Exoplaneta

Un exoplaneta o planeta extrasolar es un planeta fuera del Sistema Solar . La primera evidencia posible de un exoplaneta se observó en 1917, pero entonces no fue reconocido como tal. La primera confirmación de la detección ocurrió en 1992. Un planeta diferente, detectado por primera vez en 1988, fue confirmado en 2003. Según las estadísticas del Archivo de Exoplanetas de la NASA , a fecha de 17 de octubre de 2024, hay 5.780 exoplanetas confirmados en 4.314 sistemas planetarios , con 969 sistemas que tienen más de un planeta . ^{[3] [4]} Se espera que el Telescopio Espacial James Webb (JWST) descubra más exoplanetas y brinde más información sobre sus características, como su composición , condiciones ambientales y potencial para la vida . ^[5]

Existen muchos métodos para detectar exoplanetas . La fotometría de tránsito y la espectroscopia Doppler son las que han encontrado la mayoría, pero estos métodos sufren un claro sesgo observacional que favorece la detección de planetas cerca de la estrella; así, el 85% de los exoplanetas detectados están dentro de la zona de bloqueo de marea . ^[6] En varios casos, se han observado múltiples planetas alrededor de una estrella. ^[7] Se estima que aproximadamente 1 de cada 5 estrellas similares al Sol ^[a] tiene un planeta "del tamaño de la Tierra " ^{[b] en la} zona habitable . ^{[c] [8] [9]} Suponiendo que hay 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea , ^[d] se puede plantear la hipótesis de que hay 11 mil millones de planetas potencialmente habitables del tamaño de la Tierra en la Vía Láctea, cifra que aumenta a 40 mil millones si se incluyen los planetas que orbitan las numerosas enanas rojas . ^[10]

El exoplaneta menos masivo conocido es Draugr (también conocido como PSR B1257+12 A o PSR B1257+12 b), que tiene aproximadamente el doble de la masa de la Luna . El exoplaneta más masivo listado en el Archivo de Exoplanetas de la NASA es HR 2562 b , ^{[11] [12] [13]} aproximadamente 30 veces la masa de Júpiter . Sin embargo, según algunas definiciones de planeta (basadas en la fusión nuclear de deuterio ^[14] ), es demasiado masivo para ser un planeta y podría ser una enana marrón . Los tiempos orbitales conocidos para los exoplanetas varían desde menos de una hora (para los más cercanos a su estrella) hasta miles de años. Algunos exoplanetas están tan lejos de la estrella que es difícil saber si están ligados gravitacionalmente a ella.

Casi todos los planetas detectados hasta ahora se encuentran dentro de la Vía Láctea. Sin embargo, existen evidencias de que podrían existir planetas extragalácticos , exoplanetas ubicados en otras galaxias. ^{[15] [16]} Los exoplanetas más cercanos se encuentran a 4,2 años luz (1,3 parsecs ) de la Tierra y orbitan Próxima Centauri , la estrella más cercana al Sol ^{. [17]}

El descubrimiento de exoplanetas ha intensificado el interés en la búsqueda de vida extraterrestre . Existe un interés especial en los planetas que orbitan en la zona habitable de una estrella (a veces llamada "zona Goldilocks"), donde es posible que exista agua líquida, un prerrequisito para la vida tal como la conocemos, en la superficie. Sin embargo, el estudio de la habitabilidad planetaria también considera una amplia gama de otros factores para determinar la idoneidad de un planeta para albergar vida. ^[18]

Los planetas rebeldes son aquellos que no orbitan alrededor de ninguna estrella. Dichos objetos se consideran una categoría separada de planetas, especialmente si son gigantes gaseosos , a menudo contados como enanas submarrones . ^[19] Los planetas rebeldes en la Vía Láctea posiblemente sean miles de millones o más. ^{[20] [21]}

La definición oficial del término planeta utilizada por la Unión Astronómica Internacional (UAI) sólo cubre el Sistema Solar y por lo tanto no se aplica a los exoplanetas. ^{[22] [23]} El Grupo de Trabajo de la UAI sobre Planetas Extrasolares emitió una declaración de posición que contenía una definición de trabajo de "planeta" en 2001 y que fue modificada en 2003. ^[24] Un exoplaneta se definió según los siguientes criterios:

• Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (que actualmente se calcula que es 13 veces la masa de Júpiter para los objetos de metalicidad solar ) que orbitan estrellas o remanentes estelares son "planetas" (sin importar cómo se formaron). La masa/tamaño mínimo requerido para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debería ser el mismo que el utilizado en el Sistema Solar.
• Los objetos subestelares con masas reales superiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio son " enanas marrones ", sin importar cómo se formaron o dónde estén ubicadas.
• Los objetos que flotan libremente en cúmulos de estrellas jóvenes con masas inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio no son "planetas", sino "enanas submarrones" (o cualquier nombre que sea más apropiado).

Esta definición de trabajo fue modificada por la Comisión F2 de la UAI: Exoplanetas y el Sistema Solar en agosto de 2018. ^{[25] [26]} La definición de trabajo oficial de un exoplaneta es ahora la siguiente:

• Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas, enanas marrones o remanentes estelares y que tienen una relación de masa con el objeto central inferior a la inestabilidad L4/L5 (M/M _central < 2/(25+ √ 621 )) son "planetas" (sin importar cómo se formaron).
• La masa/tamaño mínimo requerido para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debería ser el mismo que el utilizado en nuestro Sistema Solar.

La definición de trabajo de la IAU no siempre se utiliza. Una sugerencia alternativa es que los planetas deberían distinguirse de las enanas marrones sobre la base de su formación. Se cree ampliamente que los planetas gigantes se forman a través de la acreción del núcleo , que a veces puede producir planetas con masas superiores al umbral de fusión del deuterio; ^{[27] [28] [14]} es posible que ya se hayan observado planetas masivos de ese tipo. ^[29] Las enanas marrones se forman como estrellas a partir del colapso gravitacional directo de nubes de gas, y este mecanismo de formación también produce objetos que están por debajo del límite de 13  M _Jup y pueden ser tan bajos como 1  M _Jup . ^[30] Los objetos en este rango de masa que orbitan sus estrellas con amplias separaciones de cientos o miles de Unidades Astronómicas (UA) y tienen grandes proporciones de masa estrella/objeto probablemente se formaron como enanas marrones; sus atmósferas probablemente tendrían una composición más similar a su estrella anfitriona que los planetas formados por acreción, que contendrían mayores abundancias de elementos más pesados. La mayoría de los planetas fotografiados directamente hasta abril de 2014 son masivos y tienen órbitas amplias, por lo que probablemente representan el extremo de baja masa de una formación de enanas marrones. ^[31] Un estudio sugiere que los objetos por encima de 10  M _Jup se formaron a través de la inestabilidad gravitacional y no deberían considerarse planetas. ^[32]

Además, el límite de 13 masas de Júpiter no tiene un significado físico preciso. La fusión de deuterio puede ocurrir en algunos objetos con una masa por debajo de ese límite. ^[14] La cantidad de deuterio fusionado depende en cierta medida de la composición del objeto. ^[33] A partir de 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluyó objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "El hecho de que no haya una característica especial alrededor de 13  M _Jup en el espectro de masas observado refuerza la elección de olvidar este límite de masa". ^[34] A partir de 2016, este límite se aumentó a 60 masas de Júpiter ^[35] con base en un estudio de relaciones masa-densidad. ^[36] El Explorador de Datos de Exoplanetas incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con el aviso: "La distinción de 13 masas de Júpiter por parte del Grupo de Trabajo de la UAI no está motivada físicamente para planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista observacional debido a la ambigüedad de sen i". ^[37] El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o menor a 30 masas de Júpiter. ^[38] Otro criterio para separar planetas y enanas marrones, en lugar de la fusión de deuterio, el proceso de formación o la ubicación, es si la presión del núcleo está dominada por la presión de Coulomb o la presión de degeneración de electrones con la línea divisoria en alrededor de 5 masas de Júpiter. ^{[39] [40]}

La convención para nombrar exoplanetas es una extensión del sistema utilizado para designar sistemas de estrellas múltiples según lo adoptado por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Para exoplanetas que orbitan alrededor de una sola estrella, la designación de la UAI se forma tomando el nombre designado o propio de su estrella madre y agregando una letra minúscula. ^[42] Las letras se dan en orden del descubrimiento de cada planeta alrededor de la estrella madre, de modo que el primer planeta descubierto en un sistema se designa "b" (la estrella madre se considera "a") y los planetas posteriores reciben letras subsiguientes. Si se descubren varios planetas en el mismo sistema al mismo tiempo, el más cercano a la estrella recibe la siguiente letra, seguido por los otros planetas en orden de tamaño orbital. Existe un estándar provisional aprobado por la UAI para acomodar la designación de planetas circumbinarios . Un número limitado de exoplanetas tienen nombres propios aprobados por la UAI . Existen otros sistemas de nombres.

Durante siglos, científicos, filósofos y escritores de ciencia ficción sospecharon que existían planetas extrasolares, pero no había forma de saber si eran reales, cuán comunes eran o cuán similares podrían ser a los planetas del Sistema Solar . Varias afirmaciones de detección realizadas en el siglo XIX fueron rechazadas por los astrónomos.

La primera evidencia de un posible exoplaneta, orbitando Van Maanen 2 , fue notada en 1917, pero no fue reconocida como tal. El astrónomo Walter Sydney Adams , quien más tarde se convirtió en director del Observatorio del Monte Wilson , produjo un espectro de la estrella usando el telescopio de 60 pulgadas del Monte Wilson . Él interpretó el espectro como el de una estrella de secuencia principal de tipo F , pero ahora se piensa que tal espectro podría ser causado por el residuo de un exoplaneta cercano que había sido pulverizado por la gravedad de la estrella, y el polvo resultante luego cayó sobre la estrella. ^[43]

La primera detección científica sospechosa de un exoplaneta ocurrió en 1988. Poco después, la primera confirmación de detección llegó en 1992 desde el Observatorio de Arecibo , con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12 . ^[44] La primera confirmación de un exoplaneta orbitando una estrella de secuencia principal se realizó en 1995, cuando se encontró un planeta gigante en una órbita de cuatro días alrededor de la estrella cercana 51 Pegasi . Algunos exoplanetas han sido fotografiados directamente por telescopios, pero la gran mayoría han sido detectados a través de métodos indirectos, como el método de tránsito y el método de velocidad radial . En febrero de 2018, investigadores que utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra , combinado con una técnica de detección de planetas llamada microlente , encontraron evidencia de planetas en una galaxia distante, afirmando: "Algunos de estos exoplanetas son tan (relativamente) pequeños como la Luna, mientras que otros son tan masivos como Júpiter. A diferencia de la Tierra, la mayoría de los exoplanetas no están estrechamente ligados a las estrellas, por lo que en realidad están vagando por el espacio u orbitando libremente entre estrellas. Podemos estimar que la cantidad de planetas en esta galaxia [lejana] es más de un billón". ^[45]

El 21 de marzo de 2022 se confirmó la presencia del exoplaneta número 5000 más allá del Sistema Solar. ^[46]

El 11 de enero de 2023, los científicos de la NASA informaron sobre la detección de LHS 475 b , un exoplaneta similar a la Tierra y el primer exoplaneta descubierto por el telescopio espacial James Webb . ^[47]

Este espacio lo declaramos infinito... En él hay una infinidad de mundos del mismo tipo que el nuestro.

—Giordano  Bruno (1584) ^[48]

En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno , uno de los primeros partidarios de la teoría copernicana de que la Tierra y otros planetas giran alrededor del Sol ( heliocentrismo ), propuso la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas de planetas.

En el siglo XVIII, Isaac Newton mencionó la misma posibilidad en el « Escolio general » que concluye sus Principia . Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió: «Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todas ellas estarán construidas según un diseño similar y sujetas al dominio de Uno ». ^[49]

En 1952, más de 40 años antes de que se descubriera el primer Júpiter caliente , Otto Struve escribió que no hay ninguna razón convincente para que los planetas no puedan estar mucho más cerca de su estrella madre de lo que están en el Sistema Solar, y propuso que la espectroscopia Doppler y el método de tránsito podrían detectar superJúpiteres en órbitas cortas. ^[50]

Desde el siglo XIX se han hecho afirmaciones sobre la detección de exoplanetas. Algunas de las primeras involucran a la estrella binaria 70 Ophiuchi . En 1855, William Stephen Jacob, del Observatorio de Madrás de la Compañía de las Indias Orientales, informó que las anomalías orbitales hacían "altamente probable" que hubiera un "cuerpo planetario" en este sistema. ^[51] En la década de 1890, Thomas JJ See, de la Universidad de Chicago y del Observatorio Naval de los Estados Unidos, afirmó que las anomalías orbitales demostraban la existencia de un cuerpo oscuro en el sistema 70 Ophiuchi con un período de 36 años alrededor de una de las estrellas. ^[52] Sin embargo, Forest Ray Moulton publicó un artículo que demostraba que un sistema de tres cuerpos con esos parámetros orbitales sería altamente inestable. ^[53]

Durante las décadas de 1950 y 1960, Peter van de Kamp, del Swarthmore College, realizó otra serie destacada de afirmaciones de detección, esta vez de planetas que orbitaban alrededor de la estrella de Barnard . ^[54] Los astrónomos ahora generalmente consideran que todos los primeros informes de detección son erróneos. ^[55]

En 1991, Andrew Lyne , M. Bailes y SL Shemar afirmaron haber descubierto un planeta pulsar en órbita alrededor de PSR 1829-10 , utilizando variaciones de tiempo del pulsar . ^[56] La afirmación recibió una intensa atención durante un breve período, pero Lyne y su equipo pronto se retractaron. ^[57]

Al 24 de julio de 2024, un total de 5.780 exoplanetas confirmados figuran en el Archivo de Exoplanetas de la NASA, incluidos algunos que fueron confirmaciones de afirmaciones controvertidas de finales de la década de 1980. ^[58] El primer descubrimiento publicado que recibió una confirmación posterior fue realizado en 1988 por los astrónomos canadienses Bruce Campbell, GAH Walker y Stephenson Yang de la Universidad de Victoria y la Universidad de Columbia Británica . ^[59] Aunque fueron cautelosos al afirmar una detección planetaria, sus observaciones de velocidad radial sugirieron que un planeta orbita la estrella Gamma Cephei . En parte porque las observaciones estaban en los límites de las capacidades instrumentales en ese momento, los astrónomos se mantuvieron escépticos durante varios años sobre esta y otras observaciones similares. Se pensó que algunos de los aparentes planetas podrían haber sido enanas marrones , objetos intermedios en masa entre planetas y estrellas. En 1990 se publicaron observaciones adicionales que apoyaban la existencia del planeta que orbitaba Gamma Cephei, ^[60] pero trabajos posteriores en 1992 volvieron a plantear serias dudas. ^[61] Finalmente, en 2003, técnicas mejoradas permitieron confirmar la existencia del planeta. ^[62]

El 9 de enero de 1992, los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunciaron el descubrimiento de dos planetas orbitando el púlsar PSR 1257+12 . ^[44] Este descubrimiento fue confirmado y generalmente se considera la primera detección definitiva de exoplanetas. Las observaciones de seguimiento solidificaron estos resultados y la confirmación de un tercer planeta en 1994 revivió el tema en la prensa popular. ^[63] Se cree que estos planetas púlsar se formaron a partir de los restos inusuales de la supernova que produjo el púlsar, en una segunda ronda de formación de planetas, o bien que son los núcleos rocosos restantes de gigantes gaseosos que de alguna manera sobrevivieron a la supernova y luego se desintegraron en sus órbitas actuales. Como los púlsares son estrellas agresivas, se consideró improbable en ese momento que un planeta pudiera formarse en su órbita. ^[64]

A principios de la década de 1990, un grupo de astrónomos dirigido por Donald Backer , que estudiaba lo que pensaban que era un púlsar binario ( PSR B1620−26 b ), determinó que se necesitaba un tercer objeto para explicar los desplazamientos Doppler observados . En pocos años, se habían medido los efectos gravitacionales del planeta en la órbita del púlsar y la enana blanca , lo que dio una estimación de la masa del tercer objeto que era demasiado pequeña para que fuera una estrella. La conclusión de que el tercer objeto era un planeta fue anunciada por Stephen Thorsett y sus colaboradores en 1993. ^[65]

El 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Ginebra anunciaron la primera detección definitiva de un exoplaneta orbitando una estrella de secuencia principal , la cercana estrella de tipo G 51 Pegasi . ^{[66] [67] [68]} Este descubrimiento, realizado en el Observatorio de Haute-Provence , marcó el comienzo de la era moderna del descubrimiento de exoplanetas y fue reconocido con una parte del Premio Nobel de Física de 2019. Los avances tecnológicos, sobre todo en la espectroscopia de alta resolución , llevaron a la rápida detección de muchos exoplanetas nuevos: los astrónomos podían detectar exoplanetas indirectamente midiendo su influencia gravitatoria en el movimiento de sus estrellas anfitrionas. Más tarde se detectaron más planetas extrasolares observando la variación en la luminosidad aparente de una estrella cuando un planeta en órbita transitaba frente a ella. ^[66]

Inicialmente, los exoplanetas más conocidos eran planetas masivos que orbitaban muy cerca de sus estrellas madre. Los astrónomos se sorprendieron con estos " Júpiter calientes ", porque las teorías de formación planetaria habían indicado que los planetas gigantes solo deberían formarse a grandes distancias de las estrellas. Pero con el tiempo se encontraron más planetas de otros tipos, y ahora está claro que los Júpiter calientes constituyen la minoría de los exoplanetas. ^[66] En 1999, Upsilon Andromedae se convirtió en la primera estrella de la secuencia principal conocida por tener múltiples planetas. ^[69] Kepler-16 contiene el primer planeta descubierto que orbita un sistema estelar binario de la secuencia principal. ^[70]

El 26 de febrero de 2014, la NASA anunció el descubrimiento de 715 exoplanetas recientemente verificados alrededor de 305 estrellas por el Telescopio Espacial Kepler . Estos exoplanetas fueron comprobados utilizando una técnica estadística llamada "verificación por multiplicidad". ^{[71] [72] [73]} Antes de estos resultados, la mayoría de los planetas confirmados eran gigantes gaseosos comparables en tamaño a Júpiter o más grandes porque eran más fáciles de detectar, pero los planetas Kepler tienen en su mayoría un tamaño entre el de Neptuno y el de la Tierra. ^[71]

El 23 de julio de 2015, la NASA anunció Kepler-452b , un planeta de tamaño cercano a la Tierra que orbita la zona habitable de una estrella de tipo G2. ^[74]

El 6 de septiembre de 2018, la NASA descubrió un exoplaneta a unos 145 años luz de la Tierra en la constelación de Virgo. ^[75] Este exoplaneta, Wolf 503b, tiene el doble del tamaño de la Tierra y fue descubierto orbitando un tipo de estrella conocida como "enana naranja". Wolf 503b completa una órbita en tan solo seis días porque está muy cerca de la estrella. Wolf 503b es el único exoplaneta de ese tamaño que se puede encontrar cerca de la llamada brecha del radio de los planetas pequeños . La brecha, a veces llamada brecha de Fulton, ^{[75] [76]} es la observación de que es inusual encontrar exoplanetas con tamaños entre 1,5 y 2 veces el radio de la Tierra. ^[77]

En enero de 2020, los científicos anunciaron el descubrimiento de TOI 700 d , el primer planeta del tamaño de la Tierra en la zona habitable detectado por TESS. ^[78]

En enero de 2020, las misiones Kepler y TESS de la NASA habían identificado 4374 candidatos planetarios aún por confirmar, ^[79] varios de ellos casi del tamaño de la Tierra y ubicados en la zona habitable, algunos alrededor de estrellas similares al Sol. ^{[80] [81] [82]}

En septiembre de 2020, los astrónomos informaron evidencia, por primera vez, de un planeta extragaláctico , M51-ULS-1b , detectado al eclipsar una fuente brillante de rayos X (XRS), en la Galaxia del Remolino (M51a). ^{[85] [86]}

También en septiembre de 2020, los astrónomos que utilizan técnicas de microlente informaron la detección , por primera vez, de un planeta rebelde con una masa similar a la de la Tierra, no limitado por ninguna estrella y que flota libremente en la Vía Láctea . ^{[87] [88]}

Los planetas son extremadamente débiles en comparación con sus estrellas madre. Por ejemplo, una estrella similar al Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada de cualquier exoplaneta que orbita alrededor de ella. Es difícil detectar una fuente de luz tan débil y, además, la estrella madre causa un resplandor que tiende a desvanecerla. Es necesario bloquear la luz de la estrella madre para reducir el resplandor y dejar detectable la luz del planeta; hacerlo es un gran desafío técnico que requiere una estabilidad optotérmica extrema . ^[89] Todos los exoplanetas que han sido fotografiados directamente son grandes (más masivos que Júpiter ) y están ampliamente separados de sus estrellas madre.

Instrumentos de imagen directa especialmente diseñados, como Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE y SCExAO, obtendrán imágenes de docenas de gigantes gaseosos, pero la gran mayoría de los planetas extrasolares conocidos solo se han detectado mediante métodos indirectos.

• Método de tránsito

Si un planeta cruza (o transita ) frente al disco de su estrella madre, el brillo observado de la estrella disminuye en una pequeña cantidad. La cantidad en que se atenúa la estrella depende de su tamaño y del tamaño del planeta, entre otros factores. Debido a que el método de tránsito requiere que la órbita del planeta intersecte una línea de visión entre la estrella madre y la Tierra, la probabilidad de que se observe un exoplaneta en una órbita orientada aleatoriamente transitando la estrella es algo pequeña. El telescopio Kepler utilizó este método.

• Método de velocidad radial o Doppler

Cuando un planeta orbita alrededor de una estrella, esta también se mueve en su propia órbita pequeña alrededor del centro de masas del sistema. Las variaciones en la velocidad radial de la estrella (es decir, la velocidad con la que se mueve hacia o desde la Tierra) pueden detectarse a partir de los desplazamientos en las líneas espectrales de la estrella debido al efecto Doppler . Se pueden observar variaciones de velocidad radial extremadamente pequeñas, de 1 m/s o incluso algo menos. ^[91]

• Variación del tiempo de tránsito (TTV)

Cuando hay varios planetas, cada uno de ellos perturba ligeramente las órbitas de los demás. Pequeñas variaciones en los tiempos de tránsito de un planeta pueden indicar la presencia de otro planeta, que puede o no transitar. Por ejemplo, las variaciones en los tránsitos del planeta Kepler-19b sugieren la existencia de un segundo planeta en el sistema, el planeta no transitante Kepler-19c . ^{[92] [93]}

• Variación de la duración del tránsito (TDV)

Cuando un planeta orbita alrededor de varias estrellas o si tiene lunas, su tiempo de tránsito puede variar significativamente en cada tránsito. Aunque no se han descubierto nuevos planetas o lunas con este método, se utiliza para confirmar con éxito muchos planetas circumbinarios en tránsito. ^[94]

• Microlente gravitacional

La microlente se produce cuando el campo gravitatorio de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella distante de fondo. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella que ejerce la lente pueden causar anomalías detectables en la magnificación a medida que varía con el tiempo. A diferencia de la mayoría de los otros métodos que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o, para imágenes resueltas, grandes), el método de microlente es más sensible para detectar planetas a una distancia de entre 1 y 10  UA de estrellas similares al Sol.

• Astrometria

La astrometría consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar los cambios en esa posición a lo largo del tiempo. El movimiento de una estrella debido a la influencia gravitatoria de un planeta puede ser observable. Sin embargo, como el movimiento es tan pequeño, este método no fue muy productivo hasta la década de 2020. Solo ha producido unos pocos descubrimientos confirmados, ^{[95] [96]} aunque se ha utilizado con éxito para investigar las propiedades de los planetas encontrados de otras formas.

• Sincronización del pulsar

Un púlsar (el pequeño y ultradenso remanente de una estrella que ha explotado como supernova ) emite ondas de radio con una regularidad extrema a medida que gira. Si hay planetas en órbita alrededor del púlsar, causarán ligeras anomalías en la sincronización de sus pulsos de radio observados. El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar se realizó utilizando este método. Pero hasta 2011, no ha sido muy productivo: se han detectado cinco planetas de esta manera, alrededor de tres púlsares diferentes.

• Sincronización variable de estrellas (frecuencia de pulsación)

Al igual que los púlsares, existen otros tipos de estrellas que presentan actividad periódica. Las desviaciones de la periodicidad a veces pueden deberse a un planeta que orbita a su alrededor. Hasta 2013, se han descubierto algunos planetas con este método. ^[97]

• Modulaciones de reflexión/emisión

Cuando un planeta orbita muy cerca de una estrella, capta una cantidad considerable de luz estelar. A medida que el planeta orbita alrededor de la estrella, la cantidad de luz cambia debido a que los planetas tienen fases desde el punto de vista de la Tierra o brillan más de un lado que del otro debido a las diferencias de temperatura. ^[98]

• Transmisión relativista

La emisión relativista mide el flujo observado de la estrella debido a su movimiento. El brillo de la estrella cambia a medida que el planeta se acerca o se aleja de su estrella anfitriona. ^[99]

• Variaciones elipsoidales

Los planetas masivos cercanos a sus estrellas anfitrionas pueden deformar levemente la forma de la estrella, lo que hace que su brillo se desvíe ligeramente según su rotación con respecto a la Tierra. ^[100]

• Polarimetría

Con el método de polarimetría, la luz polarizada reflejada por el planeta se separa de la luz no polarizada emitida por la estrella. No se han descubierto nuevos planetas con este método, aunque se han detectado algunos planetas ya descubiertos con este método. ^{[101] [102]}

• Discos circunestelares

Discos de polvo espacial rodean muchas estrellas y se cree que se originan a partir de colisiones entre asteroides y cometas. El polvo puede detectarse porque absorbe la luz de las estrellas y la reemite como radiación infrarroja . Las características de los discos pueden sugerir la presencia de planetas, aunque esto no se considera un método de detección definitivo.

Los planetas pueden formarse en unos pocos a decenas (o más) de millones de años desde la formación de sus estrellas. ^{[103] [104]} Los planetas del Sistema Solar solo pueden observarse en su estado actual, pero las observaciones de diferentes sistemas planetarios de diferentes edades nos permiten observar planetas en diferentes etapas de evolución. Las observaciones disponibles varían desde discos protoplanetarios jóvenes donde los planetas aún se están formando ^[105] hasta sistemas planetarios de más de 10 mil millones de años. ^{[106] Cuando los planetas se forman en un} disco protoplanetario gaseoso , ^[107] acumulan envolturas de hidrógeno / helio . ^{[108] [109]} Estas envolturas se enfrían y contraen con el tiempo y, dependiendo de la masa del planeta, parte o la totalidad del hidrógeno / helio finalmente se pierde en el espacio. ^[107] Esto significa que incluso los planetas terrestres pueden comenzar con grandes radios si se forman lo suficientemente temprano. ^{[110] [111] [112]} Un ejemplo es Kepler-51b , que tiene sólo el doble de masa que la Tierra, pero es casi del tamaño de Saturno, que es cien veces más grande que la Tierra. Kepler-51b es bastante joven, ya que tiene unos pocos cientos de millones de años. ^[113]

En promedio, hay al menos un planeta por estrella. ^[7] Aproximadamente 1 de cada 5 estrellas similares al Sol ^[a] tienen un planeta "del tamaño de la Tierra" ^{[b] en la} zona habitable . ^[115]

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas aproximadamente similares al Sol , es decir, estrellas de la secuencia principal de categorías espectrales F, G o K. Las estrellas de menor masa ( enanas rojas , de categoría espectral M) tienen menos probabilidades de tener planetas lo suficientemente masivos como para ser detectados por el método de velocidad radial . ^{[116] [117] A pesar de esto, el} telescopio espacial Kepler ha descubierto varias decenas de planetas alrededor de enanas rojas , que utiliza el método de tránsito para detectar planetas más pequeños.

Utilizando datos de Kepler , se ha encontrado una correlación entre la metalicidad de una estrella y la probabilidad de que la estrella albergue un planeta gigante, similar al tamaño de Júpiter . Las estrellas con mayor metalicidad tienen más probabilidades de tener planetas, especialmente planetas gigantes, que las estrellas con menor metalicidad. ^[118]

Algunos planetas orbitan alrededor de un miembro de un sistema estelar binario ^[119] y se han descubierto varios planetas circumbinarios que orbitan alrededor de ambos miembros de una estrella binaria. Se conocen algunos planetas en sistemas estelares triples ^[120] y uno en el sistema cuádruple Kepler-64 .

En 2013, se determinó por primera vez el color de un exoplaneta. Las mediciones de albedo de mejor ajuste de HD 189733b sugieren que es de un azul oscuro intenso. ^{[121] [122]} Más tarde ese mismo año, se determinaron los colores de varios otros exoplanetas, incluido GJ 504 b , que visualmente tiene un color magenta, ^[123] y Kappa Andromedae b , que si se lo ve de cerca parecería de color rojizo. ^{[124] Se espera que} los planetas de helio tengan un aspecto blanco o gris. ^[125]

El brillo aparente ( magnitud aparente ) de un planeta depende de la distancia a la que se encuentre el observador, de la reflectividad del planeta (albedo) y de la cantidad de luz que recibe el planeta de su estrella, que depende de la distancia a la que se encuentre el planeta de la estrella y de lo brillante que sea la estrella. Por lo tanto, un planeta con un albedo bajo que esté cerca de su estrella puede parecer más brillante que un planeta con un albedo alto que esté lejos de la estrella. ^[126]

El planeta más oscuro conocido en términos de albedo geométrico es TrES-2b , un Júpiter caliente que refleja menos del 1% de la luz de su estrella, lo que lo hace menos reflectante que el carbón o la pintura acrílica negra. Se espera que los Júpiter calientes sean bastante oscuros debido al sodio y el potasio en sus atmósferas, pero no se sabe por qué TrES-2b es tan oscuro: podría deberse a un compuesto químico desconocido. ^{[127] [128] [129]}

En el caso de los gigantes gaseosos , el albedo geométrico generalmente disminuye con el aumento de la metalicidad o la temperatura atmosférica, a menos que haya nubes que modifiquen este efecto. El aumento de la profundidad de la columna de nubes aumenta el albedo en longitudes de onda ópticas, pero lo disminuye en algunas longitudes de onda infrarrojas. El albedo óptico aumenta con la edad, porque los planetas más viejos tienen mayores profundidades de columna de nubes. El albedo óptico disminuye con el aumento de la masa, porque los planetas gigantes de mayor masa tienen mayores gravedades superficiales, lo que produce menores profundidades de columna de nubes. Además, las órbitas elípticas pueden causar fluctuaciones importantes en la composición atmosférica, lo que puede tener un efecto significativo. ^[130]

En algunas longitudes de onda del infrarrojo cercano, en el caso de los gigantes gaseosos masivos y/o jóvenes, hay más emisión térmica que reflexión, por lo que, aunque el brillo óptico depende completamente de la fase , no siempre es así en el infrarrojo cercano. ^[130]

Las temperaturas de los gigantes gaseosos se reducen con el tiempo y con la distancia a sus estrellas. La reducción de la temperatura aumenta el albedo óptico incluso sin nubes. A una temperatura suficientemente baja, se forman nubes de agua, que aumentan aún más el albedo óptico. A temperaturas aún más bajas, se forman nubes de amoníaco, lo que da lugar a los albedos más altos en la mayoría de las longitudes de onda ópticas y del infrarrojo cercano. ^[130]

En 2014, se dedujo la existencia de un campo magnético alrededor de HD 209458 b a partir de la forma en que el hidrógeno se evaporaba del planeta. Es la primera detección (indirecta) de un campo magnético en un exoplaneta. Se estima que el campo magnético es aproximadamente una décima parte de la intensidad del de Júpiter. ^{[131] [132]}

Se cree que los campos magnéticos de los exoplanetas son detectables por sus emisiones de radio aurorales con radiotelescopios de baja frecuencia sensibles como LOFAR , aunque aún no se han encontrado. ^{[133] [134]} Las emisiones de radio podrían medir la tasa de rotación del interior de un exoplaneta, y pueden proporcionar una forma más precisa de medir la rotación de exoplanetas que examinando el movimiento de las nubes. ^[135] Sin embargo, la búsqueda de radio más sensible de emisiones aurorales , hasta el momento, de nueve exoplanetas con Arecibo tampoco resultó en ningún descubrimiento. ^[136]

El campo magnético de la Tierra es el resultado de su núcleo metálico líquido en movimiento, pero en supertierras masivas con alta presión, se pueden formar compuestos diferentes que no coinciden con los creados en condiciones terrestres. Se pueden formar compuestos con mayores viscosidades y altas temperaturas de fusión, lo que podría impedir que los interiores se separen en diferentes capas y dar lugar así a mantos sin núcleo indiferenciados. Las formas de óxido de magnesio como MgSi ₃ O ₁₂ podrían ser un metal líquido a las presiones y temperaturas que se encuentran en las supertierras y podrían generar un campo magnético en los mantos de las supertierras. ^{[137] [138]}

Se ha observado que los Júpiter calientes tienen un radio mayor del esperado. Esto podría deberse a la interacción entre el viento estelar y la magnetosfera del planeta , que crea una corriente eléctrica a través del planeta que lo calienta ( calentamiento Joule ) y hace que se expanda. Cuanto más activa magnéticamente es una estrella, mayor es el viento estelar y mayor la corriente eléctrica, lo que provoca un mayor calentamiento y expansión del planeta. Esta teoría coincide con la observación de que la actividad estelar está correlacionada con radios planetarios inflados. ^[139]

En agosto de 2018, los científicos anunciaron la transformación del deuterio gaseoso en hidrógeno metálico líquido . Esto puede ayudar a los investigadores a comprender mejor los planetas gaseosos gigantes , como Júpiter , Saturno y exoplanetas relacionados, ya que se cree que estos planetas contienen una gran cantidad de hidrógeno metálico líquido, que puede ser responsable de sus poderosos campos magnéticos observados . ^{[140] [141]}

Aunque los científicos anunciaron previamente que los campos magnéticos de los exoplanetas cercanos pueden causar un aumento de las llamaradas estelares y las manchas estelares en sus estrellas anfitrionas, en 2019 se demostró que esta afirmación era falsa en el sistema HD 189733. El hecho de no detectar "interacciones estrella-planeta" en el bien estudiado sistema HD 189733 pone en tela de juicio otras afirmaciones relacionadas con el efecto. ^[142] Una búsqueda posterior de emisiones de radio de ocho exoplanetas que orbitan a 0,1 unidades astronómicas de sus estrellas anfitrionas, realizada por el radiotelescopio de Arecibo, tampoco logró encontrar señales de estas interacciones magnéticas estrella-planeta. ^[143]

En 2019, se estimó la intensidad de los campos magnéticos superficiales de cuatro Júpiter calientes y oscilaron entre 20 y 120 gauss , en comparación con el campo magnético superficial de Júpiter de 4,3 gauss. ^{[144] [145]}

En 2007, dos equipos independientes de investigadores llegaron a conclusiones opuestas sobre la probabilidad de tectónica de placas en supertierras más grandes ^{[146] [147]:} un equipo decía que la tectónica de placas sería episódica o estancada ^[148] y el otro equipo decía que la tectónica de placas es muy probable en supertierras incluso si el planeta está seco. ^[149]

Si las supertierras tienen más de 80 veces más agua que la Tierra, se convierten en planetas oceánicos con toda la tierra completamente sumergida. Sin embargo, si hay menos agua que este límite, el ciclo de agua profunda moverá suficiente agua entre los océanos y el manto para permitir la existencia de los continentes. ^{[150] [151]}

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Las grandes variaciones de temperatura superficial en 55 Cancri e se han atribuido a una posible actividad volcánica que libera grandes nubes de polvo que cubren el planeta y bloquean las emisiones térmicas. ^{[152] [153]}

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La estrella 1SWASP J140747.93-394542.6 fue ocultada por un objeto que está rodeado por un sistema de anillos mucho más grande que los anillos de Saturno . Sin embargo, la masa del objeto no se conoce; podría ser una enana marrón o una estrella de baja masa en lugar de un planeta. ^{[154] [155]}

El brillo de las imágenes ópticas de Fomalhaut b podría deberse a la luz de las estrellas que se refleja en un sistema de anillos circumplanetarios con un radio entre 20 y 40 veces el radio de Júpiter, aproximadamente el tamaño de las órbitas de las lunas galileanas . ^[156]

Los anillos de los gigantes gaseosos del Sistema Solar están alineados con el ecuador de su planeta. Sin embargo, en el caso de los exoplanetas que orbitan cerca de su estrella, las fuerzas de marea de la estrella harían que los anillos más externos de un planeta se alinearan con el plano orbital del planeta alrededor de la estrella. Los anillos más internos de un planeta seguirían alineados con el ecuador del planeta, de modo que si el planeta tiene un eje de rotación inclinado , las diferentes alineaciones entre los anillos internos y externos crearían un sistema de anillos deformado. ^[157]

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En diciembre de 2013, se anunció un candidato a exoluna del planeta rebelde o enano rojo MOA-2011-BLG-262L . ^[158] El 3 de octubre de 2018, se informó de evidencia que sugería una gran exoluna orbitando Kepler-1625b . ^[159]

Se han detectado atmósferas alrededor de varios exoplanetas. El primero que se observó fue HD 209458 b en 2001. ^[161]

Hasta febrero de 2014, se habían observado más de cincuenta atmósferas de exoplanetas en tránsito y cinco atmósferas de exoplanetas fotografiadas directamente , ^[162] lo que permitió detectar características espectrales moleculares, observar gradientes de temperatura día-noche y determinar limitaciones en la estructura atmosférica vertical. ^[163] Además, se ha detectado una atmósfera en el Júpiter caliente no en tránsito Tau Boötis b . ^{[164] [165]}

En mayo de 2017, se descubrió que los destellos de luz de la Tierra , vistos titilando desde un satélite en órbita a un millón de millas de distancia, eran luz reflejada de cristales de hielo en la atmósfera . ^{[166] [167]} La ​​tecnología utilizada para determinar esto puede ser útil para estudiar las atmósferas de mundos distantes, incluidos los de los exoplanetas.

KIC 12557548 b es un pequeño planeta rocoso, muy cercano a su estrella, que se está evaporando y dejando una cola de nubes y polvo como un cometa . ^[168] El polvo podría ser ceniza que surge de los volcanes y escapa debido a la baja gravedad superficial del pequeño planeta, o podría ser de metales que se vaporizan por las altas temperaturas de estar tan cerca de la estrella y luego el vapor del metal se condensa en polvo. ^[169]

En junio de 2015, los científicos informaron que la atmósfera de GJ 436 b se estaba evaporando, lo que dio lugar a una nube gigante alrededor del planeta y, debido a la radiación de la estrella anfitriona, a una larga cola de 14 millones de kilómetros (9 millones de millas) de largo. ^[170]

Los planetas bloqueados por mareas en una resonancia de giro-órbita 1:1 tendrían su estrella siempre brillando directamente sobre un punto, que sería caliente mientras que el hemisferio opuesto no recibiría luz y estaría helado. Un planeta de este tipo podría parecerse a un globo ocular, con el punto caliente siendo la pupila. ^[171] Los planetas con una órbita excéntrica podrían estar bloqueados en otras resonancias. Las resonancias 3:2 y 5:2 darían como resultado un patrón de doble globo ocular con puntos calientes tanto en los hemisferios oriental como occidental. ^[172] Los planetas con una órbita excéntrica y un eje de rotación inclinado tendrían patrones de insolación más complicados. ^[173]

Las características de la superficie se pueden distinguir de las características atmosféricas comparando la espectroscopia de emisión y reflexión con la espectroscopia de transmisión . La espectroscopia de infrarrojo medio de exoplanetas puede detectar superficies rocosas, y el infrarrojo cercano puede identificar océanos de magma o lavas de alta temperatura, superficies de silicato hidratado y hielo de agua, lo que proporciona un método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rocosos y gaseosos. ^[174]

La medición de la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre permite estimar la temperatura de un exoplaneta. Por ejemplo, se estima que el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 °C (50 K). Sin embargo, estas estimaciones pueden ser sustancialmente erróneas porque dependen del albedo del planeta, generalmente desconocido , y porque factores como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Se ha medido la temperatura de algunos planetas observando la variación de la radiación infrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbita y es eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo, se ha estimado que el planeta HD 189733b tiene una temperatura promedio de 1205 K (932 °C) en su lado diurno y 973 K (700 °C) en su lado nocturno. ^[176]

A medida que se descubren más planetas, el campo de la exoplanetología continúa creciendo hacia un estudio más profundo de los mundos extrasolares y, en última instancia, abordará la perspectiva de vida en planetas más allá del Sistema Solar . ^[177] A distancias cósmicas, la vida solo se puede detectar si se desarrolla a escala planetaria y modifica fuertemente el entorno planetario, de tal manera que las modificaciones no se puedan explicar por procesos físico-químicos clásicos (procesos fuera de equilibrio). ^{[177] Por ejemplo,} el oxígeno molecular ( O
₂) en la atmósfera de la Tierra es el resultado de la fotosíntesis de plantas vivas y muchos tipos de microorganismos, por lo que puede usarse como una indicación de vida en exoplanetas, aunque pequeñas cantidades de oxígeno también podrían producirse por medios no biológicos. ^[178] Además, un planeta potencialmente habitable debe orbitar una estrella estable a una distancia dentro de la cual los objetos de masa planetaria con suficiente presión atmosférica puedan soportar agua líquida en sus superficies. ^{[179] [180]}

La zona habitable alrededor de una estrella es la región donde la temperatura es la adecuada para permitir que exista agua líquida en la superficie de un planeta; es decir, no demasiado cerca de la estrella para que el agua se evapore y no demasiado lejos de la estrella para que el agua se congele. El calor producido por las estrellas varía según el tamaño y la edad de la estrella, por lo que la zona habitable puede estar a diferentes distancias para diferentes estrellas. Además, las condiciones atmosféricas del planeta influyen en la capacidad del planeta para retener el calor, por lo que la ubicación de la zona habitable también es específica para cada tipo de planeta: los planetas desérticos (también conocidos como planetas secos), con muy poca agua, tendrán menos vapor de agua en la atmósfera que la Tierra y, por lo tanto, tendrán un efecto invernadero reducido, lo que significa que un planeta desértico podría mantener oasis de agua más cerca de su estrella que la Tierra del Sol. La falta de agua también significa que hay menos hielo para reflejar el calor al espacio, por lo que el borde exterior de las zonas habitables de los planetas desérticos está más alejado. ^{[181] [182]} Los planetas rocosos con una atmósfera espesa de hidrógeno podrían mantener agua superficial mucho más allá de la distancia Tierra-Sol. ^[183] ​​Los planetas con mayor masa tienen zonas habitables más amplias porque la gravedad reduce la profundidad de la columna de nubes de agua, lo que reduce el efecto invernadero del vapor de agua, moviendo así el borde interior de la zona habitable más cerca de la estrella. ^[184]

La velocidad de rotación planetaria es uno de los principales factores que determinan la circulación de la atmósfera y, por lo tanto, el patrón de las nubes: los planetas que giran lentamente crean nubes espesas que reflejan más y, por lo tanto, pueden ser habitables mucho más cerca de su estrella. La Tierra, con su atmósfera actual, sería habitable en la órbita de Venus, si tuviera la rotación lenta de Venus. Si Venus perdió su océano de agua debido a un efecto invernadero descontrolado , es probable que haya tenido una mayor velocidad de rotación en el pasado. Alternativamente, Venus nunca tuvo un océano porque se perdió vapor de agua en el espacio durante su formación ^[185] y podría haber tenido su rotación lenta a lo largo de su historia. ^[186]

Los planetas bloqueados por mareas (también conocidos como planetas "globo ocular" ^[187] ) pueden ser habitables más cerca de su estrella de lo que se creía anteriormente debido al efecto de las nubes: en un flujo estelar alto, la convección fuerte produce nubes de agua espesas cerca del punto subestelar que aumentan en gran medida el albedo planetario y reducen las temperaturas de la superficie. ^[188]

Los planetas en las zonas habitables de estrellas con baja metalicidad son más habitables para la vida compleja en la tierra que las estrellas de alta metalicidad porque el espectro estelar de las estrellas de alta metalicidad tiene menos probabilidades de causar la formación de ozono, lo que permite que más rayos ultravioleta lleguen a la superficie del planeta. ^{[189] [190]}

Las zonas habitables se han definido generalmente en términos de temperatura superficial, sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, ^[191] y la temperatura aumenta con la profundidad, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida microbiana cuando la superficie está congelada y si esto se considera, la zona habitable se extiende mucho más allá de la estrella, ^[192] incluso los planetas rebeldes podrían tener agua líquida a profundidades suficientes bajo tierra. ^[193] En una era anterior del universo, la temperatura del fondo cósmico de microondas habría permitido que cualquier planeta rocoso que existiera tuviera agua líquida en su superficie independientemente de su distancia de una estrella. ^[194] Los planetas similares a Júpiter podrían no ser habitables, pero podrían tener lunas habitables . ^[195]

El borde exterior de la zona habitable es donde los planetas están completamente congelados, pero los planetas que se encuentran bien dentro de la zona habitable pueden congelarse periódicamente. Si las fluctuaciones orbitales u otras causas producen enfriamiento, esto crea más hielo, pero el hielo refleja la luz solar causando aún más enfriamiento, creando un ciclo de retroalimentación hasta que el planeta está completamente o casi completamente congelado. Cuando la superficie está congelada, esto detiene la erosión del dióxido de carbono , lo que resulta en una acumulación de dióxido de carbono en la atmósfera a partir de emisiones volcánicas. Esto crea un efecto invernadero que vuelve a descongelar el planeta. Los planetas con una gran inclinación axial ^[196] tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve y pueden retener agua líquida más lejos de su estrella. Grandes fluctuaciones de inclinación axial pueden tener un efecto de calentamiento incluso mayor que una gran inclinación fija. ^{[197] [198]} Paradójicamente, los planetas que orbitan estrellas más frías, como las enanas rojas, tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve porque la radiación infrarroja emitida por estrellas más frías está principalmente en longitudes de onda que son absorbidas por el hielo que lo calienta. ^{[199] [200]}

Si un planeta tiene una órbita excéntrica, el calentamiento por mareas puede proporcionar otra fuente de energía además de la radiación estelar. Esto significa que los planetas excéntricos en la zona habitable radiativa pueden ser demasiado calientes para el agua líquida. Las mareas también circularizan las órbitas con el tiempo, por lo que podría haber planetas en la zona habitable con órbitas circulares que no tengan agua porque solían tener órbitas excéntricas. ^[201] Los planetas excéntricos más alejados de la zona habitable seguirían teniendo superficies congeladas, pero el calentamiento por mareas podría crear un océano subterráneo similar al de Europa . ^[202] En algunos sistemas planetarios, como en el sistema Upsilon Andromedae , la excentricidad de las órbitas se mantiene o incluso varía periódicamente por perturbaciones de otros planetas en el sistema. El calentamiento por mareas puede provocar la desgasificación del manto, lo que contribuye a la formación y reposición de una atmósfera. ^[203]

Una revisión en 2015 identificó a los exoplanetas Kepler-62f , Kepler-186f y Kepler-442b como los mejores candidatos para ser potencialmente habitables. ^[204] Estos se encuentran a una distancia de 1200, 490 y 1120 años luz de distancia, respectivamente. De estos, Kepler-186f tiene un tamaño similar a la Tierra con su medida de radio terrestre de 1,2, y se encuentra hacia el borde exterior de la zona habitable alrededor de su estrella enana roja .

Si analizamos los candidatos a exoplanetas terrestres más cercanos, Próxima Centauri b se encuentra a unos 4,2 años luz de distancia. Se estima que su temperatura de equilibrio es de -39 °C (234 K). ^[205]

• En noviembre de 2013, se estimó que entre el 22 y el 8 % de las estrellas similares al Sol ^[a] en la Vía Láctea podrían tener un planeta del tamaño de la Tierra ^[b] en la zona habitable ^{[c] . [8] [115]} Suponiendo que hay 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, ^[d] eso serían 11 mil millones de Tierras potencialmente habitables, cifra que aumentaría a 40 mil millones si se incluyen las enanas rojas . ^[10]
• En abril de 2014 se informó del descubrimiento de Kepler-186f , un planeta con un radio de 1,2 veces el de la Tierra y situado en la zona habitable de una enana roja .
• Proxima Centauri b, un planeta en la zona habitable de Proxima Centauri , la estrella conocida más cercana al sistema solar, con una masa mínima estimada de 1,27 veces la masa de la Tierra.
• En febrero de 2013, los investigadores especularon que hasta un 6% de las pequeñas enanas rojas podrían tener planetas del tamaño de la Tierra. Esto sugiere que la más cercana al Sistema Solar podría estar a 13 años luz de distancia. La distancia estimada aumenta a 21 años luz cuando se utiliza un intervalo de confianza del 95%. ^[206] En marzo de 2013, una estimación revisada dio una tasa de ocurrencia del 50% para planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de las enanas rojas. ^[207]
• Con 1,63 veces el radio de la Tierra, Kepler-452b es el primer planeta de tamaño cercano a la Tierra descubierto en la "zona habitable" alrededor de una estrella similar al Sol de tipo G2 (julio de 2015). ^[208]

Los exoplanetas suelen ser miembros de sistemas planetarios de múltiples planetas alrededor de una estrella. Los planetas interactúan entre sí gravitacionalmente y a veces forman sistemas resonantes donde los períodos orbitales de los planetas están en proporciones enteras. El sistema Kepler-223 contiene cuatro planetas en una resonancia orbital de 8:6:4:3 . ^[209]

Algunos Júpiter calientes orbitan sus estrellas en dirección opuesta a la rotación de sus estrellas. ^[210] Una explicación propuesta es que los Júpiter calientes tienden a formarse en cúmulos densos, donde las perturbaciones son más comunes y es posible la captura gravitacional de planetas por estrellas vecinas. ^[211]

• CoRoT – Telescopio espacial que descubrió el primer planeta rocoso en tránsito. ^[212]
• Kepler – Misión para buscar grandes cantidades de exoplanetas utilizando el método de tránsito.
• TESS – Para buscar nuevos exoplanetas; gira de manera que al final de su misión de dos años habrá observado estrellas de todo el firmamento. Se espera que encuentre al menos 3.000 nuevos exoplanetas.
• HARPS – Espectrógrafo Echelle de alta precisión para detección de planetas instalado en el telescopio de 3,6 m de ESO en el Observatorio La Silla, en Chile .
• ESPRESSO – Un espectrógrafo para detección de planetas rocosos y observación espectroscópica estable, montado en el telescopio VLT de 4 por 8,2 m de ESO , situado en la cumbre nivelada del Cerro Paranal , en el desierto de Atacama , en el norte de Chile.
• ANDES – Se espera que el espectrógrafo de alta dispersión Echelle de ArmazoNes, un espectrógrafo para la detección y caracterización de planetas, se instale en el telescopio ELT de 39,3 m de ESO . ANDES se conocía formalmente como HIRES, que a su vez se creó tras la fusión de los consorcios responsables de los conceptos anteriores de espectrógrafos CODEX (alta resolución óptica) y SIMPLE (alta resolución en el infrarrojo cercano).

• Detectar la Tierra desde sistemas estelares distantes
• Planetas extrasolares en la ficción
• Listas de exoplanetas
• Captura planetaria
• Zona habitable para vida compleja