Color y brillo
Este diagrama de color-color compara los colores de los planetas del Sistema Solar con los del exoplaneta HD 189733b . El color azul intenso del exoplaneta se debe a las gotitas de silicato , que dispersan la luz azul en su atmósfera.
En 2013, se determinó por primera vez el color de un exoplaneta. Las mediciones de albedo de mejor ajuste de HD 189733b sugieren que es de un azul oscuro intenso. [122] [123] Más tarde ese mismo año, se determinaron los colores de varios otros exoplanetas, incluido GJ 504 b , que visualmente tiene un color magenta, [124] y Kappa Andromedae b , que si se lo ve de cerca parecería de color rojizo. [125] Se espera que los planetas de helio tengan un aspecto blanco o gris. [126]
El brillo aparente ( magnitud aparente ) de un planeta depende de la distancia a la que se encuentre el observador, de la reflectividad del planeta (albedo) y de la cantidad de luz que recibe el planeta de su estrella, que depende de la distancia a la que se encuentre el planeta de la estrella y de lo brillante que sea la estrella. Por lo tanto, un planeta con un albedo bajo que esté cerca de su estrella puede parecer más brillante que un planeta con un albedo alto que esté lejos de la estrella. [127]
El planeta más oscuro conocido en términos de albedo geométrico es TrES-2b , un Júpiter caliente que refleja menos del 1% de la luz de su estrella, lo que lo hace menos reflectante que el carbón o la pintura acrílica negra. Se espera que los Júpiter calientes sean bastante oscuros debido al sodio y el potasio en sus atmósferas, pero no se sabe por qué TrES-2b es tan oscuro: podría deberse a un compuesto químico desconocido. [128] [129] [130]
En el caso de los gigantes gaseosos , el albedo geométrico generalmente disminuye con el aumento de la metalicidad o la temperatura atmosférica, a menos que haya nubes que modifiquen este efecto. El aumento de la profundidad de la columna de nubes aumenta el albedo en longitudes de onda ópticas, pero lo disminuye en algunas longitudes de onda infrarrojas. El albedo óptico aumenta con la edad, porque los planetas más viejos tienen mayores profundidades de columna de nubes. El albedo óptico disminuye con el aumento de la masa, porque los planetas gigantes de mayor masa tienen mayores gravedades superficiales, lo que produce menores profundidades de columna de nubes. Además, las órbitas elípticas pueden causar fluctuaciones importantes en la composición atmosférica, lo que puede tener un efecto significativo. [131]
En algunas longitudes de onda del infrarrojo cercano, en el caso de los gigantes gaseosos masivos o jóvenes, hay más emisión térmica que reflexión. Por lo tanto, aunque el brillo óptico depende completamente de la fase , no siempre es así en el infrarrojo cercano. [131]
Las temperaturas de los gigantes gaseosos se reducen con el tiempo y con la distancia a sus estrellas. La reducción de la temperatura aumenta el albedo óptico incluso sin nubes. A una temperatura suficientemente baja, se forman nubes de agua, que aumentan aún más el albedo óptico. A temperaturas aún más bajas, se forman nubes de amoníaco, lo que da lugar a los albedos más altos en la mayoría de las longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano. [131]
Campo magnético
En 2014, se dedujo la existencia de un campo magnético alrededor de HD 209458 b a partir de la forma en que el hidrógeno se evaporaba del planeta. Es la primera detección (indirecta) de un campo magnético en un exoplaneta. Se estima que el campo magnético es aproximadamente una décima parte de la intensidad del de Júpiter. [132] [133]
Se cree que los campos magnéticos de los exoplanetas son detectables por sus emisiones de radio aurorales con radiotelescopios de baja frecuencia sensibles como LOFAR , aunque aún no se han encontrado. [134] [135] Las emisiones de radio podrían medir la tasa de rotación del interior de un exoplaneta y pueden proporcionar una forma más precisa de medir la rotación de exoplanetas que examinando el movimiento de las nubes. [136] Sin embargo, la búsqueda de radio más sensible de emisiones aurorales , hasta el momento, de nueve exoplanetas con Arecibo tampoco resultó en ningún descubrimiento. [137]
El campo magnético de la Tierra es el resultado de su núcleo metálico líquido en movimiento, pero en supertierras masivas con alta presión, se pueden formar compuestos diferentes que no coinciden con los creados en condiciones terrestres. Se pueden formar compuestos con mayores viscosidades y altas temperaturas de fusión, lo que podría impedir que los interiores se separen en diferentes capas y dar lugar así a mantos sin núcleo indiferenciados. Las formas de óxido de magnesio como MgSi 3 O 12 podrían ser un metal líquido a las presiones y temperaturas que se encuentran en las supertierras y podrían generar un campo magnético en los mantos de las supertierras. [138] [139]
Se ha observado que los Júpiter calientes tienen un radio mayor del esperado. Esto podría deberse a la interacción entre el viento estelar y la magnetosfera del planeta , que crea una corriente eléctrica a través del planeta que lo calienta ( calentamiento Joule ) y hace que se expanda. Cuanto más activa magnéticamente es una estrella, mayor es el viento estelar y mayor la corriente eléctrica, lo que provoca un mayor calentamiento y expansión del planeta. Esta teoría coincide con la observación de que la actividad estelar está correlacionada con radios planetarios inflados. [140]
En agosto de 2018, los científicos anunciaron la transformación del deuterio gaseoso en hidrógeno metálico líquido . Esto puede ayudar a los investigadores a comprender mejor los planetas gaseosos gigantes , como Júpiter , Saturno y exoplanetas relacionados, ya que se cree que estos planetas contienen una gran cantidad de hidrógeno metálico líquido, que puede ser responsable de sus poderosos campos magnéticos observados . [141] [142]
Aunque los científicos anunciaron previamente que los campos magnéticos de los exoplanetas cercanos pueden causar un aumento de las llamaradas estelares y las manchas estelares en sus estrellas anfitrionas, en 2019 se demostró que esta afirmación era falsa en el sistema HD 189733. El hecho de no detectar "interacciones estrella-planeta" en el bien estudiado sistema HD 189733 pone en tela de juicio otras afirmaciones relacionadas con el efecto. [143] Una búsqueda posterior de emisiones de radio de ocho exoplanetas que orbitan a 0,1 unidades astronómicas de sus estrellas anfitrionas, realizada por el radiotelescopio de Arecibo, tampoco logró encontrar señales de estas interacciones magnéticas estrella-planeta. [144]
En 2019, se estimó la intensidad de los campos magnéticos superficiales de cuatro Júpiter calientes y oscilaron entre 20 y 120 gauss , en comparación con el campo magnético superficial de Júpiter de 4,3 gauss. [145] [146]
Tectónica de placas
En 2007, dos equipos independientes de investigadores llegaron a conclusiones opuestas sobre la probabilidad de tectónica de placas en supertierras más grandes [147] [148]: un equipo decía que la tectónica de placas sería episódica o estancada [149] y el otro equipo decía que la tectónica de placas es muy probable en supertierras incluso si el planeta está seco. [150]
Si las supertierras tienen más de 80 veces más agua que la Tierra, se convierten en planetas oceánicos con toda la tierra completamente sumergida. Sin embargo, si hay menos agua que este límite, el ciclo de aguas profundas moverá suficiente agua entre los océanos y el manto para permitir la existencia de los continentes. [151] [152]
Vulcanismo
Las grandes variaciones de temperatura superficial en 55 Cancri e se han atribuido a una posible actividad volcánica que libera grandes nubes de polvo que cubren el planeta y bloquean las emisiones térmicas. [153] [154]
Anillos
La estrella 1SWASP J140747.93-394542.6 fue ocultada por un objeto que está rodeado por un sistema de anillos mucho más grande que los anillos de Saturno . Sin embargo, la masa del objeto no se conoce; podría ser una enana marrón o una estrella de baja masa en lugar de un planeta. [155] [156]
El brillo de las imágenes ópticas de Fomalhaut b podría deberse a la luz de las estrellas que se refleja en un sistema de anillos circumplanetarios con un radio entre 20 y 40 veces el radio de Júpiter, aproximadamente el tamaño de las órbitas de las lunas galileanas . [157]
Los anillos de los gigantes gaseosos del Sistema Solar están alineados con el ecuador de su planeta. Sin embargo, en el caso de los exoplanetas que orbitan cerca de su estrella, las fuerzas de marea de la estrella harían que los anillos más externos de un planeta se alinearan con el plano orbital del planeta alrededor de la estrella. Los anillos más internos de un planeta seguirían alineados con el ecuador del planeta, de modo que si el planeta tiene un eje de rotación inclinado , las diferentes alineaciones entre los anillos internos y externos crearían un sistema de anillos deformado. [158]
Lunas
En diciembre de 2013, se anunció un candidato a exoluna del planeta rebelde o enano rojo MOA-2011-BLG-262L . [159] El 3 de octubre de 2018, se informó de evidencia que sugería una gran exoluna orbitando Kepler-1625b . [160]
Atmósferas
Atmósferas claras y nubladas en dos exoplanetas. [161]
Se han detectado atmósferas alrededor de varios exoplanetas. El primero que se observó fue HD 209458 b en 2001. [162]
Los estudios del atardecer en Titán realizados por Cassini ayudan a comprender las atmósferas de los exoplanetas (concepto artístico).
Hasta febrero de 2014, se habían observado más de cincuenta atmósferas de exoplanetas en tránsito y cinco atmósferas de exoplanetas fotografiadas directamente , [163] lo que permitió detectar características espectrales moleculares, observar gradientes de temperatura día-noche y determinar limitaciones en la estructura atmosférica vertical. [164] Además, se ha detectado una atmósfera en el Júpiter caliente no en tránsito Tau Boötis b . [165] [166]
En mayo de 2017, se descubrió que los destellos de luz de la Tierra , vistos titilando desde un satélite en órbita a un millón de millas de distancia, eran luz reflejada de cristales de hielo en la atmósfera . [167] [168] La tecnología utilizada para determinar esto puede ser útil para estudiar las atmósferas de mundos distantes, incluidos los de los exoplanetas.
Colas parecidas a cometas
KIC 12557548 b es un pequeño planeta rocoso, muy cercano a su estrella, que se está evaporando y dejando una cola de nubes y polvo como un cometa . [169] El polvo podría ser ceniza que surge de los volcanes y escapa debido a la baja gravedad superficial del pequeño planeta, o podría ser de metales que se vaporizan por las altas temperaturas de estar tan cerca de la estrella y luego el vapor del metal se condensa en polvo. [170]
En junio de 2015, los científicos informaron que la atmósfera de GJ 436 b se estaba evaporando, lo que dio lugar a una nube gigante alrededor del planeta y, debido a la radiación de la estrella anfitriona, a una larga cola de 14 millones de kilómetros (9 millones de millas) de largo. [171]
Patrón de insolación
Los planetas bloqueados por mareas en una resonancia de giro-órbita 1:1 tendrían su estrella siempre brillando directamente sobre un punto, que sería caliente mientras que el hemisferio opuesto no recibiría luz y estaría helado. Un planeta de este tipo podría parecerse a un globo ocular, con el punto caliente siendo la pupila. [172] Los planetas con una órbita excéntrica podrían estar bloqueados en otras resonancias. Las resonancias 3:2 y 5:2 darían como resultado un patrón de doble globo ocular con puntos calientes tanto en los hemisferios oriental como occidental. [173] Los planetas con una órbita excéntrica y un eje de rotación inclinado tendrían patrones de insolación más complicados. [174]
Superficie
Composición de la superficie
Las características de la superficie se pueden distinguir de las características atmosféricas comparando la espectroscopia de emisión y reflexión con la espectroscopia de transmisión . La espectroscopia de infrarrojo medio de exoplanetas puede detectar superficies rocosas, y el infrarrojo cercano puede identificar océanos de magma o lavas de alta temperatura, superficies de silicato hidratado y hielo de agua, lo que proporciona un método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rocosos y gaseosos. [175]
Temperatura de la superficie
Ilustración artística de la inversión de temperatura en la atmósfera de un exoplaneta. [176]
La medición de la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre permite estimar la temperatura de un exoplaneta. Por ejemplo, se estima que el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 °C (50 K). Sin embargo, estas estimaciones pueden ser sustancialmente erróneas porque dependen del albedo del planeta, generalmente desconocido , y porque factores como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Se ha medido la temperatura de algunos planetas observando la variación de la radiación infrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbita y es eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo, se ha estimado que el planeta HD 189733b tiene una temperatura promedio de 1205 K (932 °C) en su lado diurno y 973 K (700 °C) en su lado nocturno. [177]
Habitabilidad
A medida que se descubren más planetas, el campo de la exoplanetología continúa creciendo hacia un estudio más profundo de los mundos extrasolares y, en última instancia, abordará la perspectiva de vida en planetas más allá del Sistema Solar . [178] A distancias cósmicas, la vida solo se puede detectar si se desarrolla a escala planetaria y modifica fuertemente el entorno planetario, de tal manera que las modificaciones no se puedan explicar por procesos físico-químicos clásicos (procesos fuera de equilibrio). [178] Por ejemplo, el oxígeno molecular ( O 2) en la atmósfera de la Tierra es el resultado de la fotosíntesis de plantas vivas y muchos tipos de microorganismos, por lo que puede usarse como una indicación de vida en exoplanetas, aunque pequeñas cantidades de oxígeno también podrían producirse por medios no biológicos. [179] Además, un planeta potencialmente habitable debe orbitar una estrella estable a una distancia dentro de la cual los objetos de masa planetaria con suficiente presión atmosférica puedan soportar agua líquida en sus superficies. [180] [181]
Zona habitable
La zona habitable alrededor de una estrella es la región donde la temperatura es la adecuada para permitir que exista agua líquida en la superficie de un planeta; es decir, no demasiado cerca de la estrella para que el agua se evapore y no demasiado lejos de la estrella para que el agua se congele. El calor producido por las estrellas varía según el tamaño y la edad de la estrella, por lo que la zona habitable puede estar a diferentes distancias para diferentes estrellas. Además, las condiciones atmosféricas del planeta influyen en la capacidad del planeta para retener el calor, por lo que la ubicación de la zona habitable también es específica para cada tipo de planeta: los planetas desérticos (también conocidos como planetas secos), con muy poca agua, tendrán menos vapor de agua en la atmósfera que la Tierra y, por lo tanto, tendrán un efecto invernadero reducido, lo que significa que un planeta desértico podría mantener oasis de agua más cerca de su estrella que la Tierra del Sol. La falta de agua también significa que hay menos hielo para reflejar el calor al espacio, por lo que el borde exterior de las zonas habitables de los planetas desérticos está más alejado. [182] [183] Los planetas rocosos con una atmósfera espesa de hidrógeno podrían mantener agua superficial mucho más allá de la distancia Tierra-Sol. [184] Los planetas con mayor masa tienen zonas habitables más amplias porque la gravedad reduce la profundidad de la columna de nubes de agua, lo que reduce el efecto invernadero del vapor de agua, moviendo así el borde interior de la zona habitable más cerca de la estrella. [185]
La velocidad de rotación planetaria es uno de los principales factores que determinan la circulación de la atmósfera y, por lo tanto, el patrón de las nubes: los planetas que giran lentamente crean nubes espesas que reflejan más y, por lo tanto, pueden ser habitables mucho más cerca de su estrella. La Tierra, con su atmósfera actual, sería habitable en la órbita de Venus, si tuviera la rotación lenta de Venus. Si Venus perdió su océano de agua debido a un efecto invernadero descontrolado , es probable que haya tenido una mayor velocidad de rotación en el pasado. Alternativamente, Venus nunca tuvo un océano porque se perdió vapor de agua en el espacio durante su formación [186] y podría haber tenido su rotación lenta a lo largo de su historia. [187]
Los planetas bloqueados por mareas (también conocidos como planetas "globo ocular" [188] ) pueden ser habitables más cerca de su estrella de lo que se creía anteriormente debido al efecto de las nubes: en un flujo estelar alto, la convección fuerte produce nubes de agua espesas cerca del punto subestelar que aumentan en gran medida el albedo planetario y reducen las temperaturas de la superficie. [189]
Los planetas en las zonas habitables de estrellas con baja metalicidad son más habitables para la vida compleja en la tierra que las estrellas de alta metalicidad porque el espectro estelar de las estrellas de alta metalicidad tiene menos probabilidades de causar la formación de ozono, lo que permite que más rayos ultravioleta lleguen a la superficie del planeta. [190] [191]
Las zonas habitables se han definido generalmente en términos de temperatura superficial, sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, [192] y la temperatura aumenta con la profundidad, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida microbiana cuando la superficie está congelada y si esto se considera, la zona habitable se extiende mucho más allá de la estrella, [193] incluso los planetas rebeldes podrían tener agua líquida a profundidades suficientes bajo tierra. [194] En una era anterior del universo, la temperatura del fondo cósmico de microondas habría permitido que cualquier planeta rocoso que existiera tuviera agua líquida en su superficie independientemente de su distancia de una estrella. [195] Los planetas similares a Júpiter podrían no ser habitables, pero podrían tener lunas habitables . [196]
Edades de hielo y estados bola de nieve
El borde exterior de la zona habitable es donde los planetas están completamente congelados, pero los planetas que se encuentran bien dentro de la zona habitable pueden congelarse periódicamente. Si las fluctuaciones orbitales u otras causas producen enfriamiento, esto crea más hielo, pero el hielo refleja la luz solar causando aún más enfriamiento, creando un ciclo de retroalimentación hasta que el planeta está completamente o casi completamente congelado. Cuando la superficie está congelada, esto detiene la erosión del dióxido de carbono , lo que resulta en una acumulación de dióxido de carbono en la atmósfera a partir de emisiones volcánicas. Esto crea un efecto invernadero que vuelve a descongelar el planeta. Los planetas con una gran inclinación axial [197] tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve y pueden retener agua líquida más lejos de su estrella. Las grandes fluctuaciones de la inclinación axial pueden tener un efecto de calentamiento aún mayor que una gran inclinación fija. [198] [199] Paradójicamente, los planetas que orbitan estrellas más frías, como las enanas rojas, tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve porque la radiación infrarroja emitida por estrellas más frías está principalmente en longitudes de onda que son absorbidas por el hielo que lo calienta. [200] [201]
Calentamiento por mareas
Si un planeta tiene una órbita excéntrica, el calentamiento por mareas puede proporcionar otra fuente de energía además de la radiación estelar. Esto significa que los planetas excéntricos en la zona habitable radiativa pueden ser demasiado calientes para el agua líquida. Las mareas también circularizan las órbitas con el tiempo, por lo que podría haber planetas en la zona habitable con órbitas circulares que no tengan agua porque solían tener órbitas excéntricas. [202] Los planetas excéntricos más alejados de la zona habitable seguirían teniendo superficies congeladas, pero el calentamiento por mareas podría crear un océano subterráneo similar al de Europa . [203] En algunos sistemas planetarios, como en el sistema Upsilon Andromedae , la excentricidad de las órbitas se mantiene o incluso varía periódicamente por perturbaciones de otros planetas en el sistema. El calentamiento por mareas puede provocar la desgasificación del manto, lo que contribuye a la formación y reposición de una atmósfera. [204]
Planetas potencialmente habitables
Una revisión realizada en 2015 identificó a los exoplanetas Kepler-62f , Kepler-186f y Kepler-442b como los mejores candidatos para ser potencialmente habitables. [205] Estos se encuentran a una distancia de 1200, 490 y 1120 años luz , respectivamente. De estos, Kepler-186f tiene un tamaño similar al de la Tierra, con un radio de 1,2 veces el de la Tierra, y se encuentra hacia el borde exterior de la zona habitable alrededor de su estrella enana roja .
Si analizamos los candidatos a exoplanetas terrestres más cercanos, Próxima Centauri b se encuentra a unos 4,2 años luz de distancia. Se estima que su temperatura de equilibrio es de -39 °C (234 K). [206]
Planetas del tamaño de la Tierra
En noviembre de 2013, se estimó que entre el 22 y el 8 % de las estrellas similares al Sol [a] en la Vía Láctea podrían tener un planeta del tamaño de la Tierra [b] en la zona habitable [c] . [8] [116] Suponiendo que hay 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, [d] eso serían 11 mil millones de Tierras potencialmente habitables, cifra que aumentaría a 40 mil millones si se incluyen las enanas rojas . [10]
Proxima Centauri b, un planeta en la zona habitable de Proxima Centauri , la estrella conocida más cercana al sistema solar, con una masa mínima estimada de 1,27 veces la masa de la Tierra.
En febrero de 2013, los investigadores especularon que hasta un 6% de las pequeñas enanas rojas podrían tener planetas del tamaño de la Tierra. Esto sugiere que la más cercana al Sistema Solar podría estar a 13 años luz de distancia. La distancia estimada aumenta a 21 años luz cuando se utiliza un intervalo de confianza del 95%. [207] En marzo de 2013, una estimación revisada dio una tasa de ocurrencia del 50% para planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de las enanas rojas. [208]
Con 1,63 veces el radio de la Tierra, Kepler-452b es el primer planeta de tamaño cercano a la Tierra descubierto en la "zona habitable" alrededor de una estrella similar al Sol de tipo G2 (julio de 2015). [209]
Sistema planetario
Los exoplanetas suelen ser miembros de sistemas planetarios de múltiples planetas alrededor de una estrella. Los planetas interactúan entre sí gravitacionalmente y a veces forman sistemas resonantes donde los períodos orbitales de los planetas están en proporciones enteras. El sistema Kepler-223 contiene cuatro planetas en una resonancia orbital de 8:6:4:3 . [210]
Algunos Júpiter calientes orbitan sus estrellas en dirección opuesta a la rotación de sus estrellas. [211] Una explicación propuesta es que los Júpiter calientes tienden a formarse en cúmulos densos, donde las perturbaciones son más comunes y es posible la captura gravitacional de planetas por estrellas vecinas. [212]
Buscar proyectos
CoRoT – Telescopio espacial que descubrió el primer planeta rocoso en tránsito. [213]
Kepler – Misión para buscar grandes cantidades de exoplanetas utilizando el método de tránsito.
TESS – Para buscar nuevos exoplanetas; gira de manera que al final de su misión de dos años habrá observado estrellas de todo el firmamento. Se espera que encuentre al menos 3.000 nuevos exoplanetas.
ESPRESSO – Un espectrógrafo para detección de planetas rocosos y observación espectroscópica estable, montado en el telescopio VLT de 4 por 8,2 m de ESO , situado en la cumbre nivelada del Cerro Paranal , en el desierto de Atacama , en el norte de Chile.
ANDES – Se espera que el espectrógrafo de alta dispersión Echelle de ArmazoNes, un espectrógrafo para la detección y caracterización de planetas, se instale en el telescopio ELT de 39,3 m de ESO . ANDES se conocía formalmente como HIRES, que a su vez se creó tras la fusión de los consorcios responsables de los conceptos anteriores de espectrógrafos CODEX (alta resolución óptica) y SIMPLE (alta resolución en el infrarrojo cercano).
^ abc Para los fines de esta estadística de 1 en 5, "similar al Sol" significa estrella de tipo G. No había datos disponibles sobre estrellas similares al Sol, por lo que esta estadística es una extrapolación de los datos sobre estrellas de tipo K.
^ abc Para los fines de esta estadística de 1 en 5, el tamaño de la Tierra significa 1 o 2 radios terrestres.
^ ab Para los fines de esta estadística de 1 en 5, "zona habitable" significa la región con entre 0,25 y 4 veces el flujo estelar de la Tierra (que corresponde a entre 0,5 y 2 UA para el Sol).
^ ab Aproximadamente 1/4 de las estrellas son estrellas GK similares al Sol. No se conoce con precisión el número de estrellas en la galaxia, pero suponiendo que haya 200 mil millones de estrellas en total, la Vía Láctea tendría alrededor de 50 mil millones de estrellas similares al Sol (GK), de las cuales aproximadamente 1 de cada 5 (22 %) u 11 mil millones tendrían planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable. Si se incluyen las enanas rojas, esta cifra aumentaría a 40 mil millones.
Referencias
^ Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, CA; Militzer, B. (2007). "Relaciones masa-radio para exoplanetas sólidos". The Astrophysical Journal . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Código Bibliográfico :2007ApJ...669.1279S. doi :10.1086/521346 . Consultado el 14 de noviembre de 2015 .
^ "Catálogo abierto de exoplanetas". GitHub . 14 de noviembre de 2015 . Consultado el 14 de noviembre de 2015 .
^ Brennan, Pat (21 de marzo de 2022). «Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets» (Un hito cósmico: la NASA confirma 5.000 exoplanetas). NASA . Consultado el 2 de abril de 2022 .
^ O'Callaghan, Jonthan (23 de enero de 2023). «JWST anuncia un nuevo amanecer para la ciencia de los exoplanetas: el telescopio espacial James Webb abre un nuevo y apasionante capítulo en el estudio de los exoplanetas y la búsqueda de vida más allá de la Tierra». Scientific American . Consultado el 23 de enero de 2023 .
^ Ballesteros, FJ; Fernández-Soto, A.; Martínez, VJ (2019). "Título: Buceando en exoplanetas: ¿Son los mares de agua los más comunes?". Astrobiología . 19 (5): 642–654. doi :10.1089/ast.2017.1720. hdl : 10261/213115 . PMID 30789285. S2CID 73498809.
^ ab Cassan, A.; Kubas, D.; Beaulieu, J. -P.; Dominik, M.; Horne, K.; Greenhill, J.; Wambsganss, J.; Menzies, J.; Williams, A.; Jørgensen, UG; Udalski, A.; Bennett, DP; Albrow, MD; Batista, V.; Brillant, S.; Caldwell, JAR; Cole, A.; Coutures, C.; Cook, KH; Dieters, S.; Prester, DD; Donatowicz, J.; Fouqué, P.; Hill, K.; Kains, N.; Kane, S.; Marquette, J. -B.; Martin, R.; Pollard, KR; Sahu, KC (11 de enero de 2012). "Uno o más planetas ligados por estrella de la Vía Láctea a partir de observaciones de microlente". Naturaleza . 481 (7380): 167–169. arXiv : 1202.0903 . Código Bibliográfico :2012Natur.481..167C. doi :10.1038/nature10684. PMID 22237108. S2CID 2614136.
^ ab Sanders, R. (4 de noviembre de 2013). "Los astrónomos responden a una pregunta clave: ¿cuán comunes son los planetas habitables?". newscenter.berkeley.edu .
^ Petigura, EA; Howard, AW; Marcy, GW (2013). "Prevalencia de planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas similares al Sol". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 110 (48): 19273–19278. arXiv : 1311.6806 . Código Bibliográfico :2013PNAS..11019273P. doi : 10.1073/pnas.1319909110 . PMC 3845182 . PMID 24191033.
^ ab Khan, Amina (4 de noviembre de 2013). «La Vía Láctea puede albergar miles de millones de planetas del tamaño de la Tierra». Los Angeles Times . Consultado el 5 de noviembre de 2013 .
^ "HR 2562 b". Caltech . Consultado el 15 de febrero de 2018 .
^ Konopacky, Quinn M.; Rameau, Julien; Duchene, Gaspard; Filippazzo, José C.; Giorla Godfrey, Paige A.; Marois, cristiano; Nielsen, Eric L. (20 de septiembre de 2016). "Descubrimiento de un compañero subestelar del cercano host de disco de desechos HR 2562" (PDF) . Las cartas del diario astrofísico . 829 (1): 10. arXiv : 1608.06660 . Código Bib : 2016ApJ...829L...4K. doi : 10.3847/2041-8205/829/1/L4 . hdl :10150/621980. S2CID 44216698.
^ Maire, A.; Rodet, L.; Lazzoni, C.; Boccaletti, A.; Brandner, W.; Galicher, R.; Cantalloube, F.; Mesa, D.; Klahr, H.; Beust, H.; Chauvin, G.; Desidera, S.; Janson, M.; Keppler, M.; Olofsson, J.; Augereau, J.; Daemgen, S.; Henning, T.; Thébault, P.; Bonnefoy, M.; Feldt, M.; Gratton, R.; Lagrange, A.; Langlois, M.; Meyer, señor; Vigán, A.; D'Orazi, V.; Hagelberg, J.; Le Coroller, H.; Ligi, R.; Rouan, D.; Samland, M.; Schmidt, T.; Udry, S.; Zurlo, A.; Abe, L.; Carle, M.; Delboulbé, A.; Feautrier, P.; Magnard, Y.; Maurel, D.; Moulin, T.; Pavlov, A.; Perret, D.; Petit, C.; Ramos, JR; Rigal, F.; Roux, A.; Weber, L. (2018). "Confirmación astrométrica y análisis orbital del satélite enano marrón HR 2562 B" con VLT/SPHERE. Astronomy & Astrophysics . 615 : A177. arXiv : 1804.04584 . Código Bibliográfico :2018A&A...615A.177M. doi : 10.1051/0004-6361/201732476 .
^ abc Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). "Combustión de deuterio en planetas gigantes masivos y enanas marrones de baja masa formadas por acreción nucleada en el núcleo". The Astrophysical Journal . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Código Bibliográfico :2013ApJ...770..120B. doi :10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID 118553341.
^ Zachos, Elaine (5 de febrero de 2018). «Más de un billón de planetas podrían existir más allá de nuestra galaxia: un nuevo estudio aporta la primera evidencia de que existen exoplanetas más allá de la Vía Láctea». National Geographic Society . Archivado desde el original el 28 de abril de 2021. Consultado el 5 de febrero de 2018 .
^ Mandelbaum, Ryan F. (5 de febrero de 2018). «Los científicos encuentran evidencia de miles de planetas en una galaxia distante». Gizmodo . Consultado el 5 de febrero de 2018 .
^ Anglada-Escudé, Guillem; Amado, Pedro J.; Barnes, John; et al. (2016). "Un candidato a planeta terrestre en una órbita templada alrededor de Próxima Centauri". Nature . 536 (7617): 437–440. arXiv : 1609.03449 . Bibcode :2016Natur.536..437A. doi :10.1038/nature19106. PMID 27558064. S2CID 4451513.
^ Overbye, Dennis (6 de enero de 2015). "A medida que aumentan las filas de planetas Goldilocks, los astrónomos consideran qué será lo próximo". The New York Times . Archivado desde el original el 1 de enero de 2022.
^ Beichman, C.; Gelino, Christopher R.; Kirkpatrick, J. Davy; Cushing, Michael C.; Dodson-Robinson, Sally; Marley, Mark S.; Morley, Caroline V.; Wright, EL (2014). "Enanas Y de WISE como sondas de la conexión entre enanas marrones y exoplanetas". The Astrophysical Journal . 783 (2): 68. arXiv : 1401.1194 . Código Bibliográfico :2014ApJ...783...68B. doi :10.1088/0004-637X/783/2/68. S2CID 119302072.
^ Drake, Nadia (13 de marzo de 2014). «Una guía de Lonely Planets en la galaxia». National Geographic . Archivado desde el original el 18 de mayo de 2021. Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Strigari, LE; Barnabè, M.; Marshall, PJ; Blandford, RD (2012). "Nómadas de la Galaxia". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (2): 1856–1865. arXiv : 1201.2687 . Bibcode :2012MNRAS.423.1856S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21009.x . S2CID 119185094.estima que hay 700 objetos >10 −6 masas solares (aproximadamente la masa de Marte) por estrella de secuencia principal entre 0,08 y 1 masa solar, de los cuales hay miles de millones en la Vía Láctea.
^ "Asamblea General de la IAU 2006: Resultado de las votaciones de las resoluciones de la IAU". 2006 . Consultado el 25 de abril de 2010 .
^ Brit, RR (2006). "Why Planets Will Never Be Defined". Space.com . Consultado el 13 de febrero de 2008 .
^ "Grupo de trabajo sobre planetas extrasolares: definición de un "planeta"". Declaración de posición de la UAI . 28 de febrero de 2003 . Consultado el 23 de noviembre de 2014 .
^ "Definición oficial de trabajo de un exoplaneta". Declaración de posición de la UAI . Consultado el 29 de noviembre de 2020 .
^ Lecavelier des Etangs, A.; Lissauer, Jack J. (junio de 2022). "La definición de trabajo de la IAU de un exoplaneta". New Astronomy Reviews . 94 : 101641. arXiv : 2203.09520 . Código Bibliográfico :2022NewAR..9401641L. doi :10.1016/j.newar.2022.101641. S2CID 247065421.
^ Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. (2008). "Estructura y evolución de exoplanetas de supertierras a superjúpiter. I. Enriquecimiento de elementos pesados en el interior". Astronomía y astrofísica . 482 (1): 315–332. arXiv : 0802.1810 . Bibcode :2008A&A...482..315B. doi :10.1051/0004-6361:20079321. S2CID 16746688.
^ Bouchy, François; Hébrard, Guillaume; Udry, Stéphane; Delfosse, Xavier; Boisse, Isabelle; Desort, Morgan; Bonfils, Xavier; Eggenberger, Ana; Ehrenreich, David; Forveille, Thierry; Le Coroller, Hervé; Lagrange, Anne-Marie; Lovis, Christophe; Moutou, Claire; Pepe, Francisco; Perrier, cristiano; Pont, Federico; Queloz, Didier; Santos, Nuño C.; Ségransan, Damien; Vidal-Madjar, Alfred (2009). "Los planetas extrasolares del norte SOPHIE. I. Un compañero cercano a la transición planeta/enana marrón alrededor de HD16760". Astronomía y Astrofísica . 505 (2): 853–858. Código Bibliográfico :2009A&A...505..853B. doi : 10.1051/0004-6361/200912427 .
^ Brandt, TD; McElwain, MW; Turner, EL; Mede, K.; Spiegel, DS; Kuzuhara, M.; Schlieder, JE; Wisniewski, JP; Abe, L.; Biller, B.; Brandner, W.; Carson, J.; Currie, T.; Egner, S.; Feldt, M.; Golota, T.; Ir a, M.; Grady, California; Guyón, O.; Hashimoto, J.; Hayano, Y.; Hayashi, M.; Hayashi, S.; Henning, T.; Hodapp, KW; Inutsuka, S.; Ishii, M.; Sí, M.; Janson, M.; Kandori, R.; et al. (2014). "Un análisis estadístico de semillas y otros estudios de exoplanetas de alto contraste: ¿planetas masivos o enanas marrones de baja masa?". The Astrophysical Journal . 794 (2): 159. arXiv : 1404.5335 . Bibcode :2014ApJ...794..159B . doi :10.1088/0004-637X/794/2/159. S2CID 119304898.
^ Schlaufman, Kevin C. (22 de enero de 2018). "Evidencia de un límite superior en las masas de los planetas y sus implicaciones para la formación de planetas gigantes". The Astrophysical Journal . 853 (1): 37. arXiv : 1801.06185 . Bibcode :2018ApJ...853...37S. doi : 10.3847/1538-4357/aa961c . ISSN 1538-4357. S2CID 55995400.
^ Spiegel, DS; Burrows, Adam; Milsom, JA (2011). "El límite de masa de combustión de deuterio para enanas marrones y planetas gigantes". The Astrophysical Journal . 727 (1): 57. arXiv : 1008.5150 . Bibcode :2011ApJ...727...57S. doi :10.1088/0004-637X/727/1/57. S2CID 118513110.
^ Schneider, J.; Dedieu, C.; Le Sidaner, P.; Savalle, R.; Zolotukhin, I. (2011). "Definición y catalogación de exoplanetas: la base de datos exoplanet.eu". Astronomía y astrofísica . 532 (79): A79. arXiv : 1106.0586 . Código Bibliográfico :2011A&A...532A..79S. doi :10.1051/0004-6361/201116713. S2CID 55994657.
^ Schneider, Jean (2016). "III.8 Exoplanetas versus enanas marrones: la visión de CoRoT y el futuro". Exoplanetas versus enanas marrones: la visión de CoRoT y el futuro . p. 157. arXiv : 1604.00917 . doi :10.1051/978-2-7598-1876-1.c038. ISBN978-2-7598-1876-1. Número de identificación del sujeto 118434022.
^ Hatzes Heike Rauer, Artie P. (2015). "Una definición de planetas gigantes basada en la relación masa-densidad". The Astrophysical Journal . 810 (2): L25. arXiv : 1506.05097 . Código Bibliográfico :2015ApJ...810L..25H. doi :10.1088/2041-8205/810/2/L25. S2CID 119111221.
^ Wright, JT; Fakhouri, O.; Marcy, GW; Han, E.; Feng, Y.; Johnson, John Asher; Howard, AW; Fischer, DA; Valenti, JA; Anderson, J.; Piskunov, N. (2010). "La base de datos de órbitas de exoplanetas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 123 (902): 412–422. arXiv : 1012.5676 . Código Bib : 2011PASP..123..412W. doi :10.1086/659427. S2CID 51769219.
^ "Criterios de inclusión de exoplanetas en el Archivo de exoplanetas". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Basri, Gibor; Brown, Michael E. (2006). "De planetesimales a enanas marrones: ¿qué es un planeta?" (PDF) . Annu. Rev. Earth Planet. Sci. (Manuscrito enviado). 34 : 193–216. arXiv : astro-ph/0608417 . Bibcode :2006AREPS..34..193B. doi :10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. S2CID 119338327.
^ "El telescopio SPHERE de ESO revela su primer exoplaneta" www.eso.org . Consultado el 7 de julio de 2017 .
^ "Unión Astronómica Internacional | UAI". www.iau.org . Consultado el 29 de enero de 2017 .
^ Landau, Elizabeth (1 de noviembre de 2017). «Tesoro olvidado: la primera evidencia de exoplanetas». NASA . Consultado el 1 de noviembre de 2017 .
^ ab Wolszczan, A.; Frail, DA (1992). "Un sistema planetario alrededor del púlsar de milisegundos PSR1257 + 12". Nature . 355 (6356): 145–147. Código Bibliográfico :1992Natur.355..145W. doi :10.1038/355145a0. S2CID 4260368.
^ Zachos, Elaina (5 de febrero de 2018). «Más de un billón de planetas podrían existir más allá de nuestra galaxia: un nuevo estudio aporta la primera evidencia de que existen exoplanetas más allá de la Vía Láctea». National Geographic Society . Archivado desde el original el 28 de abril de 2021. Consultado el 31 de julio de 2022 .
^ "Hito cósmico: la NASA confirma 5.000 exoplanetas". NASA. 21 de marzo de 2022. Consultado el 5 de abril de 2022 .
^ Chow, Denise (11 de enero de 2023). «El telescopio James Webb descubre su primer exoplaneta: el planeta tiene casi el mismo tamaño que la Tierra, según un equipo de investigación dirigido por astrónomos del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins». NBC News . Consultado el 12 de enero de 2023 .
^ Eli Maor (1987). "Capítulo 24: La nueva cosmología". Hasta el infinito y más allá: una historia cultural del infinito. Originalmente publicado en De l'infinito universo et mondi [ Sobre el universo y los mundos infinitos ] de Giordano Bruno (1584). Boston, MA: Birkhäuser. pág. 198. ISBN978-1-4612-5396-9.
^ Newton, Isaac; I. Bernard Cohen; Anne Whitman (1999) [1713]. Los Principia: una nueva traducción y guía . University of California Press. pág. 940. ISBN978-0-520-08816-0.
^ Le Soleil, Etoile Variable, D. Belorizky, 1938
^ Struve, Otto (1952). "Propuesta para un proyecto de trabajo de velocidad radial estelar de alta precisión". El Observatorio . 72 : 199–200. Código Bibliográfico :1952Obs....72..199S.
^ Jacob, WS (1855). "Sobre ciertas anomalías presentadas por la estrella binaria 70 Ophiuchi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 15 (9): 228–230. Bibcode :1855MNRAS..15..228J. doi : 10.1093/mnras/15.9.228 .
^ Véase, TJJ (1896). "Investigaciones sobre la órbita de 70 Ophiuchi y sobre una perturbación periódica en el movimiento del sistema que surge de la acción de un cuerpo invisible". The Astronomical Journal . 16 : 17–23. Bibcode :1896AJ.....16...17S. doi :10.1086/102368.
^ Sherrill, TJ (1999). "Una carrera de controversias: la anomalía de TJJ See" (PDF) . Revista de Historia de la Astronomía . 30 (98): 25–50. Bibcode :1999JHA....30...25S. doi :10.1177/002182869903000102. S2CID 117727302.
^ van de Kamp, P. (1969). "Análisis dinámico alternativo de la estrella de Barnard". Astronomical Journal . 74 : 757–759. Código Bibliográfico :1969AJ.....74..757V. doi :10.1086/110852.
^ Boss, Alan (2009). El universo abarrotado: la búsqueda de planetas vivos . Basic Books. págs. 31-32. ISBN978-0-465-00936-7.
^ Bailes, M.; Lyne, AG ; Shemar, SL (1991). "Un planeta en órbita alrededor de la estrella de neutrones PSR1829–10". Nature . 352 (6333): 311–313. Bibcode :1991Natur.352..311B. doi :10.1038/352311a0. S2CID 4339517.
^ Lyne, AG; Bailes, M. (1992). "Ningún planeta orbitando PS R1829–10". Nature . 355 (6357): 213. Bibcode :1992Natur.355..213L. doi : 10.1038/355213b0 . S2CID 40526307.
^ Campbell, B.; Walker, GAH; Yang, S. (1988). "Una búsqueda de compañeros subestelares para estrellas de tipo solar". The Astrophysical Journal . 331 : 902. Bibcode :1988ApJ...331..902C. doi : 10.1086/166608 .
^ Holtz, Robert (22 de abril de 1994). "Los científicos descubren evidencia de nuevos planetas que orbitan alrededor de una estrella". Los Angeles Times vía The Tech Online . Archivado desde el original el 17 de mayo de 2013. Consultado el 20 de abril de 2012 .
^ Rodríguez Baquero, Oscar Augusto (2017). La presencia humana más allá del sistema solar [ Presencia humana más allá del sistema solar ] (en español). RBA. pag. 29.ISBN978-84-473-9090-8.
^ "Identificado el planeta más antiguo conocido". HubbleSite . Consultado el 7 de mayo de 2006 .
^ abc Wenz, John (10 de octubre de 2019). "Lecciones de planetas extraños y abrasadores". Revista Knowable . Reseñas anuales. doi : 10.1146/knowable-101019-2 . Consultado el 4 de abril de 2022 .
^ Mayor, M.; Queloz, D. (1995). "Una compañera de una estrella de tipo solar con la masa de Júpiter". Nature . 378 (6555): 355–359. Código Bibliográfico :1995Natur.378..355M. doi :10.1038/378355a0. S2CID 4339201.
^ Gibney, Elizabeth (18 de diciembre de 2013). "En busca de tierras hermanas". Nature . 504 (7480): 357–365. Bibcode :2013Natur.504..357.. doi : 10.1038/504357a . PMID 24352276.
^ ab Johnson, Michele; Harrington, JD (26 de febrero de 2014). «La misión Kepler de la NASA anuncia una bonanza planetaria: 715 nuevos mundos». NASA . Archivado desde el original el 26 de febrero de 2014. Consultado el 26 de febrero de 2014 .
^ Wall, Mike (26 de febrero de 2014). «La población de planetas alienígenas conocidos casi se duplica cuando la NASA descubre 715 mundos nuevos». space.com . Consultado el 27 de febrero de 2014 .
^ Amos, Jonathan (26 de febrero de 2014). «El telescopio Kepler captura una gran cantidad de planetas». BBC News . Consultado el 27 de febrero de 2014 .
^ Johnson, Michelle; Chou, Felicia (23 de julio de 2015). "La misión Kepler de la NASA descubre un primo más grande y antiguo de la Tierra". NASA .
^ ab NASA. «¡Alerta de descubrimiento! Un planeta extraño podría revelar sus secretos». Exploración de exoplanetas: planetas más allá de nuestro sistema solar . Consultado el 28 de noviembre de 2018 .
^ Fulton, Benjamin J.; Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard; Marcy, Geoffrey W.; Cargile, Phillip A.; Hebb, Leslie; Weiss, Lauren M.; Johnson, John Asher; Morton, Timothy D.; Sinukoff, Evan; Crossfield, Ian JM; Hirsch, Lea A. (1 de septiembre de 2017). "El sondeo California-Kepler. III. Una brecha en la distribución del radio de los planetas pequeños*". The Astronomical Journal . 154 (3): 109. arXiv : 1703.10375 . Código Bibliográfico :2017AJ....154..109F. doi : 10.3847/1538-3881/aa80eb . ISSN 0004-6256.
^ "Radius Gap". sites.astro.caltech.edu . Consultado el 3 de abril de 2024 .
^ "[VIDEO] TOI 700d: une planète de la taille de la Terre découverte dans una" zona habitable"". midilibre.fr (en francés) . Consultado el 17 de abril de 2020 .
^ "Estadísticas de exoplanetas y candidatos". Archivo de exoplanetas de la NASA, Instituto Tecnológico de California . Consultado el 17 de enero de 2020 .
^ Colen, Jerry (4 de noviembre de 2013). "Kepler". nasa.gov . NASA. Archivado desde el original el 5 de noviembre de 2013 . Consultado el 4 de noviembre de 2013 .
^ Harrington, JD; Johnson, M. (4 de noviembre de 2013). "Los resultados del telescopio Kepler de la NASA marcan el comienzo de una nueva era en la astronomía".
^ "Tabla KOI del Archivo de Exoplanetas de la NASA". NASA. Archivado desde el original el 26 de febrero de 2014. Consultado el 28 de febrero de 2014 .
^ Lewin, Sarah (19 de junio de 2017). «El telescopio espacial Kepler de la NASA descubre cientos de nuevos exoplanetas y eleva el total a 4034». NASA . Consultado el 19 de junio de 2017 .
^ Overbye, Dennis (19 de junio de 2017). «Planetas del tamaño de la Tierra entre los últimos datos del telescopio Kepler de la NASA». The New York Times . Archivado desde el original el 1 de enero de 2022.
^ Crane, Leah (23 de septiembre de 2020). «Los astrónomos podrían haber descubierto el primer planeta en otra galaxia». New Scientist . Consultado el 25 de septiembre de 2020 .
^ Di Stafano, R.; et al. (18 de septiembre de 2020). "M51-ULS-1b: El primer candidato a planeta en una galaxia externa". arXiv : 2009.08987 [astro-ph.HE].
^ Gough, Evan (1 de octubre de 2020). «Se ha descubierto un planeta con una masa similar a la de la Tierra flotando libremente en la Vía Láctea sin una estrella». Universe Today . Consultado el 2 de octubre de 2020 .
^ Mroz, Przemek; et al. (29 de septiembre de 2020). "Un candidato a planeta rebelde de masa terrestre detectado en el evento de microlente de escala de tiempo más corta". The Astrophysical Journal . 903 (1): L11. arXiv : 2009.12377 . Bibcode :2020ApJ...903L..11M. doi : 10.3847/2041-8213/abbfad . S2CID 221971000.
^ Perryman, Michael (2011). Manual de exoplanetas . Cambridge University Press. pág. 149. ISBN978-0-521-76559-6.
^ "Gráficos de exoplanetas pregenerados". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . Archivo de exoplanetas de la NASA . Consultado el 10 de julio de 2023 .
^ Pepe, F.; Lovis, C.; Ségransan, D.; Benz, W.; Bouchy, F.; Dumusque, X.; Mayor, M.; Queloz, D.; Santos, NC; Udry, S. (2011). "La búsqueda HARPS de planetas similares a la Tierra en la zona habitable". Astronomía y Astrofísica . 534 : A58. arXiv : 1108.3447 . Bibcode :2011A&A...534A..58P. doi :10.1051/0004-6361/201117055. S2CID 15088852.
^ Planet Hunting: Finding Earth-like Planets Archivado el 28 de julio de 2010 en Wayback Machine . Scientific Computing. 19 de julio de 2010
^ Ballard, S.; Fabrycky, D.; Fressin, F.; Charbonneau, D.; Desert, JM; Torres, G.; Marcy, G.; Burke, CJ; Isaacson, H.; Henze, C.; Steffen, JH; Ciardi, DR; Howell, SB; Cochran, WD; Endl, M.; Bryson, ST; Rowe, JF; Holman, MJ; Lissauer, JJ; Jenkins, JM; Still, M.; Ford, EB; Christiansen, JL; Middour, CK; Haas, MR; Li, J.; Hall, JR; McCauliff, S.; Batalha, NM; Koch, DG; et al. (2011). "El sistema Kepler-19: un planeta en tránsito de 2,2 R ⊕ y un segundo planeta detectados mediante variaciones en el tiempo de tránsito". The Astrophysical Journal . 743 (2): 200. arXiv : 1109.1561 . Código Bibliográfico :2011ApJ...743..200B. doi :10.1088/0004-637X/743/2/200. S2CID 42698813.
^ Pál, A.; Kocsis, B. (2008). "Medidas de precesión del periastrón en sistemas planetarios extrasolares en tránsito al nivel de la relatividad general". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 389 (1): 191–198. arXiv : 0806.0629 . Bibcode :2008MNRAS.389..191P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x . S2CID 15282437.
^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Sanchez-Bermudez, Joel (septiembre de 2022). "Arquitectura orbital 3D de un sistema binario enano y su compañero planetario". The Astronomical Journal . 164 (3): 93. arXiv : 2208.14553 . Código Bibliográfico :2022AJ....164...93C. doi : 10.3847/1538-3881/ac7c66 . S2CID 251953478.
^ Sozzetti, A.; Pinamonti, M.; et al. (septiembre de 2023). "El programa GAPS en TNG. XLVII. Un enigma resuelto: HIP 66074b/Gaia-3b caracterizado como un planeta gigante masivo en una órbita extremadamente alargada y casi de frente". Astronomía y Astrofísica . 677 : L15. Bibcode :2023A&A...677L..15S. doi : 10.1051/0004-6361/202347329 . hdl : 2108/347124 .
^ Silvotti, R.; Schuh, S.; Janulis, R.; Solheim, J.-E.; Bernabéi, S.; Østensen, R.; Oswalt, TD; Bruni, I.; Gualandi, R.; Bonanno, A.; Vauclair, G.; Caña, M.; Chen, C.-W.; Leibowitz, E.; Paparo, M.; Barán, A.; Charpinet, S.; Dólez, N.; Kawaler, S.; Kurtz, D.; Moskalik, P.; Acertijo, R.; Zola, S. (2007). "Un planeta gigante que orbita la estrella V 391 Pegasi de 'rama horizontal extrema'" (PDF) . Naturaleza . 449 (7159): 189–191. Código Bib :2007Natur.449..189S. : Nature06143. PMID 17851517. S2CID 4342338.
^ Jenkins, JM; Doyle, Laurance R. (20 de septiembre de 2003). "Detección de luz reflejada de planetas gigantes cercanos utilizando fotómetros espaciales". Astrophysical Journal . 1 (595): 429–445. arXiv : astro-ph/0305473 . Bibcode :2003ApJ...595..429J. doi :10.1086/377165. S2CID 17773111.
^ Loeb, A.; Gaudi, BS (2003). "Variabilidad periódica del flujo de estrellas debido al efecto Doppler reflejo inducido por planetas compañeros". The Astrophysical Journal Letters . 588 (2): L117. arXiv : astro-ph/0303212 . Código Bibliográfico :2003ApJ...588L.117L. doi :10.1086/375551. S2CID 10066891.
^ Atkinson, Nancy (13 de mayo de 2013). "Uso de la teoría de la relatividad y BEER para encontrar exoplanetas". Universe Today . Consultado el 12 de febrero de 2023 .
^ Schmid, HM; Beuzit, J. -L.; Feldt, M.; Gisler, D.; Gratton, R.; Henning, T.; Joos, F.; Kasper, M.; Lenzen, R.; Mouillet, D.; Moutou, C.; Quirrenbach, A.; Stam, DM; Thalmann, C.; Tinbergen, J.; Verinaud, C.; Waters, R.; Wolstencroft, R. (2006). "Búsqueda e investigación de planetas extrasolares con polarimetría". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 1 : 165. Bibcode :2006dies.conf..165S. doi : 10.1017/S1743921306009252 .
^ Berdyugina, SV; Berdyugin, AV; Fluri, DM; Piirola, V. (2008). "Primera detección de luz dispersa polarizada de una atmósfera exoplanetaria". The Astrophysical Journal . 673 (1): L83. arXiv : 0712.0193 . Código Bibliográfico :2008ApJ...673L..83B. doi :10.1086/527320. S2CID 14366978.
^ D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ (2011). "Formación de planetas gigantes". En S. Seager. (ed.). Exoplanetas . University of Arizona Press, Tucson, AZ. págs. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Código Bibliográfico :2010exop.book..319D.
^ D'Angelo, G.; Lissauer, JJ (2018). "Formación de planetas gigantes". En Deeg H., Belmonte J. (ed.). Manual de exoplanetas . Springer International Publishing AG, parte de Springer Nature. págs. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Código Bibliográfico :2018haex.bookE.140D. doi :10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN:978-3-319-55332-0.S2CID116913980 .
^ Calvet, Nuria ; D'Alessio, Paola; Hartmann, Lee; Wilner, David; Walsh, Andrew; Sitko, Michael (2001). "Evidencia de un hueco en desarrollo en un disco protoplanetario de 10 millones de años de antigüedad". The Astrophysical Journal . 568 (2): 1008–1016. arXiv : astro-ph/0201425 . Código Bibliográfico :2002ApJ...568.1008C. doi :10.1086/339061. S2CID 8706944.
^ Fridlund, Malcolm; Gaidos, Eric; Barragán, Óscar; Persson, Carina; Gandolfi, Davide; Cabrera, Juan; Hirano, Teruyuki; Kuzuhara, Masayuki; Csizmadia, Sz; Nowak, Grzegorz; Endl, Michael; Grziwa, Sascha; Korth, Judith; Pfaff, Jeremías; Bitsch, Bertram; Johansen, Anders; Mustill, Alejandro; Davies, Melvyn; Deeg, Hans; Pallé, Enric; Cochran, William; Eigmüller, Philipp; Erikson, Anders; Günther, Eike; Hatzes, Artie; Kiilerich, Amanda; Felicitaciones, Tomoyuki; MacQueen, Philipp; Narita, Norio; Nespral, David; Pätzold, Martín; Prieto-Arranz, Jorge; Rauer, Heike; van Eylen, Vincent (28 de abril de 2017). "EPIC210894022b: una supertierra de período corto que transita una estrella vieja, evolucionada y pobre en metales". Astronomía y astrofísica . 604 : A16. arXiv : 1704.08284 . doi :10.1051/0004-6361/201730822 . Número de identificación del sujeto 39412906.
^ ab D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "Modelos de formación in situ y ex situ de los planetas de Kepler 11". The Astrophysical Journal . 828 (1): id. 33 (32 págs.). arXiv : 1606.08088 . Código Bibliográfico :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID 119203398.
^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Cálculos tridimensionales de radiación e hidrodinámica de las envolturas de planetas jóvenes incrustados en discos protoplanetarios". The Astrophysical Journal . 778 (1): 77 (29 pp.). arXiv : 1310.2211 . Código Bibliográfico :2013ApJ...778...77D. doi :10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID 118522228.
^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2014). "Crecimiento de Júpiter: mejora de la acreción del núcleo por una envoltura voluminosa de baja masa". Icarus . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Bibcode :2014Icar..241..298D. doi :10.1016/j.icarus.2014.06.029. S2CID 118572605.
^ Lammer, H.; Stokl, A.; Erkaev, NV; Dorfi, EA; Odert, P.; Gudel, M.; Kulikov, YN; Kislyakova, KG; Leitzinger, M. (2014). "Origen y pérdida de envolturas de hidrógeno capturadas por nebulosas desde 'sub'- a 'super-Tierras' en la zona habitable de estrellas similares al Sol". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 439 (4): 3225–3238. arXiv : 1401.2765 . Código Bibliográfico :2014MNRAS.439.3225L. doi : 10.1093/mnras/stu085 . S2CID 118620603.
^ Johnson, RE (2010). "Escape atmosférico de inmersión térmica". The Astrophysical Journal . 716 (2): 1573–1578. arXiv : 1001.0917 . Código Bibliográfico :2010ApJ...716.1573J. doi :10.1088/0004-637X/716/2/1573. S2CID 36285464.
^ Zendejas, J.; Segura, A.; Raga, AC (2010). "Pérdida de masa atmosférica por viento estelar de planetas alrededor de estrellas M de secuencia principal". Icarus . 210 (2): 539–544. arXiv : 1006.0021 . Código Bibliográfico :2010Icar..210..539Z. doi :10.1016/j.icarus.2010.07.013. S2CID 119243879.
^ Masuda, K. (2014). "Planetas de muy baja densidad alrededor de Kepler-51 revelados con variaciones en el tiempo de tránsito y una anomalía similar a un evento de eclipse planeta-planeta". The Astrophysical Journal . 783 (1): 53. arXiv : 1401.2885 . Bibcode :2014ApJ...783...53M. doi :10.1088/0004-637X/783/1/53. S2CID 119106865.
^ "Representación artística de un exoplaneta orbitando dos estrellas". www.spacetelescope.org . Consultado el 24 de septiembre de 2016 .
^ ab Petigura, EA; Howard, AW; Marcy, GW (2013). "Prevalencia de planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas similares al Sol". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 110 (48): 19273–19278. arXiv : 1311.6806 . Código Bibliográfico :2013PNAS..11019273P. doi : 10.1073/pnas.1319909110 . PMC 3845182 . PMID 24191033.
^ Cumming, Andrew; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W .; Vogt, Steven S .; Wright, Jason T.; Fischer, Debra A. (2008). "La búsqueda de planetas Keck: detectabilidad y distribución de masa mínima y período orbital de planetas extrasolares". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 120 (867): 531–554. arXiv : 0803.3357 . Código Bibliográfico :2008PASP..120..531C. doi :10.1086/588487. S2CID 10979195.
^ Bonfils, Xavier; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; Udry, Stéphane; Mayor, Michel; Perrier, Christian; Bouchy, François; Pepe, Francesco; Queloz, Didier; Bertaux, Jean-Loup (2005). "La búsqueda HARPS de planetas extrasolares australes VI: Un planeta con la masa de Neptuno alrededor del enano M cercano Gl 581". Astronomía y Astrofísica . 443 (3): L15–L18. arXiv : astro-ph/0509211 . Código Bibliográfico :2005A&A...443L..15B. doi :10.1051/0004-6361:200500193. S2CID 59569803.
^ Wang, J.; Fischer, DA (2014). "Revelando una correlación universal entre planetas y metalicidad para planetas de diferentes estrellas de tipo solar". The Astronomical Journal . 149 (1): 14. arXiv : 1310.7830 . Bibcode :2015AJ....149...14W. doi :10.1088/0004-6256/149/1/14. S2CID 118415186.
^ "Trabajo científico". www.univie.ac.at . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ "STAR-DATA". www.univie.ac.at . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Garner, Rob (31 de octubre de 2016). «NASA Hubble Finds a True Blue Planet» (El telescopio Hubble de la NASA encuentra un planeta azul auténtico). NASA . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Evans, TM; Pont, FDR; Sing, DK; Aigrain, S .; Barstow, JK; Désert, JM; Gibson, N.; Heng, K.; Knutson, HA; Lecavelier Des Etangs, A. (2013). "El color azul profundo de HD189733b: mediciones del albedo con el telescopio espacial Hubble/espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial en longitudes de onda visibles". The Astrophysical Journal . 772 (2): L16. arXiv : 1307.3239 . Código Bibliográfico :2013ApJ...772L..16E. doi :10.1088/2041-8205/772/2/L16. S2CID 38344760.
^ Kuzuhara, M.; Tamura, M.; Kudo, T.; Janson, M.; Kandori, R.; Brandt, TD; Thalmann, C.; Spiegel, D.; Biller, B.; Carson, J.; Hori, Y.; Suzuki, R.; Burrows, Adam; Henning, T.; Turner, EL; McElwain, MW; Moro-Martín, A.; Suenaga, T.; Takahashi, YH; Kwon, J.; Lucas, P.; Abe, L.; Brandner, W.; Egner, S.; Feldt, M.; Fujiwara, H.; Goto, M.; Grady, CA; Guyon, O.; Hashimoto, J.; et al. (2013). "Imágenes directas de un exoplaneta joviano frío en órbita alrededor de la estrella similar al Sol GJ 504" (PDF) . The Astrophysical Journal . 774 (11): 11. arXiv : 1307.2886 . Código Bibliográfico :2013ApJ...774...11K. doi :10.1088/0004-637X/774/1/11. S2CID 53343537.
^ Carson; Thalmann; Janson; Kozakis; Bonnefoy; Biller; Schlieder; Currie; McElwain (15 de noviembre de 2012). "Descubrimiento por imágenes directas de un 'super-Júpiter' alrededor de la estrella de tipo B Kappa And". The Astrophysical Journal . 763 (2): L32. arXiv : 1211.3744 . Código Bibliográfico :2013ApJ...763L..32C. doi :10.1088/2041-8205/763/2/L32. S2CID 119253577.
^ "Los planetas envueltos en helio pueden ser comunes en nuestra galaxia". SpaceDaily. 16 de junio de 2015. Consultado el 3 de agosto de 2015 .
^ El brillo y tamaño aparentes de los exoplanetas y sus estrellas Archivado el 12 de agosto de 2014 en Wayback Machine , Abel Mendez, actualizado el 30 de junio de 2012, 12:10 pm
^ "El planeta alienígena de color negro carbón es el más oscuro jamás visto". Space.com. 11 de agosto de 2011. Consultado el 12 de agosto de 2011 .
^ Kipping, David M.; Spiegel, David S. (2011). "Detección de luz visible del mundo más oscuro". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 417 (1): L88–L92. arXiv : 1108.2297 . Código Bibliográfico :2011MNRAS.417L..88K. doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01127.x . S2CID 119287494.
^ Barclay, T.; Huber, D.; Rowe, JF; Fortney, JJ; Morley, CV; Quintana, EV; Fabrycky, DC; Barentsen, G.; Bloemen, S.; Christiansen, JL; Demory, BO; Fulton, BJ; Jenkins, JM; Mullally, F.; Ragozzine, D.; Seader, SE; Shporer, A.; Tenenbaum, P.; Thompson, SE (2012). "Masas y radios derivados fotométricamente del planeta y la estrella en el sistema TrES-2". The Astrophysical Journal . 761 (1): 53. arXiv : 1210.4592 . Código Bibliográfico :2012ApJ...761...53B. doi :10.1088/0004-637X/761/1/53. Número de identificación del sujeto 18216065.
^ abc Burrows, Adam (2014). "Retorno científico de la espectroscopia e imágenes coronagráficas de exoplanetas utilizando WFIRST". arXiv : 1412.6097 [astro-ph.EP].
^ Charles Q. Choi (20 de noviembre de 2014). "Descubriendo los secretos del campo magnético de un mundo alienígena". Space.com . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Kislyakova, KG; Holmstrom, M.; Lammer, H.; Odert, P.; Khodachenko, ML (2014). "Momento magnético y entorno de plasma de HD 209458b determinado a partir de observaciones de Ly". Science . 346 (6212): 981–984. arXiv : 1411.6875 . Bibcode :2014Sci...346..981K. doi :10.1126/science.1257829. PMID 25414310. S2CID 206560188.
^ Nichols, JD (2011). "Acoplamiento magnetosfera-ionosfera en exoplanetas similares a Júpiter con fuentes de plasma internas: implicaciones para la detectabilidad de emisiones de radio aurorales". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2125–2138. arXiv : 1102.2737 . Bibcode :2011MNRAS.414.2125N. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x . S2CID 56567587.
^ "Los radiotelescopios podrían ayudar a encontrar exoplanetas". Redorbit . 18 de abril de 2011 . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ "Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects" (PDF) . NRL, NASA/GSFC, NRAO, Observatoìre de Paris . Archivado desde el original (PDF) el 30 de octubre de 2008 . Consultado el 15 de octubre de 2008 .
^ Route, Matthew (1 de mayo de 2024). "ROMA. IV. Una búsqueda en Arecibo de emisiones de radio magnetosféricas subestelares en supuestos sistemas que albergan exoplanetas a 5 GHz". The Astrophysical Journal . 966 (1): 55. arXiv : 2403.02226 . Código Bibliográfico :2024ApJ...966...55R. doi : 10.3847/1538-4357/ad30ff .
^ Kean, Sam (2016). «Plantas prohibidas, química prohibida». Destilaciones . 2 (2): 5. Archivado desde el original el 23 de marzo de 2018. Consultado el 22 de marzo de 2018 .
^ Choi, Charles Q. (22 de noviembre de 2012). "Las supertierras obtienen un 'escudo' magnético a partir de metal líquido". Space.com . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Buzasi, D. (2013). "Campos magnéticos estelares como fuente de calor para planetas gigantes extrasolares". The Astrophysical Journal . 765 (2): L25. arXiv : 1302.1466 . Código Bibliográfico :2013ApJ...765L..25B. doi :10.1088/2041-8205/765/2/L25. S2CID 118978422.
^ Chang, Kenneth (16 de agosto de 2018). «Resolviendo los argumentos sobre el hidrógeno con 168 láseres gigantes: los científicos del Laboratorio Nacional Lawrence Livermore dijeron que estaban «convergiendo hacia la verdad» en un experimento para comprender el hidrógeno en su estado metálico líquido». The New York Times . Archivado desde el original el 1 de enero de 2022 . Consultado el 18 de agosto de 2018 .
^ Staff (16 de agosto de 2018). "Bajo presión, el hidrógeno ofrece un reflejo del interior de planetas gigantes: el hidrógeno es el elemento más abundante en el universo y el más simple, pero esa simplicidad es engañosa". Science Daily . Consultado el 18 de agosto de 2018 .
^ Route, Matthew (10 de febrero de 2019). "El ascenso de ROMA. I. Un análisis multilongitud de onda de la interacción estrella-planeta en el sistema HD 189733". The Astrophysical Journal . 872 (1): 79. arXiv : 1901.02048 . Bibcode :2019ApJ...872...79R. doi : 10.3847/1538-4357/aafc25 . S2CID 119350145.
^ Route, Matthew; Wolszczan, Alex (1 de agosto de 2023). "ROMA. III. La búsqueda de Arecibo de interacciones estrella-planeta a 5 GHz". The Astrophysical Journal . 952 (2): 118. arXiv : 2202.08899 . Código Bibliográfico :2023ApJ...952..118R. doi : 10.3847/1538-4357/acd9ad .
^ Rabie, Passant (29 de julio de 2019). «Los campos magnéticos de los exoplanetas de Júpiter caliente son mucho más fuertes de lo que pensábamos». Space.com . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Cauley, P. Wilson; Shkolnik, Evgenya L.; Llama, Joe; Lanza, Antonino F. (diciembre de 2019). "Intensidades del campo magnético de los Júpiter calientes a partir de señales de interacciones estrella-planeta". Nature Astronomy . 3 (12): 1128–1134. arXiv : 1907.09068 . Código Bibliográfico :2019NatAs...3.1128C. doi :10.1038/s41550-019-0840-x. ISSN 2397-3366. S2CID 198147426.
^ Valencia, Diana; O'Connell, Richard J. (2009). "Escalamiento por convección y subducción en la Tierra y supertierras". Earth and Planetary Science Letters . 286 (3–4): 492–502. Bibcode :2009E&PSL.286..492V. doi :10.1016/j.epsl.2009.07.015.
^ Van Heck, HJ; Tackley, PJ (2011). "Tectónica de placas en supertierras: igual o más probable que en la Tierra". Earth and Planetary Science Letters . 310 (3–4): 252–261. Bibcode :2011E&PSL.310..252V. doi :10.1016/j.epsl.2011.07.029.
^ O'Neill, C.; Lenardic, A. (2007). "Consecuencias geológicas de las Tierras de gran tamaño". Geophysical Research Letters . 34 (19): L19204. Bibcode :2007GeoRL..3419204O. doi : 10.1029/2007GL030598 . S2CID 41617531.
^ Valencia, Diana; O'Connell, Richard J.; Sasselov, Dimitar D (noviembre de 2007). "Inevitabilidad de la tectónica de placas en supertierras". Astrophysical Journal Letters . 670 (1): L45–L48. arXiv : 0710.0699 . Código Bibliográfico :2007ApJ...670L..45V. doi :10.1086/524012. S2CID 9432267.
^ "Es probable que las supertierras tengan océanos y continentes – Astrobiología". astrobiology.com . 7 de enero de 2014 . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Cowan, NB; Abbot, DS (2014). "Ciclos de agua entre el océano y el manto: las supertierras no tienen por qué ser mundos acuáticos". The Astrophysical Journal . 781 (1): 27. arXiv : 1401.0720 . Código Bibliográfico :2014ApJ...781...27C. doi :10.1088/0004-637X/781/1/27. S2CID 56272100.
^ Lemonick, Michael D. (6 de mayo de 2015). «Los astrónomos podrían haber descubierto volcanes a 40 años luz de la Tierra». National Geographic . Archivado desde el original el 9 de mayo de 2015. Consultado el 8 de noviembre de 2015 .
^ Demory, Brice-Olivier; Gillon, Michael; Madhusudhan, Nikku; Queloz, Didier (2015). "Variabilidad en la supertierra 55 Cnc e". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (2): 2018–2027. arXiv : 1505.00269 . Código Bibliográfico :2016MNRAS.455.2018D. doi : 10.1093/mnras/stv2239 . S2CID 53662519.
^ "Los científicos descubren un sistema de anillos similar al de Saturno que eclipsa una estrella similar al Sol". www.spacedaily.com . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Mamajek, EE; Quillen, AC; Pecaut, MJ; Moolekamp, F.; Scott, EL; Kenworthy, MA; Cameron, AC; Parley, NR (2012). "Zonas de construcción planetaria en ocultación: descubrimiento de un sistema de anillo extrasolar que transita una estrella joven similar al Sol y perspectivas futuras para detectar eclipses mediante discos circumsecundarios y circumplanetarios". The Astronomical Journal . 143 (3): 72. arXiv : 1108.4070 . Bibcode :2012AJ....143...72M. doi :10.1088/0004-6256/143/3/72. S2CID 55818711.
^ Kalas, P.; Graham, JR; Chiang, E.; Fitzgerald, diputado; Clampin, M.; Cometa, ES; Stapelfeldt, K.; Marois, C.; Krist, J. (2008). "Imágenes ópticas de un planeta exosolar a 25 años luz de la Tierra". Ciencia . 322 (5906): 1345-1348. arXiv : 0811.1994 . Código Bib : 2008 Ciencia... 322.1345K. doi : 10.1126/ciencia.1166609. PMID 19008414. S2CID 10054103.
^ Schlichting, Hilke E.; Chang, Philip (2011). "Saturnos cálidos: sobre la naturaleza de los anillos alrededor de planetas extrasolares que residen dentro de la línea de hielo". The Astrophysical Journal . 734 (2): 117. arXiv : 1104.3863 . Bibcode :2011ApJ...734..117S. doi :10.1088/0004-637X/734/2/117. S2CID 42698264.
^ Bennett, director de fotografía; Batista, V.; Vínculo, IA; Bennet, CS; Suzuki, D.; Beaulieu, J.-P.; Udalski, A.; Donatowicz, J.; Bozza, V.; Abe, F.; Botzler, CS; Freeman, M.; Fukunaga, D.; Fukui, A.; Itow, Y.; Koshimoto, N.; Ling, CH; Masuda, K.; Matsubara, Y.; Muraki, Y.; Namba, S.; Ohnishi, K.; Rattenbury, Nueva Jersey; Saito, T.; Sullivan, DJ; Sumi, T.; Hombre sudoroso, WL; Tristram, PJ; Tsurumi, N.; Wada, K.; et al. (2014). "MOA-2011-BLG-262Lb: Una luna con una masa inferior a la de la Tierra que orbita alrededor de un gigante gaseoso o un sistema planetario de alta velocidad en el bulbo galáctico". The Astrophysical Journal . 785 (2): 155. arXiv : 1312.3951 . Bibcode : 2014ApJ...785..155B. doi :10.1088/0004-637X/785/2/155. S2CID 118327512.
^ Teachey, Alex; Kipping, David M. (1 de octubre de 2018). "Evidencia de una gran exoluna orbitando Kepler-1625b". Science Advances . 4 (10): eaav1784. arXiv : 1810.02362 . Bibcode :2018SciA....4.1784T. doi :10.1126/sciadv.aav1784. ISSN 2375-2548. PMC 6170104 . PMID 30306135.
^ "Atmósferas nubladas versus claras en dos exoplanetas". www.spacetelescope.org . Consultado el 6 de junio de 2017 .
^ Charbonneau, David; et al. (2002). "Detección de la atmósfera de un planeta extrasolar". The Astrophysical Journal . 568 (1): 377–384. arXiv : astro-ph/0111544 . Código Bibliográfico :2002ApJ...568..377C. doi :10.1086/338770. S2CID 14487268.
^ Seager, S.; Deming, D. (2010). "Atmósferas de exoplanetas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 48 : 631–672. arXiv : 1005.4037 . Código Bibliográfico :2010ARA&A..48..631S. doi :10.1146/annurev-astro-081309-130837. S2CID : 119269678.
^ Rodler, F.; Lopez-Morales, M.; Ribas, I. (julio de 2012). "Pesando el Júpiter caliente no en tránsito τ Boo b". The Astrophysical Journal Letters . 753 (1): L25. arXiv : 1206.6197 . Código Bibliográfico :2012ApJ...753L..25R. doi :10.1088/2041-8205/753/1/L25. S2CID 119177983. L25.
^ Brogi, M.; Snellen, IAG; De Kok, RJ; Albrecht, S.; Birkby, J.; De Mooij, EJW (2012). "La firma del movimiento orbital del lado diurno del planeta τ Boötis b". Nature . 486 (7404): 502–504. arXiv : 1206.6109 . Código Bibliográfico :2012Natur.486..502B. doi :10.1038/nature11161. PMID 22739313. S2CID 4368217.
^ St. Fleur, Nicholas (19 de mayo de 2017). "Detección de misteriosos destellos en la Tierra desde un millón de millas de distancia". The New York Times . Archivado desde el original el 1 de enero de 2022. Consultado el 20 de mayo de 2017 .
^ Marshak, Alexander; Várnai, Tamás; Kostinski, Alexander (15 de mayo de 2017). "Destello terrestre visto desde el espacio profundo: cristales de hielo orientados detectados desde el punto de Lagrange". Geophysical Research Letters . 44 (10): 5197–5202. Bibcode :2017GeoRL..44.5197M. doi :10.1002/2017GL073248. hdl : 11603/13118 . S2CID 109930589.
^ Universidad de Leiden. «Exoplaneta en evaporación levanta polvo». phys.org . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ "El exoplaneta recién descubierto se está evaporando". TGDaily . 18 de mayo de 2012 . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Bhanoo, Sindya N. (25 de junio de 2015). "Un planeta con una cola de nueve millones de millas de largo". The New York Times . Consultado el 25 de junio de 2015 .
^ Raymond, Sean (20 de febrero de 2015). «Olvídense de los planetas parecidos a la Tierra: primero encontraremos extraterrestres en planetas similares a los ojos». Nautilus . Archivado desde el original el 23 de junio de 2017 . Consultado el 17 de enero de 2022 .
^ Dobrovolskis, Anthony R. (2015). "Patrones de insolación en exoplanetas excéntricos". Icarus . 250 : 395–399. Código Bibliográfico :2015Icar..250..395D. doi :10.1016/j.icarus.2014.12.017.
^ Dobrovolskis, Anthony R. (2013). "Insolación en exoplanetas con excentricidad y oblicuidad". Icarus . 226 (1): 760–776. Bibcode :2013Icar..226..760D. doi :10.1016/j.icarus.2013.06.026.
^ Hu, Renyu; Ehlmann, Bethany L.; Seager, Sara (2012). "Espectros teóricos de superficies de exoplanetas terrestres". The Astrophysical Journal . 752 (1): 7. arXiv : 1204.1544 . Código Bibliográfico :2012ApJ...752....7H. doi :10.1088/0004-637X/752/1/7. S2CID 15219541.
^ "NASA, ESA y K. Haynes y A. Mandell (Goddard Space Flight Center)" . Consultado el 15 de junio de 2015 .
^ Knutson, HA; Charbonneau, D.; Allen, LE ; Fortney, JJ; Agol, E.; Cowan, NB; Showman, AP; Cooper, CS; Megeath, ST (2007). "Un mapa del contraste día-noche del planeta extrasolar HD 189733b" (PDF) . Nature . 447 (7141): 183–186. arXiv : 0705.0993 . Bibcode :2007Natur.447..183K. doi :10.1038/nature05782. PMID 17495920. S2CID 4402268.
^ ab Ollivier, Marc; Maurel, Marie-Christine (2014). "Ambientes planetarios y orígenes de la vida: cómo reinventar el estudio de los orígenes de la vida en la Tierra y la vida en la". BIO Web of Conferences 2 . 2 : 00001. doi : 10.1051/bioconf/20140200001 .
^ "El oxígeno no es una prueba definitiva de vida en planetas extrasolares". NAOJ . Astrobiology Web. 10 de septiembre de 2015 . Consultado el 11 de septiembre de 2015 .
^ Kopparapu, Ravi Kumar (2013). "Una estimación revisada de la tasa de ocurrencia de planetas terrestres en las zonas habitables alrededor de las enanas m de Kepler". The Astrophysical Journal Letters . 767 (1): L8. arXiv : 1303.2649 . Código Bibliográfico :2013ApJ...767L...8K. doi :10.1088/2041-8205/767/1/L8. S2CID 119103101.
^ Cruz, Maria; Coontz, Robert (2013). "Exoplanetas: introducción a la edición especial". Science . 340 (6132): 565. doi : 10.1126/science.340.6132.565 . PMID 23641107.
^ Choi, Charles Q. (1 de septiembre de 2011). "Es más probable que haya vida extraterrestre en planetas con dunas". Revista Astrobiology . Archivado desde el original el 2 de diciembre de 2013.
^ Abe, Y.; Abe-Ouchi, A.; Sleep, NH; Zahnle, KJ (2011). "Límites de la zona habitable para planetas secos". Astrobiología . 11 (5): 443–460. Bibcode :2011AsBio..11..443A. doi :10.1089/ast.2010.0545. PMID 21707386.
^ Seager, S. (2013). "Habitabilidad de exoplanetas". Science . 340 (6132): 577–581. Bibcode :2013Sci...340..577S. CiteSeerX 10.1.1.402.2983 . doi :10.1126/science.1232226. PMID 23641111. S2CID 206546351.
^ Kopparapu, Ravi Kumar; Ramirez, Ramses M.; Schottelkotte, James; Kasting, James F.; Domagal-Goldman, Shawn; Eymet, Vincent (2014). "Zonas habitables alrededor de estrellas de la secuencia principal: dependencia de la masa planetaria". The Astrophysical Journal . 787 (2): L29. arXiv : 1404.5292 . Código Bibliográfico :2014ApJ...787L..29K. doi :10.1088/2041-8205/787/2/L29. S2CID 118588898.
^ Hamano, K.; Abe, Y.; Genda, H. (2013). "Aparición de dos tipos de planetas terrestres tras la solidificación de un océano de magma". Nature . 497 (7451): 607–610. Bibcode :2013Natur.497..607H. doi :10.1038/nature12163. PMID 23719462. S2CID 4416458.
^ Yang, J.; Boué, GL; Fabrycky, DC; Abbot, DS (2014). "Fuerte dependencia del borde interior de la zona habitable de la tasa de rotación planetaria" (PDF) . The Astrophysical Journal . 787 (1): L2. arXiv : 1404.4992 . Bibcode :2014ApJ...787L...2Y. doi :10.1088/2041-8205/787/1/L2. S2CID 56145598. Archivado desde el original (PDF) el 12 de abril de 2016 . Consultado el 28 de julio de 2016 .
^ "Mundo de ciencia ficción de la vida real n.° 2: el planeta del globo ocular caliente". planetplanet . 7 de octubre de 2014.
^ Yang, Jun; Cowan, Nicolas B.; Abbot, Dorian S. (2013). "La estabilización de la retroalimentación de las nubes expande dramáticamente la zona habitable de los planetas bloqueados por las mareas". The Astrophysical Journal . 771 (2): L45. arXiv : 1307.0515 . Código Bibliográfico :2013ApJ...771L..45Y. doi :10.1088/2041-8205/771/2/L45. S2CID 14119086.
^ Starr, Michelle (19 de abril de 2023). "Los científicos creen que han acotado los sistemas estelares con más probabilidades de albergar vida". ScienceAlert . Consultado el 19 de abril de 2023 .
^ Shapiro, Anna V.; et al. (18 de abril de 2023). "Las estrellas ricas en metales son menos adecuadas para la evolución de la vida en sus planetas". Nature Communications . 14 (1893): 1893. Bibcode :2023NatCo..14.1893S. doi :10.1038/s41467-023-37195-4. PMC 10113254 . PMID 37072387.
^ Amend, JP; Teske, A. (2005). "Expansión de fronteras en la microbiología del subsuelo profundo". Paleogeografía, Paleoclimatología, Paleoecología . 219 (1–2): 131–155. Bibcode :2005PPP...219..131A. doi :10.1016/j.palaeo.2004.10.018.
^ "Los planetas más lejanos 'pueden albergar vida', dicen los investigadores". BBC News . 7 de enero de 2014 . Consultado el 12 de febrero de 2023 .
^ Abbot, DS; Switzer, ER (2011). "El lobo estepario: una propuesta para un planeta habitable en el espacio interestelar". The Astrophysical Journal . 735 (2): L27. arXiv : 1102.1108 . Código Bibliográfico :2011ApJ...735L..27A. doi :10.1088/2041-8205/735/2/L27. S2CID 73631942.
^ Loeb, A. (2014). "La época habitable del Universo temprano". Revista Internacional de Astrobiología . 13 (4): 337–339. arXiv : 1312.0613 . Código Bibliográfico :2014IJAsB..13..337L. CiteSeerX 10.1.1.748.4820 . doi :10.1017/S1473550414000196. S2CID 2777386.
^ Ridgway, Andy (29 de julio de 2015). «Hogar, dulce exoluna: la nueva frontera en la búsqueda de extraterrestres». New Scientist . Consultado el 12 de febrero de 2023 .
^ Linsenmeier, Manuel; Pascale, Salvatore; Lucarini, Valerio (2014). "Habitabilidad de planetas similares a la Tierra con alta oblicuidad y órbitas excéntricas: resultados de un modelo de circulación general". Ciencias Planetarias y Espaciales . 105 : 43–59. arXiv : 1401.5323 . Código Bibliográfico :2015P&SS..105...43L. doi :10.1016/j.pss.2014.11.003. S2CID 119202437.
^ Kelley, Peter (15 de abril de 2014). "Astrónomos: los 'mundos inclinados' podrían albergar vida". UW News . Consultado el 12 de febrero de 2023 .
^ Armstrong, JC; Barnes, R.; Domagal-Goldman, S.; Breiner, J.; Quinn, TR; Meadows, VS (2014). "Efectos de las variaciones extremas de oblicuidad en la habitabilidad de exoplanetas". Astrobiología . 14 (4): 277–291. arXiv : 1404.3686 . Código Bibliográfico :2014AsBio..14..277A. doi :10.1089/ast.2013.1129. PMC 3995117 . PMID 24611714.
^ Kelley, Peter (18 de julio de 2013). "Un paraíso planetario más cálido alrededor de estrellas frías, ya que el hielo se calienta en lugar de enfriarse". UW News . Consultado el 12 de febrero de 2023 .
^ Shields, AL; Bitz, CM ; Meadows, VS; Joshi, MM; Robinson, TD (2014). "Desglaciación planetaria impulsada por el espectro debido al aumento de la luminosidad estelar". The Astrophysical Journal . 785 (1): L9. arXiv : 1403.3695 . Código Bibliográfico :2014ApJ...785L...9S. doi :10.1088/2041-8205/785/1/L9. S2CID 118544889.
^ Barnes, R.; Mullins, K.; Goldblatt, C.; Meadows, V. S.; Kasting, J. F.; Heller, R. (2013). "Venus de marea: desencadenamiento de una catástrofe climática a través del calentamiento de marea". Astrobiología . 13 (3): 225–250. arXiv : 1203.5104 . Código Bibliográfico :2013AsBio..13..225B. doi :10.1089/ast.2012.0851. PMC 3612283 . PMID 23537135.
^ Jackson, B.; Barnes, R.; Greenberg, R. (2008). "Calentamiento por mareas de planetas extrasolares terrestres e implicaciones para su habitabilidad". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 391 (1): 237–245. arXiv : 0808.2770 . Bibcode :2008MNRAS.391..237J. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13868.x . S2CID 19930771.
^ Gilster, Paul; LePage, Andrew (30 de enero de 2015). "Una revisión de los mejores candidatos a planetas habitables". Centauri Dreams, Tau Zero Foundation . Consultado el 24 de julio de 2015 .
^ Bignami, Giovanni F. (2015). El misterio de las siete esferas: cómo el Homo sapiens conquistará el espacio. Springer. pág. 110. ISBN978-3-319-17004-6.
^ Howell, Elizabeth (6 de febrero de 2013). "La 'Tierra extraterrestre' más cercana podría estar a 13 años luz de distancia". Space.com . TechMediaNetwork . Consultado el 7 de febrero de 2013 .
^ Kopparapu, Ravi Kumar (marzo de 2013). "Una estimación revisada de la tasa de ocurrencia de planetas terrestres en las zonas habitables alrededor de las enanas M de Kepler". The Astrophysical Journal Letters . 767 (1): L8. arXiv : 1303.2649 . Código Bibliográfico :2013ApJ...767L...8K. doi :10.1088/2041-8205/767/1/L8. S2CID 119103101.
^ "La misión Kepler de la NASA descubre un primo más grande y antiguo de la Tierra". 23 de julio de 2015. Consultado el 23 de julio de 2015 .
^ Emspak, Jesse (2 de marzo de 2011). "Kepler encuentra sistemas extraños". International Business Times . International Business Times Inc. Consultado el 2 de marzo de 2011 .
^ "NAM2010 en la Universidad de Glasgow". Archivado desde el original el 16 de julio de 2011. Consultado el 15 de abril de 2010 .
^ Sutter, Paul M. (9 de diciembre de 2022). "Espacios de intercambio: cómo el intercambio de estrellas crea Júpiter calientes". Universe Today.
^ Moutou, Claire; Deleuil, Magali; Guillot, Tristán; Baglin, Annie; Bordé, Pascal; Bouchy, Francois; Cabrera, Juan; Csizmadia, Szilárd; Deeg, Hans J. (1 de noviembre de 2013). "CoRoT: Cosecha del programa de exoplanetas". Ícaro . 226 (2): 1625-1634. arXiv : 1306.0578 . Código Bib : 2013Icar..226.1625M. doi :10.1016/j.icarus.2013.03.022. ISSN 0019-1035.
Jayawardhana, Ray (2011). Nuevos mundos extraños: la búsqueda de planetas alienígenas y vida más allá de nuestro sistema solar . Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-14254-8 (Tapa dura).
Perryman, Michael (2011). Manual de exoplanetas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76559-6.
Seager, Sara, ed. (2011). Exoplanetas . Prensa de la Universidad de Arizona. Libro de bolsillo de la editorial.
