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Planetas extrasolares o exoplanetas

Planetas extrasolares o exoplanetas

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Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. Los planetas extrasolares se convirtieron en objeto de investigación científica en el siglo XIX. Muchos astrónomos suponían que existían, pero no había forma de saber lo comunes que eran o lo similares que podrían ser a los planetas de nuestro sistema solar. La primera detección confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12.1 La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995 por los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz.2 El planeta descubierto fue 51 Pegasi b. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas.


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


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


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


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


Imagen del VLT NACO, tomada en la banda-Ks, de GQ Lupi. El punto débil de luz a la derecha de la estrella es el compañero frío recién descubierto GQ Lupi b. Es 250 veces más débil que la propia estrella y situado 0,73 arcosegundos al oeste. A la distancia de GQ Lupi, esto corresponde a una distancia de aproximadamente 100 UA. El norte está arriba y el este a la izquierda.
Hasta abril de 2013 se han descubierto 694 sistemas planetarios que contienen un total de 889 cuerpos planetarios, 1333 de estos sistemas son múltiples y 35 de estos planetas están por encima de las 13 MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas marrones.
La mayoría de planetas extrasolares conocidos son gigantes gaseosos igual o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos, también conocidos como Jupiteres calientes. Sin embargo, se cree que ello es resultado de sesgo de información creado por los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente a planetas de este tamaño que a planetas terrestres más pequeños. Con todo, exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las capacidades de detección y el tiempo de estudio aumentan. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon Andromedae.
De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.5 Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido expulsados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina frecuentemente como planetas errantes o planetas interestelares.
La NASA adelantó en junio de 2010 que la Sonda Kepler, puesta en órbita en marzo de 2009, detectó indicios de 706 exoplanetas nuevos en sus primeros 43 días de funcionamiento, 400 de los cuales tienen dimensiones entre las de Neptuno y la Tierra. Los resultados oficiales de esta misión serán publicados en febrero de 2011, pero los resultados provisionales indican que al menos 60 de los planetas detectados tendrán un tamaño similar al de la Tierra (el doble del tamaño terrestre, o menos).
Hasta septiembre del 2010, Gliese 581 g, el cuarto planeta de la estrella enana roja Gliese 581, parece ser el mejor ejemplo conocido de un probable planeta terrestre orbitando dentro de la zona habitable que rodea a su estrella.
El 12 de enero de 2012, la revista Nature publica un artículo desarrollado por científicos internacionales donde utilizando el método de microlentes gravitacionales se asegura que toda estrella de la Vía Láctea debe poseer entre 0,71 y 2,32 planetas orbitando.

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Gliese 581 g

1. Gliese 581 g

2010 Gliese 581 g: Fue descubierto en septiembre de 2010 y se cree que es el planeta más parecido a la Tierra descubierto hasta la fecha. El planeta fue detectado mediante mediciones de la velocidad radial combinando 11 años de datos del instrumento HIRES del telescopio Keck 1 y el instrumento... Ver mas
2010
Gliese 581 g: Fue descubierto en septiembre de 2010 y se cree que es el planeta más parecido a la Tierra descubierto hasta la fecha. El planeta fue detectado mediante mediciones de la velocidad radial combinando 11 años de datos del instrumento HIRES del telescopio Keck 1 y el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio de La Silla, Chile. El planeta se encuentra cerca de la mitad de la zona habitable (conocida también como "Ricitos de Oro") de su estrella madre, y la presencia de agua líquida se considera una fuerte posibilidad. El descubrimiento de Gliese 581 g se anunció a finales de septiembre de 2010 y se cree que es el primer planeta ricitos de oro que se ha encontrado, es el planeta más parecido a la Tierra, y el mejor exoplaneta candidato con el potencial de albergar vida encontrado hasta la fecha.
Gliese 581 g —Pronunciación en inglés: /ˈɡliːzə/; también conocido como Gl 581 g o GJ 581 g e, inoficialmente, Zarmina3 — es un planeta no confirmado del sistema planetario de la enana roja Gliese 581, ubicado a 20,3 años luz de la Tierra, en la constelación de Libra. Es el sexto planeta descubierto en el sistema planetario Gliese 581 y el cuarto en orden sucesivo a la distancia de su estrella. El descubrimiento fue anunciado por el Programa de Búsqueda de Planetas de Lick-Carnegie a finales de 2010, después de una década de observación. Sin embargo, el equipo de estudio de ESO/HARPS afirma que el planeta no existe.4 5
El planeta fue detectado mediante mediciones de la velocidad radial combinando 122 observaciones obtenidas a través de 11 años del instrumento HIRES del telescopio Keck 1 y 119 mediciones obtenidas a través de 4,3 años desde el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio de La Silla en Chile.6 2
Gliese 581 g atrajo atención porque, si existiera, estaría cerca del medio de la zona habitable de su estrella madre. Eso significa que podría tener agua líquida en su superficie y podría potencialmente albergar vida similar al de la Tierra; sin embargo, el planeta se espera que tenga una temperatura alrededor de -37 a -12 centígrados. Si es un planeta rocoso, las condiciones atmosféricas favorables podría permitir la presencia de agua líquida, una necesidad para toda la vida conocida, en su superficie. Con una masa de 3.1 a 4.3 más grande que la Tierra, Gliese 581 g es considerado una super-Tierra, la más cercana a la Tierra en zona habitable. Lo convierte en el planeta Ricitos de Oro similar a la Tierra encontrado fuera del Sistema Solar y el exoplaneta con un gran potencial para alojar la vida.7
Después de restar las señales de los previamente conocidos planetas de Gliese 581 b, c, d y e, las señales de dos planetas adicionales fueron evidentes: una señal de 445 días a partir de un planeta recién reconocido más remoto designado f y la señal de 37 días a partir de Gliese 581 g. La probabilidad de que la detección de este último fuera falsa se estimó en 2,7 en un millón.

El planeta fue detectado por un equipo de astrónomos en el programa de búsqueda de exoplanetas de Lick-Carnegie, dirigido por el investigador principal Steven Vogt, profesor de astronomía y astrofísica en la Universidad de California en Santa Cruz y el co-investigador Paul Butler del Instituto Carnegie de Washington. El planeta se cree que tiene una masa de entre tres a cuatro veces mayor que la de la Tierra y un periodo orbital de un poco menos de 37 días, orbitando a una distancia de 0.146 UA de su estrella madre.2 Se cree que tiene una masa de entre 3,1 a 4,3 veces la de la Tierra y un radio de 1,3 a 2,0 veces la de la Tierra (1,3 a 1,5 veces la Tierra si es predominantemente rocoso, 1,7 a 2,0 veces la Tierra, si es en su mayor parte hielo de agua). Su masa indica que probable sea un planeta rocoso con una superficie sólida. La gravedad de la superficie del planeta se espera que esté en el rango de 1,1 a 1,7 veces la de Tierra, lo suficiente para mantener una atmósfera que es probable que sea más densa que la terrestre.2
Steven Vogt, adoptó de manera no oficial el nombre de "Zarmina" para el planeta, en honor a su esposa.8
El descubrimiento de un planeta habitable tan temprano en la búsqueda de exoplanetas, después de que los científicos hayan supervisado un número relativamente pequeño de estrellas para este fin, podría significar que este tipo de planetas están mucho más distribuidos de lo que se había creído. Vogt cree ahora que la relación de sistemas con planetas habitables es del 10% -20%.9
El equipo de Carnegie-Lick explicó los resultados de su investigación en un artículo publicado en la revista Astrophysical Journal .
Según los últimos datos del espectrógrafo HARPS, tomados durante 6,5 años con 179 mediciones el planeta podría no existir. Así lo ha comunicado de forma extraoficial el astrónomo suizo Francesco Pepe, que trabaja con el HARPS, situado en el telescopio de 3,6 metros de La Silla (Chile).10 11 Steven Vogt y su equipo usaron datos del Keck y también del HARPS, pero sólo los obtenidos hasta 2008.
Vogt respondido a las últimas consideraciones al decir, "no estoy demasiado sorprendido por esto ya que son señales muy débiles, y la adición de 60 puntos sobre 119, no necesariamente se traducen en grandes ganancias en la sensibilidad." Advirtió que debido a que ambos conjuntos de datos pueden ser necesarios para detectar el planeta la no detección en este estudio no crea un caso fuerte para que el planeta no exista.12 Más recientemente, Vogt agregó, "confío en que reportamos de forma precisa y honesta nuestras incertidumbres y hemos hecho un profundo y responsable trabajo en extraer la información que este conjunto de datos tiene para ofrecer. Estoy seguro de que cualquier persona que analice de forma independiente este conjunto de datos llegará a las mismas conclusiones" 13
Las diferencias en los resultados de los dos grupos tal vez sea por la implicación de las características orbitales asumidas del planeta en los cálculos. Según la astrónoma del MIT Sara Seager, Vogt postula que los planetas alrededor de Gliese 581 tienen órbitas perfectamente circulares mientras que el grupo suizo cree que las órbitas eran más elongadas.14 Esta diferencia de enfoque puede ser la razón de su discrepancia, de acuerdo con Alan Boss.14 Butler señaló que con observaciones adicionales, "yo esperaría que en la escala de tiempo de un año o dos, esto debería de estar resuelto."10 Otros astrónomos también apoyaron una evaluación deliberada: Seager declaró: "Vamos a tener un consenso en algún momento, yo no creo que tengamos que votar ahora mismo. y Ray Jayawardhana señaló, "Teniendo en cuenta las implicaciones sumamente interesante de este descubrimiento, es importante obtener una confirmación independiente." Gliese 581 g aparece como no confirmado en la Enciclopedia de Planetas Extrasolares.

En diciembre de 2010, un error metodológico fue revelado en el análisis de información que conducía al "descubrimiento" de Gliese 581 f y g.16 El equipo en torno a Steven Vogt infirió el número de exoplanetas mediante una reducción de Chi cuadrado, aunque los modelos orbitales no son lineales en los parámetros del modelo. Por lo tanto, la reducción de Chi cuadrado no es un diagnóstico certero. De hecho, una investigación de los residuos de ajuste mostraron que los datos utilizados por el equipo de Vogt en realidad prefiere un modelo con cuatro planetas, no seis, de acuerdo con los resultados del equipo de Francesco Pepe.
Otras re-análisis encontraron evidencia no clara para un quinto señal planetario en el sistema de información HIRES/HARPS.17 La afirmación aclara que la información HARPS solo proporciona evidencia para señales de cinco planetas, mientras la incorporación de ambas informaciones muestra actualmente degradado la evidencia para más de cuatro planetas (ejemplo, ninguno para 581 f o 581 g). Mikko Tuomi de la Universidad de Turku interpretó un análisis bayesiano de la información de HARPS y HIRES con el resultado de que ellos «no implican la conclusión que hay dos acompañantes que orbitan Gliese 581».18
«Estudié el estudio detalladamente y no estoy de acuerdo con sus conclusiones», dijo Steven Vogt en respuesta, preocupado que Gregory haya considerado la información de HIRES como poco certero.19 20 La pregunta de la existencia de Gliese 581 g no se resolverá definitivamente hasta que los investigadores reunan más datos de velocidad radial de alta precisión, dijo Vogt.
Otros investigadores han llegado a conclusiones diferentes. Basándose en un número de análisis estadísticos, Guillen Anglada-Escude del Instituto Carnegie de Washington concluyo que la existencia de Gliese 581 g estuvo bien apoyada por información disponible, a pesar de la presencia de una degeneración estadística que deriva de un alias de la primera armonía excéntrica de otro planeta en el sistema.21 En un próximo estudio, Anglada-Escude y Rebakah Dawson afirman: «Con la información que tenemos, la explicación más posible es que este planeta sigue ahí».
Gliese 581 g tiene un período de órbita de 37 días, orbitando en una distancia de 0.146 UA de su estrella madre. Se cree que tiene una masa de 3.1 a 4.3 veces que la Tierra y un radio de 1.3 a 2.0 que la Tierra (1.3 a 1.5 más grande si tiene roca predominante, 1.7 a 2.0 más grande si tiene hielo predominante). Su masa indica que es probablemente un planeta rocoso con superficie sólida. La gravedad superficial del planeta se predice que tiene un rango de 1.1 a 1.7 más que la Tierra, suficiente para sostener un atmósfera mucha más densa que el de la Tierra.

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PSR B1620-26 b

2. PSR B1620-26 b

2003 [editar] PSR B1620-26c: El 10 de julio, utilizando información obtenida por el Telescopio Espacial Hubble, un equipo de científicos liderado por Steinn Sigurdsson confirmó el planeta extrasolar más antiguo hasta ahora. El planeta se encuentra en el cúmulo de estrellas globular M4, a unos 5... Ver mas
2003 [editar]
PSR B1620-26c: El 10 de julio, utilizando información obtenida por el Telescopio Espacial Hubble, un equipo de científicos liderado por Steinn Sigurdsson confirmó el planeta extrasolar más antiguo hasta ahora. El planeta se encuentra en el cúmulo de estrellas globular M4, a unos 5.600 años luz de la Tierra en la constelación de Escorpio Este es uno de los tres planetas conocidos que orbitan alrededor de una estrella binaria, una de las estrellas en el sistema binario es un pulsar y la otra es una enana blanca. El planeta tiene una masa dos veces la de Júpiter, y se estima que tiene unos 12,7 mil millones de años.

PSR B1620-26 b (bautizado de manera no oficial como Matusalén), es un planeta extrasolar que fue detectado a través de los cambios Doppler que ejercía sobre las señales de radio emitidos por la pareja de púlsares PSR B1620-26.
Corresponde al planeta extrasolar más antiguo conocido hasta la fecha, pues se cree que se formó hace cerca de 12.700 millones de años.
A comienzos de la década de 1990, un grupo de astrónomos encabezado por Donald Backer, que estudiaban lo que pensaban era un púlsar binario, observaron que la señal sufría variaciones que les hicieron determinar la existencia de un tercer objeto. Tras medir los efectos gravitacionales de ese objeto sobre los púlsares, se logró una estimación de la masa del mismo, que era demasiado pequeña para corresponder a una estrella.
La conclusión de que el tercer objeto correspondía a un planeta fue anunciada por Stephen Thorsett y sus colaboradores en 1993.
El origen de este planeta es todavía incierto. Probablemente no se originó junto con la estrella porque cuando el núcleo de estrella colapsa en una estrella de neutrones expulsa la mayor parte de su masa en una explosión de supernova y es improbable que este planeta haya permanecido en órbita después de tal acontecimiento. Es más probable que el planeta se haya formado más tarde y capturado en la órbita alrededor de la estrella de neutrones.

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HD 209458 b

3. HD 209458 b

2001 HD 209458 b: Los astrónomos usando el Telescopio Espacial Hubble anunciaron que habían detectado la atmósfera de HD 209458 b. Encontraron la firma espectroscópica del sodio en la atmósfera, pero a una intensidad menor de lo esperado, lo que sugiere que las nubes altas oscurecen las capas... Ver mas
2001
HD 209458 b: Los astrónomos usando el Telescopio Espacial Hubble anunciaron que habían detectado la atmósfera de HD 209458 b. Encontraron la firma espectroscópica del sodio en la atmósfera, pero a una intensidad menor de lo esperado, lo que sugiere que las nubes altas oscurecen las capas atmosféricas inferiores89 En 2008, el albedo de la capa de nubes se midió, y su estructura esta modelada como estratosférica.
Iota Draconis b: El primer planeta descubierto alrededor de la gigantesca estrella Iota Draconis, una gigante naranja. Esto proporciona evidencia de la supervivencia y el comportamiento de los sistemas planetarios alrededor de estrellas gigantes. Las estrellas gigantes tienen pulsaciones que pueden imitar la presencia de planetas. El planeta es muy masivo y tiene una órbita muy excéntrica. Su órbita alrededor de su estrella es en promedio un 27,5% más lejana que la tierra del Sol.90 En 2008 el origen del sistema se remonta al cúmulo de Híades, junto a Epsilon Tauri.
HD 209458 b es un planeta extrasolar que orbita la estrella de tipo solar HD 209458 en la constelación de Pegaso a 150 años luz de nuestro Sistema Solar. El planeta ha sido llamado Osiris por sus descubridores aunque este nombre no ha sido aceptado todavía por la Unión Astronómica Internacional (IAU).
El radio de la órbita del planeta es de tan sólo 7 millones de kilómetros, 0,047 UA (UA), un octavo del radio de la órbita de Mercurio. Debido a esta órbita tan pequeña el periodo de rotación anual de HD209458b es de 3,5 días terrestres. El planeta tiene una masa de 220 veces la masa terrestre (0,7 la masa de Júpiter).
HD 209458 b es el primer planeta extrasolar descubierto que realiza tránsitos sobre su estrella, el primero cuya atmósfera se ha podido caracterizar mínimamente. También se han detectado signos de evaporación en su atmósfera producida por las altas temperaturas. Se sabe también que su atmósfera posee oxígeno y carbono.
Se piensa que este tipo de planetas en órbitas inferiores a 0,1 UA sufren una considerable pérdida de masa debido a la evaporación. La evaporación de planetas de una masa ligeramente menor podría producir una nueva clase de planetas extrasolares formados principalmente por el antiguo núcleo del planeta gaseoso parcialmente evaporado. Esta clase de planetas han sido llamados planetas ctónicos, aunque por ahora ninguno ha sido descubierto.
El 23 de junio de 2010, los astrónomos anunciaron que han medido por primera vez una supertormenta en la atmósfera de HD 209458 b. Las observaciones de muy alta precisión hechas por el Very Large Telescope de ESO y su poderoso espectrógrafo CRIRES de gas de monóxido de carbono demuestra que se transmite a una gran velocidad desde el lado diurno extremadamente caliente al lado nocturno más frío del planeta. Las observaciones también permitieron otra emocionante "primera" - la medición de la velocidad orbital del propio exoplaneta, proporcionando una determinación directa de su masa.2
HD 209458 es una estrella de octava magnitud, visible desde la Tierra con binoculares.
El 10 de abril de 2007, Travis Barman, astrónomo del Observatorio Lowell demostró que la atmósfera de HD 209458 b contenía vapor de agua. Usando una combinación de medidas observadas por el telescopio Hubble, junto con nuevos modelos teóricos, Barman encontró fuertes evidencias de absorción de agua en la atmósfera del planeta.3 4 5 Su método modela la luz pasando directamente a través de la atmósfera del sol del planeta, mientras éste pasa frente a él. Sin embargo, esta hipótesis aún está siendo investigada.
Barman recurrió a datos y mediciones tomadas por Heather Knutson, un estudiante de la Universidad Harvard, del telescopio espacial Hubble, y aplicó nuevos modelos teóricos para demostar la probabilidad de la absorción de agua en la atmósfera del planeta. El planeta órbita a su estrella cada tres días y medio, y cada vez que pasa frente a ella, el contenido atmosférico puede analizarse examinando cómo la atmósfera absorbe la luz procedente de la estrella.
De acuerdo con el resumen de la investigación, la absorción del agua atmosférica en un exoplaneta es mucho mayor en una parte del espectro infrarrojo, en comparación con las longitudes de onda del espectro visible. Barman tomó los datos de Knutson's Hubble para H 209458 b, los aplicó a este modelo teórico y, presuntamente, identificó la absorción de agua en la atmósfera del planeta. En abril de 2007, la investigación aún está abierta.
El 20 de octubre de 2009, los investigadores del JPL anunciaron el descubrimiento de vapor de agua, dióxido de carbono y metano en la atmósfera.
Los estudios espectroscópicos revelaron por primera vez la presencia de un planeta alrededor de HD 209458 el 5 de noviembre de 1999. Los astronomos habian hecho cidadosas mediciones fotométricas de varias estrellas que se sabia que estaban orbitadas por planetas, con la esperanza de que pudieran observar la caída del brillo de la estrella causado por el tránsito del planeta a través de la cara de la estrella.

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61 Virginis

4. 61 Virginis

2009 61 Virginis y HD 1461: El 14 de diciembre, tres planetas (uno es una súper-Tierra y dos planetas son de la masa de Neptuno) fueron descubiertos. También un planeta súper-Tierra y dos planetas sin confirmar alrededor de HD 1461 fueron descubiertos. Estos descubrimientos indican que los... Ver mas
2009
61 Virginis y HD 1461: El 14 de diciembre, tres planetas (uno es una súper-Tierra y dos planetas son de la masa de Neptuno) fueron descubiertos. También un planeta súper-Tierra y dos planetas sin confirmar alrededor de HD 1461 fueron descubiertos. Estos descubrimientos indican que los planetas de baja masa que orbitan alrededor de estrellas cercanas son muy comunes. 61 Virginis es la primera estrella como el Sol en albergar a los planetas súper-Tierra.
61 Virginis (61 Vir / HD 115617)1 es una estrella en la constelación de Virgo de magnitud aparente +4,74, situada al suroeste de la brillante Espiga (α Virginis).2 Se encuentra a sólo 27,8 años luz del Sistema Solar; estrellas cercanas a ella son GJ 3820 y Gliese 465, ambas enanas rojas a 4,6 y 6,4 años luz respectivamente.2 Desde 2009 se conoce la existencia de tres planetas en órbita alrededor de esta estrella.
61 Virginis es una enana amarilla de tipo espectral G5V1 y 5558 K de temperatura superficial.4 Considerada una análoga solar, tiene una masa y un radio ligeramente inferiores a los del Sol, brillando con un 78% de su luminosidad. Su velocidad de rotación es de 2,2 km/s, completando un giro cada 33 días.5 Se la considera una estrella antigua e inactiva con una edad estimada entre 6300 y 9000 millones de años. Observaciones llevadas a cabo a lo largo de 16 años indican que su fotometría es estable.3
61 Virginis muestra un exceso de emisión infrarroja a 70 μm que se relaciona con la existencia de un disco de polvo a su alrededor. Considerando los granos de polvo como cuerpos negros (objetos teóricos que absorben toda la radiación que incide sobre ellos), la temperatura del disco sería de 97 K, estando situado a 8,3 UA respecto a la estrella.6 A partir de observaciones realizadas con el Telescopio espacial Spitzer se ha postulado la existencia de un grueso segundo anillo de polvo que —asumiendo que la emisión procede de granos de silicatos de 25 μm— estaría situado entre 120 ± 20 UA y 220 ± 10 UA de la Existe cierta controversia en cuanto a la metalicidad de 61 Virginis, dato que se relaciona con la existencia de sistemas planetarios; mientras que algunas fuentes señalan una metalicidad ligeramente inferior a la solar,6 estudios espectroscópicos revelan un contenido en hierro entre un 35% y un 58% mayor que el de nuestra estrella, dependiendo del método de calibración utilizado.4 Asimismo, los niveles de otros elementos como magnesio, calcio y cobre son algo más elevados que en el Sol —en torno a un 25%—. Sólo el azufre muestra una menor abundancia relativa ([S/H] = -0,12).8
Por otra parte, su abundancia de litio puede ser semejante a la solar (logє[Li] < 1,20).
Pequeñas variaciones detectadas en la velocidad radial de 61 Virginis se atribuyeron a la posible presencia de un gigante gaseoso, pero parece que no posee un compañero masivo próximo.10 Estudios posteriores descartaron la presencia de un cuerpo del tamaño de una enana marrón (entre 20 a 80 veces la masa de Júpiter).11
Sin embargo, en 2009 se anunció el descubrimiento de tres planetas extrasolares en órbita alrededor de esta estrella, con masas comprendidas entre 5 y 25 veces la masa de la Tierra.3 12 Los tres planetas orbitan muy cerca de la estrella; en comparación con nuestro Sistema Solar, los tres se moverían dentro de la órbita de Venus. Por otra parte, se necesitan datos adicionales para confirmar la posible presencia de un cuarto planeta. Se piensa que, en órbitas exteriores dentro del disco de polvo a unas 120 UA, pueden existir planetas menos masivos que Júpiter aún no detectados.
La zona de habitabilidad estelar se sitúa a una distancia aproximada de 0,9 UA respecto a 61 Virginis.

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Gliese 876 b

5. Gliese 876 b

1998 Gliese 876 b: El primer planeta descubierto que orbita alrededor de una estrella enana roja (Gliese 876). Su órbita es más cercana a la estrella que Mercurio es del Sol. Más planetas han sido descubiertos posteriormente cerca de la estrella. Gliese 876 b es un planeta extrasolar que... Ver mas
1998
Gliese 876 b: El primer planeta descubierto que orbita alrededor de una estrella enana roja (Gliese 876). Su órbita es más cercana a la estrella que Mercurio es del Sol. Más planetas han sido descubiertos posteriormente cerca de la estrella.
Gliese 876 b es un planeta extrasolar que orbita la estrella enana roja Gliese 876 cada 60,940 días. Descubierto en 1998, Gliese 876 b fue el primer planeta en ser hallado orbitando una enana roja.
Gliese 876 b fue descubierto en forma independiente por dos grupos distintos, uno dirigido por Geoffrey Marcy1 y el otro por Xavier Delfosse.2 Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, fue descubierto al detectarse variaciones en la velocidad radial de su estrella como consecuencia de la gravedad del planeta. La detección fue realizada midiendo el efecto Doppler de las líneas espectrales de Gliese 876.
Gliese 876 b y Gliese 876 c, el planeta interior, tienen periodos orbitales en una resonancia 2:1,3 lo que produce una fuerte interacción gravitatoria entre ambos.4 Como resultado, los elementos orbitales del planeta cambian muy velozmente con la precesión de las órbitas.5 La órbita del planeta tiene una excentricidad baja, similar a la de los planetas de nuestro sistema solar. El semieje mayor de la órbita es de solamente 0,208 UA (menor que el de Mercurio). Sin embargo, Gliese 876 es una estrella tan débil que el planeta se sitúa fuera de la zona de habitabilidad.6
Una de las limitaciónes del método de velocidad radial empleado para detectar a Gliese 876 b es que únicamente puede obtenerse el límite inferior de la masa del planeta. Este límite inferior equivale aproximadamente a 1,93 veces la masa de Júpiter. La masa verdadera depende de la inclinación de la órbita, que en general se desconoce. En el caso de un sistema resonante como Gliese 876, las interacciones gravitatorias entre los planetas pueden utilizarse para encontrar las masas verdaderas: los mejores datos de velocidad radial que se calcularon son de una inclinación aproximada de 50º sobre el plano del cielo. De ser así, la masa verdadera sería alrededor de un 30% mayor que su límite inferior, unas 2,5 veces la masa de Júpiter. Por otro lado, las mediciones astrométricas indican que la inclinación orbital es de unos 84°, lo que sugeriría que la masa es poco mayor que el límite inferior.

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HD 114762 b

6. HD 114762 b

1989
HD 114762 b: Este objeto tiene una masa mínima de 11 veces la masa de Júpiter y tiene una órbita 89-días. En el momento de su descubrimiento fue considerado como una probable enana marrón,83 aunque posteriormente ha sido incluida en los catálogos de los planetas extrasolares.

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PSR B1257+12

7. PSR B1257+12

1992 PSR B1257+12: El primer descubrimiento de planetas extrasolares confirmados se hizo cuando un sistema de planetas de masa terrestre se anunció al estar presentes alrededor del púlsar de milisegundos PSR B1257+12. PSR B1257+12 (a veces abreviado PSR 1257+12) es un púlsar que se localiza en... Ver mas
1992
PSR B1257+12: El primer descubrimiento de planetas extrasolares confirmados se hizo cuando un sistema de planetas de masa terrestre se anunció al estar presentes alrededor del púlsar de milisegundos PSR B1257+12. PSR B1257+12 (a veces abreviado PSR 1257+12) es un púlsar que se localiza en la constelación de Virgo. Se encuentra aproximádamente a 980 años luz de la Tierra. Fue descubierto por el astrónomo Polaco Aleksander Wolszczan en 1990 usando el radiotelescopio de Arecibo. Es un pulsar de milisegundo, una especie de estrella de neutrones, y fue encontrado por tener anomalías en el período de pulsación, lo que condujo a los investigadores a buscar la causa de los pulsos irregulares. La estrella tiene un período de rotación de 6,22 milisegundos.

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2M1207 b

8. 2M1207 b

2004 2M1207 b: El primer planeta encontrado alrededor de una enana marrón. El planeta es también el primero en ser fotografiado directamente (en el infrarrojo). De acuerdo con una estimación inicial, tiene una masa de 5 veces la de Júpiter; otras estimaciones dan masas ligeramente menores. Se... Ver mas
2004
2M1207 b: El primer planeta encontrado alrededor de una enana marrón. El planeta es también el primero en ser fotografiado directamente (en el infrarrojo). De acuerdo con una estimación inicial, tiene una masa de 5 veces la de Júpiter; otras estimaciones dan masas ligeramente menores. Se estimó inicialmente a la órbita en 55 ua de la enana marrón. La enana marrón es sólo 25 veces más masivo que Júpiter. La temperatura del planeta gigante de gas es muy alta (1250 K), sobre todo debido a la contracción gravitacional.93 A fines del 2005, los parámetros fueron revisados para el radio de la órbita en 41 ua, con una masa de 3,3 Júpiters porque se descubrió que el sistema está más cerca de la Tierra de lo que se creía originalmente. En el 2006, fue encontrado un disco de polvo alrededor de 2M1207, proporcionando evidencia de activa formación planetaria.
2M1207 b es un objeto de masa planetaria que se encuentra situado a unas 40 unidades astronómicas (distancia proyectada) de la enana marrón 2M1207.5 Ésta tiene una edad de unos 10 millones de años, un tipo espectral M8, una temperatura efectiva de unos 2500 kelvin, y pertenece al grupo de movimiento propio de TW Hydrae (denominado también TWA). Fue descubierta por John Gizis en el 2001. Además, 2M1207, con una masa de unas 0.025 masas solares (25 masas de Júpìter, aproximadamente),3 posee un disco circunestelar que está cediendo materia al objeto central (Mohanty et al. 2003), en un fenómeno denominado acrecimiento y que es característico de las estrelas tipo T Tauri.
M1207 b fue descubierto por Gael Chauvin y colaboradores en el 2004 mediante el uso de la cámara infrarroja de óptica adaptativa NACO (Naos/Conica), situada en el Very Large Telescope (VLT), localizados en el observatorio de Paranal, en Chile, y que pertenecen al European Southern Observatory (ESO). El espectro infrarrojo del objeto indica que su tipo espectral es L intermedio, con una temperatura efectiva de 1700 kelvin. Un año más tarde, este grupo confirmó que la enana marrón y el objeto de masa planetaria estaban asociados ya que tienen el mismo movimiento propio.

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Gliese 876 d

9. Gliese 876 d

2005 Gliese 876 d: El 13 de junio, un tercer planeta orbitando la estrella enana roja Gliese 876 fue anunciado. Con una masa estimada en 7,5 veces la de la Tierra, puede ser rocoso en su composición. El planeta orbita a 0,021 ua con un período de 1,94 días. Gliese 876 d es un planeta... Ver mas
2005
Gliese 876 d: El 13 de junio, un tercer planeta orbitando la estrella enana roja Gliese 876 fue anunciado. Con una masa estimada en 7,5 veces la de la Tierra, puede ser rocoso en su composición. El planeta orbita a 0,021 ua con un período de 1,94 días.
Gliese 876 d es un planeta extrasolar que orbita la estrella enana roja Gliese 876. En el momento de su descubrimiento en 2005, Gliese 876 d fue el planeta extrasolar de menor masa entre los conocidos, a excepción de los planetas de pulsar que orbitan PSR B1257+12. Gliese 876 d tarda menos de dos días en completar una órbita, a una distancia de su estrella de tan sólo un quinto de la que existe entre Mercurio y el Sol. Además, está situado en la región más interior de su sistema planetario. Debido a su baja masa, puede considerarse como una súper Tierra.
Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, Gliese 876 d fue descubierto por medio del análisis de los cambios en la velocidad radial de su estrella como resultado de la gravedad del planeta. La detección fue realizada midiendo el efecto Doppler de las líneas espectrales de Gliese 876. Cuando se descubrió, ya se sabía que Gliese 876 albergaba dos planetas extrasolares, designados Gliese 876 b y c, en una resonancia orbital de 2:1. Una vez que se tuvieron en cuenta ambos planetas, la velocidad radial aún mostraba otro período, de unos 2 días, que podía ser interpretado como un nuevo planeta con una masa de al menos 5,9 veces la de la Tierra. El planeta, designado Gliese 876 d, fue anunciado en 2005 por el equipo dirigido por Eugenio Rivera.Gliese 876 d se encuentra en una órbita con un semieje mayor de tan sólo 0,0208 UA (3,11 millones de km).2 A esta distancia de su estrella, es esperable que presente interacciones gravitacionales al completar la órbita; sin embargo, los cálculos orbitales de la velocidad radial sugieren que el valor de la excentricidad sería a lo sumo de 0,22.1
Una de las limitaciones del método de velocidad radial empleado para detectar a Gliese 876 d es que únicamente puede obtenerse el límite inferior de la masa del planeta. Este límite inferior equivale aproximadamente a 5,88 veces la masa de la Tierra.
La masa verdadera depende de la inclinación orbital, que en general se desconoce. No obstante, en el caso de un sistema resonante como Gliese 876, las interacciones gravitatorias entre planetas externos indicarían que la inclinación aproximada de dos planetas de tales características sería de 50º sobre el plano del cielo. Suponiendo que Gliese 876 d orbite en el mismo plano que los dos planetas exteriores, su masa verdadera sería aproximadamente de 7,5 veces la de la Tierra.1 Por otro lado, las mediciones astrométricas indican que la inclinación orbital es de unos 84°, lo que (suponiendo una vez más que el sistema sea coplano) sugeriría que la masa verdadera es poco mayor que el límite inferior.3
A causa de su órbita extremadamente excéntrica, los modelos teóricos predicen que los períodos de calentamiento actuarían de forma muy importante en la geología del planeta. De hecho, estos modelos predicen que el planeta podría encontrarse en un perpetuo estado líquido. El flujo de calor total es aproximadamente de 104-5 W/m2 en la superficie planetaria; en comparación, el flujo de calor de Ío es cercano a 3 W/m2.
Puesto que Gliese 876 d tan sólo ha sido detectado indirectamente, a través del efecto gravitatorio sobre su estrella, se desconocen características tales como su radio, composición y temperatura, aunque es probable que el planeta posea temperaturas sumamente elevadas debido a su proximidad a la estrella. La poca masa del planeta ha llevado a sugerir que podría tratarse de un planeta terrestre. Suponiendo una densidad aproximada de 8.000 kg/m3 como respuesta a un grado mayor de compresión en un planeta de más masa que la Tierra, un planeta terrestre de 7,5 masas terrestres tendría un radio 73% mayor que el de la Tierra.1 Esta clase de planeta terrestre masivo podría formarse en el interior del sistema de Gliese 876 a partir de la materia dirigida hacia la estrella por la migración producida por los gigantes gaseosos.5
Otra alternativa es que el planeta podría haberse formado en una órbita más alejada de Gliese 876 y que haya migrado hacia el centro a causa de los gigantes gaseosos. Esto significaría una composición mucho más rica en cuanto a sustancias volátiles, como por ejemplo el agua. Siguiendo este modelo teórico, el planeta tendría un océano de agua presurizado (en la forma de un Fluido supercrítico) separado del núcleo de silicato por una capa de hielo que se mantendría congelado por las altas presiones del interior del planeta. Este tipo de planeta poseería con una atmósfera que contenga vapor de agua y oxígeno libre producido por la ruptura de las moléculas de agua debido a la radiación ultravioleta.
Determinar el modelo correcto requeriría más información acerca del radio y composición planetaria. Desafortunadamente, el planeta parece no transitar su estrella,1 por lo que obtener la información necesaria excede nuestra actual capacidad de observación.

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HD 189733

10. HD 189733

2008 HD 189733 b: El 20 de marzo, estudios de seguimiento al primero de los análisis espectrales de un planeta extrasolar se publicaron en la revista científica Nature, anunciando evidencia de una molécula orgánica encontrada en un planeta extrasolar por primera vez. En 2007 el vapor de agua se... Ver mas
2008
HD 189733 b: El 20 de marzo, estudios de seguimiento al primero de los análisis espectrales de un planeta extrasolar se publicaron en la revista científica Nature, anunciando evidencia de una molécula orgánica encontrada en un planeta extrasolar por primera vez. En 2007 el vapor de agua se detectó ya en el espectro de HD 189733 b, pero nuevos análisis mostraron no sólo vapor de agua pero también metano existente en la atmósfera del planeta gigante gaseoso. Aunque las condiciones en HD 189733 b son muy difíciles para albergar vida, sigue siendo la primera vez que una molécula clave para la vida orgánica se encuentra en un planeta extrasolar.
Este es un planeta excepcional por varias razones:
Su órbita increíblemente apretada, lo que significa que los tránsitos ocurren frecuentemente.
La disminución del brillo en un tres por ciento, debido al relativamente gran tamaño del planeta con respecto a su estrella, hace que esos tránsitos sean muy fáciles de detectar.
La estrella es brillante, ya que se encuentra a apenas 63 años luz de distancia de la Tierra, lo que significa que los astrónomos pueden lograr una gran proporción señal-ruido en sus observaciones.
La alta temperatura del planeta garantiza que el telescopio Spitzer pueda detectar su emisión calorífica, como ya lo ha hecho el telescopio en casos anteriores de exoplanetas de tránsito (HD 209458b y TrES-1).
Un grupo internacional de científicos, con participación española, ha detectado vapor de agua en su atmósfera. Es un planeta de gran interés para observaciones de seguimiento y para poder avanzar en el aprendizaje sobre exoplanetas. Se están utilizando los telescopios espaciales Hubble y Spitzer para detectar las atmósferas y medir las temperaturas, tanto en este como en varios otros exoplanetas de tránsito.
Anteriormente ya se sospechaba que en los exoplanetas había agua, pero ésta es la primera vez que se comprueba con evidencias científicas su existencia; por otro lado, se ha detectado que esa molécula es precisamente "la dominante", según aparece publicado en la revista Nature. Es la primera vez que se detecta vapor de agua en un exoplaneta, y además, en grandes cantidades, tal como ha podido observarse con el telescopio espacial infrarrojo Spitzer. Las observaciones en luz infrarroja del paso del planeta gigante gaseoso ante su estrella, permitió obtener los sorprendentes datos.
En el estudio del planeta intervienen distintos investigadores tanto de la Agencia Espacial Europea (ESA), como de la Universidad de Harvard (EEUU), y de entidades científicas de países como Francia, Taiwán o Reino Unido.
El planeta ya había sido descubierto en 2005 al reducirse la luz de su estrella en un tres por ciento cuando pasaba delante de ella, lo que se detectó con el uso del telescopio Spitzer en la observación de la estrella, que tiene una luz ligeramente más débil que la del Sol. Se notó que su luz se reducía en dos bandas de infrarrojos (3,6 y 5,8 micrómetros). Si el planeta hubiera sido un cuerpo rocoso sin atmósfera, las dos bandas y una tercera (8 micrómetros), medida recientemente por un grupo de profesionales de Harvard, se habrían comportado de igual manera.
Sin embargo, cuando la tenue atmósfera exterior del planeta se desplazaba frente a la estrella, la luz estelar absorbida mostró un patrón claramente distinto. La atmósfera absorbía menos radiación infrarroja a 3,6 micrómetros que en las dos otras longitudes de onda. El agua es la única molécula que puede explicar ese comportamiento, por lo que el descubrimiento implica que no se trata únicamente de trazas de agua, sino que la molécula del agua es el compuesto dominante en la atmósfera.
La presencia de vapor de agua no implica necesariamente la existencia de vida. Según los datos obtenidos, HD 189733b es un mundo que está muy lejos de ser habitable, pues:
Es un planeta gigante gaseoso (no es rocoso como la Tierra).
Es muy grande, tiene en torno a 1,15 veces la masa de Júpiter, por lo cual el eclipse dura 109 minutos.
Describe una órbita alrededor de la estrella cada 2,2 días, pues está situado a sólo 4,5 millones de km de la misma.
La temperatura atmosférica de HD 189733b es de unos 700 °C o superior, por lo que la gran cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera no puede condensarse para descender como lluvia ni formar nubes. La temperatura tendría que ser unas cinco veces más fría para que el vapor de agua pudiese convertirse en nubes o lluvia.
Sin embargo, esto no quiere decir que la atmósfera sea serena. El planeta está tan sólidamente aferrado por la gravedad de su estrella que el mismo hemisferio está siempre frente a ella, de modo que sólo se calienta un lado. Es probable que esto genere unos vientos feroces que soplarían desde el lado diurno hacia el nocturno. El conocimiento actual sobre este tipo de planetas no permite llegar a conclusiones firmes. Aunque al ser un gigante gaseoso el planeta queda descartado para la búsqueda de vida, los resultados que ofrece aumentan la esperanza de detectar agua en otros planetas rocosos, que los astrónomos esperan descubrir en un futuro próximo. Por otro lado, existen discrepancias con la información de Space.com, indicando la ausencia total de agua en su atmósfera, información fechada en febrero de 2007.

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TrES-1

11. TrES-1

2005 TrES-1 y HD 209458b: El 22 de marzo, dos grupos anunciaron la primera detección directa de luz emitida por exoplanetas, logrado con el Telescopio Espacial Spitzer. Estos estudios permiten el estudio directo de la temperatura y la estructura de las atmósferas planetarias. TrES-1 es un... Ver mas
2005
TrES-1 y HD 209458b: El 22 de marzo, dos grupos anunciaron la primera detección directa de luz emitida por exoplanetas, logrado con el Telescopio Espacial Spitzer. Estos estudios permiten el estudio directo de la temperatura y la estructura de las atmósferas planetarias.

TrES-1 es un planeta extrasolar, que orbita la estrella GSC 02652-01324 en la constelación de Lyra. Se encuentra a unos 500 años luz de la Tierra.
Debido a su masa y radio el planeta muy posiblemente sea un Planeta joviano, con una composición similar a la de Júpiter. Posee una temperatura superficial de unos 1060 K, debido a su gran proximidad con su estrella (se encuentra a sólo un 4% de la distancia que hay entre la Tierra y el Sol), por lo que se lo clasifica como un Júpiter caliente.
Fue descubierto el 24 de agosto de 2004, gracias al grupo de astrónomos Roi Alonso, Juan Antonio Belmonte y Hans Deeg del Instituto de Astrofísica de Canarias, mediante observaciones desde el observatorio de Las Cañadas del Teide, en Tenerife, España. Se usó el método de tránsitos, un método indirecto consistente en medir la luz que emite una estrella y estudiarla luego en busca de objetos que se atraviesen entre el punto de luz y el observador (provocando disminuciones en la intensidad de la luz de la estrella que llega hasta la Tierra). Gracias a este método no sólo puede saberse la existencia de cuerpos celestes, siempre que se encuentren en un plano orbital aproximado a la línea de visión desde la Tierra, sino que además puede obtenerse información sobre su composición, atmósfera, etc. Este planeta fue descubierto con un telescopio de tan solo 10 cm de diámetro, siendo el planeta extrasolar descubierto con un telescopio más pequeño hasta la fecha (agosto 2005). Además, ha sido el primer planeta con una estrella brillante descubierto mediante el método de tránsitos, lo cual ha convertido el TrES-1 en uno de los planetas extrasolares mejor conocidos en la actualidad. El 22 de marzo de 2005 NASA publicó observaciones de este objeto por parte del Telescopio espacial Spitzer determinando su albedo, 0,3 y su temperatura, algo que no se había realizado hasta la fecha.

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47 Ursae Majoris b

12. 47 Ursae Majoris b

1996 47 Ursae Majoris b: Este planeta similar a Júpiter fue el primer planeta de largo periodo descubierto, orbitando a 2,11 ua de la estrella con una excentricidad de 0,049. Hay un segundo compañero que orbita a 3,39 ua, con la excentricidad de 0,220 ± 0,028 y un periodo de 2190 ± 460 días... Ver mas
1996
47 Ursae Majoris b: Este planeta similar a Júpiter fue el primer planeta de largo periodo descubierto, orbitando a 2,11 ua de la estrella con una excentricidad de 0,049. Hay un segundo compañero que orbita a 3,39 ua, con la excentricidad de 0,220 ± 0,028 y un periodo de 2190 ± 460 días.
47 Ursae Majoris b es un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella similar al Sol: 47 Ursae Majoris. Posee un período orbital relativamente largo y una órbita casi circular. Dentro de su sistema, es el planeta más cercano a su estrella que se conoce. 47 Ursae Majoris b fue descubierto en 1996 y posee una masa de al menos 2,60 veces la de Júpiter. Como la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, 47 Ursae Majoris b fue descubierto mediante la detección de cambios en la velocidad radial de su estrella. Estas variaciones se atribuyen a la presencia de un planeta, cuya gravedad actúa sobre la estrella provocando que gire alrededor del centro de masas común del sistema. Los cambios de velocidad de 47 Ursae Majoris se infirieron a partir de la observación de modificaciones en sus líneas espectrales, producidas por el efecto Doppler.
51 Pegasi b fue el primer planeta extrasolar con órbita alrededor de una estrella similar al sol en ser descubierto. Motivados por dicho hallazgo, los astrónomos Geoffrey Marcy y R. Paul Butler buscaron signos de planetas extrasolares en sus datos experimentales. Pronto encontraron dos: 47 Ursae Majoris b y 70 Virginis b. El descubrimiento de 47 Ursae Majoris b fue anunciado en 1996.

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51 pegasi b

13. 51 pegasi b

1995 El 51 Pegasi b es un planeta extrasolar. El descubrimiento de este primer planeta extrasolar fue anunciado el 6 de octubre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz en la revista científica Nature, volumen 378, página 355, usando el método de velocidad radial en el Observatorio de Haute... Ver mas
1995
El 51 Pegasi b es un planeta extrasolar. El descubrimiento de este primer planeta extrasolar fue anunciado el 6 de octubre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz en la revista científica Nature, volumen 378, página 355, usando el método de velocidad radial en el Observatorio de Haute-Provence con el espectrógrafo ELODIE.
Tras el anuncio del descubrimiento su existencia fue confirmada por el Dr. Geoffrey Marcy de la San Francisco State University y el Dr. Paul Butler de la University of California, Berkeley usando el espectrógrafo Hamilton situado en el Observatorio Lick cerca de San Jose en California.2


La tendencia de la velocidad radial de 51 Pegasi que indica la presencia de un compañero invisible.
51 Pegasi b, abreviado 51 Peg b, fue denominado informalmente como Belerofonte. Tras su descubrimiento se confirmó su existencia a través de múltiples observaciones que han permitido conocer muchas de sus características. El método de detección fue el de las velocidades radiales que permite medir el producto de la masa del planeta por el seno del ángulo de inclinación orbital: m·sin (i) = 0.468 +/- 0.007 (medida en masas jovianas). Este método nos permite dar una cota inferior o masa mínima que debería tener el planeta. Las variaciones de velocidad radial tienen un amplitud de 59 m/s y muestran un periodo orbital de 4.239 ± 0.001 días. Se ha especulado mucho sobre la posible existencia de un compañero planetario de menor masa en órbitas más alejadas al punto de que 51 Pegasi esta clasificado como uno de los sistemas candidatos a albergar un planeta terrestre en la llamada franja de habitabilidad, que en este sistema, con una estrella tan parecida al Sol, se encuentra también entre 1 y 2 UA.


51 Pegasi b visto con el programma Celestia
A pesar de que inicialmente se planteó que podría tratarse de un cuerpo rocoso dado que las teorías de formación de los gigantes gaseosos prohibían su formación a tan cortas distancias hoy día se cree que un valor tan elevado de la masa es únicamente compatible con un gigante gaseoso tipo Júpiter).
El descubrimiento del primer planeta extrasolar constituyó un importante éxito de la investigación astronómica al mostrar a los astrónomos que planetas de tipo gigante podían existir en órbitas de corto periodo algo que hasta entonces no se consideraba. Una vez que se vio que tales planetas podían existir, se sucedió un reguero de descubrimientos de planetas similares. Actualmente 51 Pegasi pertenece a toda una categoría de planetas llamados Júpiteres calientes. Planetas como 51 Pegasi no son compatibles con los vigentes modelos de formación planetaria por lo que su descubrimiento incentivó el debate sobre las nuevas teorías de la migración planetaria según las cuales los planetas podrían a lo largo de su vida evolucionar sus órbitas pudiendo acercarse hacia su estrella mucho más cerca de donde originalmente se formaron. El replanteamiento de las tesis de formación y evolución planetaria aún prosigue hoy día con el descubrimiento de más mundos extraños con órbitas y masas más extremas si cabe.

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Alfa Centauri Bb

14. Alfa Centauri Bb

2012 Alfa Centauri Bb: Astrónomos europeos anunciaron el 16 de octubre que han descubierto un planeta con una masa similar a la de la Tierra orbitando una estrella en el sistema Alfa Centauri (el más cercano a la Tierra). También es el exoplaneta más ligero descubierto hasta el momento... Ver mas
2012
Alfa Centauri Bb: Astrónomos europeos anunciaron el 16 de octubre que han descubierto un planeta con una masa similar a la de la Tierra orbitando una estrella en el sistema Alfa Centauri (el más cercano a la Tierra). También es el exoplaneta más ligero descubierto hasta el momento alrededor de una estrella de tipo Sol. El planeta fue detectado utilizando el instrumento HARPS, instalado en el telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO, en Chile. Los resultados aparecerán online en la revista Nature, en su edición del 17 de octubre de 2012. El sistema contiene por lo menos un planeta del tamaño terrestre, con cerca de 113% de la masa terrestre,130 que orbita Alpha Centauri B, con un período de 3,236 días130 131 lo que lo hace ser el exoplaneta más cercano conocido a la Tierra. Orbitando a una distancia de 6 millones de kilómetros de la estrella,130 o el 4% de la distancia de la Tierra al Sol, el planeta tiene una temperatura superficial estimada de al menos 1500 K (aproximadamente 1200 C), demasiado caliente para ser habitable.
Alfa Centauri Bb es un exoplaneta que orbita la estrella Alfa Centauri B del sistema binario Alfa Centauri, en la constelación austral (sur) de Centaurus, ubicado a 4,37 años luz de la Tierra, aproximadamente 41,3 billones de kilómetros. La noticia de su descubrimiento se publicó el 16 de octubre de 2012 por el astrofísico portugués Xavier Dumusque y compañeros de la Universidad de Ginebra. Al momento de su descubrimiento es el exoplaneta conocido más cercano a la Tierra.
Astrónomos europeos anunciaron el 16 de octubre de 2012 que descubrieron un planeta con una masa similar a la de la Tierra orbitando una estrella en el sistema Alfa Centauri (el más cercano a la Tierra). También es el exoplaneta más ligero descubierto hasta el momento alrededor de una estrella de tipo Sol. El planeta fue detectado utilizando el instrumento HARPS, instalado en el telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO, en Chile. Los resultados fueron publicados en línea en la revista Nature, en su edición del 17 de octubre de 2012. El planeta cuenta con una masa de 113% la de la Tierra1 y un período de 3,236 días1 2 lo que lo hace ser el exoplaneta más cercano conocido a la Tierra. Orbitando a una distancia de 6 millones de kilómetros de la estrella,1 o el 4% de la distancia de la Tierra al Sol. Tiene una temperatura superficial estimada de al menos 1500 K (aproximadamente 1200 C), demasiado caliente para ser habitable.3 4 Se cree que dada la cercanía de Alpha Centauri Bb a su estrella, no sea el único planeta terrestre en el sistema.
El planeta no se encuentra en la zona habitable, se encuentra orbitando a su estrella a solo 0.04 UA y completando una órbita cada 3,236 días (3 días, 5 horas, 39 minutos, 24,5 segundos, ± 69 segundos). Al estar en una órbita tan cercana, el planeta posiblemente sufre un acoplamiento de marea. Tiene una masa de 1,13 veces la de la tierra. Aún no se ha descubierto su inclinación. No parece que la órbita del planeta esté desestabilizada por la influencia de la estrella Alpha Centauri A, a la que se acerca tanto como la distancia al radio de la órbita de Saturno
Como el tránsito del planeta no se puede ver desde la perspectiva terrestre, su tamaño y composición no pueden ser medidos en la actualidad, pero su masa indica que es un planeta terrestre. La temperatura en la superficie esta estimada en 1200 °C (~1,500 K), la cual esta por encima del punto de fusión de muchos magmas de silicato. En Venus, el planeta con más temperatura en la superficie del Sistema Solar, la temperatura es de 462 °C (735 K). Con esas altas temperaturas es extremadamente complicado que exista agua en estado líquido en su superficie. Con la suficiente presión atmosférica, posiblemente la partes del planeta que miran hacia la estrella están fundidas.
Los astrónomos ya han descartado la existencia de planetas del tamaño de Neptuno o mayores en el sistema Alpha Centauri. Sin embargo, debido a su proximidad, estabilidad y menor masa que el Sol, los astrónomos creen que Alpha Centauri B es uno de los mejores candidatos para la detección de un planeta similar a la Tierra por espectroscopía Doppler, el análisis estadístico de los resultados de la misión Kepler de la NASA indica que planetas de baja masa tienden a formarse como miembros de sistemas multi-planeta, por lo que el descubrimiento de Alpha Centauri Bb aumenta la probabilidad de nuevos planetas de baja masa en órbita alrededor de la misma estrella. Estos compañeros hipotéticos son propensos a tener mayores órbitas,2 y sería difícil de encontrar con los instrumentos actuales. El espectrómetro HARPS sólo puede detectar cambios en la velocidad radial de aproximadamente 30 centímetros por segundo, mientras que la influencia gravitacional de la Tierra en la velocidad radial del Sol es de sólo 9 centímetros por segundo. Un astrónomo en el sistema Alpha Centauri mirando hacia el Sol con este equipo no podría encontrar la Tierra. La detección de planetas adicionales en el sistema será más fácil cuando la próxima generación del espectrómetro de la ESO, ESPRESSO, entre en funcionamiento en 2017. ESPRESSO está específicamente diseñado para buscar planetas como la Tierra, y proporcionará mediciones de velocidad radial varias veces más precisas que las que se usaron para encontrar Alpha Centauri Bb.
De particular interés son los planetas en la zona habitable de Alpha Centauri B, que según una estimación se encuentran entre 0,5 y 0,9 UA.6 En 2009, las simulaciones por computadora mostraron que los planetas eran más propensos a formarse hacia el borde interior de la zona. Se requieren supuestos especiales para obtener un entorno de acreción más favorable más lejos de la estrella. Por ejemplo, si Alfa Centauri A y B se hubiesen formado inicialmente con una mayor separación y más tarde se hubiesen acercado el uno al otro, como podría ser posible si se hubiesen formado en un cúmulo denso, la región favorable a la formación planetaria podría extenderse más lejos.

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Upsilon Andromedae

15. Upsilon Andromedae

1999 Upsilon Andromedae: El primer sistema planetario múltiple en ser descubierto en torno a una estrella de secuencia principal. Contiene tres planetas, todos los cuales son similares a Júpiter. Los planetas b, c, d se anunciaron en 1996 y 1999, respectivamente. Sus masas son 0,687, 1,97, y 3... Ver mas
1999
Upsilon Andromedae: El primer sistema planetario múltiple en ser descubierto en torno a una estrella de secuencia principal. Contiene tres planetas, todos los cuales son similares a Júpiter. Los planetas b, c, d se anunciaron en 1996 y 1999, respectivamente. Sus masas son 0,687, 1,97, y 3,93 MJ; que orbitan a 0,0595, 0,830, y 2,54 ua, respectivamente.87 En 2007, sus inclinaciones se determinaron como no coplanares.

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Gamma Cephei Ab

16. Gamma Cephei Ab

1988 Gamma Cephei Ab: Las variaciones de velocidad radial de la estrella Gamma Cephei fueron anunciados en 1989, consistente con un planeta en una órbita de 2,5 años.80 Sin embargo la clasificación errónea de la estrella como una estrella gigante junto con una subestimación de la órbita de la... Ver mas
1988
Gamma Cephei Ab: Las variaciones de velocidad radial de la estrella Gamma Cephei fueron anunciados en 1989, consistente con un planeta en una órbita de 2,5 años.80 Sin embargo la clasificación errónea de la estrella como una estrella gigante junto con una subestimación de la órbita de la binaria Gamma Cephei que implicaba que la órbita del planeta sería inestable, llevó a que la existencia del planeta se considerase como un artefacto de la rotación estelar. El planeta no fue confirmado hasta el 2002.

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HD 10180

17. HD 10180

2010 HD 10180: El 24 de agosto, astrónomos que usan el instrumento HARPS de ESO, líder a nivel mundial han descubierto un sistema planetario con un máximo de siete planetas orbitando una estrella similar al Sol con al menos cinco planetas confirmados, y pruebas muy tentadoras de dos planetas... Ver mas
2010
HD 10180: El 24 de agosto, astrónomos que usan el instrumento HARPS de ESO, líder a nivel mundial han descubierto un sistema planetario con un máximo de siete planetas orbitando una estrella similar al Sol con al menos cinco planetas confirmados, y pruebas muy tentadoras de dos planetas más, uno de los cuales tendría la menor masa que se ha encontrado hasta ahora. Además, hay pruebas de que las distancias de los planetas desde su estrella siguen un patrón regular, esto también es visto en nuestro Sistema Solar.
HD 10180 es una estrella análoga solar que los científicos creen que al menos tiene siete planetas, y posiblemente hasta nueve.7 Convirtiéndolo en el sistema exoplanetario con más planetas hasta ahora descubierto. Superando a Kepler-11, 55 Cancri y al propio Sistema solar. Está a 127 años luz de distancia, en la constelación meridional de Hydrus.8 La masa y la metalicidad de HD 10180 son del 6% y el 20% mayores que los valores del Sol.
El sistema contiene cinco planetas como Neptuno (con las masas mínimas a partir de 12 a 25 veces la de la Tierra; con probabilidades de detección falsas de << 0.1%) en los radios orbitales de 0.06, 0.13, 0.27, 0.49 y 1.42 UA.9 Además, hay un planeta del tamaño similar a la tierra localizado en 0.02 UA (la masa mínima es de 1.4 veces la de Tierra; probabilidad de detección falsa de 1.4%).9
Se adiciona un planeta del tamaño de Saturno en 3.4 UA (la masa mínima es de 65 veces la de Tierra; probabilidad de detección falsa de 0.6%) considerado como confirmado por EPE.
Los posibles planetas no confirmados son dos Super Tierras, uno orbitando a 0.09 UA y el otro a 0.3 UA.
El sistema planetario no contiene planetas en resonancias medias de movimiento, aunque tiene un número de ratios cercanos de resonancias medias de movimiento orbital.9
Las ratios aproximados de los períodos de las órbitas adyacentes son (procedentes hacia el exterior): 1:5, 1:3, 1:3, 2:5, 1:5, 3:11. Los planetas fueron detectados utilizando el espectrógrafo HARPS usando la velocidad radial, en conjunto con el telescopio de 3,6 m de ESO en el observatorio de La Silla en Chile , Desde que la inclinación de las órbitas de los planetas no se conoce, sólo masas mínimas planetarias se pueden obtener en la actualidad.

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1RXS J160929.1-210524

18. 1RXS J160929.1-210524

1RXS J160929.1-210524: En septiembre, un objeto fue fotografiado en el infrarrojo a una separación de 330AU de esta estrella. Más tarde, en junio de 2010, el objeto fue confirmado como un planeta compañero de la estrella, en vez de un objeto de fondo alineado al azar. 1RXS J160929.1-210524 (GSC... Ver mas
1RXS J160929.1-210524: En septiembre, un objeto fue fotografiado en el infrarrojo a una separación de 330AU de esta estrella. Más tarde, en junio de 2010, el objeto fue confirmado como un planeta compañero de la estrella, en vez de un objeto de fondo alineado al azar.
1RXS J160929.1-210524 (GSC 06213-01358)1 es una estrella en la constelación del Escorpión situada a 470 años luz de distancia del Sistema Solar. De magnitud aparente +13,8 en banda B, es una joven estrella pre-secuencia principal perteneciente a la Asociación estelar Scorpius Superior (subgrupo de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus), cuya edad es de aproximadamente 5 millones de años.2
1RXS J160929.1-210524 es considerada un joven análogo solar con una masa de 0,85 masas solares y un radio de 1,35 radios solares. De tipo espectral K7V, su temperatura efectiva es de 4060 K.3 En 2008 se obtuvo una imagen de un posible planeta alrededor de 1RXS J160929.1-210524.
En 2008 se anunció que el astrónomo David Lafrenière y colaboradores, utilizando el Observatorio Gemini, tomaron imágenes de lo que parecía ser un planeta (designado 1RXS1609 b) en órbita alrededor de esta estrella. En ese momento no pudo establecerse si estaba gravitacionalmente ligado a la estrella, aunque las probabilidades de un alineamiento casual entre ambos cuerpos eran bastante pequeñas. Si efectivamente estaba ligado a 1RXS J160929.1-210524, era un planeta extrasolar muy alejado de la estrella, a 330 UA, unas 11 veces la distancia que separa a Neptuno del Sol. De hecho, la existencia de un planeta tan lejos de su estrella plantea un desafío a los modelos teóricos sobre formación planetaria. Posteriormente, en 2010, el movimiento propio común tanto de la estrella como del segundo objeto confirmaron que este último es un planeta.5 6 2 7 La masa estimada de 1RXS1609 b es unas 8 veces mayor que la de Júpiter y su temperatura superficial puede ser de 1800 K.

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HR 8799

19. HR 8799

2008 HR 8799: El 13 de noviembre, el mismo día que Fomalhaut b, el descubrimiento de tres planetas que orbitan HR 8799 fue anunciado. Esta fue la primera imagen directa de múltiples planetas. Christian Marois del Consejo Nacional de Investigación de Canadá del Instituto Herzberg de Astrofísica... Ver mas
2008
HR 8799: El 13 de noviembre, el mismo día que Fomalhaut b, el descubrimiento de tres planetas que orbitan HR 8799 fue anunciado. Esta fue la primera imagen directa de múltiples planetas. Christian Marois del Consejo Nacional de Investigación de Canadá del Instituto Herzberg de Astrofísica y su equipo utilizaron el telescopio Keck y Gemini en Hawái. Las imágenes de Gemini permitieron al equipo internacional hacer el descubrimiento inicial de dos de los planetas con los datos obtenidos el 17 de octubre del 2007. Luego, el 25 de octubre del 2007, y en el verano del 2008, el equipo confirmó este descubrimiento y encontraron un tercer planeta orbitando aún más cerca de la estrella con imágenes obtenidas por el telescopio Keck II. Una revisión de los datos antiguos, tomadas en el 2004 con el telescopio Keck II reveló que los tres planetas eran visibles en estas imágenes. Sus masas y la separación es de aproximadamente 10 MJ @ 24 ua, 10 MJ @ 38 ua y 7 MJ @ 68 ua.
HR 8799 (HD 218396 / HIP 114189 / GC 32209)1 es una estrella en la constelación de Pegaso. De magnitud aparente media +5,96, se encuentra a 129 años luz de distancia del Sistema Solar. En 2008 se anunció el descubrimiento de tres planetas extrasolares en órbita alrededor de esta estrella,2 siendo primer sistema planetario múltiple del que se obtuvo una imagen directa.3 Un cuarto planeta fue descubierto en 2010.
HR 8799 es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A5V con una temperatura efectiva entre 7170 y 7347 K.5 Su radio es un 60% más grande que el del Sol6 y tiene una luminosidad 4,9 veces mayor que la luminosidad solar.2 Gira sobre sí misma a una velocidad de rotación de 49 km/s,7 siendo éste un límite inferior, ya que el valor real depende de la inclinación de su eje respecto al observador terrestre. Con una masa un 50% mayor que la masa solar,3 su edad está en el rango comprendido entre 30 y 160 millones de años, siendo la mejor estimación de la misma 60 millones de años.
HR 8799 es una estrella variable que recibe la denominación V342 Pegasi. Está catalogada como variable Gamma Doradus1 —variables cuyas fluctuaciones de luminosidad son debidas a pulsaciones no radiales de su superficie— y como estrella Lambda Bootis —estrellas de Población I de baja metalicidad—.2 Es la única estrella clasificada simultáneamente como variable Gamma Doradus y estrella Lambda Bootis que además presenta un exceso en el infrarrojo procedente de un disco circumestelar.
HR 8799 presenta una abundancia relativa de hierro notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,55). El análisis espectroscópico revela que los contenidos de carbono y oxígeno son comparables a los solares pero muestra un empobrecimiento relativo de sodio y azufre. Esta pauta es característica de las estrellas Lambda Bootis, que muestran una abundancia relativamente alta de elementos ligeros —carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre— en comparación a elementos más pesados, aunque el contenido de azufre en estas estrellas es a veces inferior al solar.
En 2008, un equipo del Instituto Herzberg de Astrofísica de Canadá anunció la observación directa de tres planetas alrededor de HR 8799 utilizando los telescopios Keck y Gemini situados en Hawaii.9 10 La baja luminosidad de los objetos, junto a la edad estimada del sistema, implica que la masa de los planetas está comprendida entre 5 y 13 veces la masa de Júpiter.2 11 Los planetas orbitan la estrella en la misma dirección y probablemente en el mismo plano, lo que es consistente con su formación dentro de un disco circumestelar.3 Un cuarto planeta más interno, descubierto en 2010, completa el sistema de HR 8799. Este sistema planetario representa un desafío para los actuales modelos de formación planetaria, ya que ninguno de ellos puede explicar la formación in situ de los cuatro planetas.

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TrES-4

20. TrES-4

2007 TrES-4: El exoplaneta del diámetro más grande y de la más baja densidad hasta la fecha, TrES-4 tiene 1,7 veces el diámetro de Júpiter, pero sólo 0,84 veces su masa, dándole una densidad de sólo 0,2 gramos por centímetro cúbico, aproximadamente la misma densidad que la madera balsa. Órbita... Ver mas
2007
TrES-4: El exoplaneta del diámetro más grande y de la más baja densidad hasta la fecha, TrES-4 tiene 1,7 veces el diámetro de Júpiter, pero sólo 0,84 veces su masa, dándole una densidad de sólo 0,2 gramos por centímetro cúbico, aproximadamente la misma densidad que la madera balsa. Órbita a su primaria de cerca y es por tanto muy caliente, pero el calentamiento estelar por sí solo no parece explicar su gran tamaño.
TrES-4 es un exoplaneta descubierto en 2007 por la Trans-Atlantic Exoplanet Survey utilizando el método tránsito. Se encuentra a 1.400 años luz de la constelación de Hércules.3
TrES-4 órbita en torno a su estrella primaria cada 3,6 días y la eclipsa cuando se lo ve desde la Tierra. Tiene al menos 0,84 veces la masa de Júpiter pero tiene un diámetro 1,7 que el de Júpiter, dándole una densidad de 0,23 gramos por cm3. Esto hace al TrES-4 tanto el planeta más grande y el planeta con la menor densidad en el momento de su descubrimiento.3
El radio orbital de este gigante gaseoso es de 7,2 millones de kilómetros (un 4.9% de la distancia de la Tierra al Sol), dándole una temperatura superficial de unos 1700 K, por lo que se clasifica como un Júpiter caliente. Esto, sin embargo, no explica la poca densidad del planeta. Tampoco se sabe por qué TrES-4 es tan masivo. La causa probable es la proximidad a una estrella primaria 3 o 4 veces más luminosa que el Sol.3
La estrella primaria de TrES-4, llamada GSC 02620-00648, es 1,2 veces más grande que el Sol. Se ha agotado el hidrógeno en su núcleo y ha comenzado a convertirse en una gigante roja; se espera que en menos de mil millones de años absorba a TrES-4.3

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OGLE-2005-BLG-390Lb

21. OGLE-2005-BLG-390Lb

2006 OGLE-2005-BLG-390Lb: El 25 de enero, el descubrimiento de OGLE-2005-BLG-390Lb fue anunciado. Este es el más distante y probablemente el más frío exoplaneta encontrado hasta la fecha. Se cree que órbita una estrella enana roja a alrededor de 21.500 años luz de la Tierra, hacia el centro de... Ver mas
2006
OGLE-2005-BLG-390Lb: El 25 de enero, el descubrimiento de OGLE-2005-BLG-390Lb fue anunciado. Este es el más distante y probablemente el más frío exoplaneta encontrado hasta la fecha. Se cree que órbita una estrella enana roja a alrededor de 21.500 años luz de la Tierra, hacia el centro de la Vía Láctea. Fue descubierto usando un micro-lente gravitatorio, y se estima que tienen una masa de 5,5 veces la de la Tierra. Antes de este descubrimiento, de los pocos exoplanetas conocidos con masas relativamente reducidas sólo se habían descubierto en órbitas muy cercanas a sus estrellas madre pero este planeta se estima que tiene una separación relativamente amplia de 2,6 ua de su estrella madre.
OGLE-2005-BLG-390Lb es un planeta extrasolar que orbita la estrella OGLE-2005-BLG-390L, situada a 20.000 años luz [1] de la Tierra, en la constelación de Sagitario, cerca del centro de la Vía Láctea. En el momento del descubrimiento era el exoplaneta más parecido a la Tierra. El descubrimiento del planeta por PLANET/RoboNet (Probing Lensing Anomalies NETwork/Robotic Telescope Network), OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) y MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) fue anunciado el 25 de enero de 2006. Fue descubierto en los observatorios de ESO en Chile.

OGLE-2005-BLG-390Lb orbita alrededor de una estrella enana roja a una distancia de 2,5 UA, aproximadamente unos 380 millones de kilómetros, algo menos que la distancia entre Júpiter y el Sol. Hasta este descubrimiento, no se había encontrando ningún planeta extrasolar a mayor distancia de 0,15 UA de su estrella. El planeta tiene un tiempo de traslación de unos 10 años terrestres.
Se ha estimado que la masa del planeta es sobre cinco veces la de la Tierra (con un factor de incertidumbre de dos). Algunos astrónomos han especulado que puede tener un núcleo rocoso como el terrestre, con una atmósfera tenue. La distancia a la estrella, y la relativa temperatura baja de ésta, da como temperatura superficial del planeta alrededor de los 53 K o -220 °C. Si es un mundo rocoso, esta temperatura dejaría a sustancias volátiles, como el amoníaco, metano y nitrógeno, convertidos en sólidos por congelación.
Michael Turner, director auxiliar para el directorio de ciencias físicas y matemáticas de la National Science Foundation, ha dicho que "el equipo ha descubierto el planeta más parecido a la Tierra" [2]. Anterior a este descubrimiento, el más pequeño de los planetas extrasolares (Gliese 876 d) tenía 7,5 veces la masa terrestre.

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OGLE-2006-BLG-109L b

22. OGLE-2006-BLG-109L b

2008 OGLE-2006-BLG-109Lb y OGLE-2006-BLG-109Lc: El 14 de febrero, el descubrimiento del, hasta ahora, sistema planetario más similar al sistema Júpiter-Saturno fue anunciado, con las proporciones de la masa, la distancia a su estrella y tiempo orbital similar a la de Júpiter-Saturno. Esto puede... Ver mas
2008
OGLE-2006-BLG-109Lb y OGLE-2006-BLG-109Lc: El 14 de febrero, el descubrimiento del, hasta ahora, sistema planetario más similar al sistema Júpiter-Saturno fue anunciado, con las proporciones de la masa, la distancia a su estrella y tiempo orbital similar a la de Júpiter-Saturno. Esto puede ser importante para la posible vida en un sistema solar como Júpiter y Saturno tienen un efecto estabilizador de la zona habitable barriendo grandes asteroides de la zona habitable.
OGLE-2006-BLG-109Lb es un planeta extrasolar con una masa calculada de 0.71 veces la de Júpiter, que orbita la estrella OGLE-2006-BLG-109L. El planeta fue detectado utilizando la técnica de microlente gravitacional en 2008 en un esfuerzo común de OGLE, microFUN, MOA, PLANET y RoboNet.
El planeta forma un sistema planetario con OGLE-2006-BLG-109Lc, y es el primero descubierto que tiene razones de masa similares a las encontradas entre Júpiter y Saturno,1 lo que lo hace el sistema conocido más similar al sistema solar. Debido a su distancia, no es posible, con la tecnología actual, detectar la presencia de planetas interiores de masas muy menores a la de Júpiter.

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Fomalhaut b

23. Fomalhaut b

2008 Fomalhaut b: El 13 de noviembre, la NASA y el Laboratorio Nacional Lawrence Livermore anunciaron el descubrimiento de un planeta extrasolar que orbita justo dentro del anillo de escombros de la estrella de la clase A Fomalhaut (alfa Austrini Piscis). Este fue el primer planeta extrasolar... Ver mas
2008
Fomalhaut b: El 13 de noviembre, la NASA y el Laboratorio Nacional Lawrence Livermore anunciaron el descubrimiento de un planeta extrasolar que orbita justo dentro del anillo de escombros de la estrella de la clase A Fomalhaut (alfa Austrini Piscis). Este fue el primer planeta extrasolar, en ser directamente fotografiado por un telescopio óptico.115 La masa de Fomalhaut b se estima en 3 veces la masa de Júpiter.116 117 Sobre la base del brillo inesperado del planeta en longitudes de onda visibles, el equipo del descubrimiento sospecha que está rodeado por su propio disco grande o anillo que puede ser un sistema de satélites en el proceso de formación.
Fomalhaut b es un planeta extrasolar que orbita la estrella Fomalhaut a una distancia aproximada de 18 UA dentro de su disco de escombros.1 El sistema Fomalhaut se halla a 25 años luz de la Tierra, en la constelación Piscis Austrinus.2 Fomalhaut b el primer exoplaneta en ser observado directamente, dentro del espectro visible, luego de ocho años de intentos por señalar su posición.3
La existencia del planeta había sido predicha en 2005 a partir de la deformación observada en el cinturón de escombros, el cual no estaba centrado en la estrella. No obstante, el planeta no pudo ubicarse sino hasta mayo de 2008, después de que Paul Kalas lo distinguiese entre las fotografías del Telescopio espacial Hubble tomadas en 2004 y 2006.3 Kalas afirmó que «fijar la mirada en un planeta que nunca antes fue visto es una experiencia profunda e irresistible. A fines de mayo casi tuve un infarto cuando confirmé que Fomalhaut b orbita su estrella padre».3 La NASA publicó una fotografía tomada por el Telescopio espacial Hubble el 13 de noviembre de 2008. En esa imagen, el disco de escombros puede observarse como una banda externa brillante y ovalada, mientras que los objetos apreciables dentro de la banda representan al ruido de la luz estelar diseminada.4 Se cree que Fomalhaut b es el objeto con menor masa y más frío que se haya podido encontrar fuera de nuestro Sistema Solar.5 Su existencia se dedujo en 2005 a causa de su influencia sobre el cinturón de polvo de Fomalhaut; dicho cinturón no está centrado en la estrella y tiene un límite interno mucho más agudo de lo habitualmente esperable.6
Se calcula que el planeta tiene un tamaño aproximado al de Júpiter;3 además, su masa máxima sería de tres veces la de Júpiter y es muy probable que sea de dos o menos.6 Se encuentra a 115 UA de su estrella (un afelio 20% mayor que el de Eris), lo que equivale a un período orbital de 872 años terrestres.3 (aun así, la estrella Formalhaut al ser 16 veces más luminosa que nuestro Sol sería vista tan brillante desde Formalhaut b como lo es el Sol visto desde Neptuno -debido a la Ley de la inversa del cuadrado-). También se cree que, por el brillo de su luz visible y lo bajo de su radiación infrarroja, tendría anillos planetarios mucho más grandes que los de Saturno.

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Mu Arae c

24. Mu Arae c

2004 Mu Arae c: En agosto, un planeta que orbita Mu Arae, con una masa de aproximadamente 14 veces la de la Tierra fue descubierto con el espectrógrafo HARPS del Observatorio Europeo del Sur. Dependiendo de su composición, es el primer publicado "Neptuno caliente" o "súper-Tierra" Mu Arae c... Ver mas
2004
Mu Arae c: En agosto, un planeta que orbita Mu Arae, con una masa de aproximadamente 14 veces la de la Tierra fue descubierto con el espectrógrafo HARPS del Observatorio Europeo del Sur. Dependiendo de su composición, es el primer publicado "Neptuno caliente" o "súper-Tierra"
Mu Arae c (también conocido como HD 160691 c) es el segundo planeta extrasolar que se descubrió en órbita alrededor de la estrella subgigante amarilla Mu Arae. Situado en la constelación de Ara, a una distancia aproximada de 49,8 años luz de la Tierra, Mu Arae c es el primer planeta en distancia desde su estrella de los cuatro planetas conocidos que componen el sistema planetario. Su descubrimiento fue anunciado el 25 de agosto de 2004.

Ninguno de los cuatro planetas que orbitan Mu Arae son visibles desde la Tierra por medios directos basados en la tecnología disponible actualmente; todos ellos fueron hallados mediante el estudio de la velocidad radial de su estrella. El descubrimiento de Mu Arae c se realizó con la ayuda del espectrómetro HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, en inglés; Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión, en español), en el European Southern Observatorydel Observatorio de La Silla, Chile.1 2 Los datos que revelaron la presencia del planeta fueron reunidos mediante las observaciones efectuadas durante ocho noches en junio de 2004.

La órbita del planeta se halla muy cercana a Mu Arae, por lo que logra completarla cada 9,6 días.2 Al momento del descubrimiento se creyó que su masa mínima era de sólo 14 veces la de la Tierra,3 aunque análisis posteriores han establecido que su masa equivale a 10,5 veces la masa terrestre.2
Suponiendo que su masa verdadera sea similar a la de Neptuno y Gliese 436 b, en teoría el tamaño máximo de un planeta terrestre sería de 14 veces el de la Tierra. Es posible que se haya formado un planeta rocoso de este tamaño, ya que Mu Arae cuenta con una metalicidad superior a la de nuestro Sol. Además, se cree que se habría formado dentro de la «línea de nieve» del sistema, a 3,2 UA.3 No obstante, las distintas hipótesis de creación del sistema coinciden en que el planeta luego habría atraído grandes cantidades de elementos volátiles antes de que su estrella pudiese eliminar el hielo, por lo que ahora tendría un núcleo de tan sólo 6 veces la masa terrestre.4 Posiblemente, dicho núcleo se encuentre envuelto en el suficiente hielo caliente y gases para que el comportamiento del planeta se asemeje más al de Neptuno.
μ Arae c se halla demasiado lejos de su estrella para estar sujeto a eyecciones de masa coronal. Existen desacuerdos dentro de la comunidad científica con respecto a si se trata o se trató de un Neptuno caliente en cuanto a su masa (Lammer);5 o si podría haberse desarrollado a partir de un gigante gaseoso, perdiendo la mayoría de su masa en el proceso (Baraffe). En el caso de tratarse de un gigante gaseoso «erosionado», su estrella habría transformado a Mu Arae c a partir de un protoplaneta de gran tamaño que habría tenido entre 20 veces la masa de la Tierra y la mitad de la masa de Júpiter. Si la última suposición fuese la correcta, su radio actual sería de unas 0,6 veces el de Júpiter.4
Debido a su proximidad a Mu Arae, la temperatura del planeta debe ser alta. Sus descubridores optaron por un albedo de 0,35 (algo más leve que otros albedos elegidos para calcular la temperatura de Júpiteres calientes como, por ejemplo, tau Boötis b. Posiblemente, esto se deba a que los descubridores suponen que el planeta se trata de una Súper-Tierra de silicato desprovista de nubes y una atmósfera espesa con dispersión de Rayleigh. De ser así, la temperatura en la superficie rondaría los 900 K.3 Siguiendo un esquema de Sudarsky tipo III o IV con nubes oscuras y/o una atmósfera espesa (que es lo más probable), la temperatura serìa mucho mayor.
Las posibilidades de que en este planeta exista vida tal como la conocemos son extremadamente bajas.

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Kepler-22b

25. Kepler-22b

2011 Kepler-22b: Se anunció el 5 de diciembre. Por el momento, se desconoce la composición de su masa y superficie. Si su densidad fuera parecida a la de la Tierra (5,515 g/cm3) su masa equivaldría a la de 13,8 Tierras, mientras que la gravedad de la superficie sería 2,4 veces mayor que la de... Ver mas
2011
Kepler-22b: Se anunció el 5 de diciembre. Por el momento, se desconoce la composición de su masa y superficie. Si su densidad fuera parecida a la de la Tierra (5,515 g/cm3) su masa equivaldría a la de 13,8 Tierras, mientras que la gravedad de la superficie sería 2,4 veces mayor que la de nuestro planeta. Si el planeta Kepler-22b tuviera la densidad del agua (1 g/cm3) entonces su masa sería 2,5 veces la de la tierra y su gravedad sería de 0,43 veces la nuestra. Todos estos datos combinados hacen suponer que, hasta la fecha, este planeta es el mejor candidato para poder poseer vida. Si a su masa y temperatura le sumamos la existencia de agua, se darían todas las premisas para que los elementos biológicos hicieran su aparición aunque, de momento y hasta tener nuevas pruebas, únicamente hablamos de suposiciones.
Kepler-22b es el primer exoplaneta (planeta extrasolar) encontrado en la denominada zona habitable (la región alrededor de una estrella en la que un planeta podría tener agua líquida). Por esa razón, hipotéticamente podrían darse en él las condiciones necesarias para albergar vida, tales como la propia existencia de agua y una temperatura y atmósfera adecuadas. Fue descubierto por el telescopio espacial Kepler. El planeta se encuentra a seiscientos años luz de distancia de la Tierra, tiene 2,4 veces su radio y orbita su estrella (Kepler-22) en 289 días.
El descubrimiento fue anunciado el día 5 de diciembre de 2011.4 El planeta fue originalmente descubierto en el tercer día de las operaciones científicas de Kepler, a mediados de 2010. El tercer tránsito fue detectado a finales de 2010. La información adicional fue proporcionada por el telescopio espacial Spitzer y observaciones terrestres. El radio del planeta es aproximadamente 2 veces el radio de la Tierra, está ubicado a 600 años luz de la Tierra, y orbita alrededor de la estrella tipo G Kepler 22.
Por el momento, se desconoce la composición de su masa y superficie.4 5 Si su densidad fuera parecida a la de la Tierra (5515 g/cm3) su masa equivaldría a la de 13,8 Tierras,calc 1 mientras que la gravedad de la superficie sería 2,4 veces mayor que la de nuestro planeta.calc 2 Si el planeta Kepler-22b tuviera la densidad del agua (1 g/cm3) entonces su masa sería 2,5 veces la de la tierracalc 3 y su gravedad sería de 0,43 veces la nuestra.calc 4 El planeta podría entrar a la categoría de los planetas conocidos como supertierras dependiendo de cual sea finalmente su masa.
La distancia de Kepler-22b a su estrella madre es un 15% menor que la distancia de la tierra al del Sol, pero la luminosidad (emisión de luz) de la estrella de Kepler-22b es un 25% menor que la del Sol.4 6 La combinación de una distancia menor a la estrella y una menor intensidad de los rayos emitidos por ésta hace suponer que, si el planeta no tiene atmósfera (caso improbable), la temperatura de su superficie será de unos -11 °C, mientras que si dispone de una atmósfera similar a la terrestre, la temperatura media del planeta estaría en unos 27 °C. Si la atmósfera causa un efecto invernadero similar en magnitud a la de la Tierra, el planeta tendría un temperatura de superficie de 22° C.4 5
Con dos veces el tamaño de la Tierra, Kepler 22b es considerablemente más grande que ella, y quizás tenga una composición diferente. Por ejemplo, el nuevo planeta quizás no sea una supertierra, sino que se parecería a Neptuno, que es principalmente un océano con una pequeña roca nuclear. Sin embargo, Natalie Batalha, una de las científicas en el proyecto, especuló: «Esto no va más allá de la posibilidad de que la vida pudiera existir en un (planeta) océano».

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COROT-7b

26. COROT-7b

2009 COROT-7b: El 3 de febrero, la Agencia Espacial Europea anunció el descubrimiento de un planeta que orbita la estrella COROT-7. Aunque el planeta orbita su estrella a una distancia inferior a 0,02 ua, su diámetro se estima en alrededor de 1,7 veces la de la Tierra, por lo que es la más... Ver mas
2009
COROT-7b: El 3 de febrero, la Agencia Espacial Europea anunció el descubrimiento de un planeta que orbita la estrella COROT-7. Aunque el planeta orbita su estrella a una distancia inferior a 0,02 ua, su diámetro se estima en alrededor de 1,7 veces la de la Tierra, por lo que es la más pequeña súper-Tierra medida. Debido a la extrema cercanía con su estrella madre, se cree que tiene una superficie fundida a una temperatura de 1000-1500 °C.119 Fue descubierto por el satélite COROT francés.
COROT-7b (antes llamado COROT-Exo-7b)4 5 es un planeta extrasolar que orbita alrededor de la estrella no identificada COROT-7. Fue detectado en 2009 por el satélite COROT. Era, en ese momento, el planeta extrasolar más pequeño detectado, con un diámetro 1,7 veces el de la Tierra. Se estima que su masa está entre 5,6 y 11 masas terrestres4 lo que lo convierte en un planeta rocoso.6 Orbita muy cerca de su estrella, con un periodo orbital de exactamente 20 horas, 29 minutos y 9,7 segundos. La estrella, en la constelación Monoceros, está a 490 años-luz (150 parsecs) de distancia y es algo más pequeña que el Sol. El espectrógrafo HARPS se utilizó posteriormente para medir la masa de COROT-7b mediante el método de velocidad radial, dando un resultado de alrededor de 4,8 masas terrestres, dándole una densidad de 5.6 ± 1.3 g cm−3, similar al de la Tierra.2 A partir de esto, se concluyó que el planeta no está compuesto de hierro puro. La composición probable es predominantemente rocosa, similar a la Tierra, pero con menos hierro y / o más agua, debido a una compresión mayor.2 Su órbita es muy cercana a su estrella (1/23 la distancia del Sol a Mercurio).7
El 24 de agosto de 2009 se anunció el descubrimiento de un segundo planeta orbitando en torno a COROT-7, al que se ha denominado COROT-7c.
COROT-7b fue detectado al observar un cambio del brillo de su estrella madre, debido a un paso del planeta por delante de su estrella (mirando desde la Tierra). La medición con exactitud de la diferencia de brillo, junto con una estimación del tamaño de la estrella, permite calcular el tamaño del planeta.
El descubrimiento de COROT-7b fue anunciado el 3 de febrero de 2009, durante el COROT Symposium 2009 en París.8 El descubrimiento será publicado en una edición especial de la revista Astronomy and Astrophysics, dedicada a los resultados del programa COROT.
El proyecto COROT ha intentado confirmar el descubrimiento con el espectrógrafo HARPS pero no ha tenido éxito por culpa de la actividad estelar. Se ha considerado que nuevos intentos de confirmación están fuera de las capacidades de los telescopios terrestres, se ha solicitado y obtenido tiempo de observación en el Telescopio espacial Spitzer.10 11 El espectrógrafo HARPS se utilizó posteriormente para confirmar su existencia.
El planeta tiene una temperatura en la superficie muy elevada, entre 1800 y 2600 °C.2 Debido a esto, es probable que esté recubierto de lava o vapor de agua.3 Todavía se está investigando acerca de su composición y densidad, aunque ya se baraja la posibilidad de que sea rocoso como la Tierra. También podría pertenecer a una clase de planetas que se cree están formados casi a partes iguales de roca y vapor de agua.3 Otra teoría sugiere que CoRoT-7b podría ser un planeta ctónico (los restos de un planeta gaseoso que ha perdido la mayor parte de su masa original por la proximidad de su estrella).
Los científicos también consideran la posibilidad de que sea un planeta oceánico, un tipo de planeta cuya existencia todavía no se ha probado. Teóricamente, este tipo de planetas estarían inicialmente cubiertos parcialmente de hielo y posteriormente se irían acercando a su estrella, lo que derretiría el hielo y cubriría el planeta de líquido.3
Con un período orbital de sólo 20 horas, tiene la órbita más pequeña de los planetas extrasolares descubiertos hasta entonces (marzo de 2009).6
Según Suzanne Aigrain, investigadora de la Universidad de Exeter y miembro del equipo COROT, el planeta se parece más a la Tierra que cualquiera de los previamente descubiertos y probablemente tiene una superficie sólida, en algún punto.6
Cualquier desviación de la circularidad de su órbita (debido a la influencia de la estrella y los planetas vecinos) podría generar una intensa actividad volcánica similar a la de Io a través del calentamiento por marea.Este planeta fue modelado teniendo convección en el manto con un pequeño núcleo de no más de 15% de la masa del planeta, o 0,7 M⊕. El manto inferior por encima del límite entre el núcleo y el manto tiene una más lenta convección que el manto superior debido a que la mayor presión hace que los líquidos sean más viscosos. La temperatura de la convección del manto superior es diferente de un lado del planeta al otro con las diferencias de temperatura lateral descendente de hasta varios cientos de kelvins. Sin embargo, la temperatura de la surgencia no se ve afectado por el hundimiento y las variaciones de temperatura de la superficie. En el lado diurno del planeta permanente bloqueado por marea, donde la temperatura de la superficie es caliente por que continuamente esta frente a su sol, la superficie forma parte de la convección, que es la evidencia de que toda la superficie de este hemisferio este cubierto en océanos de lava. En el permanente lado nocturno, la superficie es lo suficientemente fría como para la formación de la corteza con piscinas de lava por encima de la convección del manto con un intenso vulcanismo. El lado diurno del planeta, posee mayores células de convección que el lado nocturno.

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HD 156668 b

27. HD 156668 b

2010 HD 156668 b: El 7 de enero, un segundo planeta menos masivo fue descubierto por el método de velocidad radial alrededor de una estrella con la segunda menor oscilación estelar de 2,2 m/s. Este planeta tiene una masa 3,1 veces la masa terrestre, que es cerca del doble de la masa de Gliese... Ver mas
2010
HD 156668 b: El 7 de enero, un segundo planeta menos masivo fue descubierto por el método de velocidad radial alrededor de una estrella con la segunda menor oscilación estelar de 2,2 m/s. Este planeta tiene una masa 3,1 veces la masa terrestre, que es cerca del doble de la masa de Gliese 581 e y orbita la estrella a una distancia de 0,0211 ua.

HD 156668 b es un planeta extrasolar que orbita la estrella HD 156668 a 78,5 años luz de distancia en la constelación de Hércules.
La masa mínima de este planeta es 4,15 veces la masa de la Tierra, y en el momento de ser descubierto era el segundo planeta menos masivo (tras el Gliese 581 e) descubierto por el método de la velocidad radial.

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PH1

28. PH1

2011 Kepler-64b El planeta fue descubierto por dos astrónomos aficionados pertenecientes al proyecto Planet Hunters. Confirmado en el 2012 PH1 (abreviatura de "Planet Hunters 1"), o su designación oficial de la NASA Kepler-64b,5 es un planeta extrasolar encontrado en una órbita circumbinaria... Ver mas
2011
Kepler-64b El planeta fue descubierto por dos astrónomos aficionados pertenecientes al proyecto Planet Hunters. Confirmado en el 2012
PH1 (abreviatura de "Planet Hunters 1"), o su designación oficial de la NASA Kepler-64b,5 es un planeta extrasolar encontrado en una órbita circumbinaria en el sistema estelar cuádruple Kepler-64. El planeta fue descubierto por dos astrónomos aficionados pertenecientes al proyecto Planet Hunters, quienes utilizaron información suministrada por el telescopio espacial Kepler, contando con la asistencia de un equipo de astrónomos internacionales de la Universidad de Yale. El descubrimiento fue anunciado el 15 de Octubre de 2012.6 7 Este es el primer tránsito planetario conocido en un sistema estelar cuádruple,4 8 el primer planeta descubierto en un sistema estelar de las mencionadas características y el primer planeta confirmado descubierto por PlanetHunters.org.
Kian Jek, oriundo de San Francisco, y Robert Gagliano, de Cottonwood, Arizona, vieron la firma del planeta en los datos del Kepler, la cual fue informada a través del programa PlanetHunters.org dirigido por el Dr. Chris Lintott, de la Universidad de Oxford.7 Kian Jek vio por primera vez una caída en el brillo del sistema estelar que indicaba un tránsito en mayo de 2011. JKD reportó una segunda. Robert Gagliano realizó una búsqueda sistemática, confirmó la segunda caída y encontró que una tercera en febrero de 2012. Haciendo uso de esa información, Kian predijo otro tránsito y la encontró.1 Al momento del descubrimiento, era el sexto planeta con órbita circumbinaria.
El planeta gigante es similar a Neptuno en tamaño, alrededor de 20-55 masas terrestres. Posee un radio 6.2 veces el de la tierra. El sistema estelar se encuentra a una distancia de 5000 año luz.2 3 7 10 El planeta orbita a una estrella binaria, acompañado de un par más distante, conformando así el sistema estelar cuádruple que figura en el catálogo Kepler bajo la denominación KIC 4862625, también conocido bajo la designación Kepler-64. El sistema binario cercano (Aa + Ab) al cual orbita el planeta, tiene un periodo orbital de 20 días y forman una binaria eclipsante.1 Estas dos estrellas son (Aa), una enana de tipo espectral F con 1.5 [[M☉]] y (Ab), una enana de tipo espectral M de 0.41 [[M☉]], las que encuentran separadas a una distancia de 1000 UA1 2 3 4 El planeta orbita este par binario con un período orbital de 138.3 días. El par binario distante (Ba+Bb) tiene una separación entre estrellas de 60 UA y está compuesto por (Ba), una enana de tipo espectral G con una masa equivalente a 0.99 masas solares y (Bb), una enana de tipo espectral M con una masa equivalente a 0.51 masas solares. El sistema estelar cuádruple tiene una edad estimada en 2000 millones de años2 y está situado en ascensión recta 19h 52m 51.624s declinación +39° 57′ 18.36″, también dispone de una entrada en el catálogo 2MASS de 2MASS 19525162+3957183

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HD 40307

29. HD 40307

2008 HD 40307: El 16 de junio Michel Mayor, anunció un sistema planetario confirmado, con tres súper-Tierras orbitando esta estrella de tipo K. Sus masas son de entre 4 y 9 masas de la Tierra y con períodos de 4 a 20 días. Se especula que este podría ser el primer sistema multi-planetario sin... Ver mas
2008
HD 40307: El 16 de junio Michel Mayor, anunció un sistema planetario confirmado, con tres súper-Tierras orbitando esta estrella de tipo K. Sus masas son de entre 4 y 9 masas de la Tierra y con períodos de 4 a 20 días. Se especula que este podría ser el primer sistema multi-planetario sin ningún tipo de gigantes gaseosos conocidos. Sin embargo, en un estudio del 2009 de las estabilidades dinámicas e interacciones de marea entre los planetas y su estrella indica que los tres planetas son gaseosos.112 Los tres fueron descubiertos por el espectrógrafo HARPS en La Silla, Chile.113 Estos tres mundos estaban entre los siete primeros confirmados de un grupo de 45 candidatos a planetas detectados por el espectrógrafo HARPS el 28 de mayo de 2008. Los descubrimientos representan un importante aumento en el número conocido de súper-Tierras. Basados en esto, ahora los astrónomos sugieren que tales planetas de baja masa pueden superar numéricamente a los planetas similares a Júpiter por 3 a 1. Si bien se necesitan más datos para confirmar a los restantes candidatos, algunos medios de comunicación recogieron la noticia.

HD 40307 es una estrella enana naranja que se encuentra a unos 42 años luz de la Tierra, en la constelación de Pictor. La masa de la estrella resulta ser algo menor que la del Sol.1 A fecha de 2012 se ha descubierto que alrededor de la estrella orbitan al menos seis planetas extrasolares.
En junio de 2008, la European Southern Observatory (ESO) anunció el descubrimiento de tres "Súper-Tierras" que orbitaban alrededor de la estrella. Los tres planetas fueron descubiertos con el método de la velocidad radial, usando el espectrógrafo HARPS, situado en Chile.3
En 2012, se descubrieron otros tres planetas más orbitando HD 40307, uno de ellos, HD 40307 g, es una supertierra con un periodo orbital de aproximadamente 200 días, su masa es al menos siete veces la de la Tierra y lo más probable es que gire sobre su propio eje mientras orbita alrededor de su estrella, por lo que podría tener un ciclo diurno y nocturno al igual que nuestro planeta. Según Anglada-Escudé, "la estrella HD 40307 es una estrella enana perfectamente tranquila, por lo que no hay ninguna razón por la que este planeta no pueda tener un clima parecido al de la Tierra", y puede que posea agua en estado líquido en su superficie.4 5 6 7
Todos los planetas poseen una masa mucho mayor que la de la Tierra, pero con la tecnología actual, encontrar planetas del tamaño de la Tierra resulta muy poco probable, sin embargo, la presencia de supertierras sugiere que el descubrimiento de mundos como el nuestro se trata sólo de cuestión de tiempo.

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HD 149026 b

30. HD 149026 b

2005 HD 149026 b: El 1 de julio, un planeta con el mayor núcleo conocido fue anunciado. El planeta, HD 149026 b, orbita la estrella HD 149026, y tiene un núcleo que se estimó entonces en 70 masas terrestres (hasta el 2008, 80-110), representando al menos dos tercios de la masa del planeta. HD... Ver mas
2005
HD 149026 b: El 1 de julio, un planeta con el mayor núcleo conocido fue anunciado. El planeta, HD 149026 b, orbita la estrella HD 149026, y tiene un núcleo que se estimó entonces en 70 masas terrestres (hasta el 2008, 80-110), representando al menos dos tercios de la masa del planeta.
HD 149026 b, es un planeta extrasolar, que orbita la estrella HD 149026. Es excepcional por poseer un núcleo planetario muy grande, y también por su elevada temperatura superficial, calculada en torno a 2.300 kelvin.

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HR 8799 c

31. HR 8799 c

2010 HR 8799 c: El 13 de enero, el espectro directo de este planeta fue observado por el VLT ubicado en el Observatorio Paranal, haciendo de este exoplaneta el primero en ser estudiado mediante un espectro obtenido directamente123 a diferencia de la transmisión espectroscopica realizada en los... Ver mas
2010
HR 8799 c: El 13 de enero, el espectro directo de este planeta fue observado por el VLT ubicado en el Observatorio Paranal, haciendo de este exoplaneta el primero en ser estudiado mediante un espectro obtenido directamente123 a diferencia de la transmisión espectroscopica realizada en los exoplanetas en tránsito.
HR 8799 c es un planeta extrasolar que se encuentra a aproximadamente 129 años luz en la constelación de Pegaso orbitando la estrella Lambda Bootis HR 8799. Su masa es entre 7 y 13 veces la masa de Júpiter y su radio es entre un 20% y un 30% mayor que el de Júpiter. El planeta orbita a una distancia media de 28 UA de su estrella, su excentricidad se desconoce y su periodo orbital es de 190 años. Este planeta se encuentra en el del sistema de HR 8799. Junto con otros dos planetas que orbitan HR 8799, este planeta fue descubierto el 13 de noviembre de 2008 por Marois et al., usando el Telescopio Keck y el observatorio Gemini en Hawaii. Estos planetas fueron descubiertos usando la técnica de imagen directa.

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Kepler-11

32. Kepler-11

2011 Kepler-11: Se anunció el 2 de febrero. Es una estrella similar al Sol con un sistema de al menos seis exoplanetas con órbitas de período cortos. Está en la dirección de la constelación de Cygnus y cerca de 2.000 años luz de distancia. Fue descubierto por el Telescopio Espacial Kepler. Los... Ver mas
2011
Kepler-11: Se anunció el 2 de febrero. Es una estrella similar al Sol con un sistema de al menos seis exoplanetas con órbitas de período cortos. Está en la dirección de la constelación de Cygnus y cerca de 2.000 años luz de distancia. Fue descubierto por el Telescopio Espacial Kepler. Los planetas se nombraron alfabéticamente, comenzando por el más interno: Kepler-11b, Kepler-11c, Kepler-11d, Kepler-11e, Kepler-11f, Kepler-11g.
Las estimaciones de baja densidad de planetas b - f implica que ninguno de ellos tiene una composición similar a la Tierra, una significativa atmósfera de hidrógeno está indicada para planetas d, e, y quizás f, mientras que b y c probablemente contienen importantes cantidades de hielo y/o H/He.

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Beta Pictoris

33. Beta Pictoris

2010 Beta Pictoris b: El 10 de junio, por primera vez, los astrónomos han sido capaces de seguir directamente el movimiento de un exoplaneta, a medida que se mueve al otro lado de su estrella anfitriona. El planeta tiene la órbita más pequeña hasta la fecha de todos los exoplanetas directamente... Ver mas
2010
Beta Pictoris b: El 10 de junio, por primera vez, los astrónomos han sido capaces de seguir directamente el movimiento de un exoplaneta, a medida que se mueve al otro lado de su estrella anfitriona. El planeta tiene la órbita más pequeña hasta la fecha de todos los exoplanetas directamente fotografiados, situándose tan cerca de su estrella como Saturno del sol.

Beta Pictoris (β Pic) es una estrella de tipo espectral A5V, situada en la constelación de Pictor y distante unos 60 años luz (19.28 pársecs) de la Tierra, con una edad que no llega a los 20 millones de años. Su masa es 1.8 veces la masa del Sol y su temperatura superficial es de 8500 K. Posee un disco protoplanetario que fue descubierto en 1984.
Es de especial interés para los astrónomos por que se considera que está en este momento en la misma fase que atravesó el Sistema Solar en las primeras etapas de su desarrollo. En concreto, se han encontrado grandes cantidades de carbono gaseoso orbitando alrededor de la estrella, lo que lleva a pensar en la presencia de planetas alrededor de la misma, ricos en grafito y metano, que podrían ser planetas de carbono), de manera similar a lo que se piensa ocurrió en nuestro sistema. El disco de β Pictoris, detectado en diferentes longitudes de onda con diferentes telescopios terrestres y en órbita (como, por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble y el Telescopio espacial Spitzer), muestra una deformación que puede atribuirse a la presencia de un planeta en formación.
La estrella AU Microscopii, de tipo espectral M1 y que también posee un disco de similares características, pertenece al grupo de movimiento común de Beta Pictoris, de lo que se deduce que ambas tienen la misma edad.
Al igual que Vega y Fomalhaut, Beta Pictoris también emite importantes excesos infrarrojos descubiertos por el satélite IRAS, que indican que poseen discos circumestelares de polvo procesado. Corresponden a los prototipos de los discos tipo «debris» o protoplanetarios.
El método de velocidad radial utilizado para descubrir la mayoría de los planetas extrasolares conocidos en la actualidad no es muy adecuado para el estudio de estrellas de tipo A como Beta Pictoris, y su muy temprana edad hace que el ruido sea aún peor. Los límites actuales derivados de este método son suficientes para descartar planetas del tipo Júpiter calientes más masivos que 2 masas de Júpiter a una distancia de menos de 0,05 UA de la estrella. Para planetas orbitando a 1 UA, planetas con menos de 9 masas de Júpiter hubieran evadido la detección.1 2 3 Por lo tanto para encontrar planetas en el sistema de Beta Pictoris, los astrónomos buscan los efectos que el planeta tiene sobre el medio ambiente circumestelar.


Beta Pictoris b en ambas elongaciones.Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange et al.
El 21 de noviembre de 2008, se anunció que las observaciones infrarrojas realizadas en 2003 con el VLT ha puesto de manifiesto un candidato compañero planetario de la estrella.4 El objeto fue observado a una distancia angular de 411 arco minutos de Beta Pictoris, lo que corresponde a una distancia en el plano del cielo, de 8 UA. Para comparar, los radios orbitales de los planetas Júpiter y Saturno son 5,2 UA5 y 9,5 UA6 respectivamente.

En el otoño de 2009, fue un éxito observar el planeta en el otro lado de la estrella madre, lo que confirma la existencia del propio planeta y de las observaciones anteriores. Se cree que en 15 años será posible grabar toda la órbita del planeta.

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Kepler-37b

34. Kepler-37b

2013 Kepler-37b Fue anunciado el 20 de febrero y es un exoplaneta que orbita la estrella Kepler-37 en la constelación de Lyra. A la fecha es el exoplaneta más pequeño jamás descubierto, con una masa y radio ligeramente mayor que la Luna. Kepler-37b, en conjunto con otros dos planetas, Kepler... Ver mas
2013
Kepler-37b Fue anunciado el 20 de febrero y es un exoplaneta que orbita la estrella Kepler-37 en la constelación de Lyra. A la fecha es el exoplaneta más pequeño jamás descubierto, con una masa y radio ligeramente mayor que la Luna.
Kepler-37b, en conjunto con otros dos planetas, Kepler-37c y Kepler-37d, fueron descubiertos por el telescopio espacial Kepler, el cual observa los tránsitos estelares.3 Con el objetivo de conocer el tamaño correcto del planeta, los astrónomos se vieron en la obligación de comparar su tamaño con el de su estrella, utilizando ondas de sonido. Este proceso es llamado astrosismología, y Kepler-37 es la estrella más pequeña en ser estudiada con este proceso. Estos estudios han podido determinar el tamaño del planeta con "extrema precisión". A la fecha, es el planeta más pequeño en ser descubierto fuera del sistema solar. El descubrimiento de un planeta como Kepler-37b sugiere que tales planetas son "moneda corriente".
El planeta se encuentra a aproximadamente 215 años-luz de la Tierra.4 2 Es ligeramente más grande que la Luna, con un diámetro de 3865 kilómetros.5 La NASA afirma que hay una gran posibilidad de que el planeta no tenga atmósfera y por lo tanto no pueda albergar vida. El planeta esta compuesto casi en su totalidad por materiales rocosos. Al tratarse del planeta más cercano a su estrella Kepler-37b tiene una orbita de 13 días, y debido a esta cercanía la temperatura promedio se estima alrededor de 426 Cº.

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HD 69830

35. HD 69830

2006 HD 69830: Tiene un sistema planetario con tres planetas de la masa de Neptuno. Es el primer sistema planetario triple sin ningún tipo de planetas similares a Júpiter descubierto alrededor de una estrella similar al Sol. Los tres planetas fueron anunciados el 18 de mayo por Lovis. Todos los... Ver mas
2006
HD 69830: Tiene un sistema planetario con tres planetas de la masa de Neptuno. Es el primer sistema planetario triple sin ningún tipo de planetas similares a Júpiter descubierto alrededor de una estrella similar al Sol. Los tres planetas fueron anunciados el 18 de mayo por Lovis. Todos los tres orbitan dentro de 1 ua. Los planetas, b, c y d tienen masas de 10, 12 y 18 veces la de la Tierra, respectivamente. El planeta más exterior, d, parece estar en la zona habitable, en pastoreo del cinturón de asteroides.
HD 69830 es una estrella de tipo G7,5-K0 V de la constelación de Puppis. A su alrededor orbitan tres planetas de masa neptuniana1 y un posible cinturón de asteroides.
Es el primer sistema planetario extrasolar con una estrella semejante al Sol que no contiene un planeta joviano. De los tres planetas descubiertos, el más exterior se encuentra en la llamada "zona habitable" del sistema, es decir, en el rango de distancias a la estrella donde se puede encontrar agua en estado líquido. Los planetas tienen 10, 12 y 18 veces la masa de la Tierra y orbitan alrededor de la estrella con períodos de 9, 32 y 197 días, respectivamente. Fueron descubiertos mediante el espectrógrafo HARPS del telescopio de 3,6 metros del Observatorio de La Silla que forma parte del European Southern Observatory, en el desierto de Atacama (Chile).

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GJ 1214 b

36. GJ 1214 b

2009 GJ 1214 b: El 16 de diciembre, un planeta super-Tierra fue descubierto por el método del tránsito. La determinación de la densidad de la masa y el radio sugieren que este planeta pueda ser un planeta océano integrado por agua en un 75% y de roca en un 25%. Algo del agua en este planeta... Ver mas
2009
GJ 1214 b: El 16 de diciembre, un planeta super-Tierra fue descubierto por el método del tránsito. La determinación de la densidad de la masa y el radio sugieren que este planeta pueda ser un planeta océano integrado por agua en un 75% y de roca en un 25%. Algo del agua en este planeta debe estar en la forma exótica del hielo VII. Este es el primer planeta descubierto por el proyecto MEarth, que se utiliza para buscar tránsitos de planetas súper-Tierra cruzando la cara de las estrellas del tipo M.
GJ 1214 b es un planeta extrasolar que orbita la estrella GJ 1214 aproximadamente a 40 años luz, en la constelación de Ofiuco. Esta Super-Tierra tiene 6 veces la masa de la Tierra y 2,6 veces su radio. Fue descubierto por David Charbonneau, et.al. el 16 de diciembre de 2009, siendo la segunda Super-Tierra descubierta tras COROT-7b.1 Se cree que GJ 1214 b está formado principalmente por agua helada en un 75% y por silicio y hierro, y posee una atmósfera muy densa, de unos 200 km de espesor.2 3 Su periodo orbital es tan sólo de 38 horas, con un semieje mayor de 0,06 UA (2 millones de km), unas 70 veces más cerca que la Tierra del Sol. La temperatura del planeta puede oscilar entre los 393–555 K (120–282 °C o 248–540 °F), siendo menos caliente que otros planetas en tránsito.
GJ 1214 b es un planeta extrasolar en tránsito: su masa y radio se deduce del desplazamiento doppler en el espectro de la estrella GJ 1214 y el oscurecimiento de la luz de la estrella cuando el planeta pasa por delante.1 Estas observaciones no proporcionan evidencia directa de la estructura o la composición del planeta, y en la actualidad, no hay evidencia directa de la presencia de agua o cualquier otra molécula.1 La masa y el radio, en comparación con los modelos teóricos de la estructura planetaria,4 sugieren que existe una envoltura gaseosa relativamente gruesa.5 Es posible proponer estructuras asumiendo diferentes composiciones, guiada por escenarios para la formación y evolución del planeta.5 GJ 1214 b podría ser un planeta rocoso con una atmósfera desgasificada rica en hidrógeno, un mini-Neptuno, o un planeta océano.5 Si es un mundo de agua podría ser considerado como una versión más grande y caliente de la luna Europa de Júpiter.5 Si GJ 1214 b se supone que es un planeta océano,4 es decir, el interior se supone esta compuesto principalmente de un núcleo rocoso rodeado de agua, la proporción de la masa total consistente con la masa y el radio de son ~25% de roca y ~75% de agua, cubierta por una espesa envoltura de gas como el hidrógeno y el helio (~ 0,05%).1 3 Planetas de agua podrían resultar de la migración planetaria hacia el interior y se originan como protoplanetas que se formaron a partir de materiales volátiles ricos en hielo más allá de la línea de nieve, pero que nunca alcanzó las masas suficientes para accretar una gran cantidad de H/He gas de la nebulosa.5 Debido a la variación de la presión en la profundidad, los modelos de agua incluyen un mundo "de vapor, líquido, superfluido, hielos a alta presión, y las fases de plasma del agua". 5 Parte del agua en fase sólida puede ser en forma de hielo VII.3
A pesar de que una atmósfera planetaria aún no se ha confirmado directamente, la relativa cercanía del planeta debería permitir a los telescopios espaciales, como el Telescopio Espacial Hubble, detectar y caracterizar una si existe.3 Debido a la edad estimada del sistema planetario y al cálculo del escape hidrodinámico a una tasa de 9×105 kg s−1, los científicos concluyen que ha habido una pérdida significativa de la atmósfera durante la vida del planeta y que cualquier atmósfera actual no puede ser primordial.1
GJ 1214 b puede ser más frío que cualquier otro conocido planeta en tránsito. Su temperaturas de equilibrio podría ser aproximadamente entre 393-555 K (120-282 ° C o 248-540 ° F), dependiendo de la cantidad de la radiación de la estrella que es reflejada hacia el espacio.

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Gliese 581 e

37. Gliese 581 e

2009 Gliese 581 e: El 21 de abril, el Observatorio Europeo del Sur anunció el descubrimiento de un cuarto planeta que órbita la estrella Gliese 581. El planeta orbita su estrella madre a una distancia de menos de 0,03 ua y tiene una masa mínima estimada en 1,9 veces la de la Tierra. A partir de... Ver mas
2009
Gliese 581 e: El 21 de abril, el Observatorio Europeo del Sur anunció el descubrimiento de un cuarto planeta que órbita la estrella Gliese 581. El planeta orbita su estrella madre a una distancia de menos de 0,03 ua y tiene una masa mínima estimada en 1,9 veces la de la Tierra. A partir de enero del 2010, este es el más ligero planeta extrasolar conocido en órbita de una estrella de secuencia principal.
Gliese 581 e es un exoplaneta (un planeta que está por fuera del Sistema Solar) que se encuentra a aproximadamente 20 años luz de la tierra en la Constelación Libra. Tiene un 1.9 la masa de la tierra, por lo que es hasta el momento el planeta más pequeño descubierto y el más cercano en tamaño al planeta tierra, aunque tiene una órbita muy cercana a su estrella madre en 0.03 UA lo que hace difícil que posea una atmósfera y que esté por fuera de la zona habitable pues la cercanía a su estrella/sol hace que tenga temperaturas superiores a los 100 grados centígrados en las cuales es imposible la vida y la presencia de agua líquida.1 2 Gliese 581 e completa una órbita a su estrella en aproximadamente 3,15 días.
El planeta fue descubierto por el equipo de astrónomos de Michel Mayor del Observatorio de Ginebra en Suiza utilizando el instrumento HARPS del Observatorio Meridional Europeo ubicado en la La Silla, Chile con su telescopio de 3,6 metros de longitud.
El descubrimiento fue anunciado el 21 de abril de 2009. El equipo de Mayor empleó las técnicas de velocidad radial en la cual el tamaño y la masa de un planeta son determinados con base en la pequeña perturbación que este causa en la órbita de su estrella madre y su gravedad.

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47 Ursae Majoris d

38. 47 Ursae Majoris d

2010 47 Ursae Majoris d: El 6 de marzo, un gigante gaseoso como Júpiter, con el más largo período orbital conocido de cualquier planeta extrasolar detectado a través de la velocidad radial. Orbita a su estrella a una distancia similar a Saturno en nuestro sistema solar con su periodo orbital... Ver mas
2010
47 Ursae Majoris d: El 6 de marzo, un gigante gaseoso como Júpiter, con el más largo período orbital conocido de cualquier planeta extrasolar detectado a través de la velocidad radial. Orbita a su estrella a una distancia similar a Saturno en nuestro sistema solar con su periodo orbital que dura unos 38 años terrestres.
47 Ursae Majoris d es un planeta extrasolar aproximadamente a 46 años luz de distancia en la constelación de Osa Mayor. El planeta fue descubierto situado en un largo período orbital alrededor de la estrella 47 Ursae Majoris. En la actualidad, es el planeta más alejado en su sistema planetario. Su órbita dura 38 años y el planeta tiene una masa 1,64 veces menos que la de Júpiter. Es el planeta de más largo plazo detectado por espectroscopia Doppler. La evidencia de este planeta fue descubierto por el Periodograma Bayesiano Kepler en marzo de 2010.

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HIP 13044 b

39. HIP 13044 b

2010 HIP 13044 b: El 18 de noviembre de 2010 astrónomos anunciaron el primer planeta de origen extragaláctico. HIP 13044 b es un planeta extrasolar como Júpiter, que orbita alrededor de la estrella HIP 13044, a una distancia de 2.000 años luz de la Tierra en la constelación de Fornax. Su... Ver mas
2010
HIP 13044 b: El 18 de noviembre de 2010 astrónomos anunciaron el primer planeta de origen extragaláctico.
HIP 13044 b es un planeta extrasolar como Júpiter, que orbita alrededor de la estrella HIP 13044, a una distancia de 2.000 años luz de la Tierra en la constelación de Fornax. Su descubrimiento fue anunciado el 18 de noviembre de 2010.4 De acuerdo con las teorías evolucionistas HIP 13044 nació en otra galaxia, y se convirtió en parte de la Vía Láctea cuando la galaxia de la estrella principal fue absorbida por la nuestra hace alrededor de 6-9 mil millones de años, con los restos de galaxia que forma la corriente de Helmi.
El estudio que llevó al descubrimiento del planeta fue realizado por un equipo de la Instituto Max Planck de Astronomía.1 Rainer Klement, del Instituto Max Planck, dijo que el descubrimiento es emocionante para los astrónomos porque es la primera vez que un sistema planetario, ha sido descubierto en una corriente estelar de origen extragaláctico. 5
El planeta fue descubierto usando el telescopio de 2,2 m MPG/ESO con base en tierra en el Observatorio Europeo del Sur de La Silla, Chile, con el método de velocidad radial, que consiste en detectar las pequeñas oscilaciones de una estrella causado por un planeta que tira de él.5
El descubrimiento del planeta también puede sugerir la necesidad de replantear cuestiones en formación planetaria y la supervivencia, ya que es el primer planeta descubierto que alrededor de una estrella que es a la vez muy antigua y muy pobre en metales. 6 El planeta entonces desafía el modelo de acreción del núcleo en la formación planetaria, ya que puede ser poco probable que un núcleo planetario de suficiente masa se haya formado, y puede significar que se formó a través del modelo de disco inestabilidad modelo competencia de la formación planetaria.
La estrella del planeta, HIP 13044, gira un poco veloz, tal vez porque se había tragado a sus planetas interiores durante la fase de gigante roja. 4 Tiene una órbita galáctico excéntrica, con una distancia de 7 a 16 kiloparsecs11
La estrella HIP 13044 se encuentra en las etapas finales de su vida como una estrella de la rama horizontal, fusionando el helio en su núcleo. Es probable que el planeta órbitaba más lejos de la estrella antes de su fase de gigante roja, y llegó a su actual ubicación debido a la fricción interacciones con la envoltura de gas externo de la estrella. Como la estrella se espera se someta a una nueva fase de expansión antes de convertirse en una enana blanca, el destino final del planeta es incierto.

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Kepler-20

40. Kepler-20

2011 Kepler-20: Se anunció el 20 de diciembre. Es un sistema de cinco planetas, dos de los cuales tienen tamaños muy similares al de la Tierra. Kepler-20 es una estrella a 950 años luz de la tierra en la constelación Lyra y con una temperatura menor que el sol, es un sistema solar de solo... Ver mas
2011
Kepler-20: Se anunció el 20 de diciembre. Es un sistema de cinco planetas, dos de los cuales tienen tamaños muy similares al de la Tierra.

Kepler-20 es una estrella a 950 años luz de la tierra en la constelación Lyra y con una temperatura menor que el sol, es un sistema solar de solo cinco planetas.1 El 20 de diciembre de 2011 el telescopio espacial Kepler lo descubrió. En este sistema se descubrieron dos planetas similares a la tierra por su tamaño y composición de roca.2 Uno de ellos es llamado Kepler-20e que es menor que venus y órbita su estrella en seis días y que tiene 760°C, el otro es Kepler-20f es más grande que la tierra y órbita en diecinueve días y tiene 427°C. 3


Comparación de los tamaños de Kepler20-e y f junto con Venus y la Tierra.
Aunque los planetas están muy cerca de la estrella, la NASA lo dio como un hito por descubrir planetas tan pequeños y por ser un posible inicio de nuevas búsquedas.4 5
Ademas de la pareja de planetas similares a la tierra, la misión ha descubierto que el sistema de Kepler-20 contiene también tres planetas de dimensiones significativamente mayores. Los 5 planetas tienen órbitas internas a la orbita equivalente a la de Mercurio en el Sistema Solar.

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Kappa Andromedae

41. Kappa Andromedae

2012 Kappa Andromedae. El 15 de noviembre de 2012, un joven planeta o enana marrón, gigante de gas caliente alrededor de 13 veces la masa y un poco más grande que Júpiter fue fotografiada directamente en órbita alrededor de "κ Andromedae" en una separación proyectada de 55 ± 2 UA.1 La... Ver mas
2012
Kappa Andromedae. El 15 de noviembre de 2012, un joven planeta o enana marrón, gigante de gas caliente alrededor de 13 veces la masa y un poco más grande que Júpiter fue fotografiada directamente en órbita alrededor de "κ Andromedae" en una separación proyectada de 55 ± 2 UA.1 La observación espectroscópica indica una temperatura de alrededor de 1700 K.
Kappa Andromedae (κ Y, κ Andromedae) es la denominación de Bayer de una estrella brillante de la constelación de Andrómeda. Su magnitud visual es de 4,1.2 De acuerdo a la Escala de Bortle, puede ser visible desde los suburbios y de la periferia urbana, pero no desde las regiones iluminadas del centro urbano. Mediciones de su paralaje por parte de la misión Hipparcos la ubican a una distancia de aproximadamente 168 años luz (52 parsecs) de la Tierra. Kappa Andromedae tiene un tipo espectral B9-IV, lo que indica que es una estrella subgigante, que acaba de abandonar la secuencia principal. Tiene 2,3 veces el radio del Sol y gira rápidamente sobre su eje, con una velocidad de rotación proyectada de 176 km / s. Su temperatura superficial es de 11.361 K. Con una masa de casi 2,5 veces la solar,3 su edad estimada es de 30 millones de años.
En noviembre de 2012, un joven planeta gigante de gas caliente con una masa de casi 13 veces la de Júpiter fue fotografiado directamente en órbita alrededor de κ Andromedae, a una distancia proyectada de 56 ± 2 UA.5 6 La observación espectroscópica indica una temperatura en la parte superior de su atmósfera de alrededor de 1700 K.

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