Cantidad de exoplanetas descubiertos hasta la fecha: 405.^[1]

Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. En 1995 Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron mediante métodos de detección indirectos el primer planeta extrasolar orbitando una estrella en la secuencia principal.^[2] Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas. Hasta noviembre de 2009 se han descubierto 343 sistemas planetarios que contienen un total de 405 cuerpos planetarios. Cuarenta y dos de estos sistemas son múltiples y 19 de estos planetas están por encima de las 13  M_J (1 M_J es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas marrones.^[3]

De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.^[4] Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido expulsados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina frecuentemente como planetas errantes o planetas interestelares y no son objeto de estudio en el presente artículo.

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

Historia

Primera imagen directa confirmada de un planeta extrasolar. La toma, reproducida aquí en falso color, fue captada en el infrarrojo por el Very Large Telescope. El cuerpo central (azul) es la enana marrón 2M1207, tiene un compañero de masa planetaria (rojo), 2M1207b.

Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR 1257+12. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue toda una sorpresa. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la explosión de supernova que produjo el púlsar.

Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde el equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.

En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas, así como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero descubierto hasta la fecha: Gliese 876 d). Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot,y la misión norteamericana Kepler, ambas utilizando el sistema de tránsitos. La ambiciosa misión Darwin/TPF, prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

Métodos de detección

Velocidades radiales

Una estrella (al centro) y un planeta girando alrededor del centro de masa mutuo. Este movimiento estelar es detectable por el método de velocidades radiales.

Este método se basa en el Efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal, por lo que sólo puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.

Astrometría

Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas, la astrometría permitió encontrar un planeta extrasolar en 2009, denominado VB 10b.

Tránsitos

Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de ella. El método de tránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden utilizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un planeta, como en los casos de HD209458b y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Este método, al igual que el de la velocidad radial, encuentra de forma más eficiente planetas de gran volumen, pero tiene la ventaja de que la cercanía del planeta a la estrella no es relevante, por lo que el espectro de planetas que puede detectar aumenta considerablemente. Los avances tecnológicos en fotometría han permitido que la sonda Kepler, lanzada en 2009, tenga sensibilidad suficiente como para detectar planetas del tamaño de la tierra, hecho que se espera que suceda al término de su misión, a finales de 2012.

Microlentes gravitacionales

El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos anteriores.

Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo

En estrellas jóvenes con discos circumestelares de polvo a su alrededor es posible detectar irregularidades en la distribución de material en el disco circumestelar ocasionadas por la interacción gravitatoria con un planeta. Se trata de un mecanismo similar al que actúa en el caso de los satélites pastores de Saturno. De este modo ha sido posible inferir la presencia de 3 planetas orbitando la estrella Beta pictoris y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrellas aún más jóvenes la presencia de un planeta gigante en formación sería detectable a partir del hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de acrecimiento.

Detección visual directa

Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de los planetas extrasolares ha sido uno de los objetivos más deseados de la investigación exoplanetaria. Las fotografías ya sea de luz visible o infrarrojas podrían revelar mucha más información sobre un planeta que cualquier otra técnica conocida. Sin embargo esto ha revelado ser mucho más difícil técnicamente que cualquiera de las otras técnicas disponibles. Las razones de esto son varias, pero entre las principales, se encuentra la diferencia entre el brillo de las estrellas y el de los planetas. En el espectro de la luz visible, una estrella promedio es miles de millones de veces más brillante que cualquiera de sus hipotéticos planetas, y hasta hace poco ningún detector podía identificar los planetas a partir del brillo estelar.

La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es una fotografía infrarroja tomada a la enana marrón 2M1207 por el Very Large Telescope en 2004. El cuerpo fotografiado (2M1207b), es un joven planeta de gran masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la estrella 2M1207. Este planeta está a unos 2500 grados Kelvin de temperatura, debido a su reciente formación, calculada en aproximadamente 10 millones de años. Los expertos consideran que 2M1207 y 2M1207b son un ejemplo atípico, pues en este sistema, la estrella y el planeta están lejos (40 veces la distancia de la Tierra al Sol) y ambos emiten cantidades comparables de radiación infrarroja, pues la estrella es una enana marrón, y el planeta es todavía muy cálido, y por tanto, ambas son claramente visibles en la fotografía. Sin embargo, planetas de edad y órbitas comparables a la terrestre son todavía imposibles de detectar.

Características físicas

Planeta extrasolar gigante con un satélite similar a la tierra, con vastos océanos de agua

Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y órbitas excéntricas muy cercanas a la estrella central. El método de las velocidades radiales favorecía el descubrimiento de planetas gigantes muy cercanos a su estrella central, algunos de ellos en órbitas más pequeñas que la órbita de Mercurio. Estos planetas se llaman a veces Jupíteres calientes. En los últimos años los astrónomos han podido refinar sus métodos encontrando sistemas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo, una fracción importante de los sistemas planetarios posee planetas gigantes en órbitas pequeñas, muy diferentes a nuestro sistema solar. La detección de planetas tipo terrestre permanece fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En todo caso todos los planetas extrasolares detectados hasta la fecha son gigantes gaseosos, sus masas son grandes, comparables a la de Júpiter aunque típicamente más masivos. Recientemente se han descubierto nuevos candidatos planetarios con masas de unas 15 veces la masa terrestre, es decir, comparables a Neptuno.

Los objetos más masivos y cercanos a la estrella principal han revolucionado las teorías sobre formación planetaria. Existe un cierto consenso sobre la formación de estos planetas en órbitas más externas y su migración temprana hacia las órbitas interiores. Esta migración está determinada por la interacción gravitatoria con el disco circumestelar de material en el que se forma el planeta. En este apartado parece haber una cierta relación entre la metalicidad de la estrella central y la presencia de planetas.

El planeta extrasolar del que se conocen más datos recibe el nombre de HD209458b, provisionalmente llamado Osiris. Se trata de un planeta de tipo Júpiter caliente con la masa de un gigante gaseoso pero orbitando muy cerca de su estrella principal. El planeta pasa por delante de su estrella periódicamente ofreciendo tránsitos con los que se ha podido obtener una mayor información sobre su órbita, tamaño y atmósfera.

Clasificación de Sudarsky para planetas gigantes

El sistema de clasificación de Sudarsky es un sistema teórico de clasificación para predecir la apariencia de planetas extrasolares gaseosos gigantes sobre la base de sus temperaturas. Fue descrito por el científico David Sudarsky en el documento Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets y ampliado sobre otro artículo llamado Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets.^[5]

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

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

Clase I: Nubes de Amoniaco

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

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

Clase II: Nubes de agua

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

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

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

Clase III: Despejados

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

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

Clase IV: Metales alcalinos

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

Clase V: Nubes de silicato

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

Tabla resumen