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Prueba de la Teora: Otros Sistemas Plan0etarios

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Mas de 1730 planetas han sido encontrados orbitando otras estrellas,denominados exoplanetas (a veces llamados tambin planetas extrasolares) En

mas de 1.100 sistemas de exoplanetas. Esta seccin nos mostrara como

encontramos exoplanetas y entonces nos dir algunas conclusiones preliminares

basadas en las estadsticas de las orbitas y masas de los exoplanetas.

Bsqueda de Exoplanetas

La deteccin de exoplanetas alrededor de otras estrellas es un proyecto difcil que

requiere observaciones muy cuidadosas. Los hallazgos de exoplanetas podra

parecer una cosa simple de hacer --- tomar imgenes de estrellas y buscarpequeas cosas tenues que orbitan alrededor de una estrella. Un exoplaneta sera

de hecho un desmayo: mil millones o ms veces ms dbil que una estrella en la

banda visible --- el resplandor de la luz estelar sera vaciar esta dbil luz de un

exoplaneta.

La tcnica de imagen directade exoplanetas para encontrar sera mejor

consumada en la banda infrarroja porque el espectro trmico del exoplaneta

tendra un punto mximo de emisin en la banda infrarroja. Adems, las estrellas

producen menos energa infrarroja que la energa de la banda visible --- un

exoplaneta sera solamente unas diez mila cien milveces ms dbil que la luz

emitida por la estrella. El exoplaneta sera todava muy dbil, pero al menos la

relacin de contraste es mejorada en muchos miles de veces. La tcnica de

imagen directa es capaz de encontrar exoplanetas jovianos lejos de sus estrellas

madres. Cuarenta y nueve exoplanetas (a partir de finales de junio de 2014) se

han encontrado de esta manera.

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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Algunos de los exoplanetas fotografiados son muy jvenes y todava bastante

clidos desde su formacin. Por lo tanto, los jvenes exoplanetas son muy

brillantes en el infrarrojo y ms fcil de detectar. Algunos exoplanetas han sidofotografiadas por el bloqueo de la luz de la estrella ms brillante con un

dispositivo llamado corongrafode modo que la dbil luz del exoplaneta puede

ser detectado. El uso de un corongrafo es esencial para crear la primera luz

visible de la imagen (ptica) de un exoplaneta: que orbita la estrella muy

brillante, Fomalhaut, se muestra a continuacin. El rea de color negro en el

centro es el corongrafo, el punto blanco se muestra la ubicacin de la estrella, el

anillo es un disco de escombros polvorientos anlogo al Cinturn de Kuiper de

nuestro sistema solar (pero mucho ms lejos), la caja blanca pequea muestra la

ubicacin del exoplaneta a unas 115 UA de su estrella, y el recuadro muestra su

movimiento de ms de dos aos en toda su rbita, 872 aos. Su movimientodemostr que era un objeto en rbita alrededor de la estrella.

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Los astrnomos han detectado los discos de polvo y gas alrededor de las estrellas

jvenes utilizando detectores infrarrojos sensibles en los telescopios ms grandes

del mundo. Una cantidad equivalente de material encerrado en un solo objeto

tendr una superficie total menor que si se divide en muchas pequeas

partculas. Los discos tienen una gran cantidad de superficie y, por lo tanto,

pueden emitir una gran cantidad de energa infrarroja. Algunas estrellas brillantesen nuestro cielo tienen el polvo a su alrededor: Vega, Beta Pictoris y

Fomalhaut. Se trata de sistemas posiblemente en las etapas iniciales de la

formacin de planetas. Un disco alrededor de la estrella HR 4796A parece estar

en entre la etapa del disco de polvo y un sistema de planeta de pleno derecho. La

parte interior del disco se ha disipado. Presumiblemente, el material de polvo se

ha unido a cosas ms grandes como planetas. Los exoplanetas tendran un rea de

superficie ms pequea que si el material estaba todava en forma diminutas de

partculas, por lo que los exoplanetas sern mucho ms dbil. El telescopio

espacial Hubble ha detectado discos de gas y polvo alrededor del 50% de las

estrellas todava se forman en la nebulosa de Orin. Parece que la formacin desistemas planetarios es un proceso comn en el universo.

Otra forma de buscar exoplanetas es notar su efecto gravitacional sobre las

estrellas que orbitan. Una firma de un exoplaneta sera que la estrella aparecera a

tambalearse sobre la estrella y el planeta extrasolar en rbita alrededor de un

punto situado entre ellos, proporcionalmente ms cerca de la estrella ms masiva,

llamado el centro de masa. Esta tcnica se llama

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/39/image/a/

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la tcnica astromtrico.Recordemos delcaptulo gravedadque la gravedad la

fuerzaque acta sobre la estrella y el exoplaneta debe ser el mismo pero el

exoplaneta de masa mucho menor tendr mucho mayor aceleraciny la estrella

masiva tendr un aceleracin mucho menor al ser slo un "bamboleo".

Nuestro Sol se tambalea debido a la gravedad de los planetas que orbitanalrededor de ella. La mayor parte de la oscilacin se debe a que Jpiter contiene

ms masa que todos los otros planetas combinados. Sin embargo, la oscilacin es

pequea! Debido a que el Sol es ms de mil veces ms masivo que Jpiter,

el centro de masaest ms de mil veces ms cerca del Sol, o cerca de 47.000

kilmetros sobre la superficie del Sol (esta distancia es de menos del 7% del

radio del Sol ). A pesar del pequeo bamboleo, los astrnomos afirman que los

planetas que orbitan alrededor de estrellas cercanas podran detectar este

bamboleo utilizando la misma tecnologa que tenemos aqu en la Tierra si

observan el movimiento del Sol con mucho cuidado durante un par de

dcadas. Cuanto ms fuerte es la gravedad entre la estrella y el exoplaneta, mayorser el bamboleo de la estrella y ms fcil de detectar. Por lo tanto, la tcnica

astromtricoest bien adaptada a la bsqueda de exoplanetas jovianos masivos

cerca de sus estrellas madre. Debido alefecto de distorsin de la atmsfera de la

Tierra,no hay exoplanetas han sido encontrados usando esta tcnica usando

telescopios terrestres (en el momento de la escritura). El ahora canceladola

misin SIM Litefue utilizar esta tcnica y de lamisinGaia, lanzada en

diciembre 2013 utiliza esta tcnica.

Secuencia en el lado derecho es en realidad de dos puntos de vista diferentes. El

bamboleo de la estrella es lo que se ve si la rbita est de cara. Las lneas de

absorcin doppler son cambiantes lo que permite que se ve si la rbita est de

canto desde una posicin a la derecha del sistema de estrellas del exoplaneta (por

lo que las lneas de cambio hacia el extremo rojo cuando la estrella se est

alejando del observador y el exoplaneta se est moviendo hacia el observador).

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://planetquest.jpl.nasa.gov/missions/simMission.cfmhttp://planetquest.jpl.nasa.gov/missions/simMission.cfmhttp://planetquest.jpl.nasa.gov/missions/simMission.cfmhttp://planetquest.jpl.nasa.gov/missions/simMission.cfmhttp://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26http://planetquest.jpl.nasa.gov/missions/simMission.cfmhttp://planetquest.jpl.nasa.gov/missions/simMission.cfmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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Otra firma de un exoplaneta sera desplazamientos Doppler en las lneas

espectrales de la estrella a medida que orbitan su centro de masa

comn. La tcnica de desplazamiento Doppler(tambin a veces llamada

la tcnica de velocidad radial) ha sido la forma ms fcil de encontrar

exoplanetas hasta ahora. En el momento de escribir casi 570 exoplanetas han sido

encontrados usando la tcnica de desplazamientoDoppler.Al igual quela tcnica astromtrico,la tcnica de desplazamiento Dopplerse adapta bien a la

bsqueda de exoplanetas jovianos masivos cerca de sus estrellas madre. Sin

embargo, a finales de 2012 los astrnomos fueron capaces de perfeccionar la

tcnica suficiente para detectarun exoplaneta alrededor de Alfa Centauri B(el

poco ms pequea de las dos estrellas en el centro del sistema estelar ms

cercano a nosotros) que es slo 1,13 veces la masa de la Tierra . Se produce la

ms pequea oscilacin estrella doppler detectado hasta ahora, simplemente 0,51

metros por segundo o sobre la velocidad de un beb que se arrastra.

En otro hito de la tcnica,los astrnomos anunciaron a finales de junio 2013despus de varios aos de mediciones de velocidad radial de una estrella cercana

Gliese 667C(slo 22 aos luz de distancia), el descubrimiento de tres

exoplanetas que orbitan en lazona habitablede la estrella. Lazona habitablees

la regin alrededor de una estrella en la que la superficie de un exoplaneta sera

ni demasiado caliente ni demasiado fra para que exista agua lquida en la

superficie. Mientras que otros exoplanetas han sido encontrados en las zonas

habitables de estrellas, sobre todo por la misin Kepler que se discute ms

adelante, este fue el mayor nmero de exoplanetas en una zona habitable hasta

ahora, y por Gliese 667C, muy probablemente el mayor nmero de exoplanetas

posibles en su zona habitable (por lo que la zona habitable se dice que est "llenode dinmica"). En nuestro sistema solar slo hay un planeta habitable, la

Tierra.Marte pudo haber sido habitable si fuera ms grande para retener una

atmsfera ms gruesa y tiene placas tectnicas que trabajan en l para la

habitabilidad a largoplazo. Gliese 667C es una estrella de baja masa, ms

pequea que nuestro Sol y los ms fros, las estrellas de menor masa son ms

comunes en la galaxia de estrellas como el Sol

El perodo de la oscilacin de la estrella se mide y luego la

distancia(semieje mayor de la rbita) se deriva dela tercera ley

de Kepler. Cambio de velocidad de la estrella se mide a continuacin, la masa

total del sistema se deriva delas leyes del movimiento deNewton. Podemos

estimar la masa de la estrella de su tipo espectral, estimar la velocidad de

exoplanetas del periodo de oscilacin de la estrella y luego derivar la masa del

exoplaneta. Sin embargo, el efecto doppler le dice sobre el movimiento a lo largo

de la lnea de la nica vista. Las rbitas de exoplanetas, sin duda, estn

inclinados, o punta, a nuestra lnea de visin y la cantidad de inclinacin es

incierto. Esto introduce una incertidumbre en las masas derivadas de los

http://www.eso.org/public/news/eso1241/http://www.eso.org/public/news/eso1241/http://www.eso.org/public/news/eso1241/http://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://keckobservatory.org/news/scientists_discover_system_with_three_planets_in_habitable_zonehttp://www.eso.org/public/news/eso1241/

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exoplanetas. Por lo general, los astrnomos se citan las masas como "masa sen

(ngulo de inclinacin de la rbita)", por lo que las masas de los exoplanetas

reales podran ser mayores. Las tcnicas de bamboleo de las estrellas tambin

nos pueden dar laexcentricidad rbitasi tenemos observaciones de la rbita

entera. Lostres exoplanetas en la zona habitable de Gliese 667C tienen masas

mnimas ("pecado M (i)") de 2,7 a 3,8 veces la masa de laTierra, por lo que seles llama "sper-Tierras". Debido a la incertidumbre en la inclinacin de sus

rbitas, sus masas pueden ser hasta dos veces ms grandel basado en modelos

informticos de lo que se sabe que seran posibles rbitas planetarias

gravitacionalmente estables.

En el contexto de la investigacin de exoplanetas, un "super-Tierra" se define en

masa nica: un mundo hasta diez veces la masa de la Tierra. El trmino no

significa necesariamente que el planeta es habitable. Se utiliza el lmite superior

de diez veces la masa de la Tierra, ya que se piensa que los planetas ms grandes

que 10 veces la masa de la Tierra tendr suficiente gravedad para absorber elhidrgeno y el helio que lo rodea, ya que se est formando y convertirse en

unplanetajoviano. Sin embargo, eldescubrimiento de Kepler 10c anunciado en

junio 2014con una masa de 17,2 veces la de la Tierra, pero slo 2,35 veces el

dimetro de la Tierra significa que tiene una densidad = 7,1 veces el agua, por lo

que es sin duda un mundo rocoso en lugar de algo como Neptuno o Jpiter.

Los astrnomos an no pueden determinar los dimetros de la mayora de los

exoplanetas de manera que sus densidades, y, por tanto, su composicin es an

desconocido. Una fraccin de los exoplanetas se han observado como se mueven

delante de sus estrellas y causan un eclipse o atenuacin de la luz estelar. Esto se

llama trnsitopor lo que este medio de deteccin de exoplanetas se llama

la tcnica del trnsito. Un trnsito significa que la rbita del exoplaneta est

alineado con nuestra lnea de visin (y el ngulo de inclinacin es de casi 90

grados). Desde el trnsito de exoplanetas, los astrnomos han sido capaces de

medir con precisin el dimetro del exoplaneta. Utilizando la masa del

exoplaneta y los mtodos bamboleo de la estrella, a continuacin, puede

determinarse la densidad. Las observaciones cuidadosas del espectro de la

estrella mientras que el exoplaneta est en trnsito a travs permitirn a los

astrnomos a determinar la composicin qumica de la atmsfera del exoplanetamediante espectroscopia. En otros casos, el espectro del exoplaneta se encuentra

a partir de tomar el espectro de la estrella ms el del exoplaneta, a continuacin,

tomar el espectro de slo la estrella cuando el exoplaneta se encuentra detrs de

la estrella y restarlo del espectro de la estrella al exoplaneta. Un exoplaneta HD

189733b, tiene agua, metano y dixido de carbono en su atmsfera, pero el

exoplaneta es demasiado caliente y masiva para sustentar la vida. No fue hasta

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=342http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=342http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=342http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=342http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=342http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=342http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdfhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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enero de 2010 que los astrnomos haban podidotomar el espectro de un

exoplaneta directamente--- un paso importante en el tiempo ser capaz de analizar

el espectro de un exoplaneta terrestre para ver si se est gestando la vida en l.

La mayora de los exoplanetas en trnsito descubiertos a principios de los aos se

detectaron primero a travs de la tcnica de desplazamiento Doppler, pero la

tcnica de trnsito puede ser otra forma de buscar exoplanetas alrededor de otras

estrellas. Sin embargo, la mayora de los sistemas planetarios no tienen sus

rbitas tan exquisitamente alineados con nuestra lnea de visin por lo que se

necesitara una gran cantidadde estrellas para ser visto y mejorar las

posibilidades de encontrar incluso un par de trnsitos. Una de las ventajas de la

tcnica de trnsito sobre los mtodos estrellas bamboleo para la deteccin de

exoplanetas es que usted sera capaz de detectar exoplanetas terrestres de

dimetro (es decir, pequeos exoplanetas). Exoplanetas pequeos como la Tierraproducen demasiado pequeo un bamboleo en su estrella madre debido a su

pequea masa para ser detectados por los mtodos estrellas bamboleo.Lamisin

COROT (ESA)encontr un exoplaneta menos de dos veces el dimetro de la

Tierra. Sin embargo, este exoplaneta est tan cerca de su estrella que la

temperatura de la superficie del exoplaneta es 1.000 a 1.500 grados C!

http://www.eso.org/public/news/eso1002/http://www.eso.org/public/news/eso1002/http://www.eso.org/public/news/eso1002/http://www.eso.org/public/news/eso1002/http://www.esa.int/SPECIALS/COROT/index.htmlhttp://www.esa.int/SPECIALS/COROT/index.htmlhttp://www.esa.int/SPECIALS/COROT/index.htmlhttp://www.esa.int/SPECIALS/COROT/index.htmlhttp://www.esa.int/SPECIALS/COROT/index.htmlhttp://www.esa.int/SPECIALS/COROT/index.htmlhttp://www.eso.org/public/news/eso1002/http://www.eso.org/public/news/eso1002/

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Lamisin de la nave espacial de la NASA / JPL llamado Keplermir unos

156.000 estrellassimultneamenteen una seccin de la constelacin del Cisne

para buscar exoplanetas del tamao de la Tierra durante un perodo de cuatro

aos de tiempo. La nave espacial se centr en exoplanetas que podran estar en

las estrellas'zonas habitables. Slo se espera que 0.5% de las estrellas para que

sus planetas rbitas en laszonas habitablescorrectamente alineados para ladeteccin por Kepler. Un exoplaneta terrestre con masa entre 0,5 y 10 masas

terrestres har que su estrella se atene por una cantidad fraccionada de entre

0,00005 a 0,0004, respectivamente, y los trnsitos durar slo unas pocas

horas. Cada trnsito exoplaneta debe ser repetibles por lo menos dos veces ms

despus de la primera detecta el trnsito con el mismo intervalo de tiempo entre

trnsitos y profundidad de trnsito. Tal repetibilidad de los trnsitos significara

que algo estaba orbitando la estrella y no slo algunos casualidad de un objeto no

relacionado pasando por delante de la estrella. Para una estrella de tipo solar con

un exoplaneta en lazonahabitable, el exoplaneta sera el trnsito a la estrella una

vez al ao. Sin embargo, esto supone que las estrellas estn en calma y estable

como nuestro Sol El equipo de Kepler ha encontrado que un nmero de las

estrellas son un poco ms activo, ms variable, que nuestro Sol, por lo que tiene

una extensin de la misin para obtener ms observaciones con el fin de

desentraar el oscurecimiento debido al trnsito de los exoplanetas desde las

debidas a la variabilidad intrnseca de las propias estrellas. La extensin de la

misin era llevar a la misin con el ao 2016, pero un fallo de hardware de un par

de sus ruedas de reaccin estabilizadoras trajo la observacin de la seccin de

Cygnus a su fin a principios de 2013. Aunque el Cygnus de Observacin est

terminado, el equipo de Kepler todava tiene muchos miles de trnsitos paratamizar a travs de ella por lo que hay un montn de descubrimientos que an no

se han hecho. En junio de 2014, la misin Kepler comenz a utilizar una tcnica

inteligente que utiliza la presin de la luz solar para ayudar a apuntar el

telescopio con las dos ruedas de reaccin estabilizador restantes. Estamisin

llamada "K2"se ver en los objetos cercanos a la eclptica. En la fase de K2,

Kepler busca en otros objetos, adems de la caza de exoplanetas como estrellas

variables, cmulos estelares y galaxias. El equipo de Kepler ha creado algunas

bonitosinteractivos que muestran cmo funciona la deteccin de exoplanetas, as

como cmo se obtienen los distintos parmetros de los planetas.

http://kepler.nasa.gov/http://kepler.nasa.gov/http://kepler.nasa.gov/http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/http://kepler.nasa.gov/multimedia/Interactives/http://kepler.nasa.gov/multimedia/Interactives/http://kepler.nasa.gov/multimedia/Interactives/http://kepler.nasa.gov/multimedia/Interactives/http://kepler.nasa.gov/multimedia/Interactives/http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.nasa.gov/

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Nave espacial Kepler

Campo original de Kepler vista enel Cisne.

A junio de 2014, Kepler haba encontrado ms de 4.200 planetas candidatoscon

ms del 20% de los planetariossistemasque tienen mltiples

planetas. Exoplanetas candidatos son aquellos que no se han verificado an a

travs de observaciones de seguimiento para asegurarse de que el oscurecimiento

de las estrellas no se debe a otra estrella como en unsistema binario eclipsanteouna estrella muerta llamadaenanablanca. Casi 980 exoplanetas han sido

confirmados como de junio del 2014 usando la tcnica de trnsito el mtodo ms

prolfico hasta ahora. Usando el nmero de exoplanetas confirmados de la lista

de candidatos, junto con el nmero de candidatos que luego fueron rechazados,

ahora tenemos una muy buena idea de lo bien que funciona el proceso de

investigacin de antecedentes de trnsito del equipo Kepler en la bsqueda de

posibles planetas.Slo el diez por ciento de los candidatos a exoplanetas llegan a

ser otra cosa.Eso deja un 90% de los candidatos a exoplanetas como exoplanetas

reales.

Al menos treinta y ocho de los exoplanetas confirmados encontrados por Kepler

son definitivamente exoplanetas rocosos con densidades superiores a 3 veces la

del agua. El primer exoplaneta rocoso descubierto, llamadoKepler-10b, tiene una

densidad de 5,8 veces la del agua. Sin embargo, Kepler-10b orbita menos de

0,017 UA de su estrella (Mercurio orbita nuestro Sol a 0,39 UA), por lo que su

temperatura superficial es de ms de 1800 K! Los ocanos podran ser hierro

http://kepler.nasa.gov/multimedia/artwork/artistsconcepts/?ImageID=23http://kepler.nasa.gov/multimedia/artwork/artistsconcepts/?ImageID=23http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://connect.arc.nasa.gov/p6sxt325uhu/http://connect.arc.nasa.gov/p6sxt325uhu/http://connect.arc.nasa.gov/p6sxt325uhu/http://connect.arc.nasa.gov/p6sxt325uhu/http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=94http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=94http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=94http://kepler.nasa.gov/Mission/faq/#Bhttp://kepler.nasa.gov/multimedia/artwork/artistsconcepts/?ImageID=23http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=94http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=94http://connect.arc.nasa.gov/p6sxt325uhu/http://connect.arc.nasa.gov/p6sxt325uhu/http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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lquido. Otra exoplaneta confirmado,Kepler-22b, es el primero de la misin

Kepler se sabe que en la zona habitable de su estrella.A 2,4 veces el dimetro de

la Tierra, Kepler-22b es considerado como un "mini-Neptuno", en lugar de un

"super-Tierra". Una comparacin de Kepler-22b y de lazona habitablede si

estrella y de nuestro sistema solar se muestra en la imagen de abajo. La imagen

de Kepler-22b es la imaginacin de un artista de lo que Kepler-22b podra sersimilar. Desde la estrella Kepler-22 es un poco ms fra que el Sol, lazona

habitablees ligeramente ms pequeo que el Sol.

El exoplaneta confirmado ms pequeo de lazona habitablede una estrella visto

por Kepler (hasta ahora) es Kepler 186F en apenas 1,1 veces el tamao de la

Tierra.Si

Kepler 186F tiene la misma densidad que la Tierra, sera un poco msde 1,3 veces la masa de la tierra. Las estadsticas de las densidades conocidas de

los exoplanetas ms modelizacin sofisticada nos dice que alrededor del 75% de

los exoplanetas ms pequeos que 1.5 Tierra-radios son mundos rocosos. Por lo

tanto, es muy probable que Kepler 186F es un mundo rocoso compuesto en su

mayora de los silicatos, hierro, nquel y magnesio como la Tierra. Una

comparacin de los sistemas Kepler 186 , cinco planetas con los tres planetas

interiores de nuestro sistema solar se muestra a continuacin. Tenga en cuenta

http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=165http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=165http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=165http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=165http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=165http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=165

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que la estrella Kepler 186 es ms fresco y slo el 4% de la luminosidad del Sol,

por lo que suzona habitablees significativamente menor que la zona habitable

del Sol.

Otra sistema de exoplanetas confirmado,Kepler 20, tiene cinco exoplanetas,

incluyendo dos exoplanetas que son del tamao de la Tierra. Kepler-20e es

menor que Venus y Kepler-20f es slo 3% ms grande que la

Tierra.Desafortunadamente, ambos orbitan bien dentro de Kepler-

20zona habitable, pero este descubrimiento muestra claramente que la nave

espacial Kepler puede detectar exoplanetas del tamao de la Tierra y que sin

duda existen tales exoplanetas. Sin embargo, otro sistema exoplaneta

confirmado,Kepler 37, tiene un exoplaneta ligeramente ms grande que

la Luna, uno segundo ligeramente ms pequeo que Venus, y un tercero que es

el doble del tamao de la Tierra. De los confirmadosexoplanetas (a junio de

2014), ms de 140 tienen dimetros inferiores a 1,25 de la Tierra. De

los candidatosexoplanetas al menos 100 candidatos son pequeos mundos con

dimetros que van de 0,8 a 2 veces el dimetro de la Tierra y residen en la

zona habitable de su estrella.

Otros resultados estadsticos de la misin Kepler incluyen: la naturaleza hace quelos planetas de una variedad de tamaos de hasta 3 dimetros de la Tierra con la

misma facilidad y tiene ms dificultades con los planetas ms grandes como

Saturno o Jpiter;22% de las estrellas similares al Sol (que es 1 de cada 5) tener

un planeta de 1 a 2 dimetros terrestres de tamao orbitando en la zona habitable

de la estrella; al menosel 70% de las estrellas ordinarias incluidas las que son

ms calientes que el Sol y la gran mayora mas fras que el Sol, stos tienen un

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=172http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=172http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=172http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=256http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=256http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=256http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=330http://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://www.pnas.org/content/110/48/19273.abstracthttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=256http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=256http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=172http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=172http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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planeta de tamao de algunos de ellos en rbita; yalrededor del 50% o menos de

las estrellas fras muy comunes tienen un planeta entre 0,5 a 1,4 dimetros de la

Tierra que orbitan dentro de su zona habitable. Esa ltima estadstica significa

que el exoplaneta del tamao de la tierra ms cercano tiene su rbita alineada

justo con nuestra lnea de visin por lo que el exoplaneta que transita su estrella

se encuentra a slo 29 aos luz de distancia --- alcance muy fcil para lamisinTESS propuestaque buscar transitando exoplanetas alrededor de estrellas en

todas las direcciones, pero a distancias ms cerca que la misin Kepler.

Aunque el equipo de Kepler no ha encontrado el anlogo exacto de la Tierra de

un exoplaneta del tamao idntico a la Tierra orbitando una estrella con la misma

temperatura que el Sol a la misma distancia exacta que la Tierra est del Sol, se

haba vuelto bastante claro que un montn de pequeos exoplanetas rocosos que

orbitan alrededor del mundo dentro de la zona habitable de su estrella en slo

esta pequea seccin de la Va Lctea que hemos buscado.

El mtodo de trnsito por lo general puede encontrar apenas el dimetro delexoplaneta y la tcnica de desplazamiento Doppler debe ser utilizado para

determinar la masa del exoplaneta. En algunos sistemas con mltiples

exoplanetas puede ser posible para encontrar las masas de exoplanetas. La

precisin de las mediciones de Kepler son lo suficientemente alta para que el

equipo de Kepler ha sido capaz de detectar cambios en los perodos de

exoplanetas causados por los exoplanetas que tiran el uno del otro.

La masa del exoplaneta se desprende de la observacin de la cantidad de

cambios de aceleracin en los movimientos de los exoplanetas. Esto tambin

requiere que los exoplanetas tengan rbitas muy prximas entre s. Una ltima

cosa que hay que destacar es que a fin de ver incluso un sistema con varios

exoplanetas en trnsito en absoluto requieren que los exoplanetas tengan muy

estrechamente alineadas sus rbitas, an ms estrechamente alineados con los

planetas de nuestro propio sistema solar, hay algunos sistemas muy planos.

Otro mtodo para la deteccin de exoplanetas utiliza elefecto de lente

gravitatorio discutido en elcaptulo Relatividad de Einstein.Cuando una estrella

pasa casi en frente de la otra estrella ms distante, visto desde la Tierra (las

estrellas no estn orbitando entre s), la luz de la estrella distante puede ser

deformado y enfocado hacia nosotros por la gravedad de la estrella ms cercana

para producir mltiples imgenes de la estrella distante o incluso un anillo de luzsi estn alineados exactamente.. Este efecto de lente es demasiado pequeo y los

poderes de resolucin de los telescopios son demasiado pequeos para ver las

imgenes mltiples. Las imgenes mltiples se mezclan juntos en una sola

mancha borrosa que es ms brillante que cuando las mltiples imgenes no estn

presentes (evento de microlentes). Como las estrellas ms cerca se mueve en

frente de la estrella distante, una gota borrosa de la estrella ms cercana aparecer

http://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/http://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/http://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/http://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/http://www.kavlifoundation.org/science-spotlights/searching-best-and-brightesthttp://www.kavlifoundation.org/science-spotlights/searching-best-and-brightesthttp://www.kavlifoundation.org/science-spotlights/searching-best-and-brightesthttp://www.kavlifoundation.org/science-spotlights/searching-best-and-brightesthttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.kavlifoundation.org/science-spotlights/searching-best-and-brightesthttp://www.kavlifoundation.org/science-spotlights/searching-best-and-brightesthttp://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/http://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/http://connect.arc.nasa.gov/p48ryqft7ea/

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y luego tenue como la estrella se mueve ms cerca de cada alineacin. El evento

de microlentes para las estrellas tpicas de nuestra galaxia se mueven a

velocidades tpicas, ste durar unas semanas a algunos meses y el importe de la

ampliacin de brillo depender de que las estrellas cercanas y distantes estn

alineadas con nuestra lnea de visin.

La animacin de arriba muestra una vista extremadamente ampliada de dos

posibles eventos de microlentes (lo que se vera si tuviera un telescopio ptico de

varios cientos de metros de dimetro en el espacio). El brillo del anillo y el brillo

combinado de las dos imgenes distorsionadas superan el brillo de la estrella

distante cuando no se fotografi. Esta animacin es una adaptacin de unacifra

por Penny Sackett en una charla acerca de la bsqueda de sistemas planetarios

que utilizan microlentes.

Si la estrella ms cercana tiene un sistema planetario con un exoplaneta en la

posicin correcta, un evento ms pequeo y microlentes ms breves suceder

superpuesto en la parte superior de microlentes de la estrella. Al mirar por brevesdesviaciones en el aumento de otro modo suave, a continuacin, suave

disminucin de un evento de microlentes estelar, que podra detectar la presencia

de un exoplaneta. Este mtodo se llama la tcnica de microlentesy se resume en

la siguiente figura, seleccione la imagen para ver la versin de tamao completo

en otra ventana. La masa y rbita tamao del exoplaneta podra ser determinado a

partir de mediciones cuidadosas de los breves desviaciones.El mtodo de

http://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.htmlhttp://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.htmlhttp://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.htmlhttp://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.htmlhttp://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.htmlhttp://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.htmlhttp://www.mso.anu.edu.au/~psackett/NVWS/index.html

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microlentes evento puede ser utilizado para detectar jovianos y exoplanetas

terrestres cerca de sus estrellas madre y las estrellas madre estn distantes de la

Tierra. Al igual que el mtodo de trnsito, una gran cantidadde estrellas debe ser

monitoreado para recoger un solo caso de microlentes estelares. Los eventos de

microlentes se deben a las alineaciones posibilidad de que no son

repetibles. Veintinueve exoplanetas que orbitan alrededor de estrellas han sidoencontrados usando la tcnica de microlentesa partir de junio de 2014.

En mayo de 2011,dos equipos que utilizan la tcnica de microlentes anunciaron

el descubrimiento de varios otros exoplanetas que no estn orbitando una

estrelladas "flotadores libres". Los equipos haban observado unos 50 millones de

estrellas en la direccin de laprotuberancia de la Va Lcteacada 10 a 50

minutos en 2006 y 2007 en busca de esas alineaciones casuales. Encontraron un

nmero sorprendentemente grande de abrillantamientos causados por objetos

masivos en el planeta. Una extrapolacin estadstica de los resultados, dice que

los planetas flotantes libres podan ser casi dos veces tan numerosos como

normales en lasprincipales estrellas de la secuenciade la Galaxia!

http://arxiv.org/abs/1105.3544http://arxiv.org/abs/1105.3544http://arxiv.org/abs/1105.3544http://arxiv.org/abs/1105.3544http://arxiv.org/abs/1105.3544http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/microlens-planet-geometry.pnghttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://arxiv.org/abs/1105.3544http://arxiv.org/abs/1105.3544http://arxiv.org/abs/1105.3544

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Hasta ahora las bsquedas se han centrado en estrellas similares al Sol, pero

exoplanetas tambin se han encontrado alrededor de otros tipos de estrellas, de

esos sistemas mucho ms grandes y ms calientes que el Sol de estrellas mucho

ms pequeas y ms fras que el Sol, y al menos diez exoplanetas orbitando a un

plsar (un tipo de ultra-compacto, estrella muerta discutido en loscaptulos

evolucin estelares-exoplanetas encontrados mediante una variacin de latcnica de desplazamiento Doppler llaman la tcnica de sincronizacin). El

nmero de sistemas descubiertos y los detalles acerca de ellos cambia tan

rpidamente que el mejor lugar para encontrar informacin actualizada sobre los

exoplanetas est en el Internet. Algunos sitios web se dan al final de este

captulo.

Las tcnicas de trnsito y de microlentes no son buenas para buscar exoplanetas

alrededor de una estrella particular de inters. Los mtodos de bamboleo de una

estrella y de imagen directa son mejores. Sin embargo, los mtodos de trnsito y

de microlentes son tiles para determinar las estadsticas de los sistemasplanetarios en nuestra galaxia, en particular el nmero de sistemas estelares con

exoplanetas terrestres en las zonas habitables. Otro posible mtodo de deteccin

exoplaneta utiliza la cantidad de litio en una estrella.Una comparacin de

estrellas con planetas y las estrellas sin planetasmuestra que las estrellas con

planetas tienen aproximadamente el 1% del litio en la estrella que en estrellas sin

planetas. Tal mtodo de deteccin podra ser mucho ms rentable para buscar

sistemas planetarios que las otras tcnicas se utilizan ahora.

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.eso.org/public/news/eso0942/http://www.eso.org/public/news/eso0942/http://www.eso.org/public/news/eso0942/http://www.eso.org/public/news/eso0942/http://www.eso.org/public/news/eso0942/http://www.eso.org/public/news/eso0942/http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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Resultados y Prueba de la Teora

El conjunto de figuras de izquierda resume

los tamaos rbita de los exoplanetas contamaos rbita conocidos y masas a partir de

julio de 2014 de laEnciclopedia de

planetas extrasolares. La figura de laizquierda superior (barras azules) es para losexoplanetas con masas superiores a 0,5 veces

la masa de Jpiter y la cifra inferiorizquierda (barras verdes) es para los

exoplanetas menos masivos, hasta la mitad

de la masa de la Tierra. (Peculiaridadesdelplotter Exoplanet.euno permiten unasuperposicin exacta de las barras.) Tenga en

cuenta que los exoplanetas de baja masa ms

lejos de su estrella van a ser muchoms

http://exoplanet.eu/http://exoplanet.eu/http://exoplanet.eu/http://exoplanet.eu/diagrams/?t=hhttp://exoplanet.eu/diagrams/?t=hhttp://exoplanet.eu/diagrams/?t=hhttp://exoplanet.eu/diagrams/?t=hhttp://exoplanet.eu/http://exoplanet.eu/

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difciles de detectar con nuestras tcnicas

actuales, por lo que las barras verdes para el

rbitas ms grandes son muy probables mscorto de lo que deberan ser. La figura de laderecha arriba es para los exoplanetas con

excentricidades conocidos. La mayora deestos exoplanetas con excentricidadesorbitales conocidas son la masa de Saturno-Jpiter o ms grandes y la mayora de las

personas que transitan su estrella tienedensidades como Saturno-Jpiter o menos.

Dos cosas a destacar son lo cerca los grandes

exoplanetas (50% en masa de Jpiter omayor = barra azul) son de sus estrellas y las

grandes excentricidades de algunas de lasrbitas de exoplanetas. Los grandes

exoplanetas muy cerca de sus estrellas (amenos de 0,5 UA) son

llamados "Jpitercalientes" porque sustemperaturas pueden llegar hasta 1.000 C

en sus capa de nubes (las nubes

probablemente estaran hechas de mineralesde roca de polvo en lugar del amonaco,hidrosulfuro de amonio, y las nubes de agua

del Jupiter mucho ms fro y Saturno). LosJpiter calientes con bajas densidades tienenatmsferas hinchados por el calentamiento

solar extrema --- que infla su dimetro.

La condensacin se describe en el Modeloapartado anteriorpredice que los

grandes planetas solamente formarn lejos de la joven estrella. Planetas gigantes

comienzan a partir de un ncleo de rocas y hielos que fueron capaces de

consolidar lejos del calor intenso de la joven estrella. Los ncleos de roca de

hielo y luego tire en los alrededores de gas por su gravedad. Cerca de la estrella,

la temperatura es demasiado alta para formar los ncleos de roca de hielo.

Ms de una dcada antes del descubrimiento de los primeros exoplanetas, los

astrnomos predijeron como parte del Modelo de condensacin que las grandes

aglomeraciones de gas / roca formaran lejos de una estrella joven y en espiral

hacia la estrella debido a la friccin con el gas que queda en el disco formando

alrededor de las estrellas. Los grupos gas / roca tambin pueden interactuar unos

con otros enviando uno en una rbita pequea mientras que la otra es expulsada

fuera del sistema. Estas interacciones pueden tambin explicar las rbitas

elpticas que vemos. Algunos astrnomos que trabajan en modelos de formacin

planetaria estn buscando la manera de detener la espiral hacia el interior de los

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s11.htm#A5.2http://www.astronomynotes.com/solfluf/s11.htm#A5.2http://www.astronomynotes.com/solfluf/s11.htm#A5.2http://www.astronomynotes.com/solfluf/s11.htm#A5.2

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planetas gigantes de gas cerca de la estrella a travs de interacciones de marea

entre el planeta y la estrella. Tal vez los planetas gigantes de gas que vemos son

simplemente los que no tenan tiempo para salirse por completo en las estrellas

antes de que el disco de gas se disip por losfuertes vientos T-Taurique

acompaan el inicio de la fusin nuclear. Tal vez en nuestro sistema solar otros

planetas gigantes se haban formado, pero no sobrevivieron o fueronexpulsados. La evidencia de la posibilidad de expulsin viene del nmero

potencialmente elevado de planetas flotantes libres que las encuestas de

microlentes que opinan debe existir en la Galaxia. Simulaciones por ordenador

recientes de la historia dinmica de nuestro sistema solar muestran que la

gravedad de Saturno ayud a prevenir a Jpiter desde espiral hacia el Sol y que

sus rbitas pueden haber comenzado ms lejos de lo que son ahora, luego se

traslad ms cerca de lo que son ahora, y luego finalmente movido ms a sus

distancias presentes. Las simulaciones tambin muestran que la rbita inicial de

Urano podra haber sido ms grande que la rbita inicial de Neptuno y que las

rbitas de ambos planetas eran ms pequeos de lo que son ahora. Esta

redistribucin de los planetas gigantes de gas tambin habra afectado a la

formacin de los planetas terrestres materiales y cambiado la distribucin de los

distintos tipos de asteroides y cometas. Las observaciones de otros lugares de

formacin estelar / planeta y otros sistemas planetarios, junto con simulaciones

por ordenador ms sofisticados han confirmado diversas caractersticas del

modelo de condensacin y tambin han dado lugar a modificaciones y

extensiones de la teora de la interaccin continua del error de observacin-

teora-prueba proceso de correccin de la ciencia.

La misin Kepler ha proporcionado una fuerte evidencia a favor de la idea de lamigracin hacia el interior de cmo se formaron los sistemas Jpiter

calientes. Unestudio recientemirado ms de 60 sistemas Jpiter calientes en el

catlogo de Kepler y ninguno de ellos tena mltiples planetas mientras que otros

sistemas con grandes planetas ms lejos pueden tener mltiples planetas.Otro

estudioinvestig Kepler-30, un sistema de Jpiter no caliente, y eran capaz de

determinar que la rotacin de la estrella est alineado con las rbitas de los tres

planetas, al igual que el ecuador de nuestro Sol se alinea con los planetas de

nuestro sistema solar. Los sistemas Jpiter calientes tienen generalmente rbitas

mal alineados con la rotacin de la estrella debido a los tirones gravitacionales de

otros planetas antiguos arrojado por el Jpiter caliente como en espiral. Kepler-30 es necesitar slo un sistema de trabajo por lo que el futuro es hacer otros

sistemas para confirmar o negar esta conclusin.

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=205http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=205http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=205http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=218http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=218http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=218http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=218http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=218http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=218http://kepler.arc.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=205http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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Un dato desconcertante de la misin Kepler tiene que ver con los tamaos

(dimetros) de los exoplanetas. Ms de las tres cuartas partes de los planetascandidatos en el catlogo de Kepler tienen tamaos que van entre el de la Tierra

y Neptuno. Por qu nuestro sistema solar no tiene un planeta en ese rango de

tamao? A este respecto, la arquitectura de nuestro sistema solar parece ser una

inusual en la Galaxia. Tendr que hacerse un mayor refinamiento del modelo de

condensacin para explicar por qu las sper-Tierras / mini-Neptunos son tan

comunes y lo que sucedi en nuestro sistema solar para prevenir que un planeta

se formara o siga existiendo en nuestro sistema solar.

En los prximos aos, los interfermetros terrestres se completarn esa imagen

con grandes exoplanetas. Es poco probable que la vida podra surgir en unplaneta gigante de gas debido a la fuerte conveccin en sus atmsferas que

moveran organismos verticalmente entre enormes temperaturas extremas. Qu

hay de planetas similares a la Tierra? Propuesta de la NASATerrestrial Planet

Finder (TPF), una misin espacial, sera capaz de obtener imgenes infrarrojas u

pticos de planetas con vida. Con astrnomos TPF tambin sera capaz de

analizar el espectro de los planetas para determinar la composicin de sus

atmsferas. El prximoTelescopio Espacial James Webbdebe ser capaz de

http://exep.jpl.nasa.gov/reportsAndDocuments/http://exep.jpl.nasa.gov/reportsAndDocuments/http://exep.jpl.nasa.gov/reportsAndDocuments/http://www.jwst.nasa.gov/http://www.jwst.nasa.gov/http://www.jwst.nasa.gov/http://www.jwst.nasa.gov/http://exep.jpl.nasa.gov/reportsAndDocuments/http://exep.jpl.nasa.gov/reportsAndDocuments/

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tomar espectros de las atmsferas de exoplanetas cercanos. Las lneas espectrales

de agua diran que un planeta tiene un ingrediente vital para la vida, pero eso no

significa que la vida est presente. Si el oxgeno, en particular de ozono (una

molcula de tres tomos de oxgeno), se encuentra en la atmsfera, entonces sera

posible que la vida est presente en el planeta. Esto se discute ms en laseccin

de marcadores biolgicos de la Vida en el captuloUniverso, junto con laposibilidad de que el oxgeno es un signo de "falsos positivos" de la vida.

La instalacin y tecnologas de una misin como TPF emplear se basarn en la

experiencia adquirida en proyectos anteriores, como

elInterfermetro Keck, elGran Telescopio

Binocular Interfermetro, Kepler, CoRot,NESSIespectroscopa de exoplanetas

cercanos, y de lamisin Gaia. Por desgracia, en la actualidad hay planes para

desarrollar TPF por lo menos durante la prxima dcada.

Exoplanetas Sitios Web

El nmero de estrellas con planetas detectados y los detalles acerca de ellos

cambia tan rpidamente que el mejor lugar para encontrar hasta a informacin

actualizada sobre los exoplanetas est en el Internet. Aqu hay algunos enlaces

WWW (se mostrar en otra ventana):

1.

Un excelente punto de partida es laenciclopedia planetas extrasolaresEste

sitio es mantenido por Jean Schneider de Observatorie de Pars (sin

embargo est en Ingls).

2. Archivo de Exoplanetas de la NASAincluye todos los objetos con una

masa inferior o igual a 30 masas de Jpiter y cuya rbita y / o propiedades

fsicas estn disponibles en publicaciones revisadas por parespblicamente disponibles. Restringen su lista de los objetos que estn

claramente detectados.

3. LaEncuesta Planet California. Su base de datos derbita de Exoplanetas

utilizacriterios ms estrictosde la Enciclopedia planetas extrasolares por

lo que se pondrn exoplanetas en su base de datos. En julio de 2014, la

EOD tena casi 1520 exoplanetas pero las caractersticas generales de los

grficos de barras EOD el mismo aspecto que los grficos de barras en la

seccin anterior de arriba, por lo que las conclusiones de la seccin

anterior todava son vlidos.4.

Bsqueda deplanetas: la bsqueda de otra Tierra (NASA-JPL).

5.

Cmo encontrar un planeta extrasolar(ESA).

6.

El Catlogo de Exoplanetas Habitablesde la Universidad de Puerto Rico

en Arecibo se centra en los posibles exooplanets habitables

descubrimientos. Utiliza un"ndice de similitud con la tierra" (ESI)para

http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.jpl.nasa.gov/missions/keck-interferometer/http://www.jpl.nasa.gov/missions/keck-interferometer/http://planetquest.jpl.nasa.gov/lbti/http://planetquest.jpl.nasa.gov/lbti/http://planetquest.jpl.nasa.gov/lbti/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-117http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-117http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-117http://sci.esa.int/gaia/http://sci.esa.int/gaia/http://exoplanet.eu/http://exoplanet.eu/http://exoplanet.eu/http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/index.htmlhttp://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/index.htmlhttp://exoplanets.org/http://exoplanets.org/http://www.exoplanets.org/http://www.exoplanets.org/http://www.exoplanets.org/http://www.exoplanets.org/methodology.htmlhttp://www.exoplanets.org/methodology.htmlhttp://www.exoplanets.org/methodology.htmlhttp://planetquest.jpl.nasa.gov/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/How_to_find_an_extrasolar_planethttp://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/How_to_find_an_extrasolar_planethttp://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog/http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog/http://phl.upr.edu/projects/earth-similarity-index-esihttp://phl.upr.edu/projects/earth-similarity-index-esihttp://phl.upr.edu/projects/earth-similarity-index-esihttp://phl.upr.edu/projects/earth-similarity-index-esihttp://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/How_to_find_an_extrasolar_planethttp://planetquest.jpl.nasa.gov/http://www.exoplanets.org/methodology.htmlhttp://www.exoplanets.org/http://exoplanets.org/http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/index.htmlhttp://exoplanet.eu/http://sci.esa.int/gaia/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-117http://planetquest.jpl.nasa.gov/lbti/http://planetquest.jpl.nasa.gov/lbti/http://www.jpl.nasa.gov/missions/keck-interferometer/http://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htmhttp://www.astronomynotes.com/solfluf/s12.htm

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clasificar los exoplanetas en zonas habitables. El ESI se utiliza una

combinacin de factores para el ndice: un conjunto de "condiciones

interiores" que incluye el radio medio y la densidad aparente y un conjunto

de "trminos de superficie" que incluye la velocidad de escape y la

temperatura de la superficie, con un mayor peso dado al trminos de

superficie. Palabra de la precaucin con el catlogo est que incluyealgunos exoplanetas que las detecciones son controversiales (por ejemplo,

Gliese 581g) o sin confirmar (por ejemplo, Tau Ceti e) a partir de julio de

2014. El Laboratorio de Habitabilidad Planet ha desarrollado unesquema

de clasificacin de planeta habitableque recuerda a Star Trek , sino que se

basa estrictamente en la temperatura de la superficie en lugar de la mezcla

compleja, no organizado de habitabilidad, la evolucin geolgica, y

propiedades atmosfricas utilizadas en la serie de ciencia ficcin.

Preguntas de repaso

1.

Cules son dos firmas de un exoplaneta en la luz de las estrellas?

2.

Por qu es mejor para buscar exoplanetas en el infrarrojo, en lugar de la

banda ptica?

3. Qu clase de exoplanetas busca los mtodos de bamboleo de las

estrellas? Por qu?

4.

Qu propiedades de los exoplanetas y las propiedades de la rbita se

puede encontrar con los mtodos bamboleo de las estrella?

5. Qu mtodos de deteccin de exoplanetas podra detectar uno con la masa

de la Tierra o exoplanetas del tamao de la Tierra? Por qu con los otros

mtodos no es posible encontrar pequeos exoplanetas como la Tierra?

6.

Qu mtodos de deteccin de exoplanetas nos pueden dar el dimetro, la

densidad, y tal vez la composicin de un exoplaneta?

7.

Si queras buscar exoplanetas alrededor de una estrella en particular, qu

mtodo (s) se debe utilizar? Porque ese (esos)?

8. Qu desafos para el modelo estndar de la condensacin son los otros

sistemas planetarios? Qu explicacin probable tiene?

9.

Cul sera una buena manera de buscar exoplanetas similares a la Tierra

alrededor de otras estrellas? Cmo puedes saber si la vida probablementeest presente en un exoplaneta?

http://phl.upr.edu/library/notes/athermalplanetaryhabitabilityclassificationforexoplanetshttp://phl.upr.edu/library/notes/athermalplanetaryhabitabilityclassificationforexoplanetshttp://phl.upr.edu/library/notes/athermalplanetaryhabitabilityclassificationforexoplanetshttp://phl.upr.edu/library/notes/athermalplanetaryhabitabilityclassificationforexoplanetshttp://phl.upr.edu/library/notes/athermalplanetaryhabitabilityclassificationforexoplanetshttp://phl.upr.edu/library/notes/athermalplanetaryhabitabilityclassificationforexoplanets