Exoplaneta

Cuatro exoplanetas orbitando en contra con su estrella anfitriona (HR 8799).

Un exoplaneta o planeta extrasolar es un planeta fuera del Sistema Solar. La primera evidencia posible de un exoplaneta se observó en 1917, pero no se reconoció como tal. La primera confirmación de detección ocurrió en 1992. Un planeta diferente, inicialmente detectado en 1988, fue confirmado en 2003. Al 1 de diciembre de 2022, hay 5284 exoplanetas confirmados en 3899 sistemas planetarios, con 847 sistemas que tienen más de un planeta.

Hay muchos métodos para detectar exoplanetas. La fotometría de tránsito y la espectroscopia Doppler son las que más han encontrado, pero estos métodos adolecen de un claro sesgo de observación que favorece la detección de planetas cerca de la estrella; por lo tanto, el 85% de los exoplanetas detectados están dentro de la zona de bloqueo de mareas. En varios casos, se han observado múltiples planetas alrededor de una estrella. Aproximadamente 1 de cada 5 estrellas similares al Sol tienen un tamaño "del tamaño de la Tierra" planeta en la zona habitable. Suponiendo que hay 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, se puede suponer que hay 11 mil millones de planetas del tamaño de la Tierra potencialmente habitables en la Vía Láctea, aumentando a 40 mil millones si se incluyen los planetas que orbitan las numerosas enanas rojas.

El exoplaneta menos masivo que se conoce 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 que figura en el Archivo de exoplanetas de la NASA es HR 2562 b, unas 30 veces la masa de Júpiter. Sin embargo, según algunas definiciones de planeta (basadas en la fusión nuclear del deuterio), es demasiado masivo para ser un planeta y podría ser una enana marrón. Los tiempos orbitales conocidos de 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 unidos gravitacionalmente a ella.

Casi todos los planetas detectados hasta ahora están dentro de la Vía Láctea. Sin embargo, hay evidencia de que pueden existir planetas extragalácticos, exoplanetas más lejanos en galaxias más allá de la galaxia local de la Vía Láctea. 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.

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 (o a veces llamada "zona de Ricitos de Oro"), donde es posible que el agua líquida, un requisito previo para la vida tal como la conocemos, se desarrolle. existen 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.

Los planetas rebeldes son aquellos que no orbitan ninguna estrella. Dichos objetos se consideran una categoría separada de planetas, especialmente si son gigantes gaseosos, a menudo considerados como enanas submarrones. Los planetas rebeldes en la Vía Láctea posiblemente suman miles de millones o más.

Definición

UAI

La definición oficial del término planeta utilizada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) solo cubre el Sistema Solar y, por lo tanto, no se aplica a los exoplanetas. El Grupo de trabajo de la IAU sobre planetas extrasolares emitió una declaración de posición que contiene una definición de trabajo de "planeta" en 2001 y que fue modificado en 2003. Un exoplaneta fue definido por los siguientes criterios:

• Objetos con verdaderas masas debajo de la masa limitante para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculados para ser 13 masas Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas o restos estelares son "planetas" (no importa cómo se formaron). La masa/tama mínima requerida para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debe ser la misma que la utilizada en el Sistema Solar.
• Los objetos subestelares con verdaderas masas por encima de la masa limitante para la fusión termonuclear del deuterio son "enanos destrozados", no importa cómo se formaron o dónde están ubicados.
• Los objetos libres en grupos de estrellas jóvenes con masas por debajo de la masa limitante para la fusión termonuclear del deuterio no son "planetas", sino "enanas submarinas" (o cualquier nombre es más apropiado).

Esta definición de trabajo fue modificada por la Comisión F2 de la IAU: Exoplanetas y el Sistema Solar en agosto de 2018. La definición de trabajo oficial de un exoplaneta ahora es la siguiente:

• Objetos con verdaderas masas por debajo de la masa limitante para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculados para 13 masas Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas, enanos marrones o restos estelares y que tienen una relación de masa con el objeto central por debajo de la inestabilidad L4/L5 (M/M_central 2/(25+√621)) son "planetas" (no importa cómo se formaron).
• La masa/tama mínima requerida para que un objeto extrasolar sea considerado como un planeta debe ser la misma que la utilizada en nuestro Sistema Solar.

La IAU señaló que se podría esperar que esta definición evolucione a medida que mejore el conocimiento.

Alternativas

La definición de trabajo de la IAU no siempre se usa. Una sugerencia alternativa es que los planetas deben distinguirse de las enanas marrones en función de su formación. Se cree ampliamente que los planetas gigantes se forman a través de la acreción del núcleo, lo que a veces puede producir planetas con masas por encima del umbral de fusión del deuterio; Es posible que ya se hayan observado planetas masivos de ese tipo. Las enanas marrones se forman como estrellas a partir del colapso gravitacional directo de las nubes de gas y este mecanismo de formación también produce objetos que están por debajo del límite 13 MJup y pueden ser tan bajos como 1 M_Jup. Los objetos en este rango de masas que orbitan sus estrellas con amplias separaciones de cientos o miles de AU y tienen grandes proporciones de masa de estrella/objeto probablemente se formaron como enanas marrones; sus atmósferas probablemente tendrían una composición más similar a la de su estrella anfitriona que los planetas formados por acreción que contendrían una mayor abundancia de elementos más pesados. La mayoría de los planetas fotografiados directamente a partir de abril de 2014 son masivos y tienen órbitas anchas, por lo que probablemente representen el final de baja masa de la formación de enanas marrones. Un estudio sugiere que los objetos por encima de 10 M_Jup se formaron a través de la inestabilidad gravitatoria y no deberían considerarse planetas.

Además, el límite de masa de 13 Júpiter no tiene un significado físico preciso. La fusión de deuterio puede ocurrir en algunos objetos con una masa por debajo de ese límite. La cantidad de deuterio fundido depende en cierta medida de la composición del objeto. A partir de 2011, la Enciclopedia de planetas extrasolares incluía objetos de hasta 25 masas de Júpiter y decía: "El hecho de que no haya ninguna característica especial alrededor de 13 M</var _Jup en el espectro de masas observado refuerza la elección de olvidar este límite de masa". A partir de 2016, este límite se incrementó a 60 masas de Júpiter según un estudio de las relaciones masa-densidad. 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 IAU no está motivada físicamente para los planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista de la observación debido a la ambigüedad del pecado i". #34; El archivo de exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o inferior a 30 masas de Júpiter. 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.

Nomenclatura

Exoplanet HIP 65426b es el primer planeta descubierto alrededor de la estrella HIP 65426.

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

Historial de detección

Durante siglos, científicos, filósofos y escritores de ciencia ficción sospecharon que existían planetas extrasolares, pero no había forma de saber si eran reales, qué tan comunes eran o qué tan similares podrían ser a los planetas del Sol. Sistema. Los astrónomos rechazaron varias afirmaciones de detección hechas en el siglo XIX.

La primera evidencia de un posible exoplaneta, en órbita alrededor de Van Maanen 2, se observó en 1917, pero no se reconoció como tal. El astrónomo Walter Sydney Adams, quien luego se convirtió en director del Observatorio Mount Wilson, produjo un espectro de la estrella utilizando el telescopio de 60 pulgadas de Mount Wilson. 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, el resultado el polvo luego cae sobre la estrella.

La primera detección científica sospechosa de un exoplaneta ocurrió en 1988. Poco después, la primera confirmación de detección se produjo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre que orbitan alrededor del púlsar PSR B1257+12. La primera confirmación de un exoplaneta orbitando una estrella de la 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 se han detectado a través de métodos indirectos, como el método de tránsito y el método de velocidad radial. En febrero de 2018, los investigadores que utilizaron el Observatorio de rayos X Chandra, combinados con una técnica de detección de planetas llamada microlente, encontraron evidencia de planetas en una galaxia distante y afirmaron: "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 deambulando por el espacio o orbitando libremente entre estrellas. Podemos estimar que el número de planetas en esta galaxia [lejana] es más de un billón."

El 21 de marzo de 2022, se confirmó el exoplaneta número 5000 más allá de nuestro sistema solar.

Primeras especulaciones

Este espacio declaramos infinito... En ella hay un infinito de mundos del mismo tipo que el nuestro.

—Giordano Bruno (1584)

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

En el siglo XVIII, Isaac Newton mencionó la misma posibilidad en el "General Scholium" 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 serán construidas de acuerdo con un diseño similar y sujetas al dominio de One ."

En 1952, más de 40 años antes de que se descubriera el primer Júpiter caliente, Otto Struve escribió que no hay ninguna razón convincente por la que los planetas no puedan estar mucho más cerca de su estrella madre que en el caso del Sistema Solar, y propuso que La espectroscopia Doppler y el método de tránsito podrían detectar super-Júpiter en órbitas cortas.

Afirmaciones desacreditadas

Las afirmaciones de detecciones de exoplanetas se han hecho desde el siglo XIX. Algunos de los primeros 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 que fuera 'altamente probable' que había un "cuerpo planetario" en este sistema En la década de 1890, Thomas J. J. See, de la Universidad de Chicago y el 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. Sin embargo, Forest Ray Moulton publicó un artículo que demuestra que un sistema de tres cuerpos con esos parámetros orbitales sería muy inestable. Durante las décadas de 1950 y 1960, Peter van de Kamp de Swarthmore College hizo otra serie destacada de afirmaciones de detección, esta vez para planetas que orbitan alrededor de la estrella de Barnard. Los astrónomos ahora generalmente consideran que todos los primeros informes de detección son erróneos.

En 1991, Andrew Lyne, M. Bailes y S. L. Shemar afirmaron haber descubierto un planeta púlsar en órbita alrededor de PSR 1829-10, usando variaciones de tiempo de púlsar. El reclamo recibió una intensa atención brevemente, pero Lyne y su equipo pronto se retractaron.

Descubrimientos confirmados

Los tres planetas conocidos de la estrella HR8799, como lo imaginó el Telescopio Hale. La luz de la estrella central estaba en blanco por un coronagrafo de vórtice vectorial.

2MASS J044144 es un enano marrón con un compañero de 5 a 10 veces la masa de Júpiter. No está claro si este objeto compañero es un enano o un planeta.

Al 1 de diciembre de 2022, la Enciclopedia de planetas extrasolares incluye un total de 5284 exoplanetas confirmados, incluidos algunos que fueron confirmaciones de afirmaciones controvertidas de finales de la década de 1980. El primer descubrimiento publicado que recibió confirmación posterior fue realizado en 1988 por los astrónomos canadienses Bruce Campbell, G. A. H. Walker y Stephenson Yang de la Universidad de Victoria y la Universidad de Columbia Británica. Aunque fueron cautelosos al reclamar una detección planetaria, sus observaciones de velocidad radial sugirieron que un planeta orbita alrededor de 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 planetas aparentes podrían haber sido enanas marrones, objetos de masa intermedia entre los planetas y las estrellas. En 1990, se publicaron observaciones adicionales que respaldaban la existencia del planeta que orbita Gamma Cephei, pero el trabajo posterior en 1992 volvió a plantear serias dudas. Finalmente, en 2003, técnicas mejoradas permitieron confirmar la existencia del planeta.

Imagen coronagráfica de AB Pictoris mostrando un compañero (abajo izquierdo), que es un enano marrón o un planeta masivo. Los datos se obtuvieron el 16 de marzo de 2003 con NACO en el VLT, utilizando una máscara de ocultación de 1,4 arcsec en la parte superior de AB Pictoris.

El 9 de enero de 1992, los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunciaron el descubrimiento de dos planetas que orbitan alrededor del púlsar PSR 1257+12. Este descubrimiento fue confirmado y generalmente se considera que es 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. Se cree que estos planetas púlsares 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 los gigantes gaseosos que de alguna manera sobrevivieron a la supernova y luego se descompusieron en su estado actual. órbitas. Como los púlsares son estrellas agresivas, en ese momento se consideró poco probable que se pudiera formar un planeta en su órbita.

A principios de la década de 1990, un grupo de astrónomos dirigido por Donald Backer, que estaba estudiando lo que pensaban que era un púlsar binario (PSR B1620−26 b), determinó que se necesitaba un tercer objeto para explicar los cambios Doppler observados. En unos pocos años, se midieron los efectos gravitatorios del planeta en la órbita del púlsar y la enana blanca, dando una estimación de la masa del tercer objeto que era demasiado pequeño para ser una estrella. La conclusión de que el tercer objeto era un planeta fue anunciada por Stephen Thorsett y sus colaboradores en 1993.

El 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz, de la Universidad de Ginebra, anunciaron la primera detección definitiva de un exoplaneta que orbitaba alrededor de una estrella de secuencia principal, la cercana estrella de tipo G 51 Pegasi. Este descubrimiento, realizado en el Observatoire 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, condujeron a la detección rápida de muchos exoplanetas nuevos: los astrónomos podían detectar exoplanetas indirectamente midiendo su influencia gravitacional en el movimiento de sus estrellas anfitrionas. Posteriormente se detectaron más planetas extrasolares al observar la variación en la luminosidad aparente de una estrella a medida que un planeta en órbita transitaba frente a ella.

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

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 se comprobaron mediante una técnica estadística llamada "verificación por multiplicidad". Antes de estos resultados, la mayoría de los planetas confirmados eran gigantes gaseosos comparables en tamaño a Júpiter o más grandes porque son más fáciles de detectar, pero los planetas Kepler tienen en su mayoría entre el tamaño de Neptuno y el tamaño de la Tierra.

El 23 de julio de 2015, la NASA anunció Kepler-452b, un planeta del tamaño de la Tierra que orbita la zona habitable de una estrella tipo G2.

El 6 de septiembre de 2018, la NASA descubrió un exoplaneta a unos 145 años luz de la Tierra en la constelación de Virgo. 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 tan grande que se puede encontrar cerca de la llamada brecha de Fulton. La brecha de Fulton, notada por primera vez en 2017, es la observación de que es inusual encontrar planetas dentro de un cierto rango de masa. Bajo los estudios de la brecha de Fulton, esto abre un nuevo campo para los astrónomos, que todavía están estudiando si los planetas que se encuentran en la brecha de Fulton son gaseosos o rocosos.

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 detectada por TESS.

Descubrimientos de candidatos

Hasta enero de 2020, las misiones Kepler y TESS de la NASA habían identificado 4374 candidatos planetarios aún por confirmar, varios de ellos casi del tamaño de la Tierra y ubicados en la zona habitable, algunos alrededor de estrellas similares al Sol.

Población exoplanada – Junio 2017

Población exoplanada

Pequeños planetas vienen en dos tamaños

Planetas de zona habitable Kepler

En septiembre de 2020, los astrónomos reportaron evidencia, por primera vez, de un planeta extragaláctico, M51-ULS-1b, detectado al eclipsar una fuente de rayos X brillantes (XRS), en la Galaxia del Remolino (M51a).

También en septiembre de 2020, los astrónomos que utilizan técnicas de microlente informaron de la detección, por primera vez, de un planeta rebelde de masa terrestre sin límites por ninguna estrella y que flota libremente en la galaxia de la Vía Láctea.

Métodos de detección

Imágenes directas

Planeta de imagen directa Beta Pictoris b

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 la orbite. Es difícil detectar una fuente de luz tan tenue y, además, la estrella madre provoca un resplandor que tiende a borrarla. Es necesario bloquear la luz de la estrella madre para reducir el deslumbramiento y dejar detectable la luz del planeta; hacerlo es un desafío técnico importante que requiere una estabilidad optotérmica extrema. Todos los exoplanetas que han sido fotografiados directamente son grandes (más masivos que Júpiter) y están muy separados de su estrella madre.

Instrumentos de imágenes directas 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.

Métodos indirectos

• Método de tránsito

Cuando la estrella está detrás de un planeta, su brillo parece dim

Si un planeta cruza (o transita) frente al disco de su estrella matriz, entonces el brillo observado de la estrella cae por una pequeña cantidad. La cantidad por la que la estrella se desmorona 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 interseque una línea de visión entre la estrella anfitriona y la Tierra, la probabilidad de que un exoplaneta en una órbita orientada al azar se observe para transitar la estrella es algo pequeña. El telescopio Kepler utilizó este método.

Detección de exoplaneta por año a partir de junio de 2022.

• Velocidad radial o método Doppler

Como un planeta orbita una estrella, la estrella también se mueve en su propia pequeña órbita alrededor del centro de masa del sistema. Las variaciones de la velocidad radial de la estrella, es decir, la velocidad con la que se mueve hacia o lejos de la Tierra, pueden ser detectadas de desplazamientos en las líneas espectral de la estrella debido al efecto Doppler. Se pueden observar variaciones extremadamente pequeñas de velocidad radial, de 1 m/s o incluso algo menos.

• Variación del tiempo de tránsito (TTV)

Cuando existen múltiples planetas, cada uno perturbe ligeramente las órbitas de los demás. Las pequeñas variaciones en los tiempos de tránsito para un planeta pueden indicar así la presencia de otro planeta, que en sí mismo 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 no transitorio Kepler-19c.

• Variación de la duración del tránsito (TDV)

Cuando un planeta orbita múltiples estrellas o si el planeta tiene lunas, su tiempo de tránsito puede variar significativamente por tránsito. Aunque no se han descubierto nuevos planetas o lunas con este método, se utiliza para confirmar con éxito muchos planetas circunbinarios transitorios.

• Microlentes gravitacionales

El microlenguaje ocurre cuando el campo gravitatorio de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella de fondo distante. Los planetas que orbitan la estrella de lentes pueden causar anomalías detectables en la magnificación ya que varía con el tiempo. A diferencia de la mayoría de otros métodos que tienen sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o para la imagen resuelta, grandes), el método de microlección es más sensible a la detección de planetas alrededor de 1-10 UA lejos de estrellas similares al Sol.

• Astrometría

La astrometría consiste en medir precisamente la posición de una estrella en el cielo y observar los cambios en esa posición con el tiempo. El movimiento de una estrella debido a la influencia gravitatoria de un planeta puede ser observable. Debido a que el movimiento es tan pequeño, sin embargo, este método todavía no ha sido muy productivo. Ha producido sólo algunas detenciones en disputa, aunque se ha utilizado con éxito para investigar las propiedades de los planetas encontrados de otras maneras.

• Plazo de presión

Un pulsar (el pequeño remanente ultrasenso de una estrella que ha explotado como supernova) emite ondas de radio muy regularmente mientras gira. Si los planetas orbitan el pulsar, causarán pequeñas anomalías en el momento de sus pulsos de radio observados. El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar se hizo utilizando este método. Pero a partir de 2011, no ha sido muy productivo; cinco planetas han sido detectados de esta manera, alrededor de tres pulsadores diferentes.

• Tiempo de estrella variable (frecuencia de pulsación)

Como pulsares, hay otros tipos de estrellas que exhiben actividad periódica. Las desviaciones de la periodicidad a veces pueden ser causadas por un planeta orbitándolo. A partir de 2013, algunos planetas han sido descubiertos con este método.

• Modulación de reflexión/emisión

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

• Visión relativa

La viga relativa mide el flujo observado de la estrella debido a su movimiento. El brillo de la estrella cambia a medida que el planeta se mueve más cerca o más lejos de su estrella anfitriona.

• Variaciones elipsoidales

Los planetas masivos cerca de sus estrellas anfitrionas pueden deformar ligeramente la forma de la estrella. Esto hace que el brillo de la estrella se desvíe ligeramente dependiendo de cómo se gira en relación con la Tierra.

• Polarimet

Con el método polarimétrico, una luz polarizada reflejada fuera del planeta está separada de la luz no polarizada emitida por la estrella. No se han descubierto nuevos planetas con este método, aunque algunos planetas ya descubiertos han sido detectados con este método.

• Discos polares

Los disfraces de polvo espacial rodean a muchas estrellas, pensando en originarse de colisiones entre asteroides y cometas. El polvo puede ser detectado porque absorbe la luz estelar y lo reemite como radiación infrarroja. Las características en los discos pueden sugerir la presencia de planetas, aunque esto no se considera un método de detección definitivo.

Formación y evolución

Los planetas pueden formarse dentro de unas pocas a decenas (o más) de millones de años de su formación estelar. Los planetas del Sistema Solar solo se pueden observar 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 van desde discos protoplanetarios jóvenes donde los planetas aún se están formando hasta sistemas planetarios de más de 10 Gyr de antigüedad. Cuando los planetas se forman en un disco protoplanetario gaseoso, acumulan envolturas de hidrógeno/helio. Estas envolturas se enfrían y se contraen con el tiempo y, según la masa del planeta, una parte o la totalidad del hidrógeno/helio finalmente se pierde en el espacio. Esto significa que incluso los planetas terrestres pueden comenzar con radios grandes si se forman lo suficientemente temprano. Un ejemplo es Kepler-51b, que tiene solo el doble de la masa de la Tierra, pero es casi del tamaño de Saturno, que tiene cien veces la masa de la Tierra. Kepler-51b es bastante joven con unos cientos de millones de años.

Estrellas anfitrionas de planetas

Clasificación espectral de Morgan-Keenan

La impresión del artista de exoplanet orbitando dos estrellas.

Hay al menos un planeta en promedio por estrella. Aproximadamente 1 de cada 5 estrellas similares al Sol tienen un tamaño "del tamaño de la Tierra" planeta en la zona habitable.

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas más o menos similares al Sol, es decir, estrellas de secuencia principal de categorías espectrales F, G o K. Es menos probable que las estrellas de menor masa (enanas rojas, de categoría espectral M) tengan planetas lo suficientemente masivos ser detectado por el método de la velocidad radial. A pesar de esto, la nave espacial Kepler, que utiliza el método de tránsito para detectar planetas más pequeños, ha descubierto varias decenas de planetas alrededor de enanas rojas.

Usando 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.

Algunos planetas orbitan alrededor de un miembro de un sistema estelar binario 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 y uno en el sistema cuádruple Kepler-64.

Parámetros orbitales y físicos

Características generales

Color y brillo

Este diagrama color–color compara los colores de los planetas en el Sistema Solar a exoplanet HD 189733b. El color azul profundo de la exoplanet es producido por gotas de silicato, que dispersan la luz azul en su atmósfera.

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 color azul oscuro profundo. Más tarde ese mismo año, se determinaron los colores de varios otros exoplanetas, incluido GJ 504 b, que visualmente tiene un color magenta, y Kappa Andromedae b, que si se ve de cerca parecería de color rojizo. Se espera que los planetas de helio sean de apariencia blanca o gris.

El brillo aparente (magnitud aparente) de un planeta depende de qué tan lejos está el observador, qué tan reflectante es el planeta (albedo) y cuánta luz recibe el planeta de su estrella, que depende de qué tan lejos esté el planeta de la estrella y qué tan brillante es la estrella. Entonces, un planeta con un albedo bajo que está cerca de su estrella puede parecer más brillante que un planeta con un albedo alto que está lejos de la estrella.

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.

Para los gigantes gaseosos, el albedo geométrico generalmente disminuye al aumentar 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 columnas de nubes de mayor profundidad. El albedo óptico disminuye con el aumento de la masa, porque los planetas gigantes de mayor masa tienen gravedades superficiales más altas, lo que produce profundidades de columna de nubes más bajas. Además, las órbitas elípticas pueden causar grandes fluctuaciones en la composición atmosférica, lo que puede tener un efecto significativo.

Hay más emisión térmica que reflexión en algunas longitudes de onda del infrarrojo cercano para los gigantes gaseosos masivos y/o jóvenes. Entonces, aunque el brillo óptico depende completamente de la fase, no siempre es así en el infrarrojo cercano.

Las temperaturas de los gigantes gaseosos se reducen con el tiempo y con la distancia a su estrella. Bajar 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 como resultado los albedos más altos en la mayoría de las longitudes de onda ópticas e infrarrojas cercanas.

Campo magnético

En 2014, se infirió 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 fuerza del de Júpiter.

Los campos magnéticos de los exoplanetas pueden detectarse por sus emisiones de radio aurorales con radiotelescopios lo suficientemente sensibles como LOFAR. Las emisiones de radio podrían permitir la determinación de la tasa de rotación del interior de un exoplaneta y pueden proporcionar una forma más precisa de medir la rotación del exoplaneta que examinando el movimiento de las nubes.

El campo magnético de la Tierra es el resultado de su núcleo metálico líquido que fluye, pero en súper-Tierras masivas con alta presión, se pueden formar diferentes compuestos que no coinciden con los creados en condiciones terrestres. Se pueden formar compuestos con mayores viscosidades y altas temperaturas de fusión que podrían evitar que los interiores se separen en diferentes capas y, por lo tanto, dar como resultado mantos sin núcleo indiferenciados. Las formas de óxido de magnesio como MgSi₃O₁₂ podrían ser un metal líquido a las presiones y temperaturas que se encuentran en las súper Tierras y podrían generar un campo magnético en los mantos de las súper -Tierras.

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

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 los poderosos campos magnéticos observados.

Aunque los científicos anunciaron anteriormente que los campos magnéticos de los exoplanetas cercanos pueden provocar un aumento de las erupciones estelares y las manchas estelares en sus estrellas anfitrionas, en 2019 se demostró que esta afirmación era falsa en el sistema HD 189733. La falla en la detección de "interacciones estrella-planeta" en el bien estudiado sistema HD 189733 cuestiona otras afirmaciones relacionadas del efecto.

En 2019, se estimó la fuerza de los campos magnéticos superficiales de 4 Júpiter calientes y osciló entre 20 y 120 gauss en comparación con el campo magnético superficial de Júpiter de 4,3 gauss.

Tectónica de placas

En 2007, dos equipos independientes de investigadores llegaron a conclusiones opuestas sobre la probabilidad de la tectónica de placas en supertierras más grandes. Un equipo dijo que la tectónica de placas sería episódica o estancada y el otro equipo dijo que la tectónica de placas es muy probable en súper-Tierras incluso si el planeta está seco.

Si las súper-Tierras tienen más de 80 veces más agua que la Tierra, entonces se convierten en planetas oceánicos con toda la tierra completamente sumergida. Sin embargo, si hay menos agua que este límite, entonces el ciclo de aguas profundas moverá suficiente agua entre los océanos y el manto para permitir que existan los continentes.

Volcanismo

Las grandes variaciones de temperatura en la superficie de 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.

Anillos

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

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 circunplanetarios con un radio entre 20 y 40 veces mayor que el radio de Júpiter, aproximadamente del tamaño de las órbitas de las lunas galileanas.

Los anillos de los gigantes gaseosos del Sistema Solar están alineados con el ecuador de su planeta. Sin embargo, para los exoplanetas que orbitan cerca de su estrella, las fuerzas de marea de la estrella conducirían a 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 aún estarían alineados con el ecuador del planeta, de modo que si el planeta tiene un eje de rotación inclinado, las diferentes alineaciones entre los anillos interno y externo crearían un sistema de anillos alabeados.

Lunas

En diciembre de 2013, se anunció una candidata a exoluna de un planeta rebelde. El 3 de octubre de 2018, se informaron pruebas que sugerían una gran exoluna que orbitaba alrededor de Kepler-1625b.

Atmósferas

Ambientes claros contra nubes en dos exoplanetas.

Se han detectado atmósferas alrededor de varios exoplanetas. El primero en ser observado fue HD 209458 b en 2001.

Estudios Sunset sobre Titan por Cassini ayudan a entender las atmósferas exoplanet (concepto del artista).

Hasta febrero de 2014, se han observado más de cincuenta atmósferas de exoplanetas en tránsito y cinco con imágenes directas, lo que ha dado como resultado la detección de características espectrales moleculares; observación de gradientes de temperatura día-noche; y restricciones en la estructura atmosférica vertical. Además, se ha detectado una atmósfera en el caliente Júpiter Tau Boötis b que no está en tránsito.

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

Colas de cometa

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

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

Patrón de insolación

Los planetas bloqueados por mareas en una resonancia de órbita de giro 1:1 tendrían su estrella siempre brillando directamente sobre un punto que estaría caliente y el hemisferio opuesto no recibiría luz y estaría helado. Tal planeta podría parecerse a un globo ocular con el punto de acceso siendo la pupila. Los planetas con una órbita excéntrica podrían estar encerrados en otras resonancias. Las resonancias 3:2 y 5:2 darían como resultado un patrón de doble ojo con puntos de acceso en los hemisferios oriental y occidental. Los planetas con una órbita excéntrica y un eje de rotación inclinado tendrían patrones de insolación más complicados.

Superficie

Composición de la superficie

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 los 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, proporcionando un método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rocosos y gaseosos.

Temperatura de la superficie

La ilustración del artista de la inversión de temperatura en la atmósfera de exoplanet.

La temperatura de un exoplaneta se puede estimar midiendo la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre. Por ejemplo, se estima que el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tiene una temperatura superficial de aproximadamente -220 °C (50 K). Sin embargo, tales estimaciones pueden tener un error sustancial porque dependen del albedo generalmente desconocido del planeta y porque factores como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Se ha medido la temperatura de algunos planetas observando la variación en 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 de 973 K (700 °C) en su lado nocturno.

Habitabilidad

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 posibilidad de vida en planetas más allá del Sistema Solar. A distancias cósmicas, la vida sólo puede ser detectada si se desarrolla a escala planetaria y modifica fuertemente el ambiente planetario, de tal forma que las modificaciones no pueden ser explicadas por procesos fisicoquímicos clásicos (procesos fuera de equilibrio). Por ejemplo, oxígeno molecular (O
₂) en la atmósfera de la Tierra es el resultado de la fotosíntesis de las plantas vivas y muchos tipos de microorganismos, por lo que puede usarse como indicación de vida en exoplanetas, aunque también podrían producirse pequeñas cantidades de oxígeno por medios no biológicos. 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.

Zona Habitable

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 del 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 de cada tipo de planeta: planetas desérticos (también conocidos como planetas secos), con muy poca agua., tendrá menos vapor de agua en la atmósfera que la Tierra y, por lo tanto, tendrá 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 en el espacio, por lo que el borde exterior de las zonas habitables de los planetas desérticos está más alejado. Los planetas rocosos con una densa atmósfera de hidrógeno podrían mantener el agua superficial mucho más lejos que la distancia entre la Tierra y el Sol. Los planetas con mayor masa tienen zonas habitables más anchas porque la gravedad reduce la profundidad de la columna de la nube de agua, lo que reduce el efecto invernadero del vapor de agua, acercando así el borde interior de la zona habitable a la estrella.

La tasa 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 gruesas 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 desbocado, es probable que haya tenido una tasa de rotación más alta en el pasado. Alternativamente, Venus nunca tuvo un océano porque el vapor de agua se perdió en el espacio durante su formación y podría haber tenido su rotación lenta a lo largo de su historia.

Los planetas bloqueados por mareas (también conocidos como planetas 'globo ocular') pueden ser habitables más cerca de su estrella de lo que se pensaba debido al efecto de las nubes: con un flujo estelar alto, la convección fuerte produce nubes de agua espesas cerca del punto subestelar que aumentan considerablemente el albedo planetario y reducen las temperaturas superficiales.

Las zonas habitables generalmente se han definido en términos de la temperatura de la superficie, sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios del subsuelo, y la temperatura aumenta con la profundidad, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida microbiana cuando la superficie está congelado y si esto se considera, la zona habitable se extiende mucho más lejos de la estrella, incluso los planetas rebeldes podrían tener agua líquida a suficientes profundidades bajo tierra. 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 a una estrella. Los planetas similares a Júpiter podrían no ser habitables, pero podrían tener lunas habitables.

Eras de hielo y estados de bola de nieve

El borde exterior de la zona habitable es donde los planetas están completamente congelados, pero los planetas muy 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 del sol y provoca aún más enfriamiento, creando un ciclo de retroalimentación hasta que el planeta está completamente o casi completamente congelado. Cuando la superficie se congela, esto detiene la erosión del dióxido de carbono, lo que resulta en una acumulación de dióxido de carbono en la atmósfera a partir de las emisiones volcánicas. Esto crea un efecto invernadero que vuelve a descongelar el planeta. Los planetas con una gran inclinación axial tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve y pueden retener agua líquida más lejos de su estrella. Las grandes fluctuaciones de la inclinación axial pueden tener incluso más efecto de calentamiento que una gran inclinación fija. Paradójicamente, es menos probable que los planetas que orbitan estrellas más frías, como las enanas rojas, entren en estados de bola de nieve porque la radiación infrarroja emitida por estrellas más frías tiene principalmente longitudes de onda que son absorbidas por el hielo que las calienta.

Calentamiento por mareas

Si un planeta tiene una órbita excéntrica, el calentamiento de las mareas puede proporcionar otra fuente de energía además de la radiación estelar. Esto significa que los planetas excéntricos en la zona habitable radiativa pueden estar 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 tienen agua porque solían tener órbitas excéntricas. Los planetas excéntricos más alejados de la zona habitable aún tendrían superficies congeladas, pero el calentamiento de las mareas podría crear un océano subterráneo similar al de Europa. 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 de las mareas puede provocar la desgasificación del manto, lo que contribuye a la formación y reposición de una atmósfera.

Planetas potencialmente habitables

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

Al observar los candidatos a exoplanetas terrestres más cercanos, Próxima Centauri b está a unos 4,2 años luz de distancia. Su temperatura de equilibrio se estima en -39 °C (234 K).

Planetas del tamaño de la Tierra

• En noviembre de 2013 se estimó que el 22 ±8% de estrellas similares al Sol en la Vía Láctea podría tener un planeta de tamaño terrestre en la zona habitable. Suponiendo 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, que serían 11 mil millones de Tierras potencialmente habitables, ascendiendo a 40 mil millones si se incluyen enanos rojos.
• Kepler-186f, un planeta de 1,2-Earth-radius en la zona habitable de un enano rojo, reportado en abril de 2014.
• Proxima Centauri b, un planeta en la zona habitable de Proxima Centauri, la estrella más cercana conocida del 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 el 6% de los pequeños enanos rojos pueden tener planetas de tamaño terrestre. Esto sugiere que el más cercano al Sistema Solar podría estar a 13 años luz. La distancia estimada aumenta a 21 años luz cuando se utiliza un intervalo de confianza del 95%. En marzo de 2013 una estimación revisada dio una tasa de ocurrencia del 50% para planetas de tamaño terrestre en la zona habitable de enanos rojos.
• En 1,63 veces el radio de la Tierra Kepler-452b es el primer planeta descubierto cerca del tamaño de la Tierra en la "zona habitable" alrededor de una estrella tipo Sol tipo G2 (julio 2015).

Buscar proyectos

• CoRoT - Misión para buscar exoplanetas utilizando el método de tránsito.
• Kepler - Misión para buscar un gran número de exoplanetas utilizando el método de tránsito.
• TESS - Para buscar nuevos exoplanetas; girando así al final de su misión de dos años habrá observado estrellas de todo el cielo. Se espera que encuentre al menos 3.000 nuevos exoplanetas.
• HARPS - Espectrograma de alta precisión echelle de determinación de planetas instalado en el telescopio de 3.6 m del ESO en el Observatorio de La Silla en Chile.
• ESPRESSO - Un planeta rocoso y observación espectroscópica estable, espectrógrafo montado en el telescopio VLT de ESO 4 por 8,2m, ubicado en la cumbre de Cerro Paranal en el desierto de Atacama del norte de Chile.
• ANDES - The ArmazoNes high Dispersion Echelle Spectrograph, a planet finding and planeta characterisation spectrograph, se espera que se ajuste al telescopio ELT 39.3m de ESO. ANDES fue oficialmente conocido como HIRES, que se creó después de una fusión de los consorcios detrás de los anteriores conceptos de espectrografía de CODEX (optical high- resolution) y SIMPLE (near-infrared high- resolution).