Este documento resume los principales descubrimientos de exoplanetas desde 1995 hasta 2014. Se han encontrado más de 1700 planetas extrasolares usando diferentes métodos como detecciones de tránsitos, velocidades radiales y lentes gravitacionales. Algunos descubrimientos notables incluyen planetas rocosos y súper Tierras en la zona habitable de sus estrellas, lo que aumenta la posibilidad de encontrar vida fuera de nuestro sistema solar.

1. La vida, tal y como la conocemos, no puede desarrollarse en las estrellas, pueslas condicionesde
presión y, sobre todo, de temperatura, la limitan. Parece que los planetas (o en todo caso sus
satélites) son los únicos cuerpos celestes (junto con los cometas) apropiados para albergar vida.
Parece, pues, necesario que existan planetas para que la vida pueda desarrollarse.
El descubrimiento de planetas extrasolares es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la
búsqueda sistemática comenzó en 1988 por parte de Geoffrey W.Marcy (San
Francisco StateUniversity) y R. Paul Butler (CarnegieInstitution of Washington),el equipoque más
planetas extrasolares ha descubierto hasta el momento, el primer
planeta extrasolar o Exoplaneta (51 Pegasi) fue detectado en 1995, por Michel Mayor
y Didier Queloz enel Observatoriode Haute-Provence.Desde entoncesse hanidosucediendolos
descubrimientossinparar, hastallegaralosmásde 500 planetasextrasolaresque se conocenhasta
el momento.
Peroobservarplanetasdirectamentenoesunatareafácil.Laexistenciade planetasextrasolaresse
ha deducido en primera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, existen varios
proyectosfuturosque permitiránobservarestosplanetasenel visible oenel infrarrojo.A partirde
ahí se podrían obteneralgunosdatosque permitandeducirsi dichosplanetasalojanvidao no. En
marzo de 2005 el Telescopio Espacial Spitzer observó dos de estos planetas extrasolares en el
infrarrojo. Los planetas en cuestión son HD 209458b y TrES-1.Para observar la radiación infrarroja
primerose observólaluzprocedente delaestrellayel planeta,y,luego,laluzde la estrellacuando
el planetaestabatapadopor el astro. Restandoambasobservacionesesposiblecomprobarcuál es
la radiación debida a la emisión del planeta.

2. El telescopio espacial Spitzer de la NASA anunció en febrero de 2006 el descubrimiento de un
planetaextrasolarque giraalrededorde unaestrellasituadaa 63 años luzde la Tierra.Se trata del
planeta conocido como HD 189733b. Es el planeta extrasolar más cercano al Sistema Solar
detectado hasta esa fecha. La temperatura en la superficie del planeta es de unos 844 ºC. Según
especialistas de la NASA, HD 189733b presenta la mayor emisión de calor vista hasta ahora en un
Exoplaneta. El planeta fue detectado por primera vez en 2005 por un equipo del Laboratorio de
Astrofísica de Marsella encabezado por Francois Bouchy. Es 1,26 veces más grande que Júpiter y
tiene una densidad de 0,75 gramos por centímetro cúbico. Es decir, es un gigante gaseoso,
como Júpiter.
En marzo de 2006 astrónomos del proyecto OGLE (Optical Gravitational Lensing
Experiment) anunciaron el descubrimiento de un planeta terrestre gigante:OGLE-2005-BLG-169lb.
Se trata de un astro situado a 9.000 años que gira alrededor de una estrella enana roja a una
distanciaparecidaalaque separael cinturónde asteroidesdel Sol.Se cree que esteplanetahelado
tiene un núcleo rocoso y que su masa equivale a unas 13 masas terrestres. Su temperatura
superficial es de unos -200 ºC. Para detectarlo se ha empleado el método de la microlente
gravitacional.
En octubre de 2006 se confirmólaexistenciade unplanetaque giraalrededorde laestrellaEpsilon
Eridane (epsEri b),situadaatansolodiezañosluzde distancia.Esel planetaextrasolarmáscercano
descubierto hasta la fecha. Tiene una masa una vez y media mayor que Júpiter y orbita la estrella
una vezcada 6,5 años.El descubrimientohasidoposible graciaslasmedidasastrométricasllevadas
a cabo por el telescopioespacial Hubble.Otroposible planetaalrededorde estaestrella(epsEri c)
aún no ha sido confirmado.
En febrero de 2007 el telescopio espacial Spitzer detectó por primera vez líneas espectralesen el
espectro de dos planetas extrasolares: HD209458b (Osiris) y HD 189733b. El método consistió en
restar a la luz de la estrellamásla del planetaobtenidacuandoambosastros son visibles,laluzde
la estrella sola, obtenida cuando el planeta pasa por detrás de ella (eclipse). En HD209458b
(Osiris) se han encontrado silicatos. Obviamente, este método solamente puede emplearse en el
caso de planetas eclipsantes.
En abril de 2007 los astrónomos encontraron un planeta extrasolar (Gliese c) sólo un poco mayor
que la Tierra. Este planeta gira alrededor de la estrella Gliese 581, una estrella enana roja más
pequeñaque el Sol.El planetagiraaunadistanciaque hace posible creerque existeagualíquidaen
su superficie, pues la temperatura superficial podría encontrarse entre los 0 ºC y los 40 ºC. Los
astrónomos han utilizado el telescopiode 3,6 metros del Observatorio Europeo Austral en La Silla
(Chile). El instrumento empleado es tan sensible que permite buscar los planetas que más nos
interesan:pequeños,rocososyno demasiadocercanosa su estrella.Esdecir,planetasparecidos a
nuestraTierra,loque hace másposibleque alberguenvida.Este planetatieneunradioestimadode
1,5 veces el radio de la Tierra. Como han dicho los autores del descubrimiento, coordinadospor
el Observatoriode Ginebra(Suiza),este planetaseráprobablemente unobjetivoimportante de las
futuras misiones dedicadas a la búsqueda de vida extraterrestre. El planeta de Gliese 581 es el
planetaextrasolarmáspequeñodetectadohastaahora,aunque sumasa escinco vecesmayorque
la de la Tierra. Su período orbital es de 13 días, y se encuentra a 20,5 años luz de distancia de la
Tierra. El planeta se mueve mucho más cerca de su estrella que la Tierra del Sol, pero, como la
estrella es más fría y menos luminosa, se cree que la temperatura de la superficie es parecida a la
terrestre. Por eso podría albergar agua líquida.

3. En septiembre de 2009 se hizopúblicoel descubrimiento,porfin,de un planeta extrasolarrocoso,
con unamasa de unascinco masasterrestresyundiámetrode sólo1,7 vecesel diámetroterrestre.
Aunque estádemasiadocalienteparaalbergarvida, Corot-7b,que así se llama,orbitatan cerca de
su estrella (llamada Corot-7) que la temperatura del lado diurno se estima en casi 2000 ºC. Se
encuentraa unos500 años luzde distanciayda una vueltaalrededorde laestrellacada¡20 horas!
Es decir,suaño dura 20 horas.El planetahasidodescubiertoporlasonda Corot,lanzadaal espacio
en diciembre de 2006.
Enfebrerode 2011 el equipode lasonda Kepleranuncióeldescubrimientodemásde mil candidatos
a planetas extrasolares,muchos de ellos con un tamaño parecido a la Tierra y situados en la zona
habitable de su sistema estelar. Según los expertos de la NASA, muchos de ellos se confirmarán
como planetasenlospróximosmesesoenlospróximosaños.Lomás destacadoesla presenciade
un sistema planetario con seis planetas girando alrededor de la estrella, algunos de ellos con un
tamaño parecido al de la Tierra.
Estos seisplanetastieneninclinacionesde susórbitasparecidas,tal ycomoocurre con losplanetas
del Sistema Solar, lo que refuerza la idea de que los sistemas planetariosse forman a partir de un
disco. Es decir, que el número planetas extrasolares confirmados pasará ampliamente de los más
de 500 conocidos a principios de 2011.
Septiembrede 2011 ha traído unnuevohallazgo:unplanetasituadoaunos36 añosluz de laTierra
que se encuentraenlazonahabitable,de tal maneraque secree quelatemperaturaensusuperficie
podría estarentornoa los30-50 ºC,con un elevadogradode humedad.Se tratade HD85512b, una

4. supertierra de entre 1 y 10 masas terrestres. Poco a poco se van descubriendo planetas más
pequeños,solounpocomayoresque laTierra.Traslosúltimoshallazgosel númerode Exoplanetas
catalogados en febrero de 2013 es de 861, y aumenta sin parar.
En febrero de 2013 se ha descubierto un planeta más pequeño que Mercurio, el más pequeño
conocidohastaahora. Kepler-37btiene untamañoequivalente al 80 % de Mercurio y se encuentra
a unos210 añosluzde distancia.Su"año"esde 13díasterrestres,yorbitamuycercade susestrella:
a untercio de la distanciade Mercurio al Sol,loque le proporcionaunatemperaturamuyelevada:
más de 400 ºC enlasuperficie.Conocemosotroscompañerosde susistemaplanetario:Kepler37-c
y Kepler37-d,que orbitanamás distanciade laestrella.Unoesalgomáspequeñoque laTierrayel
otro es el doble de grande que nuestro planeta.
El próximo paso es intentar localizar planetas habitables. Para ello ya se están diseñando futuras
misiones.La idea es restar al espectro observado del conjunto estrella + planeta el espectro de la
estrella,obtenidocuandoel planetapermanece oculto.Asípodremosconocercómoeslaatmósfera
o incluso la superficie del planeta.
En febrero de 20014 los científicos que analizan los datos de la sonda Kepler confirmaron la
presenciade más de 700 nuevosplanetas.Asípues,el catálogode planetasdescubiertosesahora
de más de 1700 planetas.
En abril de 2014 la sonda Kepler descubrió el primer Exoplaneta de tipo terrestre ubicado en la
regiónhabitable de suestrella.Se trata del planeta Kepler-186f,que orbitauna estrellade tipoM,

5. menosluminosaque el Sol,situadaa unos500 años luzde la Tierra,en la constelaciónde Cisne.El
planetatardaunos 130 días en completarsuórbita,que lositúacerca del borde exteriorde lazona
habitable,donderecibede suestrellaaproximadamenteunterciode laenergíaque laTierrarecibe
del Sol. Forma parte de un sistema planetario con otros cuatro compañeros con órbitas más
cercanas a la estrella que Kepler-186f.
Dentro de unos años tendremos más información al respecto. ¿Quién se atreve a pronosticar
cuándo descubriremos indicios de vida en uno de estos exoplanetas?

6. Las estrellassonastrosque emitenluzpropiadebidoalasreaccionesnuclearesque se producen
ensu interior.Sinembargo,losplanetasapenasemitenradiaciónpropia,porloque para
observarlosdeberíamosrecogerlaluzque reflejanprocedente de laestrella.
Peroel brillode laestrellahace que seamuydifícil observarlaluzemitidaporunplanetagirandoa
su alrededor.Unaestrellade tiposolaremite enel visible unaradiaciónunbillónde veces mayor
que un planeta.Enel infrarrojo,unplanetaemite unmillónde vecesmenosenergíaque una
estrellade tiposolar.Portanto,si buscamosuna observacióndirectaparece másadecuadoutilizar
telescopiosde infrarrojosque telescopiosque trabajenenel rangovisible del espectro.
Además,dadaladificultadque presentanlasobservacionesdirectas,losprimerosintentosde
búsquedade planetasque handadoresultadose hanbasadoenobservacionesindirectas.
Los métodosutilizadoshastael momentoy que hanproducidolosprimerosresultadosse basan
enlas perturbacionesgravitatoriascausadasporlosplanetassobre lasestrellasyenel tránsitodel
planetapordelante de laluzde la estrella.
En el futuro,gracias a nuevostelescopiossituadosentierraya nuevosobservatoriosespaciales,
seremoscapacesde recogerluzprocedente directamentede losplanetasparaobtenerimágenes.
A partirde ahí, con laayuda de la espectroscopia,podremosconocercuálessonloscomponentes
principalesde lasatmósferasolassuperficiesde losplanetas.
Los métodosmásdestacadosporel momentosonlossiguientes:

7. Uno de los métodos que se pueden emplear para descubrir planetas extrasolares se basa en las
perturbacionescausadasporéstossobre laestrellamadre.Lasposicionesde lasestrellasenel cielo
son prácticamente fijas. Pero no completamente. Realmente, las estrellas muestran un
«movimientopropio»,esdecir,unligerodesplazamientoangularsobre la esferaceleste,que puede
cuantificarse con medidas precisas.
Cualquierobjetoconmasa ejerce segúnlaleyde la gravitaciónuniversal de Newtonunafuerzade
atracciónsobre otroscuerposconmasa.Así,losplanetasextrasolaresatraerántambiénalaestrella
alrededor de la cual giran.
Si no existen perturbaciones sobre la
estrella,éstadescribiráenel cielouna
línea recta. Es decir, el movimiento
propioobservadoseráunalínearecta.
Por el contrario,si existealgúnplaneta
que perturbe el movimiento de la
estrella, ésta oscilará periódicamente
alrededor de una línea recta.
Este métodose haempleadodesde hace muchotiempoenastronomía.Porejemplo,paradescubrir
la estrellacompañerade Sirio(laestrellamásbrillante del cielo),que resultóserunaenanablanca
con una luminosidad bastante reducida. Aunque es cierto que hacenfalta observacionesbastante
precisas.
A medidaque el planetagiraalrededorde laestrella,éstadescribe asuvezunaórbitaalrededordel
centrode masas del sistema,comomuestralasiguiente ilustración.Hayque tenerencuentaque el
esquemainferiormuestrael sistemavistodesde arribaparailustrarmejorel efecto.Laestrella(de
color amarillo,máshacia el centro) se desplazaenmenorcuantía que el planeta(de color naranja,
más hacia la periferia).

8. Peropara que el movimientode laestrellapuedaserobservadodesde laTierraesnecesarioque el
sistemanoesté de cara, es decir,que lainclinaciónde laórbita(i) no seade 0º, puesenese caso la
estrellanose moveríaenladirecciónque launeconlaTierra,esdecir,suvelocidad radial seríanula.
Así, pues,si se detecta (mediante placasfotográficassucesivas,etc.) unmovimientooscilatorioen
una estrella,podemosllegaradeducirque tiene algúncuerpogirandoasu alrededor. El problema
es que se requieren mediciones tremendamente precisas para obtener resultados concluyentes
utilizando este método. Las observaciones basadas en el efecto Doppler, cuyo fundamento es
parecido, son más factibles.
Otro métodoempleadoparadetectarplanetasextrasolaresse basaen observacionesdel espectro
de la estrella, concretamente en la observación del fenómeno conocido como efecto Doppler.
Cuandounplanetagiraalrededorde unaestrella,produceenéstauntiróngravitacional,de manera
que la estrella mostrará un cierto movimiento de oscilación, muy ligero.Desgraciadamente,este
movimiento de la estrella es demasiado tenue. Además, para poder observar este efecto en la
estrella es necesario que la órbita del planeta esté orientada adecuadamente hacia la Tierra.
Si la perspectiva que observamos desde
la Tierra permite observar la órbita «de
cara», entonces no podremos detectar
ningún efecto sobre el movimiento de la
estrella y el planeta no podrá ser detectado
por este método.
Por el contrario,si el planetase mueve como
muestrala figurasuperior,la estrella tendrá
un movimiento de vaivén (muy ligero, pero
detectable), en la línea de visión. En este
caso podremos detectar el planeta.
Una técnicabastante precisa para cuantificarel desplazamientode una estrella(concretamentela
velocidadradial,esdecir,lacomponente de lavelocidadde laestrellaproyectadasobre lalíneade
visión) es la medida del efecto Doppler reflejadosobre el espectro obtenido de la estrella.Este
efectose basa enel hechode que lassucesivasondasemitidasporunfocoenmovimientorelativo
con respectoal observadorse adelantano se atrasan, con lo cual se puede observarunavariación
en la frecuencia de la onda (o en su longitud de onda).

9. En la luz emitida por una estrella se pueden observar diferentes líneas espectralesque revelan la
presencia de distintos elementos químicos. En el laboratorio se han medido con mucha precisión
las longitudes de onda correspondientes a dichas líneas espectrales, por lo que comparando el
espectro de una estrella con uno obtenido en el laboratorio podemos comprobar si dichas líneas
aparecen desplazadas o no. Además, podemos deducir hacia qué lado se han desplazado, y la
cuantía del desplazamiento indica cuál es la velocidad del astro.
Si la estrella no se mueve en la dirección radial,
entonces las líneas observadas en el espectro
estarán en la misma posición que cuando las
observamos en un laboratorio terrestre.
Si la estrellase muevehacianosotrosenladirección
radial,entonceslaslíneasobservadasenel espectro
estarándesplazadashaciala parte azul del espectro
(hacialongitudesde ondamáscortas) respectoalas
observaciones realizadas en un laboratorio.
Si la estrella se aleja de nosotros en la dirección
radial,entonceslaslíneasobservadasenel espectro
estarán desplazadashaciala parte roja del espectro
(hacialongitudesde ondamáslargas) respectoa las
observaciones realizadas en un laboratorio.

10. En las siguientes figuras se aprecia este efecto:
Una mayor velocidad de
acercamientode laestrellaimplicaun
mayor desplazamiento de las líneas
hacia la parte azul del espectro.
Una mayor velocidad de alejamiento
de la estrella implica un mayor
desplazamiento de las líneas hacia la
parte roja del espectro.
Así pues,midiendoestosdesplazamientosenlaslíneasqueaparecenenel espectrode unaestrella,
se puede deducirlavelocidadradial de éstay,observandosi existealgunavariaciónperiódicaenel
desplazamiento de las líneas espectrales, se puede deducir la presencia de planetas girando
alrededor de la estrella y que perturban su movimiento.
Este fenómeno también se aprecia en las estrellas pulsantes, estrellas cuyo radio aumenta y
disminuye continuamente. Pero no es difícil identificar este tipo de estrellas debido a su
luminosidad, variabilidad, características de su espectro,etc., por lo que este método es bastante
seguro para detectar cuerpos girando alrededor de las estrellas.
El método de los tránsitos planetarios para detectar planetas extrasolares se basa en una
observación de la disminución del brillode la estrella cuando un cuerpo más oscuro (por ejemplo,
unplaneta) se sitúaentre laestrellayla Tierra.Unplanetaextrasolaremitemuypocaluzcomopara
ser observadodirectamente conlastécnicase instrumentosactuales.Perosi durante su recorrido
alrededorde la estrellael planetapasajustopor delante de ella,entoncessíse puede detectar un
descenso en el brillo emitido por ésta.
Este efecto sólo puede observarse si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, es decir,
cuando la inclinación de la órbita vista desde la Tierra es de aproximadamente 90º.

11. En este caso, como la órbita del planeta no
cruza la línea que une la estrella con la
Tierra, no se observará nunca una
disminuciónenel brillode laestrella debido
a un tránsito del planeta.
Si el planeta se interpone entre la estrella y
la Tierra,disminuye la superficie de estrella
que podemos ver y, como el planeta no
emite luz, disminuye el brillo de la estrella.
Además, si las observaciones correspondientesa una variación en el brillo de la estrella se deben
efectivamente al tránsito de un planeta por delante de ella, la disminución de brillo debe ser
periódica y con un período que coincida con el período de traslación del planeta.
En noviembre de 1999 se detectó por primera vez el tránsito de un planeta extrasolar a partir del
descenso en el brillo observado en la estrella HD 209458, en la constelación de Pegaso, en un
sistema en el que ya se había detectado anteriormente el planeta gracias al efecto
Doppler producido por las perturbaciones gravitatorias del planeta sobre la estrella. Este hecho
confirma la presencia de un planeta girando en torno a dicha estrella.
Una vez localizados los planetasde esta manera, en el futuro se podrán dirigir observaciones más
detalladas para obtener imágenes del planeta en el visible o en el infrarrojo.
El tiempoque duraladisminucióndelbrillode laestrellaylaintensidaddedichavariacióndependen
de varios factores:
El tamaño del planeta. Un planeta mayor «quita» más luz que uno pequeño.
La velocidaddel planeta. Cuantomayorsealavelocidadorbital del planeta,menostiempodurará
la disminución observada en el brillo de la estrella.En general, un planeta tarda varias horas en
realizar el tránsito completo.
En la siguiente figura se observa cómo el planeta se interpone entre la estrella y el observador a
medida que describe su órbita, siempre y cuando la orientación de ésta sea la adecuada.
Una vez conocida la masa del planeta y su radio, podemos deducir su densidad.
Además,comoentodaslasramasde laciencia,laposibilidadde realizarundescubrimientopordos
vías independientes refuerza los resultados conseguidos.En este caso este método ha ayudado a
confirmar la existencia de planetas girando en torno a otros soles.

12. Curvas de luz
La siguiente gráfica muestra la curva de luz simplificada correspondiente a un hipotético tránsito
planetario. Este tipo de gráficas se ha utilizado habitualmente en astronomía, por lo que no es
nuevo.Lo que sí esnovedosoessu aplicaciónal caso de losplanetasextrasolares.Comovemosen
la gráfica, se observauna variaciónen el brilloobservadode la estrellaamedidaque el planetase
interpone entre ella y los detectores situados en la Tierra.
1. Primero, el brillo observado de la estrella es constante.
2. Comoel planetano emite luz,cuandopasapor delante de laestrella,recibimosmenosluz.
Durante ciertotiempo(el tiempoque tardael planetaeninterponerse totalmente entre la
Tierra y la estrella), el brillo observado de la estrella (en lenguaje técnico, su magnitud
aparente), disminuye.
3. Luego, mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece
de nuevo aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo.
4. Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito.
5. Entonces,el brillose estabilizade nuevo.Al finaldel tránsito,laestrellavuelve amostrarel
mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta.

13. La observación directa de planetas extrasolares es muy difícil debido, por una parte, al poco brillo
intrínseco del planeta y, por otra, al efecto cegador de la estrella madre. En el visible, una estrella
solar típica emite una radiación 1 billón de veces superior a la del planeta. En el infrarrojo las
condicionessonalgomásfavorables.Laestrella«sólo» brilla1millónde vecesmásque el planeta.
Desgraciadamente,hastael año2000 nose han obtenidoimágenesde estosplanetas.Noobstante
hay bastantes proyectos en marcha para obtener las primeras imágenes.
Detectarlaluzreflejadaporlosplanetasaportaríadatosparaconocerlacomposiciónde losmismos
y,apartirde ahí,con laprecisiónsuficiente,nospodríamosaventuraracomprobarsi lascondiciones
reinantes en los planetas estudiados son idóneas para el desarrollo de la vida.
Para conseguir observar los planetas extrasolares pueden seguirse varios caminos:
Construir telescopios más grandes, capaces de captar más luz. Pero, desgraciadamente, si los
espejos son muy grandes, la estructura no soportará el peso con la precisión necesaria en este
tipo de observaciones, por lo que existe un límite físico para el tamaño del espejo principal del
telescopio.
Coordinar varios telescopios. Mediante una técnica llamada interferometría es posible obtener
un gran poder de resolución empleando varios telescopios alejados entre sí y que estén
perfectamente sincronizados. Esta técnica se ha venido usando en radioastronomía desde hace
varias décadas, pero su aplicación al rango visible requiere una mayor precisión en la
sincronización de los aparatos. No obstante, ya hay telescopios que aplican esta técnica.
Construir telescopios que funcionen desde el espacio. Ésta es quizá la mejor solución, pero
también es la más cara, pues el coste inicial es muy elevado y, además, el mantenimiento del
telescopio es extraordinariamente caro.
Construir telescopios potentes de infrarrojos. Dado que en el infrarrojo la luminosidad de un
planeta es «sólo» un millón de veces menor que la de una estrella de tipo solar, es interesante
elaborar detectores para este rango espectral.
Una opción interesante es combinar algunas de estas técnicas; por ejemplo, usando telescopios
espaciales de infrarrojos. Existen, no obstante, bastantes proyectos para detectar planetas
extrasolares.Unosestánbasadosen observacionesterrestresyotros, de mayor presupuestoenla
mayor parte de los casos, están basados en telescopios espaciales. Algunos proyectos en marcha
son las misiones Terrestrial Planet Finder de la NASA, cuyo lanzamiento está previsto para el año
2011, el proyecto Darwin o la misión Kepler.

14. En España, la construccióndel Grantecan (Gran Telescopiode Canarias) debe aportarlatecnología
suficiente para obtener imágenes de algunos de estos nuevos planetas.
Ademásde laobtenciónde imágenesdirectas,existeotrométodoparaobservarlaluzreflejadapor
el planeta.Dado que éste reflejalaluzde la estrella,suespectrodeberámostrarlasmismaslíneas
que laestrella.Perocomoel planetase muevealrededorde laestrellaagranvelocidad,estaslíneas
apareceránmuydesplazadasenel espectro.Este métodose haaplicadoal caso del planetade Tau
Boötes.
Otro método para detectar planetas extrasolares utiliza mediciones realizadas sobre estrellas
compactas de neutrones conocidas como púlsares. En 1991 Alexander Wolszczan, profesor de
astronomía y astrofísica en Penn State University observó ligeras anomalías en el período del
púlsar PSR 1257+12, situado a unos 1.000 años luz de distancia. Wolszczan, que utilizó
elradiotelescopio de Arecibo, propuso que había dos o tres planetas girandoalrededor del púlsar.
En 1994 confirmó que estas anomalías se debían a la existencia de planetas.
Antes ya se había anunciado el descubrimiento de planetas en torno a púlsares, pero un análisis
posteriorde los datosindicóque no se habían realizadotodaslas correccionesrelacionadasconel
movimiento de la Tierra, por lo que el planeta descubierto «se evaporó».
Los púlsaresson estrellasde neutronesmuycompactas(unos20 km de diámetro) formadascomo
consecuencia de la explosión de una estrella en forma de supernova. Tienen fuertes campos
magnéticosque hacenque porlospolosmagnéticosdel púlsarsalganunoschorrosde radiaciónen
lazonade lasondasde radiodel espectroelectromagnético.Cuandoestoshacesemitidosdesde los
polos magnéticos barren la línea visual de la Tierra (al igual que ocurre con un faro que gira),
entoncesrecibimospulsosde radiaciónamedidaque laestrellavarotando(el períodode rotación
de los púlsares es extremadamente corto, del orden de un segundo o incluso una fracción de
segundo).

15. El período de un púlsar es extremadamente preciso, pero la presencia de uno o varios planetas
girando alrededor del pulso permite detectar ligeras variaciones en él. Debido a los tirones
gravitatoriosde losplanetas,el púlsarpareceráoscilarligeramente,loque repercute enel período
observado.Laventajade estemétodorespectoaotrosesquepermitedetectarplanetasdel tamaño
y masa de la Tierra. Sin embargo, dado que los púlsares no son demasiado abundantes en las
inmediaciones del Sol, es difícil obtener más datos de estos planetas.
Otro púlsar, PSRB1620-26, situadoaunos3.000 añosluzpuede alojarotroplaneta.Eneste casose
cree que existe un solo planeta orbitando, pero los datos no permitendeterminar exactamente la
órbita.
Dado el origende lospúlsares(explosiónde unaestrellaenformade supernova),resultadifícil que
existan planetas girandoa la estrella que hayan sobrevivido a la explosión a tan poca distancia sin
desintegrarse o sin ser despedidos. Los hechos, sin embargo, parecen confirmar que existen
planetas,porloque debe explicarse cómohanllegadohastaahí.Otraposibilidadesque losplanetas
se hayan formado tras la formación del púlsar; es decir, tras la explosión de supernova.

16. El método de microlentes para observar planetas extrasolares se basa en un fenómeno predicho
por la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein. A saber, cuando la luz pasa por las
inmediacionesde unobjetoconmasa, se desvía hacia dichoobjeto.Este hechose ha comprobado
en sucesivas ocasiones (eclipses de Sol, lentes gravitacionales con galaxias actuando a modo de
lentes,etc.).Inclusose hanobservadoimágenesmúltiplesde galaxiaslejanasproducidasal pasarla
luz procedente de ellas por las inmediaciones de una galaxia o cúmulo de galaxias situados a una
distancia intermedia.
En el caso de los planetas extrasolares, la estrella madre es el cuerpo que actúa como lente al
interponerseentrelaTierrayunaestrellamáslejana.Enefecto,si uncuerpopasajustopordelante
de una estrellalejana,enlugarde observarse unadisminuciónenel brillode ésta,el cuerpopuede
actuar como una lente y concentrar los rayos de luz procedentes de la estrella lejana y dirigirlos
hacia nuestro planeta, de manera que un telescopio terrestre observaría un ligero aumento en el
brillo del astro, como muestra el siguiente esquema.
En el siguiente gráficose aprecia,además,undesvío enla curva de luzatribuible ala presenciade
un cuerpo orbitando la estrella que actúa a modo de lente.
Este método de detección de planetas extrasolares presenta una serie de ventajas:
Al mismotiempoque se buscan planetasextrasolares,se puedenrealizarotrosdescubrimientos
astronómicos de interés. En concreto, las observaciones realizadas puedenservir para descubrir
enanas marrones y otros astros que puedan constituir la llamada materia oscura, materia
predichapor las curvas de rotación observadasenmuchas galaxiasperoque,al no emitirluz,es
difícil de detectar con nuestros instrumentos.
Permite detectar tanto planetas con masas mucho mayores que la de Júpiter como planetas de
tipo terrestre, completándose así las observaciones realizadas mediante efecto Doppler.

17. Como se realizan observaciones en tiempo real, es posible repetirlas cada pocos minutos y, a
partir de estos datos, deducir la relación entre la masa del planeta y la masa de la estrella que
actúa como lente. Y después calcular la masa del planeta.
Es un método basado en observaciones terrestresque además,no requiere lostelescopios más
grandes para obtener los primeros resultados, lo que le convierte en un método «barato»
comparado con otros.
Este método de las microlentes, sin embargo, presenta varios inconvenientes:
Ofrece unaestadísticaalgopobre,puesdebe producirseunaalineaciónperfectaentre laestrella,
el planeta y la Tierra. Si no se produce una alineación perfecta, no hay forma de descubrir el
planeta.
Requiere observaciones de muchas estrellas durante mucho tiempo seguido para obtener
resultados de interés.
Las medidasrealizadasnopuedenrepetirseenintervalosdemasiadoespaciadosde tiempo,pues
tanto el planeta como la estrella observada se irán moviendo, de manera que se romperá la
alineación.
Sólose detectaránplanetassituadosenlazonade «microlente»,que corresponde aunintervalo
de distancias de su estrella madre de 1 a 4 UA aproximadamente (1 UA = 150 millones de
kilómetros).
Noobstante,yase hanobtenidoalgunosresultadosqueparecenapuntaralaexistenciade planetas
descubiertos por este método. En Microlensing Planet Search Project se puede encontrar más
información sobre este método de observación de planetas extrasolares.

18. Hasta hace poco tiempo los científicos no han dispuesto de técnicas e instrumentoscapaces de
detectar planetas extrasolares, es decir, sistemas planetarios en torno a otras estrellas. Pero la
existenciade nuestrosistemaplanetariohafomentadolabúsqueda.Así,unode losprimerospasos
hacia el descubrimientode planetasmásalláde nuestro SistemaSolarse produjoen1983, cuando
se descubrióundisco en tornoa la estrella BetaPictoris.Perodurante mucho tiempoéstaha sido
la única prueba disponible.
Después, la llegada del telescopio espacial Hubble permitió realizar observacionesdetalladasde
regionesde formaciónde estrellas,comolaexistenteenla constelaciónde Orión.Asíse detectaron
discos protoplanetarios en torno a estrellasjóvenes en formación, y se comprobó que una gran
parte de las estrellasque se estabanformandoteníandiscosque podríandarlugara planetasenel
futuro.
Hace poco tiempo, al principio de la década de 1990, se anunció el descubrimiento de planetas
girando alrededor de púlsares. Los púlsares son estrellas muy compactas y que giran muy
rápidamente, emitiendo radiación electromagnética que, si el eje de rotación está orientado
convenientemente, puede detectarse desde la Tierra. Más tarde se vio, sin embargo, que existían
erroresenel análisisde losdatosobtenidosyque dichosplanetasnoexistían.(Luego,noobstante
sí se ha confirmado la existencia de planetas girando en torno a púlsares.)
Finalmente,en1995, se anuncióel descubrimientodel primerplanetaextrasolargirandoentorno
a una estrella de tipo solar, 51 Pegasi, por parte de Michel Mayor y Didier Queloz.A partir de ese
momento,losanunciosdenuevosplanetasextrasolaresse hanidosucediendosinpausahastallegar
a la actualidad. Ahora ya se conocen más de 2500 planetas extrasolares, y el número de planetas
conocidos crece cada año.