El preludio de la vida (1): Los planetas del universo

En este blog, cuya consigna bien pudiera ser el título de aquella canción de Julio Numhauser hecha famosa por Mercedes Sosa, Cambia, todo cambia, estamos hablando mucho de distintas especies, incluyendo nuestra propia raza humana y sus culturas. Todas éstas están sujetas a cambios, los cuales nos proporcionan más que suficientes tópicos de qué hablar. Sin embargo, que esto no nos haga olvidar del gran cambio que hizo posible la proliferación de seres vivientes: la aparición de la vida.

De la aparición de la vida hablaremos pronto. Pero antes de dedicarnos a ella, es preciso ir un poco más allá, y considerar los factores que la hicieron posible. ¿Cuáles fueron las condiciones necesarias para que pudiese desarrollarse la vida, y cómo se dieron? Con el presente post iniciaremos una pequeña serie enfocada justamente hacia eso: el preludio de la vida. Empezaremos considerando el substrato: los cuerpos celestes en los que se puede haber desarrollado la vida. Algo que, ahora que sabemos que la estrella más cercana a nuestro sol tiene un planeta que puede ser habitable, se ha vuelto un tópico de un interés más que meramente académico. Además, veremos que los nombres Quijote, Dulcinea y Sancho no sólo se refieren a personajes literarios: ahora pertenecen también a tres planetas en el firmamento.

La cuna de la vida: los planetas

¿Dónde en el universo puede haberse desarrollado algún tipo de vida? Sabemos que esto ocurrió en por lo menos un lugar: nuestra tierra. Pero, ¿en cuáles otros lugares puede haber aparecido la vida?

En términos generales, se deben cumplir dos condiciones fundamentales para que pueda desarrollarse la vida. En primer lugar, energía: para que se formen las moléculas de la vida y se puedan mantener, se requiere una forma de energía. La fuente de energía más obvia es el calor. Y, en segundo lugar, un medio líquido, puesto que las reacciones químicas para formar las moléculas de la vida, cualesquiera que sean, requieren de un medio líquido para que se lleven a cabo exitosamente.

En el universo, estas condiciones se pueden dar en los planetas que circulan alrededor de las estrellas (y, por extensión, en algunas lunas). Estos reciben calor de sus estrellas, y pueden contener acumulaciones de líquidos – agua, o algún otro, tal como el metano que se vuelve líquido cuando la temperatura es suficientemente baja.

Por lo tanto, consideremos en este post los planetas en el universo.

¿Hay planetas fuera de nuestro sistema solar?

Hasta hace pocos años, no sabíamos con certeza si había planetas orbitando otras estrellas. Esto cambió en 1995, cuando fue anunciado el hallazgo de un “compañero” de la estrella 51 Pegasi, del tamaño de Júpiter[1]. Ahora sabemos que la mayoría de estrellas tiene planetas. Hasta la fecha se ha confirmado la existencia de 3431 planetas extrasolares[2], y casi a diario se están anunciando nuevos hallazgos. (El término “planeta extrasolar”, o “exoplaneta”, se refiere a los planetas que orbitan estrellas que no sean nuestro sol.)

La certeza de que hay tantos exoplanetas, la debemos a una variedad de métodos que se han desarrollado para detectarlos. Es importante saber algo de estos métodos, puesto que cada uno permite detectar exoplanetas con características distintas, y obtener información diferente. Cuáles exoplanetas se encuentran, depende del método que se utiliza.

En este espacio no pretendemos describir estos métodos en detalle (además se encuentran buenas descripciones en sitios web de fácil acceso[3]), pero veamos los principales métodos en términos generales.

  • Detección directa: Para hallar exoplanetas, lo ideal es poder obtener imágenes de los mismos. Pero esto es más fácil decirlo que hacerlo. El problema es que la intensidad de la luz reflejada por el exoplaneta es ínfima en relación con la luminosidad de la estrella alrededor de la cual gira, aunque existen métodos para tapar o neutralizar buena parte de la luz de la estrella. En varios casos, esto se ha logrado[4]. Fotografías bonitas se pudieron sacar al exoplaneta β Pictoris b[5]. En la foto anexa se aprecian dos exoplanetas orbitando la estrella GJ 758[6]. En algunos casos, la identificación de exoplanetas en fotografías ha sido discutida, tal como pasó en el caso de Fomalhaut b, que en lugar de ser un exoplaneta convencional pudiera ser los restos de una colisión de dos cuerpos celestes[7].

Este método de detección es apropiado para encontrar exoplanetas alejados de su estrella, y da los mejores resultados en el caso de estrellas no muy luminosas.

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Pero en la gran mayoría de los exoplanetas, su detección no se puede hacer de manera directa: es preciso hacer mediciones que revelan la presencia de cuerpos que orbitan las estrellas. He aquí los métodos principales:

  • Detección por cambios de velocidad radial: Es posible detectar la presencia de un exoplaneta por la atracción que ejerce sobre su estrella. Es un efecto pequeño, pero medible. Cuando el exoplaneta se mueve hacia nosotros, “tira” consigo su estrella la cual se desplaza hacia nosotros también; y cuando el exoplaneta se aleja de nosotros, también se alejará un poco su astro. Estos cambios de movimiento (velocidad radial) de la estrella causan cambios en la frecuencia de la luz de la estrella que captamos en la tierra. Este efecto Doppler nos permite detectar la presencia de exoplanetas.

Puesto que el efecto Doppler es más grande mientras que más cerca se encuentre el exoplaneta a la estrella y más grande sea la masa del mismo, el tipo de planetas que mejor se detecta con este método es el de los gigantes en órbitas pequeñas. Los cálculos permiten obtener información acerca del período orbital (el “año”) del exoplaneta, y su masa. También permiten determinar si la órbita del exoplaneta es circular (lo que resulta en fluctuaciones Doppler regulares), u ovalada (lo que causa fluctuaciones Doppler asimétricas).

  • Detección por cambios de luminosidad (método de tránsito): Si el plano de la órbita de un exoplaneta alrededor de su estrella es tal que, visto desde la tierra, este pasa frente a la estrella (lo que ocurriría una vez cada órbita), es posible detectar la presencia del exoplaneta por el cambio de luminosidad de la estrella cuando el exoplaneta la tapa parcialmente. Los cambios de luminosidad son pequeños pero medibles, y si ocurren con intervalos regulares se puede suponer que se trata de algún planeta orbitando la estrella (ver figura).

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Este método permite determinar el período orbital del exoplaneta, y estimar su diámetro. Además, se puede obtener información acerca de su atmósfera. Pero obviamente no se pueden detectar de esta manera la gran mayoría de exoplanetas, que no pasan, visto desde la tierra, frente a su estrella.

Aparte de reducir la luminosidad de su estrella, el exoplaneta que transita frente a la misma también causa un cambio pequeño, pero medible, en el espectro electromagnético de la estrella. Esto puede ayudar a detectar la presencia de exoplanetas[8].

El método normalmente no permite obtener información acerca de la masa de los exoplanetas. Sin embargo, en el caso de sistemas planetarios con múltiples planetas es posible detectar pequeños cambios en la velocidad con la que estos planetas orbitan la estrella, causados por la atracción gravitacional entre los planetas. Así se ha podido determinar, utilizando el método de tránsito, la masa de un pequeño planeta del tamaño de Marte, por la influencia gravitacional de dos otros planetas en ese sistema planetario[9].

  • Detección por microlentes gravitacionales: En el caso, poco común, de que dos estrellas se encuentran perfectamente alineadas con la tierra, es posible detectar la presencia de algún exoplaneta alrededor de la estrella más cercana por la desviación de la luz de la estrella más lejana causada por el campo gravitacional de la estrella más cercana. La desviación exacta varía a la medida que el exoplaneta avanza en su órbita. La ventaja de este método es que permite detectar la presencia de exoplanetas más pequeños, y más lejanos de su estrella[10].

Estas técnicas, por sofisticadas que sean, no son libres de errores. Una de las principales causas de errores al aplicar el método de tránsito es que el cambio de la luminosidad de una estrella no necesariamente se debe a la presencia exoplanetas: también puede ser causada por la actividad de la misma estrella, tales como manchas estelares o fulguraciones. Esta actividad estelar puede resultar en falsas detecciones de exoplanetas. Esto ha creado dudas acerca de la existencia de ciertos exoplanetas, entre los cuales Kapteyn b, un posible exoplaneta tipo súper-tierra, que – de existir – se encuentra relativamente cercano, a una distancia de 13 años luz[11]. Lo mismo pasó con dos exoplanetas pertenecientes al sistema planetario Gliese 581, que de existir pudieran ser habitables (en un próximo post más acerca de la habitabilidad)[12]. Si una estrella es binaria (o sea, cuando se trata de dos estrellas cercanas que circulan una alrededor de otra), los cambios de luminosidad cuando una estrella pasa frente a la otra, vista desde la tierra, pueden ser interpretadas erróneamente como indicaciones de la presencia de exoplanetas[13].

Para evitar errores y así poder confirmar la existencia de un exoplaneta, se requiere de múltiples detecciones, idealmente utilizando métodos distintos. Además, al utilizar métodos distintos es posible obtener una cantidad importante de informaciones acerca del exoplaneta: no sólo acerca de la duración de una revolución entorno de la estrella (el período orbital), sino también de su diámetro, su masa y su atmósfera.

Para la detección de exoplanetas es importante, aunque no imprescindible, el uso de satélites, cuyas observaciones no sufren distorsión por la atmósfera terrestre. Entre los satélites la estrella es Kepler, de la NASA, que utiliza el método de detección por cambios en luminosidad; por sí solo, es responsable de las dos terceras partes de los exoplanetas confirmados hasta la fecha[14]. Inicialmente se utilizaron ojos humanos, muchos de ellos voluntarios, para analizar los cambios de luminosidad de las estrellas observadas por Kepler y determinar si había una regularidad que pudiera indicar la presencia de planetas; esto resultó en la identificación de centenares de exoplanetas, muchos de ellos en sistemas planetarios de múltiples planetas[15]. Cuando se automatizó este proceso, la cantidad de exoplanetas detectados aumentó considerablemente[16].

Pero también son de gran utilidad los instrumentos ubicados en tierra, entre los cuales destaca HARPS, instalado en un observatorio europeo en Chile, que utiliza el método de la velocidad radial[17]. HARPS trabaja en conjunto con el consorcio WASP, que consiste de varios observatorios que utilizan el método de detección por cambios en luminosidad[18], de manera que entre los dos pueden obtener mucha información acerca de los exoplanetas. Puesto que se están desarrollando métodos para reducir la distorsión por la atmósfera terrestre, los instrumentos terrestres cobrarán más importancia para la caza de los exoplanetas[19].

Para la detección directa mediante fotografías, se ha utilizado tanto el telescopio satelital, Hubble, como telescopios en la superficie terrestre.

Tipos de exoplanetas

Una cosa que quedó claro rápidamente cuando se empezó a detectar exoplanetas, es que hay mucha más variedad en los tamaños, tipos y órbitas de los exoplanetas de lo que nos imaginábamos cuando sólo conocíamos los planetas de nuestro sistema solar (ver imagen).

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En función de su masa y el tamaño (y por ende, su densidad), los planetas pueden ser catalogados como gaseosos o rocosos[20].

Exoplanetas gaseosos

Los exoplanetas gaseosos son los más grandes y pesados, y sus tamaños se comparan con el planeta Júpiter (si son grandes) o con el planeta Neptuno (si su tamaño es más modesto): un “súper-Júpiter”, por ejemplo, es un planeta gaseoso más grande que Júpiter, y un “mini-Neptuno” un planeta gaseoso más pequeño que Neptuno.

Los exoplanetas del tamaño de Júpiter o más grandes (los súper-Júpiter) son, tal como vimos arriba, los más fáciles de detectar (de hecho, se encontraron muchos de ellos), especialmente si orbitan cerca de su estrella. Los súper-Júpiter cercanos a su estrella suelen tener temperaturas muy altas, y por lo tanto nos referimos a estos exoplanetas como “Júpiter caliente” [21]. Sus “años” suelen medirse en días, no en meses, y aun menos en años. Su existencia era imprevista, puesto que en nuestro sistema solar no tenemos planetas grandes tan cerca del sol. Pero en muchos sistemas planetarios hay hasta varios de estos Júpiter calientes, así que he aquí una clase de exoplanetas importantes de la que no tenemos rastro en nuestro sistema planetario.

Así como se detectaron exoplanetas tipo Júpiter (o súper-Júpiter) muy cerca de sus estrellas, también se detectaron algunos muy lejos de sus respectivas estrellas – tan lejos que no fue posible detectarlos por los métodos más comunes, el radial y el de tránsito, pero sí fue posible obtener imágenes directas de estos exoplanetas justamente gracias a su gran distancia. De esta manera se observó un sistema planetario con cuatro exoplanetas, todos del tipo súper-Júpiter, orbitando su estrella, HR 8799, a una distancia de hasta 13 veces la de la distancia entre nuestro sol y Júpiter[22]. Así como fue inesperado el hallazgo de los Júpiter calientes, también lo fue el de aquellos súper-Júpiter tan distantes de su estrella.

También existen exoplanetas del tipo “súper-Júpiter inflado”, cuyo diámetro puede duplicar al de Júpiter, mientras que su masa es menor, lo que apunta a una atmósfera expandida. Aun no se entiende qué es lo que hizo hinchar estos exoplanetas gaseosos, pero probablemente se debe a una temperatura demasiado alta, debido a exceso de energía recibida de la estrella, o enfriamiento insuficiente del planeta[23].

Exoplanetas rocosos

Los exoplanetas rocosos, llamados “terrestres” por su semejanza a otro planeta rocoso y de tamaño más bien modesto, nuestra tierra, son los más pequeños y ligeros[24]. Los hay de todos los tamaños: desde más pequeños que el planeta Mercurio (tal como el exoplaneta Kepler-37b, que es ligeramente más grande que nuestra luna[25]) hasta unas “mega-tierras” gigantes cuyos tamaños se acercan al de Neptuno y cuyas masas son de 16-17 veces la de nuestra tierra[26]. (La letra “b” al final del nombre “Kepler-37b” indica que es el primer exoplaneta identificado orbitando la estrella Kepler-37, la que pasa a llamarse “Kepler-37a”.)

Dentro de este rango, la gran sorpresa fue el descubrimiento de las “súper-tierras”: planetas rocosos cuya masa está entre dos y diez veces la de la tierra (equivalente aproximadamente a un tamaño de entre 1,25 y 2 veces el de la tierra). Son los planetas más comunes en los sistemas planetarios que hasta la fecha conocemos. Así como en el caso de los exoplanetas gaseosos, también son muchas las súper-tierras que tienen órbitas muy cercanas a su estrella; estas “tierras calientes” al parecer son comunes en ciertos tipos de sistemas planetarios[27].

Muchas súper-tierras han sido halladas, especialmente alrededor de estrellas más pequeñas que nuestro sol, en cuyo caso es más fácil detectar, por el método radial, la presencia de exoplanetas ligeros[28]. De hecho, se han encontrado sistemas planetarios que consisten principalmente de súper-tierras, generalmente orbitando estrellas más pequeñas que nuestro sol[29].

También se encontraron súper-tierras orbitando estrellas parecidas a nuestro sol. La estrella Kepler-69 cuenta con (que sepamos) dos planetas del tipo súper-tierra: uno muy cerca, y otro (Kepler-69c) a una distancia parecida a la del planeta Venus; lo llaman un “súper-Venus” [30]. Un poco más parecido a nuestra tierra es la súper-tierra Kepler-452b, que tiene un diámetro de 1,6 veces el de nuestro planeta y orbita una estrella parecida a nuestro sol, a una distancia parecida a la de la tierra; de hecho, su año dura 385 días. Pero no luce muy probable que vayamos a poder visitar este planeta pronto: se encuentra a una distancia de 1400 años luz[31].

Exoplanetas más parecidos a la tierra han sido detectados también. Hablaremos de ellos en la siguiente sección.

Se determinó que todos los exoplanetas conocidos con un tamaño inferior a 1,6 veces el de la tierra, son rocosos, con densidades parecidas a la de la tierra, lo que indica una importante proporción de hierro en el interior del planeta. Pero los súper-tierras con tamaños superiores pueden tener densidades, y por ende composiciones, distintas[32].

Una variedad de los exoplanetas rocosos es la de los exoplanetas ricos en carbono, tales como WASP-12b que, en lugar de consistir principalmente de rocas silíceas tal como la tierra, es compuesto por rocas carbonosas, probablemente ricas en grafito y diamante[33]. El primer posible exoplaneta carbonoso encontrado, WASP-12b, resultó ser un exoplaneta extremadamente caliente que está perdiendo masa por evaporación[34]. Un mejor ejemplo de un exoplaneta carbonoso es 55 Cancri e, una súper-tierra con ocho veces la masa de nuestra tierra. Aun siendo un planeta rocoso, esta súper-tierra tiene poco en común con nuestra tierra: contiene mucho más carbono que nuestro planeta y menos sílice, mientras que el agua está ausente[35].

Exoplanetas rocosos con densidades mucho mayores a la de la tierra también existen; deben consistir en gran parte de hierro. Un buen ejemplo es el pequeño exoplaneta Kepler-10b, compañero del Kepler-10c arriba mencionado, que con un tamaño de tan solo 1,4 veces el de la tierra y una masa de 4,6 veces la de la tierra, tiene una densidad de 8,8 – muy parecida a la del hierro[36].

Planetas como la tierra

Tal como vimos, la mayoría de los exoplanetas no se parece en nada a nuestra tierra. Pero esto no quita que sí los hay: exoplanetas terrestres, que por lo menos en tamaño y composición se parecen a nuestro planeta. Lo que ocurre, es que hasta hace pocos años era difícil encontrarlos, debido a las limitaciones de los métodos de detección actuales.

El satélite Kepler es ahora capaz de detectar la presencia de exoplanetas inclusive más pequeños que nuestra tierra. Arriba ya vimos el “mini-Mercurio” Kepler-37b, y en el próximo post hablaremos de la estrella Kepler-444, que cuenta con cinco planetas, todos más pequeños que nuestra tierra[37].

Pero también se han encontrado exoplanetas rocosos más parecidos a la tierra. Los exoplanetas Kepler-438b[38] y GJ 1132b[39] tienen diámetros sólo 12% y 20% mayor al de la tierra, respectivamente; ambos orbitan estrellas enanas (pero el segundo orbita tan cerca de su estrella que su temperatura debe parecerse más a la del planeta Venus que a nuestra tierra). El exoplaneta Kepler-78b también se parece bastante a la tierra en cuanto a su diámetro y masa se refiere (20% y 70% más que la tierra, respectivamente), pero orbita a su estrella enana tan de cerca que su “año” dura menos de nueve horas, así que la temperatura en su superficie es infernal[40].

Esta enumeración muestra que los exoplanetas de tamaño parecido a la tierra son bastante comunes alrededor de estrellas enanas. Estas estrellas son más pequeñas que nuestro sol y por ende dan mucho menos luz, pero puesto que sus planetas suelen orbitar cerca de su estrella, pueden parecerse a la tierra también en cuanto al clima se refiere. Un modelo indicó que inclusive pueden tener océanos (llegando a cubrir, en algunos casos, prácticamente toda la superficie del planeta) [41].

Los exoplanetas terrestres ocurren tanto alrededor de estrellas enanas como alrededor de estrellas como nuestro sol o más grandes[42]. Sin embargo, se detectan con mayor facilidad cuando orbitan estrellas pequeñas.

Los planetas terrestres no sólo se parecen a nuestra tierra en tamaño y densidad, sino también en su estructura interna: un modelado de algunos de los exoplanetas terrestres mejor conocidos arrojó como resultado que, suponiendo que estos planetas tienen aproximadamente la misma composición química, todos consisten de un núcleo rico en níquel y hierro, rodeado por un manto y una corteza externa – así como nuestra tierra[43].

Exoplanetas transicionales

Entre las súper-tierras y los planetas gaseosos tipo Neptuno se encuentra una categoría transicional, que es bastante común en nuestra galaxia pero que en nuestro sistema solar no está representada. Se trata de planetas que parecen tener un núcleo rocoso, como los planetas terrestres, pero con un espeso envoltorio gaseoso[44]. El exoplaneta EPIC212521166 b, por ejemplo, que por su masa (18,3 veces la de la tierra), se parece al planeta Neptuno, el más pequeño de los planetas gaseosos en nuestro sistema solar, tiene una densidad tan alta (de 5,7) que debe contar con un núcleo rocoso, y un espeso manto gaseoso, tal vez con agua[45]. Según un modelo de la formación de los planetas terrestres, estos planetas tienen, cuando se forman, una espesa atmósfera dominada por hidrógeno; en el caso de los planetas terrestres más pequeños, este hidrógeno se pierde (como le pasó a nuestra tierra), dejando una atmósfera más fina, pero en el caso de las súper-tierras, el hidrógeno no siempre se pierde y el planeta se queda con una atmósfera densa y espesa[46].

La primera súper-tierra detectada, en 2009, fue CoRoT-7 b, un exoplaneta 70% más grande que la tierra, con una densidad parecida. Pero por el resto no se parece mucho a nuestro planeta: una revolución alrededor de su estrella dura sólo veinte horas, y la temperatura en su superficie alcanza los 2200°C. Posiblemente, el exoplaneta es el núcleo de un exoplaneta transicional que, por su cercanía a la estrella, perdió su manto de gases[47].

Un exoplaneta transicional que ha suscitado muchas especulaciones, es la súper-tierra GJ1214b. Este planeta tiene una masa de siete veces la de la tierra, pero una densidad cercana a 2, más cerca de la del agua (con una densidad de uno) que de la densidad de la tierra (de 5,5), lo que sugiere que consiste de un núcleo rocoso rodeado por un manto atmosférico muy espeso. Además, posiblemente está cubierto en buena parte de agua, en la forma de océanos más o menos vastos. La atmósfera de este exoplaneta pudiera ser rica en vapor de agua[48], pero parece ser transparente: el vapor de agua estaría presente en la forma de nubes altas[49]. (de las atmósferas de los exoplanetas hablaremos en un próximo post.) Los exoplanetas con océanos son tal vez más comunes de lo que uno pensaría[50], y esto es importante considerando la posibilidad del desarrollo de algún tipo de vida en estos océanos.

¿Cuántos exoplanetas hay?

Sabemos que con los métodos de los cuales disponemos sólo podemos detectar una pequeña parte de los planetas extrasolares, de manera que, si hasta la fecha se detectaron unos miles, debe haber una cantidad inmensa de planetas en nuestra galaxia.

Así que, ¿cuántos planetas habría en la galaxia? Un estimado habla de diez mil millones (1010) planetas en nuestra galaxia, en su mayoría gaseosos, con una cantidad menor pero todavía considerable (tal vez mil millones) de planetas rocosos, y hace énfasis en que queda disponible tanto material que se puede formar todavía un múltiple (unas diez veces más) de los planetas que existen en la actualidad[51].

Un estudio estadístico se enfoca hacia las estrellas del tipo espectral M (enanas rojas), que son las más comunes en nuestra galaxia: representan más de 70% del total de estrellas. A partir de datos obtenidos por el satélite Kepler se ha calculado que estas enanas tienen, en promedio, un planeta por estrella[52]. Si este cálculo es correcto, habría por lo menos 100 mil millones (1011) de planetas en nuestra galaxia.

Otro estudio de las estrellas enanas rojas observadas por Kepler arrojó un resultado parecido: estas estrellas tienen, en promedio, 0,9 planetas rocosos. Si sólo se consideran los planetas de tamaño parecido a la tierra, el promedio baja a 0,5 planetas; y si sólo se consideran aquellos planetas que se encuentran dentro de la zona habitable (de la que hablaremos en un próximo post), el promedio se ubica en 0,15 planetas[53]. Según un tercer estudio estadístico de los exoplanetas descubiertos por Kepler, los planetas del tamaño de la tierra son tal vez un poco menos abundantes, al concluir que una sexta parte de todas las estrellas en nuestra galaxia tiene un planeta de este tamaño; pero este estudio se limita a los planetas con un período de órbita de menos de 85 días, o sea bastante cercanos a su estrella, ya que Kepler no es capaz de detectar planetas del tamaño de la tierra más distantes de su sol que esto. Pero aun así, ya que la galaxia contiene unos 100 millardos de estrellas, pudiera haber unos 17 millardos de planetas del tamaño de nuestra tierra[54].

Es posible que los exoplanetas rocosos sean tan comunes como los gaseosos. Un estudio de los exoplanetas detectados por el método de microlentes indica que, en promedio, cada estrella está acompañada de al menos un planeta: aproximadamente 17% de las estrellas tienen uno o más planetas gaseosos grandes (tipo Júpiter), unos 52% de las estrellas tienen planetas gaseosos pequeños (tipo Neptuno), y alrededor de 62% tienen una o más súper-tierras. Este estimado se hizo para exoplanetas con una distancia de su estrella de entre 0,5 y 10 unidades astronómicas (una unidad astronómica equivale a la distancia entre la tierra y el sol); lo que deja fuera del estimado los planetas en órbitas cercanas a sus estrellas, así como los planetas muy alejados[55].

Los gigantes gaseosos del tipo “súper-Júpiter” son relativamente fáciles de detectar, pero no son tan comunes como otros tipos de planetas.  Alrededor de 3% de las estrellas tienen planetas del tipo “súper-Júpiter”. La mayoría de estos planetas gigantes orbita muy cerca de su estrella, pero se calculó que 0,6% de las estrellas cuentan con planetas gigantes a distancias mayores[56].

Inclusive las estrellas enanas menos luminosas, las marrones, parecen tener planetas. Se determinó que alrededor de estas estrellas puede haber discos de granos de detrito lo suficientemente grandes como para dar origen a planetas rocosos. Las enanas marrones no son muy luminosas ya que, por su masa pequeña, no ocurre la fusión de hidrógeno en su interior (pero sí ocurre la fusión del deuterio, o sea hidrógeno pesado). Pero esto no quita que pueden tener planetas, incluyendo planetas rocosos, potencialmente habitables[57]. Por lo tanto, es posible que haya mucho más exoplanetas rocosos de lo que se ha estimado hasta la fecha.

Queda claro que los planetas son la regla, no la excepción.

El exoplaneta más cercano

Recientemente fue anunciado el hallazgo de un exoplaneta orbitando la estrella más cercana a nuestro sol, Próxima Centauri[58]. Esta estrella es una enana roja, que da tan poca luz que con el ojo desnudo no la podemos ver a pesar de su cercanía, que es de tan solo 4,25 años luz, lo que en términos astronómicos es a la vuelta de la esquina. El planeta, Próxima b, tiene una masa parecida a la de nuestra tierra, o unas veces mayor. Se encuentra tan cerca de su estrella que su “año” dura sólo once días. Sin embargo, a pesar de la cercanía a su estrella, el planeta recibe poco calor porque la estrella es una enana roja. La cantidad de calor parece ser suficiente para permitir la presencia de agua líquida en la superficie del planeta. Esto es muy importante, ya que implica que en principio pudiera haberse desarrollado alguna forma de vida en ese mundo. En un próximo post de esta serie hablaremos con más detalle de esta posible habitabilidad.

Una consecuencia de tener un exoplaneta interesante tan cerca de nosotros, es que podemos aspirar explorarlo algún día en un futuro no demasiado lejano. Con la tecnología actual el viaje a Próxima Centauri duraría decenas de miles de años, pero se ha propuesto una tecnología nueva (propulsión por rayos láser) que pudiera darle a una pequeña sonda no tripulada suficiente velocidad para llegar a Próxima Centauri en veinte años. Un empresario ruso, Yuri Milner, creó recientemente un fondo, dotado de cien millones de dólares, para comprobar la factibilidad de este proyecto[59].

Antes del descubrimiento de Próxima b, se pensó que el exoplaneta más cercano a la tierra pudiera ser un exoplaneta alrededor la estrella Alfa Centauri B, que es un poco más distante que Próxima Centauri: 4,37 años luz[60]. Sin embargo, la existencia de este exoplaneta es dudosa por el ruido en la señal, debido a cambios aleatorios en la luminosidad de la estrella[61], y al final se descartó la existencia de este exoplaneta[62].

Conclusión

Hasta hace veinte años no se sabía con seguridad si había, fuera de nuestro sistema, otros sistemas planetarios en el universo. Se pensaba que los exoplanetas existían, pero no había pruebas. Ahora lo sabemos con seguridad: los planetas son la regla, no la excepción.

Los exoplanetas vienen en todos los tipos y tamaños. Los que hasta ahora con mayor facilidad se han detectado, son los grandes, gaseosos, pero los más comunes parecen ser los pequeños, rocosos, más parecidos a nuestra tierra. Son estos últimos los que, obviamente, más nos interesan, puesto que potencialmente pueden albergar algún tipo de vida.

Los exoplanetas no son cuerpos aislados: generalmente forman parte de sistemas planetarios. Sus características dependen de cómo se formó el sistema planetario y de qué tipo de estrella está orbitando. Hablaremos de esto en el próximo post.

 

 

Este post es una versión actualizada de algunos posts que publiqué en mi blog, ahora cerrado, “Los tiempos del cambio”.

Nota: la imagen en el encabezado del post muestra una impresión artística del planeta que orbita a Próxima Centauri. Crédito: ESO. Fuente: https://www.eso.org/public/news/eso1629.

 

[1]    Mayor, M. y Queloz, D., 1995. A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature, 378, 355-359. www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html. Ver también: http://phys.org/news/2015-07-exoplanets-future.html.

[2]    Ver el catálogo de exoplanetas de la NASA: http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. El número de planetas se refiere a los confirmados al 1º de diciembre de 2016. El catálogo europeo es: http://exoplanet.eu.

[3]    Ver por ejemplo: http://exoplanet.eu, http://es.wikipedia.org/wiki/Planeta_extrasolar, www.physorg.com/news/2011-05-planet.html. Ver también (con videos disponibles in YouTube): www.iop.org/education/teacher/resources/exoplanet_physics/page_65137.html. Unos artículos: Horner, J. y Addison, B., 2016. It’s all in the rotation: Exploring planets orbiting distant stars. The Conversation, 14 agosto 2015. https://theconversation.com/its-all-in-the-rotation-exploring-planets-orbiting-distant-stars-59593.

[4]    Entre los primeros exoplanetas fotografiados figuran Beta Pictoris b (un exoplaneta gigante alrededor de una estrella joven rodeada por un disco de partículas finas), un posible exoplaneta orbitando una estrella parecida a nuestro sol, y el primer sistema planetario fotografiado (alrededor de la estrella HR 8799; ver el siguiente post). Ver: Lagrange, A.-M. y otros, 2009. A probable giant planet imagined in the β Pictoris disk. Astronomy & Astrophysics, 493, L21-L25.  Lagrange, A.-M. y otros, 2010. A giant planet imagined in the disk of the young star β Pictoris. Science, 329 (5987), 57-59. Lafrenière, D. y otros, 2008. Direct imaging and spectroscopy of a planetary mass candidate companion to a young solar analog. The Astrophysical Journal, 689, L153-L156.  Marois, C., Macintosh, B., Barman, T., Zuckerman, B., Song, I., Patience, J., Lafrenière, D. y Doyon, R., 2008. Direct imaging of multiple planets orbiting the star HR 8799. Science, 322 (5906), 1348-1352. http://science.sciencemag.org/content/322/5906/1348. Serabyn, E. y otros, 2010. An image of an exoplanet separated by two diffraction beamwidths from a star. Nature, 464, 1018-1020. Ver también: https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_directly_imaged_exoplanets.

[5]    Millar-Blanchaer, M.A. y otros, 2015. β Pictoris’ inner disk in polarized light and new orbital parameters for β Pictoris b. The Astrophysical Journal, 811 (1), 18. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/811/1/18/meta.

[6]    Ver: https://es.wikipedia.org/wiki/GJ_758.

[7]    Kalas, P. y otros, 2008. Optical images of an exosolar planet 25 light-years from Earth. Science, 322, 1345-1348; y www.nature.com/news/2011/110923/full/news.2011.555.html. Galicher, R., Marois, C., Zuckerman, B. y Macintosh, B., 2013. Fomalhaut b: independent analysis of the Hubble space telescope public archive data. The Astrophysical Journal, 769, 42. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/769/1/42/pdf.

[8]    Molaro, P., Monaco, L., Barbieri, M. y Zaggia, S., 2013. Detection of the Rossiter-McLaughlin effect in the 2012 June 6 Venus transit. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 429, L79-L83. http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/429/1/L79.full.pdf+html.

[9]    Jontof-Hutter, D., Rowe, J.F., Lissauer, J.J., Fabrycky, D.C. y Ford, E.B., 2015. The mass of the Mars-sized exoplanet Kepler-138 b from transit timing. Nature, 522, 321-323. www.nature.com/nature/journal/v522/n7556/full/nature14494.html.

[10] Abe, F. y otros, 2013. Extending the planetary mass function to Earth mass by microlensing at moderately high magnification. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 431 (4), 2975-2985. http://mnras.oxfordjournals.org/content/431/4/2975.full.pdf+html.

[11] Ver estas dos opiniones opuestas: Robertson, P., Roy, A. y Mahadevan, S., 2015. Stellar activity mimics a habitable-zone planet around Kapteyn’s star. The Astrophysical Journal, 805, L22. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/805/2/L22/pdf. Anglada-Escudé, G. y otros, 2015. No evidence for activity correlations in the radial velocities of Kapteyn’s star. Eprint Arxiv. http://arxiv.org/pdf/1506.09072.pdf.

[12] Robertson, P., Mahadevan, S., Endi, M. y Roy, A., 2014. Stellar activity masquerading as planets in the habitable zone of the M dwarf Gliese 581. Science, 345 (6195), 440-444. http://science.sciencemag.org/content/345/6195/440. Anglada-Escudé, G. y Tuomi, M., 2015. Comment on “Stellar activity masquerading as planets in the habitable zone of the M dwarf Gliese 581”. Science, 347 (6226), 1080. http://science.sciencemag.org/content/347/6226/1080.2. Robertson, P., Mahadevan, S., Endi, M. y Roy, A., 2015. Response to comment on “Stellar activity masquerading as planets in the habitable zone of the M dwarf Gliese 581”. Science, 347 (6226), 1080. http://science.sciencemag.org/content/347/6226/1080.3.

[13] Jung, Y.K. y otros, 2016. Binary source event masquerading as planet: a new manifestation of the binary-source degeneracy. Eprint Arxiv. https://arxiv.org/pdf/1611.00775v2.pdf.

[14] Williams, M., 2016. What are extrasolar planets? Universe Today. www.universetoday.com/39673/extrasolar-planets.  Ver también: https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_(spacecraft).

[15] Lissauer, J.J. y otros, 2014. Validation of Kepler’s multiple planet candidates. II. Refined statistical framework and descriptions of systems of special interest. The Astrophysical Journal, 784 (1), 44. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/784/1/44. Rowe, J.F. y otros, 2014. Validation of Kepler’s multiple planet candidates. III. Light curve analysis and announcement of hundreds of new multi-planet systems. The Astrophysical Journal, 784 (1), 45. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/784/1/45.

[16] Coughlin, J.L. y otros, 2016. Planetary candidates observed by Kepler. VII. The first fully uniform catalog based on the entire 48-month data set (Q1-Q17 DR24). The Astrophysical Journal Supplement Series, 224 (1), 12. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0067-0049/224/1/12.  Morton, T.D., Bryson, S.T., Coughlin, J.L., Rowe, J.F., Ravichandran, G., Petigura, E.A., Haas, M.R. y Batalha, N.M., 2016. False positive probabilities for all Kepler objects of interest: 1284 newly validated planets and 428 likely false positives. The Astrophysical Journal, 822, 86. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/822/2/86/pdf.

[17] Ver: https://en.wikipedia.org/wiki/High_Accuracy_Radial_Velocity_Planet_Searcher.

[18] Ver: https://en.wikipedia.org/wiki/SuperWASP.

[19] Howell, S.B., Everett, M.E., Horch, E.P., Winters, J.G., Hirsch, L., Nusdeo, D. y Scott, N.J., 2016. Speckle imaging excludes low-mass companions orbiting the exoplanet host star TRAPPIST-1 The Astrophysical Journal Letters, 829 (1), L2. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/829/1/L2.

[20] Ver por ejemplo: Sasselov, D. y Valencia, D., 2010. Planets we could call home. Scientific American, August 2012, 38-45. www.scientificamerican.com.

[21] Horner y Addison, 2016. Ver nota 3.

[22] Marois y otros, 2008. Ver nota 4.  Marois, C., Zuckerman, B., Konopacky, Q.M., Macintosh, B. y Barman, T., 2010. Images of a fourth planet orbiting HR 8799. Nature, 468, 1080–1083. www.nature.com/nature/journal/v468/n7327/abs/nature09684.html.

[23] Hartman, J.D. y otros, 2012. HAT-P-39b–HAT-P-41b: three highly inflated transiting hot Jupiters. The Astronomical Journal, 144, 139. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/144/5/139/pdf. Hartman, J.D. y otros, 2016. HAT-P-65b AND HAT-P-66b: two transiting inflated hot Jupiters and observational evidence for the re-inflation of close-in giant planets. Arxiv: https://arxiv.org/pdf/1609.02767v1.pdf. Stevens, D.J. y otros, 2016. KELT-12b: A P ∼ 5 day, highly inflated hot Jupiter transiting a mildly evolved hot star. Disponible en: https://arxiv.org/pdf/1608.04714v1.pdf.

[24] Ver: http://phys.org/news/2015-07-terrestrial-planet.html.

[25] Barclay, T. y otros, 2013. A sub-Mercury-sized exoplanet. Nature, 494, 452-454.  www.nature.com/nature/journal/v494/n7438/full/nature11914.html.

[26] Dumusque, X. y otros, 2014. The Kepler-10 planetary system revisited by HARPS-N: a hot rocky world and a solid Neptune-mass planet. The Astrophysical Journal, 789 (2), 154. http://iopscience.iop.org. Espinoza, N. y otros, 2016. Discovery and Validation of a High-Density sub-Neptune from the K2 Mission. The Astrophysical Journal, en imprenta. https://arxiv.org/abs/1601.07608v2.

[27] Steffen, J.H. y Coughlin, J.L., 2016. The HARPS search for southern extra-solar planets. XVIII. A population of planetary systems characterized by short-period, Earth-sized planets. Proceedings National Academy of Sciences, en imprenta. www.pnas.org/content/early/2016/10/05/1606658113.abstract.

[28] Ver por ejemplo: Vogt, S.S. y otros, 2010. A super-Earth and two Neptunes orbiting the nearby sun-like star 61 Virginis. The Astrophysical Journal, 708, 1366-1375. Rivera, E. y otros, 2010. A super-Earth orbiting the nearby sun-like star HD 1461. The Astrophysical Journal, 708, 1492-1499. Bennet, D.P. y otros, 2008. A low-mass planet with a possible sub-stellar-mass host in microlensing event MOA-2007-BLG-192. The Astrophysical Journal, 684, 663-683. Borucki, W.J., 2010. Kepler planet detection mission: introduction and first results. 215th Meeting of the American Astronomical Society, Washington, 101.01. Holman, M.J., 2010. A search for additional planets in the TrES-2, HAT-7b, and HAT-P-11b systems via transit timing variations. 215th Meeting of the American Astronomical Society, 420.05. Howard, A., 2010. The Eta-Earth survey for low-mass exoplanets. 215th Meeting of the American Astronomical Society, 348.06. Charbonneau, D. y otros, 2009. A super-Earth transiting a nearby low-mass star. Nature, 462, 891-894. Suárez M. y otros, 2016. A super-Earth orbiting the nearby M-dwarf GJ 536. Astronomy & Astrophysics. https://arxiv.org/pdf/1611.02122v1.pdf.

[29] Por ejemplo, alrededor de las estrellas Kepler-62, HD 40307 y Gliese 581. Ver: Borucki, W.J. y otros, 2013. Kepler-62: A five-planet system with planets of 1.4 and 1.6 Earth radii in the habitable zone. Science, 340 (6132), 587-590. http://science.sciencemag.org/content/340/6132/587. ESO 2008. A trio of super-Earths. Nota de prensa ESO 19/08. www.eso.org. Mayor, M. y otros, 2009. The HARPS search for southern extra-solar planets. XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system. Astronomy & Astrophysics, 507, 487-494. www.aanda.org.

[30] Kane, S.R., Barclay, T. y Geling, D.M., 2013. A potential super-Venus in the Kepler-69 system. The Astrophysical Journal Letters, 770 (2), L20. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/770/2/L20/pdf.

[31] Jenkins, J.M. y otros, 2015. Discovery and validation of Kepler-452b: a 1.6 R⨁ super Earth exoplanet in the habitable zone of a G2 star. The Astronomical Journal, 150 (2), 56. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/150/2/56.

[32] Dressing, C.D. y otros, 2015. The mass of Kepler-93b and the composition of terrestrial planets. The Astrophysical Journal, 800 (2), 135. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/800/2/135/pdf.

[33] Madhusudhan, N. y otros, 2011. A high C/O ratio and weak thermal inversion in the atmosphere of exoplanet WASP-12b. Nature, 469, 64-67. www.nature.com.

[34] Haswell, C.A. y otros, 2012. Near-ultraviolet absorption, chromospheric activity, and star-planet interactions in the WASP-12 system. The Astrophysical Journal, 760 (1), 79.  http://iopscience.iop.org/0004-637X.

[35] Madhusudhan, N., Lee, K.K.M. y Mousis, O., 2012. A possible carbon-rich interior in super-Earth 55 Cancri e. The Astrophysical Journal Letters, 759 (2), L40.  http://iopscience.iop.org/2041-8205.

[36] Batalha, N.M. y otros, 2011. Kepler’s first rocky planet: Kepler-10b. The Astrophysical Journal, 729 (1), 27.  http://iopscience.iop.org.  Dumusque y otros, 2014. Ver nota 26.

[37] Campante, T.L. y otros, 2015. An ancient extrasolar system with five sub-Earth-size planets. The Astrophyical Journal, 799 (2), 170.  http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/799/2/170/pdf.

[38] Coughlin y otros, 2016. Ver nota 16.

[39] Berta-Thompson, Z.K. y otros, 2015. A rocky planet transiting a nearby low-mass star. Nature, 527, 204-207. www.nature.com/nature/journal/v527/n7577/full/nature15762.html.

[40] Howard, A.W. y otros, 2013. A rocky composition for an Earth-sized planet. Nature, 503, 381-384. www.nature.com/nature/journal/v503/n7476/full/nature12767.html. Pepe, F. y otros, 2013. An Earth-sized planet with an Earth-like density. Nature, 503, 377-380. www.nature.com/nature/journal/v503/n7476/full/nature12768.html.

[41] Alibert, Y. y Benz, W., 2016. Formation and composition of planets around very low mass stars. Astronomy & Astrophysics, en imprenta. https://arxiv.org/pdf/1610.03460v1.pdf.

[42] Fressin, F., Torres, G., Charbonneau, D., Bryson, S.T., Christiansen, J., Dressing, C.D., Jenkins, J.M., Walkowicz, L.M. y Batalha, N.M., 2013. The false positive rate of Kepler and the occurrence of planets. The Astrophysical Journal, 766 (2), 81. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/766/2/81/pdf. Ver también: www.cfa.harvard.edu/news/2013/pr201301.html.

[43] Zeng, L., Sasselov, D. y Jacobsen, S., 2016. Mass–radius relation for rocky planets based on PREM. The Astrophysical Journal, 819 (2), 127. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/819/2/127/meta.

[44] Marcy, G.W. y otros, 2014. Masses, radii, and orbits of small Kepler planets: the transition from gaseous to rocky planets. The Astrophysical Journal Supplement Series, 210 (2), 20. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/210/2/20/pdf.

[45] Osborn, H.P. y otros, 2016. EPIC212521166 b: a Neptune-mass planet with Earth-like density. Astronomy & Astrophysics, en imprenta. https://arxiv.org/pdf/1605.04291v1.pdf.

[46] Lammer, H. y otros, 2014. Origin and loss of nebula-captured hydrogen envelopes from ‘sub’- to ‘super-Earths’ in the habitable zone of Sun-like stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 439 (4), 3225-3238. http://mnras.oxfordjournals.org/content/439/4/3225.full.pdf+html. Lammer, H. Erkaev, N.V., Odert, P., Kislyakova, K.G., Leitzinger, M. y Khodachenko, M.L., 2013. Probing the blow-off criteria of hydrogen-rich ‘super-Earths’. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 430 (2), 1247-125. http://mnras.oxfordjournals.org/content/430/2/1247.

[47] Barnes y otros, 2010. CoRoT-7 b: Super-Earth or Super-Io?. 215th Meeting of the American Astronomical Society, Washington, 339.04. Jackson y otros, 2010. Is CoRoT-7 B the remnant core of an evaporated gas giant? 215th Meeting of the American Astronomical Society, 339.05.

[48] Berta, Z.K. y otros, 2012. The flat transmission spectrum of the super-Earth GJ1214b from wide field camera 3 on the Hubble Space Telescope. The Astrophysical Journal, 747 (1), 35.  http://iopscience.iop.org/1538-4357.

[49] Kreidberg, L. y otros, 2014. Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b. Nature, 505, 69-72.  www.nature.com/nature/journal/v505/n7481/full/nature12888.html.

[50] Farihi, J., Barstow, M.A., Redfield, S., Dufour, P. y Hambly, N.C., 2010. The frequency and composition of water-rich extrasolar asteroids. RAS National Astronomy Meeting, Glasgow, P12. Ver también: www.physorg.com/news190400675.html, www.physorg.com/news202134269.html, y www.physorg.com/news183389336.html.

[51] Behroozi, P. y Peeples, M.S., 2015. On the history and future of cosmic planet formation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 454, 1811-1817. http://mnras.oxfordjournals.org/content/454/2/1811.full.pdf+html.

[52] Swift, J.J., Johnson, J.A., Morton, T.D., Crepp, J.R., Montet, B.T., Fabrycky, D.C. y Muirhead, P.S., 2013. Characterizing the cool KOIs. IV. Kepler-32 as a prototype for the formation of compact planetary systems throughout the galaxy. The Astrophysical Journal, 764 (1), 105. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/764/1/105/pdf.

[53] Dressing, C.D. y Charbonneau, D., 2013. The occurrence rate of small planets around small stars. The Astrophysical Journal, 767 (1), 95. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/767/1/95/meta.

[54] Fressin y otros, 2013. Ver nota 42.

[55] Cassan, A. y otros, 2012. One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations. Nature, 481, 167-169. www.nature.com.

[56] Bowler, B.P., 2016. Imaging extrasolar giant planets. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 128, 102001. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/1538-3873/128/968/102001/pdf.

[57] Ricci, L., Testi, L., Natta, A., Scholz, A. y De Gregorio-Monsalvo, I., 2012. ALMA observations of ρ-Oph 102: grain growth and molecular gas in the disk around a young brown dwarf. The Astrophysical Journal Letterswww.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1248/eso1248a.pdf.

[58] Anglada-Escudé, G. y otros, 2016. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit round Proxima Centauri. Nature, 536, 437-440. www.nature.com/nature/journal/v536/n7617/full/nature19106.html; www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1629/eso1629a.pdf.

[59] Ver: www.sciencemag.org/news/2016/05/qa-web-billionaire-describes-his-plan-shoot-stars; www.sciencemag.org/news/2016/04/russian-billionaire-unveils-big-plan-build-tiny-interstellar-spacecraft.

[60] Dumusque, X. y otros, 2012. An Earth-mass planet orbiting α Centauri B. Nature, 491, 207-211. www.nature.com/nature/journal/v491/n7423/full/nature11572.html.

[61] Hatzes, A.P., 2013. The radial velocity detection of Earth-mass planets in the presence of activity noise: the case of α Centauri Bb. The Astrophysical Journal, 770 (2), 133. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/770/2/133/pdf.

[62] Ver: https://es.wikipedia.org/wiki/Alfa_Centauri_Bb.

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