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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Número de estrellas con planetas

La mayoría de los planetas extrasolares descubiertos se encuentran a unos 300años luz del Sistema Solar.

Los programas de búsqueda de planetas han descubierto planetas orbitando alrededor de una fracción sustancial de las estrellas que han estudiado. Sin embargo, la fracción total de estrellas con planetas es incierta debido a efectos de selección observacional. El método de velocidad radial y el método de tránsito (que entre ellos son responsable de la gran mayoría de las detecciones) son más sensibles a los grandes planetas en órbitas pequeñas. Por esa razón, muchos exoplanetas conocidos son del tipo "Júpiter caliente": planetas de alrededor de la masa de Júpiter en órbitas muy pequeñas, con períodos de solamente algunos días. Ahora se sabe que entre 1% a 1.5% de las estrellas como el sol poseen ese tipo de planeta, donde la estrella parecida al sol se refiere a cualquier estrella de secuencia principal de clases espectrales F, G o K sin un compañero estelar cercano. El descubrimiento de planetas extrasolares ha intensificado el interés en la posibilidad de vida extraterrestre.se estima además que entre 3% a 4.5% de estrellas parecidas al sol poseen un planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde "planeta gigante" significa un planeta de por lo menos treinta masas de la tierra.

La fracción de estrellas con planetas más pequeños o más alejados sigue siendo difícil de estimar. Extrapolando los resultados se sugiere que los planetas pequeños (con similar masa a la de la Tierra) son más comunes que los planetas gigantes. También parece que los planetas en órbitas de gran tamaño pueden ser más comunes que los en pequeñas órbitas. De acuerdo con tal extrapolación, se estima que quizás el 20% de las estrellas parecidas al sol tienen por lo menos un planeta gigante, mientras que por lo menos el 40% pueden tener planetas de masas más bajas.

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Definición

La definición oficial de planeta de la Unión Astronómica Internacional (UAI) sólo cubre el Sistema Solar y por lo tanto no asume ninguna postura sobre los exoplanetas. Hasta abril del 2010, la única declaración de definición emitida por la Unión Astronómica Internacional que pertenece a los exoplanetas es una definición de trabajo publicada en el 2001 y modificada en el 2003. Esta definición contiene los siguientes criterios: Los objetos con masas reales por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas o remanentes estelares son planetas (no importa cómo se formaron). La masa mínima / tamaño requerido para que un objeto extrasolar sea considerado como un planeta debe ser la misma masa que la utilizada en nuestro sistema solar. Los objetos sub-estelares con masas reales por encima de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio son "enanas marrones", no importa cómo se formaron ni dónde están ubicados. Los objetos que flotan libremente en cúmulos de estrellas jóvenes con masas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio no son planetas, pero son sub-enanas marrones (o el nombre que sea el más apropiado). En este artículo se sigue la anterior definición de trabajo. Por lo tanto, sólo se habla de planetas que orbitan estrellas o enanas marrones. (También ha habido varios reportes de detecciones de objetos de masa planetaria, a veces llamados "planetas errantes" que no orbitan cualquier cuerpo padre. Algunos de estos pueden haber pertenecido a un sistema planetario de una estrella antes de ser expulsados de ella.) Sin embargo, cabe señalar que la definición de trabajo de la IAU no es universalmente aceptada. Una sugerencia alternativa es que los planetas deben distinguirse de las enanas marrones sobre la base de la formación. La creencia generalizada es que los planetas gigantes se forman a través de la acreción del núcleo, y este proceso a veces puede producir planetas con masas por encima del umbral de fusión del deuterio; planetas masivos de este tipo puede que ya hallan sido observados. Este punto de vista también admite la posibilidad de sub-enanas marrones, que tienen masas planetarias, pero que se forman como las estrellas por el colapso directo de las nubes de gas.

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Nomenclatura

El sistema utilizado en la literatura científica para nombrar a los planetas extrasolares es muy similar al sistema utilizado para nombrar a estrellas binarias. La única modificación es que se utilizan letras minúsculas para el planeta en lugar de letras mayúsculas que se utilizan para las estrellas. La letra minúscula se coloca después del nombre de la estrella, comenzando con la letra "b" a partir del primer planeta encontrado en el sistema (por ejemplo, 51 Pegasi b); se salta la letra "a" para evitar cualquier confusión con la estrella primaria. El siguiente planeta en el sistema se etiqueta con la siguiente letra del alfabeto. Por ejemplo, cualquier planeta adicional encontrado alrededor de 51 Pegasi seria catalogado como 51 Pegasi c y 51 Pegasi d, y así sucesivamente. Si dos planetas se descubren al mismo tiempo, el más cercano a la estrella se le asigna la letra siguiente, seguido por el planeta más lejano. En algunos casos un planeta ha sido encontrado más cerca de su estrella que otros planetas ya conocidos, por lo que el orden de las letras no sigue el orden de los planetas desde la estrella. Por ejemplo, en el sistema 55 Cancri, el planeta más recientemente descubierto se conoce como 55 Cancri f, a pesar de que está más cerca de la estrella que 55 Cancri d. Hasta agosto del 2010, la mayor letra en uso es "h", aplicada a dicho planeta HD 10180 h. Si un planeta gira alrededor de un miembro de un sistema de estrellas múltiples, entonces, una letra mayúscula para la estrella será seguida por una letra minúscula para el planeta. Los ejemplos incluyen los planetas 16 Cygni Bb y 83 Leonis Bb. Sin embargo, si el planeta orbita la estrella principal del sistema, y las estrellas secundarias fueron descubiertas, ya sea después del planeta, o están relativamente lejos, de la estrella primaria y el planeta, entonces, la letra mayúscula se suele omitir. Por ejemplo, Tau Bootis b órbita un sistema binario, pero porque la estrella secundaria, fue descubierta después que el planeta y esta se encuentra muy lejos de la estrella primaria y el planeta, el término "Tau Bootis Ab" se usa muy infrecuentemente.

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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 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. Gráfica de puntos que relaciona la masa y el período orbital con el método de descubrimiento del exoplaneta: Astrometría Tránsito Binaria eclipsante Imagen directa Microlente gravitacional Velocidad radial Pulsos de radio de un púlsar Para referencia, los planetas del Sistema Solar están marcados en gris. El eje horizontal representa el logaritmo del eje semi-mayor, mientras que el eje vertical representa el logaritmo de la masa.

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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 un planeta 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.

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Microlentes gravitacionales

l 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. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de masa baja en una órbita ancha, designado OGLE-2005-BLG-390Lb.

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Medida de pulsos de radio de un púlsar

Un pulsar (es el pequeño remanente, ultradenso de una estrella que ha explotado como una supernova) emite ondas de radio muy regularmente a medida que gira. Leves anomalías en el momento de sus pulsos de radio que se observan pueden ser utilizadas para rastrear los cambios en el movimiento del pulsar causado por la presencia de planetas.

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Variación en el tiempo de tránsito (VTT)

vTT es una variación sobre el método del tránsito, donde los cambios en el tránsito de un planeta pueden ser utilizados para detectar otro. El primer candidato planetario descubierto de esta manera es el exoplaneta WASP-3c, utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en el Observatorio Rozhen, el Observatorio de Jena y el Centro de Torun de Astronomía. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas como la Tierra o exolunas. Este método fue aplicado con éxito para confirmar las masas de los seis planetas de Kepler-11.

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En febrero de 2011 el equipo de la sonda Kepler anunció el descubrimiento de más de mil candidatos a planetas extrasolares, muchos de ellos con un tamaño parecido a la Tierra

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¿Hay vida en los planetas extrasolares?

La vida en los planetas extrasolares En 2008, el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA descubrió dióxido de carbono en la atmósfera de un planeta del tamaño de Júpiter que orbitaba alrededor de otra estrella. Esto se consideró un paso importante en la búsqueda de indicios de vida en otros mundos. Hasta ahora se han descubierto unos 300 planetas en la órbita de estrellas lejanas. Lamentablemente, esos planetas extrasolares son apenas perceptibles y están tan alejados que resulta muy difícil estudiarlos. Sin embargo, con el uso de modernos instrumentos, los científicos están empezando a conocer mejor esos mundos distantes y los gases que forman su atmósfera. El dióxido de carbono es el gas que despiden las plantas durante la noche y que utilizan para su crecimiento. Los animales y los seres humanos lo exhalan cada pocos segundos. Es uno de los principales gases de efecto invernadero, ya que atrapa el calor y aumenta así la temperatura del planeta. El carbono es también la base de los denominados compuestos orgánicos, que están entre los componentes esenciales de la vida. Ahora el Hubble ha demostrado que podemos detectar dióxido de carbono en planetas distantes y calcular su abundancia. Se trata de un gran avance en el prolongado esfuerzo dedicado a averiguar de qué están formados esos mundos y si podrían albergar vida. El planeta, denominado HD 189733b, tiene una temperatura excesiva para la vida. Sin embargo, es un buen planeta para someterlo a observación, ya que desaparece detrás de su estrella cada 2,2 días. Mediante el estudio de los cambios periódicos de la luz que llega a la Tierra, los científicos pueden analizar la atmósfera del planeta. Ya se ha descubierto la presencia de vapor de agua y de metano. Las nuevas observaciones del Hubble demuestran que es posible medir la química básica de la vida en planetas que giran en torno a otras estrellas.

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Definición Planetas extrasolares

La enciclopedia de los planetas Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente a nuestro Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar.

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Planetas extrasolares

Documental sobre los Planetas Extra solares


http://www.dailymotion.com/video/xye5di_documentales-del-universo-en-busca-de-otros-planetas_tech La vida en los planetas extrasolares En 2008, el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA descubrió dióxido de carbono en la atmósfera de un planeta del tamaño de Júpiter que orbitaba alrededor de otra estrella. Esto se consideró un paso importante en la búsqueda de indicios de vida en otros mundos. Hasta ahora se han descubierto unos 300 planetas en la órbita de estrellas lejanas. Lamentablemente, esos planetas extrasolares son apenas perceptibles y están tan alejados que resulta muy difícil estudiarlos. Sin embargo, con el uso de modernos instrumentos, los científicos están empezando a conocer mejor esos mundos distantes y los gases que forman su atmósfera. El dióxido de carbono es el gas que despiden las plantas durante la noche y que utilizan para su crecimiento. Los animales y los seres humanos lo exhalan cada pocos segundos. Es uno de los principales gases de efecto invernadero, ya que atrapa el calor y aumenta así la temperatura del planeta. El carbono es también la base de los denominados compuestos orgánicos, que están entre los componentes esenciales de la vida. Ahora el Hubble ha demostrado que podemos detectar dióxido de carbono en planetas distantes y calcular su abundancia. Se trata de un gran avance en el prolongado esfuerzo dedicado a averiguar de qué están formados esos mundos y si podrían albergar vida. El planeta, denominado HD 189733b, tiene una temperatura excesiva para la vida. Sin embargo, es un buen planeta para someterlo a observación, ya que desaparece detrás de su estrella cada 2,2 días. Mediante el estudio de los cambios periódicos de la luz que llega a la Tierra, los científicos pueden analizar la atmósfera del planeta. Ya se ha descubierto la presencia de vapor de agua y de metano. Las nuevas observaciones del Hubble demuestran que es posible medir la química básica de la vida en planetas que giran en torno a otras estrellas.

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