Planeta sin núcleo

Origen

De acuerdo con un documento del 2008 de Sara Seager y Linda Elkins-Tanton,acrecienta a partir de materiales tipo condrita, totalmente oxidados, ricas en agua, donde la totalidad del hierro metálico se consolida en forma de cristales minerales de silicato. Tales planetas pueden formarse en las regiones más frías y más alejadas de la estrella central. En el segundo, el planeta acrecienta tanto de materiales ricos en agua y ricos en metales de hierro. Sin embargo, el hierro metálico reacciona con el agua para formar óxido de hierro y emite hidrógeno antes de que la diferenciación del núcleo de metal haya tenido lugar. Siempre que las gotas de hierro se mezclan bien y sean lo suficientemente pequeñas (<1 centímetro), el resultado final previsto es que el hierro se oxide y sea atrapado en el manto, incapaz de formar un núcleo.

 hay probablemente dos maneras en que un planeta sin núcleo pueden formarse. En el primero, el planeta

Características

Un completo planeta sin núcleo de silicato no tendrá un núcleo fundido y por lo tanto no habrá ningún campo magnético. Los tamaños predichos de los planetas sin núcleo son similares dentro de un pequeño tanto por ciento, lo que dificulta la interpretación de la composición interna del exoplaneta basado en las medidas de masasy radios planetarios.

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Planeta de helio

origen

Un posible escenario consiste en AM CVn, un tipo de estrellas binarias simbióticas compuesta por dos núcleos de helio de estrellas enanas blancas rodeado por un disco de acreción circumbinario de helio formado durante la transferencia de masa de la menos masiva a la enana blanca más masiva. Después de que pierde la mayor parte de su masa, la enana blanca menos masiva puede aproximarse a la masa planetaria.

Un planeta de helio es un tipo teórico de planeta que potencialmente se puede formar a partir de estrellas enanas blancas de masa baja, en cuyo caso el planeta contiene poco de hidrógeno (en contraste, los planetas gigante de gas como Júpiter y Saturno consisten principalmente de hidrógeno y helio).

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Neptuno frío

Un neptuno frío es un tipo de planeta con una masa que va desde unas diez masas de la Tierra (una supertierra) a menos de la masa de Saturno. Los neptunos fríos deberían ubicarse más allá de la línea de nieve, donde las temperaturas son más frescas y es más fácil para los compuestos del hidrógeno como el agua, amoníaco ymetano condensarse en granos de hielo sólido.

Los cuatro únicos neptunos fríos conocidos son Urano y Neptuno en nuestro Sistema Solar y los exoplanetas OGLE-2005-BLG-169Lb y OGLE-2007-BLG-368LbAmbos de estos exoplanetas fueron detectados por microlente gravitacionales en órbita alrededor de oscuras estrellas rojo-anaranjadas.

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Planeta terrestre

Un planeta terrestre, también denominado planeta telúrico o planeta rocoso, es un planeta formado principalmente por silicatos. Los planetas terrestres son sustancialmente diferentes de los planetas gigantes gaseosos, los cuales puede que no tengan una superficie sólida y están constituidos principalmente por gases tales como hidrógeno, helio y agua en diversos estados de agregación. Todos los planetas terrestres tienen aproximadamente la misma estructura: un núcleo metálico, mayoritariamente férreo, y un manto de silicatos que lo rodea. La Luna tiene una composición similar, excepto el núcleo de hierro. Los planetas terrestres tienen cañones, cráteres, montañas y volcanes. Además tienen atmósferas secundarias, procedente de sus procesos geológicos internos, al contrario que los gigantes gaseosos que poseen atmósferas primarias, capturadas directamente de la nebulosa solar original.

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Planeta de carbono

 planeta de carbono, también denominado planeta de diamante o planeta de carburo, es un tipo de planeta terrestre propuesto por Marc Kuchner con capas internas de diamante de varios kilómetros de espesor. Los planetas de diamante podrían formarse en los discos protoplanetarios encontrados alrededor de muchas estrellas, si estos son ricos en carbono y pobres en oxígeno.

En octubre de 2012 se anunció que 55 Cancri e en la constelación de Cáncer, era un planeta de diamante y que, aunque no era el primero en ser detectado, si era el primero en orbitar una estrella similar al Sol.

Esta clase de planeta tendría que desarrollarse de manera diferente a la de la Tierra, Marte y Venus, planetas de silicatos formados principalmente de compuestos de oxígeno y silicio. Las teorías predicen que tales planetas probablemente tendrían un núcleo de hierro similar al de los planetas terrestres conocidos y un manto liquido de carbonatos. Tendrían una superficie de carburo de silicio y carburo de titanio, cubierta con una capa de carbono que se encontraría en forma de grafito, posiblemente con una capa de diamante en el interior si el planeta es lo bastante grande para producir la presión suficiente.

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Púlsar

Púlsar de la Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del Telescopio espacial Hubble(rojo), e imágenes en rayos X obtenidas por elTelescopio Chandra (azul).

Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.

El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.

Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los «cañones de radiación» de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.

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Supertierra

El término supertierra es utilizado para hacer referencia a un planeta terrestre extrasolar que posee entre una y diez veces la masa de la Tierra. Además, una característica común es que todos ellos se encuentran muy cerca de la estrella a la que orbitan, pues un planeta de tanto tamaño si se encontrara muy alejado habría perdido menos gas en su formación y habría dado lugar a un gigante gaseoso(como, por ejemplo, Júpiter).

El primer descubrimiento de un planeta de estas características fue llevado a cabo en 2005 por un equipo dirigido por Eugenio Rivera, siendo el planeta en cuestión Gliese 876 d, y a partir de entonces se han ido descubriendo más supertierras. En el sistema solar, sin embargo, no existe ningún planeta que reúna las características necesarias, puesto que el mayor planeta terrestre es la propia Tierra, y todos los demás planetas tienen, al menos, 14 veces la masa terrestre.

La primera supertierra descubierta

En 1991, Aleksander Wolszczan y Dale A. Frail, por medio del radiotelescopio de Arecibo, lograron descubrir dos planetas que orbitaban alrededor del púlsar PSR B1257+12. Por su relativa cercanía al pulsar, aproximadamente la mitad de la distancia Tierra-Sol, y su relativa poca masa con respecto a los gigantes gaseosos para ser clasificados como tales, unas 3 veces la masa de la Tierra, son denominados hoy como supertierras y con características similares a las de la Tierra.

Sin embargo, la primera supertierra descubierta que orbita alrededor de una estrella de secuencia principal (más parecida al Sol), es Gliese 876 d, la cual fue descubierta en 2005 por un equipo liderado por Eugenio Rivera orbitando alrededor de la enana rojaGliese 876. La masa del planeta se estima en unas 7,5 veces la masa de la Tierra, y su período orbital es de tan sólo 2 días. Debido a la proximidad del planeta a la estrella, la temperatura superficial de Gliese 876 d es de 650 kelvin.

Primera supertierra descubierta en zona habitable

En abril de 2007 un equipo suizo, liderado por Stéphane Udry, anunció el descubrimiento de dos nuevas super-Tierras que orbitaban alrededor de la enana roja Gliese 581, ambas situadas en una zona habitable alrededor de la estrella, donde sería posible que hubiera agua líquida en su superficie. Gliese 581 c tiene una masa 5 veces mayor que la masa terrestre, y se encuentra a una distancia de su estrella de 0,073 UA (o lo que es lo mismo, 11 millones de kilómetros). Se estima que el planeta, sin tener en cuenta los efectos atmosféricos, tenga una temperatura aproximada de -3º C o 40º C, dependiendo de si el albedo es similar a Venus o a la Tierra.

Otros descubrimientos de supertierras

Representación artística de la supertierra Corot-7 b.

En 2006 se descubrieron dos supertierras muy lejanas, a unos 21.500 ± 3.300 años luz de distancia se halló OGLE-2005-BLG-390Lb, una supertierra de unas 5,5 masas terrestres, y a 41 años luz, por medio de la microlente gravitacional, se descubrió HD 69830 b, con una masa aproximada 10 veces mayor a la terrestre.

En junio de 2008, investigadores europeos anunciaron el descubrimiento de tres supertierras que orbitaban en torno a HD 40307, una estrella de masa algo menor a la del Sol. Los planetas, que fueron detectados mediantevelocidad radial gracias al espectrógrafo HARPS situado en Chile, tienen unas masas de 4,2, 6,7 y 9,4 veces la masa de la Tierra.

El mismo equipo de investigadores anunció el descubrimiento de un planeta de 7,5 veces la masa terrestre orbitando en torno a HD 181433.

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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. 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.

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, aunque posteriormente ha sido incluida en los catálogos de los planetas extrasolares.

• 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.

  1995

  • 51 Pegasi b: El primer descubrimiento confirmado de un planeta alrededor de una estrella del tipo solar, un Júpiter caliente con una órbita de 4,2 días.

  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.

  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 M_J; que orbitan a 0,0595, 0,830, y 2,54 ua, respectivamente. En 2007, sus inclinaciones se determinaron como no coplanares.
  • HD 209458 b: Este exoplaneta, descubierto originalmente por el método de la velocidad radial, se convirtió en el primer exoplaneta en ser visto transitando a su estrella madre. La detección del tránsito confirmó de manera concluyente la existencia de los planetas sospechosos de ser responsables de las mediciones de velocidad radial.

  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 inferiores  En 2008, el albedo de la capa de nubes se midió, y su estructura está modelada como estratosférica.

  2003

  • PSR B1620-26c: El 10 de julio, utilizando información obtenida por el Telescopio Espacial Hubble, un equipo de científicos liderado por Steinn Sigurdsson confirmó el planeta extrasolar más antiguo hasta ahora. El planeta se encuentra en el cúmulo de estrellas globular M4, a unos 5.600 años luz de la Tierra en la constelaciónde 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 

  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 un radio ligeramente mayor que el de la Luna.

  • Kepler-78b Fue anunciado el 30 de octubre. Investigadores del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT) han descubierto que el pequeño planeta Kepler 78b, que identificaron el pasado mes de agosto, tiene similitudes con la Tierra. Los científicos determinaron que este cuerpo es de aproximadamente 1,7 veces la masa de la Tierra, su densidad es de 5,3 gramos por centímetro cúbico (similar a la de la Tierra que es de 5,515 g/cm³) y su diámetro es 1,2 veces el de nuestro planeta. El equipo encontró que Kepler 78b, descubierto a 700 años luz, gira alrededor de su estrella en solo 8,5 horas, muy rápido en comparación con la órbita de 365 días de nuestro planeta. Además, el exoplaneta es muy caliente con temperaturas que oscilan entre 1.500 y 3.000 °C. Todo esto se debe a la extrema cercanía a su sol y por lo tanto, es probable que no existan seres vivos en ese planeta, según la investigación, publicada en 'Nature'. No obstante, para los astrónomos tiene cierta relevancia al poseer un tamaño y una composición muy parecidas a la Tierra.

  2014

  • Kepler-186f es un exoplaneta que orbita la estrella enana roja Kepler-186. Es el primer planeta del tamaño de la Tierra que ha sido descubierto en la zona habitable de una estrella. Es el último de cinco planetas descubiertos por el telescopio Kepler de la NASA que orbita esa estrella.
  • Kepler-421b es el exoplaneta en transito con la órbita mas larga hasta ahora detectada. El planeta realiza una órbita en 704 dias.

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Características físicas

Representación artística de un planeta extrasolar gigante con un satélite similar a la tierra, con vastos océanos de agua.

Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y órbitas excéntricas muy cercanas a la estrella central.

El método de las velocidades radiales favorecía el descubrimiento de planetas gigantes muy cercanos a su estrella central, algunos de ellos en órbitas más pequeñas que la órbita de Mercurio. Estos planetas se llaman a veces júpiteres calientes. En los últimos años los astrónomos han podido refinar sus métodos encontrando sistemas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo, una fracción importante de los sistemas planetarios posee planetas gigantes en órbitas pequeñas, muy diferentes a nuestro sistema solar.

Hasta hace poco la detección de planetas tipo terrestre parecía fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En todo caso la mayoría de 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 quince veces la masa terrestre, es decir, comparables a Neptuno y también candidatos con hasta dos veces la masa de la Tierra, que corresponde a la categoría de supertierras.

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Cuando un planeta se encuentra por el método de la velocidad radial, su inclinación orbital i es desconocida. El método no puede determinar la masa cierta del planeta, sino que da su masa mínima M sin i. En algunos casos un exoplaneta aparente en realidad puede ser un objeto más masivo, como una enana marrón o enana roja. Sin embargo, estadísticamente el factor de sin tomar un valor promedio de π / 4≈0,785 y por lo tanto la mayoría de los planetas tienen masas ciertas, bastante cerca de la masa mínima. Por otra parte, si la órbita del planeta es casi perpendicular al cielo (con una inclinación de cerca de 90°), el planeta también puede ser detectado mediante el método del tránsito. La inclinación a continuación, se dará a conocer, y se puede determinar la masa real del planeta. Además, las observaciones astrométricas y las consideraciones dinámicas en sistemas de múltiples planetas a veces pueden ser usadas para restringir la masa real de un planeta.

Los resultados de los primeros 43 días de la misión Kepler "implican que pequeños planetas candidatos con períodos de menos de 30 días son mucho más comunes que los candidatos a planetas grandes con períodos de menos de 30 días y que los descubrimientos hechos desde tierra están mostrando la larga distribución de tamaños".

Una conferencia de los investigadores del Proyecto Kepler en julio de 2010 evidenció que la distribución de masas encontrada en los planetas extrasolares es muy similar a la que observamos en nuestro sistema solar, con gran cantidad de planetas de tamaño similar al terrestre. Según estos últimos datos, las estimaciones arrojan unos 100 millones de planetas de tamaño similar a la Tierra sólo en nuestra galaxia.

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Temperatura y composición

Comparación de tamaños de los planetas condiferentes composiciones

Es posible calcular la temperatura de un exoplaneta basado en la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre. Por ejemplo, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb se estima que tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 ° C (aproximadamente 50 K). Sin embargo, estas estimaciones pueden estar sustancialmente en un error porque dependen del albedo por lo general desconocido del planeta, y debido a factores tales como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Pocos planetas han tenido su temperatura medida por la observación de la variación en la radiación infrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbita y se ve eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo, en el planeta HD 189733 b, se ha encontrado que tiene una temperatura media de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) en su lado diurno y 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) en su lado nocturno.

Si un planeta es detectable por tanto la velocidad radial y los métodos de tránsito, entonces, su verdadera masa y su radio se pueden medir y como resultado se puede conocer la densidad del planeta. Los planetas con baja densidad se infieren a estar formados principalmente por hidrógeno y helio mientras que los planetas de densidad intermedia se infiere que tienen el agua como un gran componente. Un planeta de alta densidad se cree que es rocoso, como la Tierra y los otros planetas terrestres del Sistema Solar.

Las mediciones espectroscópicas se pueden utilizar para estudiar la composición atmosférica de un planeta en tránsito. De esta manera se han detectado en las atmósferas de diferentes exoplanetas: el vapor de agua, vapor de sodio, metano y dióxido de carbono. La técnica posiblemente podría descubrir características atmosféricas que sugieren la presencia de la vida en un exoplaneta, pero ese descubrimiento no ha sido hecho aún.

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Estrellas Múltiples

La mayoria de los planetas conocidos orbitan estrellas individuales, pero algunos órbitan a un miembro de un sistema binario de estrellas, y varios planetas circumbinarios han sido descubiertos que orbitan alrededor de los dos miembros de una estrella binaria. Algunos planetas en sistemas triples de estrellas son conocidos  y otro en el sistema cuádruple Kepler 64. Los resultados de Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (hasta octubre de 2013, la nave espacial había encontrado siete planetas desde alrededor de 1.000 binarias eclipsantes buscadas). Un hallazgo desconcertante es que ninguna de las estrellas binarias cercanas buscadas parecen tener planetas eclipsantes. La mitad de las estrellas tiene un período orbital de 2,7 días o menos, pero ninguno de los binarios con planetas tienen un período de menos de 7,4 días. Otro hallazgo sorprendente de Kepler está em que los planetas circumbinarios tienden a órbitar sus estrellas cercanas al radio crítico de inestabilidad (cálculos teóricos indican la distancia mínima estable es más o menos dos a tres veces el tamaño de la separación de las estrellas.)

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Metallicidad

Las estrellas ordinarias se componen principalmente de los elementos ligeros como el hidrógeno y el helio. También contienen una pequeña proporción de elementos más pesados​​, y esta fracción se conoce como metalicidad de una estrella (incluso si los elementos no son metales en el sentido tradicional),  denotado [m/h] y se expresan en una escala logarítmica en la que cero es la metalicidad solar.

Un estudio de 2012 de los datos de la nave espacial Kepler encontró que se los planetas más pequeños con radios menores que el de Neptuno se encontraban alrededor de estrellas con metalicidad en el rango de -0.6 < [m/H] < +0,5 (aproximadamente cuatro veces menos que el Sol a tres veces más que el Sol), mientras que se encontraron que los planetas más grandes en su mayoría se encontraron alrededor de estrellas con metalicidad en el extremo superior de este rango (con metalicidad solar y mayor) en este estudio los planetas pequeños se ocurrían alrededor de tres veces más frecuetemente que los grandes planetas alrededor estrellas de metalicidad mayor que la del Sol, pero ocurrian alrededor de seis veces más frecuentemente para las estrellas con metalicidad menor que la del sol. La falta de los gigantes de gas alrededor de estrellas de baja metalicidad podría ser debido a que el metallicidad de los discos protoplanetarios afecta que tan rapido pueden formarse los núcleos planetarios y si se puende acrecentar una envoltura gaseosa antes de que se disipe el gas. Sin embargo, Kepler sólo puede observar planetas muy cercanos a su estrella y los gigantes de gas detectados probablemente migraron desde más lejos, por lo que una disminución de la eficiencia de la migración en los discos de baja metalicidad también podría explicar en parte estos resultados.

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Características de las estrellas que albergan planetas

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas más o menos similares a nuestro Sol, es decir, estrellas de secuencia principal de categorías espectrales F, G o K. Una razón es simplemente que los programas de búsqueda de planetas han tendido a concentrarse en tales estrellas. Pero incluso después de tomar esto en cuenta, el análisis estadístico indica que las estrellas de menor masa (enana roja, de categoría estelar M) son menos propensas a tener planetas o tienen planetas que son ellos mismos de menor masa y por lo tanto más difíciles de detectar. Estrellas de lacategoría estelar A típicamente giran muy rápidamente, lo que hace que sea muy difícil de medir los pequeños desplazamientos Doppler inducidos por planetas en órbita, ya que las líneas espectrales son muy amplias. Sin embargo, este tipo de estrella masiva eventualmente se convierte en una gigante roja más fría que gira más lentamente y por lo tanto puede ser medido utilizando el método de la velocidad radial. A principios de 2011 se habían encontrado unos 30 planetas del tipo de Júpiter alrededor de estrellas K-gigantes como Pollux, Gamma Cephei y Iota Draconis. Estudios Doppler en torno a una gran variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de la masa del Sol son órbitadas por alrededor de uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 en 16 para estrellas similares al Sol, y sólo 1 en 50 para la clase M de enanas rojas. Por otra parte, las búsquedas de micro-lentes indican que los planetas del tipo Neptuno masivos de largo período se encuentran alrededor de 1 de cada 3 enanas M. Observaciones recientes del Telescopio Espacial Spitzer indican que las estrellas de categoría estelar O, que son mucho más calientes que nuestro Sol, producen un efecto de foto-evaporación que inhibe la formación planetaria

La clasificación espectral de Morgan-Keenan.

Un video interesante de como se origina planetas a través de la muerte de las estrellas es el siguiente:

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