21.4: Planetas más allá del Sistema Solar- Búsqueda y Descubrimiento

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir el movimiento orbital de los planetas en nuestro sistema solar usando las leyes de Kepler
• Comparar las técnicas observacionales indirectas y directas para la detección de exoplanetas

Durante siglos, los astrónomos han soñado con encontrar planetas alrededor de otras estrellas, incluyendo otros planetas como la Tierra. Sin embargo, las observaciones directas de planetas tan distantes son muy difíciles. Podrías comparar un planeta que orbita una estrella con un mosquito que vuela alrededor de uno de esos focos gigantes en la apertura de un centro comercial. De cerca, podrías avistar al mosquito. Pero imagínese ver la escena desde cierta distancia, digamos, desde un avión. Se podía ver bien el foco, pero ¿cuáles son sus posibilidades de atrapar al mosquito bajo esa luz? En lugar de hacer imágenes directas, los astrónomos se han basado en observaciones indirectas y ahora han logrado detectar una multitud de planetas alrededor de otras estrellas.

En 1995, después de décadas de esfuerzo, encontramos el primer exoplaneta de este tipo (un planeta fuera de nuestro sistema solar) orbitando una estrella de secuencia principal, y hoy sabemos que la mayoría de las estrellas se forman con planetas. Este es un ejemplo de cómo la persistencia y los nuevos métodos de observación hacen avanzar el conocimiento de la humanidad. Al estudiar exoplanetas, los astrónomos esperan comprender mejor nuestro sistema solar en el contexto del resto del universo. Por ejemplo, ¿cómo se compara la disposición de nuestro sistema solar con los sistemas planetarios del resto del universo? ¿Qué nos dicen los exoplanetas sobre el proceso de formación de planetas? Y ¿cómo influye conocer la frecuencia de los exoplanetas en nuestras estimaciones de si hay vida en otro lugar?

Búsqueda de Movimiento Orbital

La mayoría de las detecciones de exoplanetas se realizan utilizando técnicas donde observamos el efecto que el planeta ejerce sobre la estrella anfitriona. Por ejemplo, el tirón gravitacional de un planeta invisible provocará una pequeña oscilación en la estrella anfitriona. O bien, si su órbita está correctamente alineada, un planeta cruzará periódicamente frente a la estrella, haciendo que el brillo de la estrella se atenúe.

Para entender cómo un planeta puede mover su estrella anfitriona, considere un solo planeta similar a Júpiter. Tanto el planeta como la estrella en realidad giran alrededor de su centro de masa común. Recuerda que la gravedad es una atracción mutua. La estrella y el planeta ejercen cada uno una fuerza sobre el otro, y podemos encontrar un punto estable, el centro de masa, entre ellos sobre el que se mueven ambos objetos. Cuanto menor es la masa de un cuerpo en dicho sistema, mayor es su órbita. Una estrella masiva apenas se balancea alrededor del centro de masa, mientras que un planeta de baja masa hace una “gira” mucho más grande.

Supongamos que el planeta es como Júpiter y tiene una masa alrededor de una milésima parte de la de su estrella; en este caso, el tamaño de la órbita de la estrella es una milésima parte del tamaño del planeta.Para tener una idea de lo difícil que podría ser observar tal movimiento, veamos lo difícil que sería Júpiter detectar de esta manera desde el distancia de una estrella cercana. Considera a un astrónomo alienígena tratando de observar nuestro propio sistema desde Alpha Centauri, el sistema estelar más cercano al nuestro (a unos 4.3 años luz de distancia). Hay dos formas en que este astrónomo podría intentar detectar el movimiento orbital del Sol. Una forma sería buscar cambios en la posición del Sol en el cielo. El segundo sería usar el efecto Doppler para buscar cambios en su velocidad. Discutamos cada uno de estos a su vez.

El diámetro de la órbita aparente de Júpiter vista desde Alfa Centauri es de 10 segundos de arco, y el de la órbita del Sol es de 0.010 segundos de arco. (Recuerde, 1 segundo de arco es 1/3600 grados.) Si pudieran medir la posición aparente del Sol (que es brillante y fácil de detectar) con suficiente precisión, describirían una órbita de diámetro 0.010 segundos de arco con un periodo igual al de Júpiter, que es de 12 años.

En otras palabras, si observaran al Sol durante 12 años, lo verían menear de un lado a otro en el cielo por esta minúscula fracción de grado. Del movimiento observado y del periodo del “meneo”, pudieron deducir la masa de Júpiter y su distancia usando las leyes de Kepler. (Para refrescar tu memoria sobre estas leyes, consulta el capítulo sobre Órbitas y Gravedad.)

Medir posiciones en el cielo esto con precisión es extremadamente difícil, y hasta el momento, los astrónomos no han realizado ninguna detección confirmada de planetas usando esta técnica. Sin embargo, hemos tenido éxito en el uso de espectrómetros para medir la velocidad cambiante de las estrellas con planetas a su alrededor.

A medida que la estrella y el planeta orbitan entre sí, parte de su movimiento estará en nuestra línea de visión (hacia nosotros o lejos de nosotros). Dicho movimiento se puede medir usando el efecto Doppler y el espectro de la estrella. A medida que la estrella se mueve hacia adelante y hacia atrás en órbita alrededor del centro de masa del sistema en respuesta al tirón gravitacional de un planeta en órbita, las líneas en su espectro cambiarán de un lado a otro.

Volvamos a considerar el ejemplo del Sol. Su velocidad radial (movimiento hacia o lejos de nosotros) cambia aproximadamente 13 metros por segundo con un periodo de 12 años debido a la atracción gravitacional de Júpiter. Esto corresponde a unas 30 millas por hora, aproximadamente la velocidad a la que muchos de nosotros conducimos por la ciudad. Detectar movimiento a este nivel en el espectro de una estrella presenta un enorme desafío técnico, pero varios grupos de astrónomos de todo el mundo, utilizando espectrógrafos especializados diseñados para este propósito, han tenido éxito. Tenga en cuenta que el cambio de velocidad no depende de la distancia de la estrella con respecto al observador. El uso del efecto Doppler para detectar planetas funcionará a cualquier distancia, siempre y cuando la estrella sea lo suficientemente brillante como para proporcionar un buen espectro y se disponga de un gran telescopio para realizar las observaciones (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura Método\(\PageIndex{1}\) Doppler de Detección de Planetas. El movimiento de una estrella alrededor de un centro de masa común con un planeta en órbita se puede detectar midiendo la velocidad cambiante de la estrella. Cuando la estrella se aleja de nosotros, las líneas de su espectro muestran un minúsculo corrimiento al rojo; cuando se mueve hacia nosotros, muestran un diminuto cambio azul. El cambio de color (longitud de onda) se ha exagerado aquí con fines ilustrativos. En realidad, los turnos Doppler que medimos son extremadamente pequeños y requieren equipos sofisticados para ser detectados.

El primer uso exitoso del efecto Doppler para encontrar un planeta alrededor de otra estrella fue en 1995. Michel Mayor y Didier Queloz del Observatorio de Ginebra (Figura\(\PageIndex{2}\)) utilizaron esta técnica para encontrar un planeta orbitando una estrella parecida a nuestro Sol llamada 51 Pegasi, a unos 40 años luz de distancia. (La estrella se puede encontrar en el cielo cerca de la gran plaza de Pegaso, el caballo volador de la mitología griega, uno de los patrones estelares más fáciles de encontrar). Para sorpresa de todos, el planeta tarda apenas 4.2 días en orbitar alrededor de la estrella. (Recuerda que Mercurio, el planeta más interno de nuestro sistema solar, tarda 88 días en ir una vez alrededor del Sol, por lo que 4.2 días parecen fantásticamente cortos).

Figura Descubridores de\(\PageIndex{2}\) Planetas. En 1995, Didier Queloz y Michel Alcalde del Observatorio de Ginebra fueron los primeros en descubrir un planeta alrededor de una estrella regular (51 Pegasi), por lo que recibieron el Premio Nobel de Física 2019. Se les ve aquí en un observatorio en Chile donde continúan su caza de planetas.

Los hallazgos de Alcalde y Queloz significan que el planeta debe estar muy cerca de 51 Pegasi, rodeándolo a unos 7 millones de kilómetros de distancia (Figura\(\PageIndex{3}\)). A esa distancia, la energía de la estrella debería calentar la superficie del planeta a una temperatura de unos pocos miles de grados centígrados (un poco caliente para el turismo futuro). A partir de su movimiento, los astrónomos calculan que tiene al menos la mitad de la masa de Júpiter ¹, lo que lo convierte claramente en un planeta de tipo joviano y no terrestre.

Figura Júpiter\(\PageIndex{3}\) Caliente. El artista Greg Bacon pintó esta impresión de un planeta caliente tipo Júpiter orbitando cerca de una estrella parecida al sol. El artista muestra bandas en el planeta como Júpiter, pero solo estimamos la masa de los planetas más calientes, tipo Júpiter a partir del método Doppler y no sabemos cómo son las condiciones del planeta.

Desde ese descubrimiento inicial del planeta, la tasa de progreso ha sido impresionante. Cientos de planetas gigantes han sido descubiertos usando la técnica Doppler. Muchos de estos planetas gigantes están orbitando cerca de sus estrellas, los astrónomos los han llamado Júpiter calientes.

La existencia de planetas gigantes tan cercanos a sus estrellas fue una sorpresa, y estos descubrimientos nos han obligado a repensar nuestras ideas sobre cómo se forman los sistemas planetarios. Pero por ahora, ten en cuenta que el método de cambio Doppler, que se basa en la atracción de un planeta haciendo que su estrella se “mueva” de un lado a otro alrededor del centro de masa, es más efectivo para encontrar planetas que estén cerca de sus estrellas y masivos. Estos planetas causan los mayores “meneos” en el movimiento de sus estrellas y los mayores cambios Doppler en el espectro. Además, se encontrarán antes, ya que a los astrónomos les gusta monitorear la estrella durante al menos una órbita completa (y quizás más) y los Júpiter calientes tardan el menor tiempo en completar su órbita.

Entonces, si tales planetas existen, esperaríamos estar encontrando primero a este tipo. Los científicos llaman a esto un efecto de selección, donde nuestra técnica de descubrimiento selecciona ciertos tipos de objetos como “hallazgos fáciles”. Como ejemplo de un efecto de selección en la vida cotidiana, imagina que decides que estás listo para una nueva relación romántica en tu vida. Para empezar, solo asistes a eventos sociales en el campus, todos los cuales requieren una identificación de estudiante para ingresar. Su selección de posibles socios se limitará entonces a los estudiantes de su universidad. Eso puede que no te dé un grupo tan diverso para elegir como quieras. De la misma manera, cuando usamos por primera vez la técnica Doppler, seleccionó planetas masivos cercanos a sus estrellas como los descubrimientos más probables. A medida que pasamos más tiempo viendo estrellas objetivo y a medida que mejora nuestra capacidad para medir cambios Doppler más pequeños, esta técnica puede revelar planetas más distantes y menos masivos también.

Vea una serie de animaciones que demuestran el movimiento del sistema solar y las leyes de Kepler, y seleccione la animación 1 (leyes de Kepler) en la lista de reproducción desplegable. Para ver una animación que demuestre la curva de velocidad radial para un exoplaneta, seleccione la animación 29 (curva de velocidad radial para un exoplaneta) y la animación 30 (curva de velocidad radial para un exoplaneta-órbita elíptica) en la lista de reproducción desplegable.

Planetas en tránsito

El segundo método para la detección indirecta de exoplanetas se basa no en el movimiento de la estrella sino en su brillo. Cuando el plano orbital del planeta se inclina o se inclina para que se vea de borde, veremos al planeta cruzar frente a la estrella una vez por órbita, haciendo que la estrella se atenúe ligeramente; este evento se conoce como tránsito. La figura\(\PageIndex{4}\) muestra un boceto del tránsito en tres etapas de tiempo: (1) fuera del tránsito, (2) el inicio del tránsito, y (3) tránsito completo, junto con un boceto de la curva de luz, que muestra la caída en el brillo de la estrella anfitriona. La cantidad de luz bloqueada—la profundidad del tránsito— depende del área del planeta (su tamaño) en comparación con la estrella. Si podemos determinar el tamaño de la estrella, el método de tránsito nos dice el tamaño del planeta.

Figura\(\PageIndex{4}\) Planeta Tránsitos. A medida que el planeta transita, bloquea parte de la luz de la estrella, provocando una atenuación temporal en el brillo de la estrella. La figura superior muestra tres momentos durante el evento de tránsito y el panel inferior muestra la curva de luz correspondiente: (1) fuera de tránsito, (2) entrada de tránsito y (3) la caída total de brillo.

El intervalo entre tránsitos sucesivos es la duración del año para ese planeta, que puede ser utilizado (nuevamente usando las leyes de Kepler) para encontrar su distancia de la estrella. Planetas más grandes como Júpiter bloquean más luz estelar que los planetas terrestres pequeños, haciendo que los tránsitos de planetas gigantes sean más fáciles de detectar, incluso desde observatorios terrestres. Pero al entrar al espacio, por encima de los efectos distorsionadores de la atmósfera terrestre, la técnica de tránsito se ha extendido a exoplanetas tan pequeños como Marte.

Ejemplo\(\PageIndex{1}\): Profundidad de tránsito

En un tránsito, el disco circular del planeta bloquea la luz del disco circular de la estrella. El área de un círculo es\(\pi R^2\). La cantidad de luz que bloquea el planeta, llamada profundidad de tránsito, viene dada por

\[\dfrac{\pi R^2_{\text{planet}}}{\pi R^2_{\text{star}}} =\dfrac{R^2_{\text{planet}}}{R^2_{\text{star}}} =\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2 \nonumber\]

Ahora calcula la profundidad de tránsito para una estrella del tamaño del Sol con un planeta gigante gaseoso del tamaño de Júpiter.

Solución

El radio de Júpiter es de 71,400 km, mientras que el radio del Sol es de 695,700 km. Sustituyendo en la ecuación, obtenemos

\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left(\dfrac{71,400 \text{ km}}{695,700 \text{ km}} \right)^2=0.01\nonumber\]

o 1%, que se puede detectar fácilmente con los instrumentos a bordo de la nave espacial Kepler.

Ejercicio\(\PageIndex{1}\)

¿Cuál es la profundidad de tránsito para una estrella de la mitad del tamaño del Sol con un planeta mucho más pequeño, como el tamaño de la Tierra?

Contestar

El radio de la Tierra es de 6371 km. Por lo tanto,

\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left( \dfrac{6371 \text{ km}}{695,700/2 \text{ km}} \right)^2 =\left(\dfrac{6371 \text{ km}}{347,850 \text{ km}} \right)^2=0.0003 \nonumber\]

o significativamente menos del 1%.

El método Doppler nos permite estimar la masa de un planeta. Si el mismo objeto puede ser estudiado tanto por las técnicas Doppler como de tránsito, podemos medir tanto la masa como el tamaño del exoplaneta. Esta es una poderosa combinación que puede ser utilizada para derivar la densidad promedio (masa/volumen) del planeta. En 1999, utilizando mediciones de telescopios terrestres, se detectó el primer planeta en tránsito orbitando la estrella HD 209458. El planeta transita por su estrella madre durante aproximadamente 3 horas cada 3.5 días tal y como la vemos desde la Tierra. Las mediciones Doppler mostraron que el planeta alrededor de HD 209458 tiene cerca de 70% la masa de Júpiter, pero su radio es aproximadamente 35% mayor que el de Júpiter. Este fue el primer caso en el que pudimos determinar de qué estaba hecho un exoplaneta, con esa masa y radio, HD 209458 debe ser un mundo gaseoso y líquido como Júpiter o Saturno.

Incluso es posible aprender algo sobre la atmósfera del planeta. Cuando el planeta pasa frente a HD 209458, los átomos en la atmósfera del planeta absorben la luz de las estrellas. Las observaciones de esta absorción se realizaron primero a las longitudes de onda de las líneas amarillas de sodio y mostraron que la atmósfera del planeta contiene sodio; ahora, también se pueden medir otros elementos.

Prueba un simulador de tránsito que demuestre cómo un planeta que pasa frente a su estrella madre puede llevar a la detección del planeta. Sigue las instrucciones para ejecutar la animación en tu computadora.

Los planetas en tránsito revelan tal riqueza de información que la Agencia Espacial Francesa (CNES) y la Agencia Espacial Europea (ESA) lanzaron el telescopio espacial CoroT en 2007 para detectar exoplanetas en tránsito. CorOt descubrió 32 exoplanetas en tránsito, incluido el primer planeta en tránsito con un tamaño y densidad similares a la Tierra. En 2012, la nave espacial sufrió una falla informática a bordo, poniendo fin a la misión. En tanto, la NASA construyó un observatorio de tránsito mucho más poderoso llamado Kepler.

En 2009, la NASA lanzó el telescopio espacial Kepler, dedicado al descubrimiento de exoplanetas en tránsito. Esta nave espacial miraba continuamente más de 150.000 estrellas en una pequeña porción de cielo cerca de la constelación de Cygnus, justo por encima del plano de nuestra Galaxia de la Vía Láctea (Figura\(\PageIndex{5}\)). Las cámaras de Kepler y la capacidad de medir pequeños cambios en el brillo permitieron con mucha precisión el descubrimiento de miles de exoplanetas, incluidos muchos sistemas multiplanetarios. La nave espacial requirió tres ruedas de reacción, un tipo de rueda utilizada para ayudar a controlar la ligera rotación de la nave espacial, para estabilizar la orientación del telescopio y monitorear el brillo del mismo grupo de estrellas una y otra vez. Kepler se lanzó con cuatro ruedas de reacción (una de repuesto), pero para mayo de 2013, dos ruedas habían fallado y el telescopio ya no se podía apuntar con precisión hacia el área objetivo. Kepler había sido diseñado para operar durante 4 años, e irónicamente, la falla de señalamiento ocurrió exactamente 4 años y 1 día después de que comenzara a observar.

No obstante, este fracaso no puso fin a la misión. El telescopio Kepler continuó observando durante dos años más, buscando tránsitos de corto período en diferentes partes del cielo. Una nueva misión de la NASA llamada TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) está llevando a cabo ahora una encuesta de tránsito por todo el cielo de las estrellas más cercanas (y por lo tanto más brillantes).

Figura Campo de visión de\(\PageIndex{5}\) Kepler. Las cajas muestran la región donde las cámaras de las naves espaciales Kepler tomaron imágenes de más de 150 mil estrellas regularmente, para encontrar planetas en tránsito.

¿Qué queremos decir, exactamente, por “descubrimiento” de exoplanetas en tránsito? Un solo tránsito aparece como una caída muy leve en el brillo de la estrella, durando varias horas. Sin embargo, los astrónomos deben estar en guardia frente a otros factores que puedan producir un tránsito falso, especialmente cuando se trabaja en el límite de precisión del telescopio. Debemos esperar un segundo tránsito de similar profundidad. Pero cuando se observa otro tránsito, inicialmente no sabemos si podría deberse a otro planeta en una órbita diferente. El “descubrimiento” ocurre solo cuando se encuentra un tercer tránsito con una profundidad similar y el mismo espaciamiento en el tiempo que el primer par.

Las computadoras normalmente realizan el análisis, lo que implica la búsqueda de pequeñas inmersiones periódicas en la luz de cada estrella, que se extienden a lo largo de 4 años de observación. Pero la misión Kepler también tiene un programa en el que los no astrónomos —científicos ciudadanos— pueden examinar los datos. Estos dedicados voluntarios han encontrado varios tránsitos que se perdieron por los análisis por computadora, demostrando que el ojo y el cerebro humanos a veces reconocen eventos inusuales que una computadora no estaba programada para buscar.

Medir tres o cuatro tránsitos uniformemente espaciados normalmente es suficiente para “descubrir” un exoplaneta. Pero en un nuevo campo como la investigación de exoplanetas, nos gustaría encontrar más verificación independiente. La confirmación más fuerte ocurre cuando los telescopios terrestres también son capaces de detectar un desplazamiento Doppler con el mismo período que los tránsitos. Sin embargo, esto generalmente no es posible para planetas del tamaño de la Tierra. Una de las formas más convincentes de verificar que una caída en el brillo se debe a un planeta es encontrar más planetas orbitando la misma estrella, un sistema planetario. Los sistemas multiplanetarios también proporcionan formas alternativas de estimar las masas de los planetas, como discutiremos en la siguiente sección.

Los efectos de selección (o sesgos) en los datos de Kepler son similares a los de las observaciones Doppler. Los planetas grandes son más fáciles de encontrar que los pequeños, y los planetas de período corto son más fáciles que los planetas de largo período. Si requerimos tres tránsitos para establecer la presencia de un planeta, por supuesto estamos limitados a descubrir planetas con periodos orbitales inferiores a un tercio del intervalo de observación. Así, fue sólo en su cuarto y último año de funcionamiento cuando Kepler pudo encontrar planetas con órbitas como la de la Tierra que requieren de 1 año para rodear su estrella.

Detección Directa

La mejor evidencia posible para un planeta terrenal en otro lugar sería una imagen. Después de todo, “ver es creer” es un prejuicio muy humano. Pero imaginarse un planeta distante es un reto formidable en verdad. Supongamos, por ejemplo, que estabas a una gran distancia y deseabas detectar la luz reflejada de la Tierra. La Tierra intercepta y refleja menos de una mil millonésima parte de la radiación del Sol, por lo que su brillo aparente en la luz visible es menos de una mil millonésima parte del Sol. Para agrandar el desafío de detectar una mota de luz tan tenue, el planeta se ve inundado por el resplandor de la radiación de su estrella madre.

Incluso hoy en día, la óptica de los mejores espejos telescópicos tiene ligeras imperfecciones que impiden que la luz de la estrella entre en foco en un punto completamente nítido.

Las imágenes directas funcionan mejor para planetas gigantes gaseosos jóvenes que emiten luz infrarroja y residen en grandes separaciones de sus estrellas anfitrionas. Los planetas gigantes jóvenes emiten más luz infrarroja porque tienen más energía interna, almacenada del proceso de formación del planeta. Incluso entonces, se deben emplear técnicas inteligentes para restar la luz de la estrella anfitriona. En 2008, tres de esos planetas jóvenes fueron descubiertos orbitando HR 8799, una estrella en la constelación de Pegaso (Figura\(\PageIndex{6}\):). Dos años después, se detectó un cuarto planeta más cerca de la estrella. Planetas adicionales pueden residir aún más cerca de HR 8799, pero si existen, actualmente se pierden en el resplandor de la estrella.

Desde entonces, se han encontrado varios planetas alrededor de otras estrellas utilizando imágenes directas. No obstante, un reto es saber si los objetos que estamos viendo son efectivamente planetas o si son enanas marrones (estrellas fallidas) en órbita alrededor de una estrella.

Figura\(\PageIndex{6}\) Exoplanetas alrededor de HR 8799.Esta imagen muestra observaciones del telescopio Keck de cuatro planetas fotografiados directamente orbitando HR 8799. Una escala de tamaño para el sistema da la distancia en AU (recuerde que una unidad astronómica es la distancia entre la Tierra y el Sol).

La imagen directa es una técnica importante para caracterizar un exoplaneta. El brillo del planeta se puede medir a diferentes longitudes de onda. Estas observaciones proporcionan una estimación de la temperatura de la atmósfera del planeta; en el caso del HR 8799 planeta 1, el color sugiere la presencia de nubes gruesas. También se pueden obtener espectros de la luz tenue para analizar los constituyentes atmosféricos. Un espectro del HR 8799 planeta 1 indica una atmósfera rica en hidrógeno, mientras que el planeta más cercano 4 muestra evidencia de metano en la atmósfera.

Otra forma de superar el efecto borroso de la atmósfera terrestre es observar desde el espacio. El infrarrojo puede ser el rango de longitud de onda óptimo en el que observar porque los planetas se vuelven más brillantes en el infrarrojo mientras que las estrellas como nuestro Sol se desmayan, lo que facilita la detección de un planeta contra el resplandor de su estrella. Se pueden utilizar técnicas ópticas especiales para suprimir la luz de la estrella central y facilitar la visualización del propio planeta. No obstante, aunque vayamos al espacio, será difícil obtener imágenes de planetas del tamaño de la Tierra.

Conceptos clave y resumen

Varias técnicas de observación han detectado con éxito planetas que orbitan otras estrellas. Estas técnicas se agrupan en dos categorías generales: detección directa e indirecta. Las técnicas Doppler y de tránsito son nuestras herramientas indirectas más poderosas para encontrar exoplanetas. Algunos planetas también están siendo encontrados por imágenes directas.

Notas al pie

¹ El método Doppler sólo nos permite encontrar la masa mínima de un planeta. Para determinar la masa exacta usando el cambio Doppler y las leyes de Kepler, también debemos tener el ángulo en el que la órbita del planeta está orientada a nuestra visión, algo que en la mayoría de los casos no tenemos ninguna forma independiente de conocer. Aún así, si la masa mínima es la mitad de la de Júpiter, la masa real sólo puede ser mayor que esa, y estamos seguros de que estamos tratando con un planeta joviano.

Glosario

exoplaneta

un planeta orbitando una estrella que no sea nuestro Sol

tránsito

cuando un objeto astronómico se mueve delante de otro