Un exoplaneta es un planeta que no orbita el sol, siendo detectados por primera vez en 1992, y desde entonces se han identificado 1195 sistemas planetarios con 1897 exoplanetas, mayormente gigantes gaseosos. Los métodos de detección incluyen velocidades radiales y tránsitos, y la misión Kepler ha sido crucial en encontrar miles de candidatos a exoplanetas, estimando que podrían existir 17 mil millones solo en la Vía Láctea. La habitabilidad de estos planetas depende de múltiples factores, como masa y características de sus estrellas, siendo la zona habitable fundamental para que un planeta pueda albergar agua y potencialmente vida.

3. 1​​¿Qué es un exoplaneta?
Un ​exoplaneta es aquel que no orbita el Sol​, es decir, que no pertenece al Sistema Solar.
Por lo tanto esta clase de planetas incluye tanto planetas que orbita otras estrellas distintas al
Sol o que no orbita ninguna estrella(estrella intergaláctica). Este concepto apareció en el siglo XX
pero no se sabía con certeza su existencia hasta ​1992​, fecha en la que se detectan los primeros
planetas que no orbitan el Sol. Aun así, el primer exoplaneta cuya detección fue confirmada fue
Dimidio​(antes llamado 51 Pegasi b), en 1995.
Representación de Dimidio.

4. Hasta la fecha se han detectado 1195 sistemas planetarios que contienen ​1897 planetas​.
La mayoría de estos planetas son gigantes gaseosos, como Júpiter, debido a los métodos de
detección utilizados. La detección de exoplanetas similares a la Tierra son cada vez más comunes
debido al desarrollo de las técnicas de observación y detección.
Comparación de algunos de los tamaños de exoplanetas(filas: masa, columnas: tipo).

5. 1​​Métodos de detección
Número de exoplanetas encontrados en cada año distinguiendo el método utilizado.
A diferencia de las estrellas, ​la emisión de luz de los planetas es diminuta y despreciable​.
Por este motivo, observar exoplanetas mediante los telescopios convencionales no es muy
eficiente(solo un 5% del total de detecciones fueron realizadas mediante detección directa). Para
que puedan ser visibles mediante telescopios deben de tener un gran tamaño y estar muy alejado
de su estrella. Aún así, el desarrollo de los telescopios permite el descubrimiento y el análisis de
algunos exoplanetas. Actualmente, la mayoría de los métodos de búsqueda son indirectos. A
continuación algunos de los métodos más eficaces y usados:

6. ·Velocidades radiales:​Los planetas ejercen ​fuerzas gravitatorias​​sobre su estrella central,
provocando un leve movimiento que también influye en el espectro que emite dicha estrella(es
decir, que la radiación que emite varía). Cuando la estrella se acerca al observador se produce un
“​corrimiento al azul​” mientras que cuando se aleja se produce un “​corrimiento al rojo​”. Esto se
conoce como el ​Efecto Doppler​. El problema es que para que la fuerza que ejerce el planeta sea
significativa, el planeta debe de tener mucha masa y estar cerca de la estrella, por lo tanto
también es usado para averiguar la ​masa ​del planeta.
Ejemplo del cambio de ondas electromagnéticas según el movimiento de la estrella.
·Tránsitos:​Cuando un planeta orbita por delante de la estrella produce pequeños cambios
en la ​cantidad de luz​que recibimos de la estrella, como los eclipses. Por lo tanto, la variación de
luz es directamente proporcional al ​tamaño del planeta​, por lo que con este método se suelen
detectar planetas de gran superficie. Como en el método de velocidades radiales, la masa influye

7. en gran manera, pero una ventaja que tiene este método es que no hace falta que esté cerca de la
estrella.
Ejemplo de un planeta bloqueando parte de la luz que emite su estrella.
·Variación del tiempo de tránsito:​En sistemas planetarios de ​varios planetas​, la presencia
de cada uno de ellos influye en el tiempo de tránsito de los demás, es decir, que el tiempo que
tarda en dar una vuelta no es constante. Este método es capaz de encontrar planetas del ​tamaño
de la Tierra​.
Ejemplo de la variación de tiempo de tránsito
·Pulsos de radio de un púlsar: ​Los exoplanetas que orbitan púlsares producen leves
anomalías en los pulsos que emiten dichos ​púlsares​. Los púlsares son un tipo de estrella de
pequeño tamaño y gran intensidad que proceden de la explosión de las estrellas convencionales y

8. emiten pulsos regularmente, normalmente ondas de radio, rayos X o hasta rayos gamma.
Ejemplo de un planeta orbitando un púlsar(PSR B1257+12).
·Acoplamiento de marea:​Algunos tipos de planetas tienen un efecto especial, llamado
acoplamiento de marea(en inglés​​tidal lock​). Este efecto quiere decir que el cuerpo, en este caso
el planeta, siempre tiene un hemisferio diurno y un hemisferio nocturno, es decir, que su rotación
está sincronizada con su tránsito alrededor de la estrella. El hemisferio diurno, al estar en
exposición permanente a la estrella, absorbe muchas más radiación que el hemisferio nocturno.
Midiendo la variación del nivel de radiación que recibimos se puede detectar al exoplaneta(cuando
el hemisferio diurno este de cara al observador, el nivel de radiación aumentará).

9. La radiación(en blanco)se acumula en uno de los hemisferios del planeta.
·Para analizar la ​atmósfera ​se calcula la densidad, usando la masa y el tamaño como
datos. Debido a la escasez de planetas cuya masa y volumen conocemos, la información acerca de
las atmósferas es muy limitada. Mediante el espectro del planeta también se puede conocer
algunos de los componentes de la atmósfera y por lo tanto, el tipo de planeta(de carbono, de
hidrógeno, etc.).

10. La atmósfera influye en el espectro del planeta
·Detección directa: ​Poder fotografiar exoplanetas permitiría conocer con mucha mayor
profundidad estos pero hay diversos obstáculos que impiden una observación directa eficiente. El
mayor de estos obstáculos es la luz de las estrellas. Las estrellas son miles de millones más
brillantes ​que los planetas. No podemos observar directamente los exoplanetas ya que se
encuentran cerca de las estrella. Aun así se han realizado algunas fotografías a exoplanetas,
debido a condiciones que lo permitían. La primera fotografía es una fotografía infrarroja tomada a
una ​enana marrón​(estrella de bajo brillo), en la que orbita ​2M1207​, un planeta todavía cálido y muy
alejado de su estrella madre. Estas tres características atípicas permitieron la visibilidad del
planeta en la fotografía. Actualmente, planetas similares a la Tierra son imposibles de fotografíar.

11. Fotografía de 2M1207
2​​Misión Kepler
En Marzo de 2009 la ​NASA ​lanzó al
espacio un satélite artificial dedicado a la
búsqueda de exoplanetas. Orbita alrededor del
Sol y su objetivo era monitorear de manera
ininterrumpida y simultánea unas ​150.000
estrellas​. La finalización de esta misión fue
inicialmente 2012, pero se amplió hasta 2016.
El exceso de ruido provocó la ampliación de
esta fecha pero en 2013, varios de los
componentes vitales para el funcionamiento
dejaron de funcionar. Tras varios intentos de
reparación, cesaron los esfuerzos.

12. Las dimensiones de la sonda son de 4’7x2’7 metros, pesa más de 1 tonelada y el coste
estimado de la misión es ​550 millones de euros​.
A pesar de esto, la sonda Kepler encontró un total de ​3199 candidatos​a exoplanetas, y se
han confirmado 1013 planetas en 440 sistemas estelares. Este número sigue aumentando gracias
a las observaciones de los datos obtenidos en esta misión. Mediante los datos recibidos, se
estiman al menos ​17 mil millones de exoplanetas​solamente en la Vía Láctea.
3​​Telescopio espacial James Webb (JWST)
El ​JWST ​es un observatorio espacial en fase de desarrollo y cuya fecha de lanzamiento se
sitúa alrededor de Octubre de 2018. Las principales características técnicas son un gran espejo
de 6,5 metros de diámetro, una posición de observación lejos de la Tierra, y cuatro instrumentos

13. especializados. La combinación de estas características le dará una resolución sin precedentes y
sensibilidad de larga longitud de onda visible al infrarrojo medio.
Sus ​objetivos principales​son:
➢ Buscar la luz de las ​primeras​​estrellas y galaxias​formadas tras el Big Bang
➢ Estudiar la formación y evolución de las ​galaxias
➢ Comprender mejor la ​formación de estrellas y planetas
➢ Estudiar los ​sistemas planetarios​y los orígenes de la vida
Distancia aproximada entre la Tierra, el telescopio Hubble, la Luna y el JWST

14. 1​​Definición
La ​habitabilidad ​es el ​potencial​​que tiene un planeta o cualquier otro cuerpo, como por
ejemplo un satélite, de albergar vida. Esta capacidad implica muchos aspectos de campos como la
astrofísica, la geoquímica o la geofísica. Al desconocerse la existencia de vida extraterrestre, la
habitabilidad tiene en cuenta las ​condiciones de la Tierra, del Sol y del Sistema Solar​en general. El
análisis e investigación de esta capacidad se integran en la ​astrobiología​, que también trata de
responder cuestiones como el origen de la Vida.
2​​Características planetarias
La habitabilidad obviamente viene dada por diversos ​factores ​dentro del planeta,
principalmente son:
➢ La ​masa​, que influye en la gravedad y la actividad geológica(volcanes,
terremotos, etc.)
➢ La ​órbita ​y​​la​​rotación​, que influyen en la temperatura y las estaciones

15. La estabilidad de un planeta con órbita excéntrica será mucho menor que uno con órbita no
excéntrica.
3​​Sistemas estelares aptos
A la hora de determinar el nivel de habitabilidad planetaria no solo se analiza la similitud
con la Tierra o las características del planeta sino que también es necesario analizar la estrella a
la que orbita. En el análisis de las estrellas se tienen en cuenta multitud de factores, como por
ejemplo la radiación que emite o su temperatura. Las estrellas que son habitables son aquellas
que tienen ​temperaturas moderadas​​y que tienen una ​vida larga​, para que de paso a la vida a que
se desarrolle.
4​​Zona habitable
Al hablar de habitabilidad planetaria siempre aparece el término de ​zona habitable​. La zona
habitable es aquel espacio alrededor de la estrella donde cualquier planeta pueda tener agua o
cualquier otro líquido potencial. Después de una ​fuente de energía​, el segundo “ingrediente” más
importante es el ​agua​​debido a su rol en la vida en la Tierra. Aun así, eso tiene otro significado
respecto a la habitabilidad. Si se descubriese alguna forma de vida que no dependa del agua sino
de otra sustancia, como el amoníaco líquido, habría un cambio drástico en la definición de zona

16. habitable ya que aumentaría considerablemente. También hay que tener en cuenta la aparición de
gigantes gaseosos​(como Júpiter o Saturno), ya que si tienen una órbita cercana a la del planeta en
cuestión estos interferirían entre sí. Anteriormente se pensaba que los planetas rocosos(como
Mercurio o Venus) se situaban en el interior del sistema planetario y los gigantes gaseosos en el
exterior, como pasa en el Sistema Solar, pero esta idea fue refutada gracias al análisis de
exoplanetas y sistemas planetarios.
Comparación de planetas de la zona habitable del Sistema Solar(derecha) y planetas de diversos
sistemas planetarios(izquierda).

17. Zona habitable en relación con la distancia a la estrella y la masa de esta.

18. 1​​Ecuación de Drake
Esta ecuación fue pensada por el radioastrónomo ​Frank Drake ​en ​1961​con el propósito de
estimar el​número de civilizaciones existentes en la Vía Láctea​. Esta ecuación usa factores que se
consideran fundamentales en el desarrollo de las civilizaciones. En la actualidad no hay datos
suficientes para resolver la ecuación. Algunas personas también piensan que esta ecuación carece
de factores con un papel importante.
Factores
Número de civilizaciones que podrían comunicarse en nuestra galaxia
Ritmo anual de formación de estrellas "adecuadas" en la galaxia
Fracción de estrellas que tienen planetas en su órbita
Número de esos planetas orbitando dentro de la ecosfera de la estrella
Fracción de esos planetas en los que la vida se ha desarrollado
Fracción de esos planetas en los que la vida inteligente se ha desarrollado
Fracción de esos planetas donde la vida inteligente ha desarrollado tecnología e
intenta comunicarse
Años durante el que una civilización inteligente puede existir

19. 0 , , 1 , 1 0000 01 * 0 5 * 2 * 1 * 0 0 * 0 0 * 1 = 1
La primera estimación dada, en 1961, fue de ​10 posibles civilizaciones​en la Vía Láctea. A
partir de esa estimación, otras personas realizaron modificaciones y publicaron sus propias
estimaciones. Algunas de ellas daban números cercanos a ​mientras que otros estiman 101
10⁸
millones.
Como mencioné anteriormente, carecemos de evidencias e
información, por lo que esta ecuación puede variar notablemente.
Se han teorizado varios cambios, algunos que están a favor de vida
más abundante y otros que están en contra. Por ejemplo, esta
ecuación no tiene en cuenta la posibilidad de vida en satélites. Si
tuviese en cuenta este factor, el resultado aumentaría. Tampoco
sabemos si hay factores que influyen en el desarrollo de vida como
la posición del sol en el disco galáctico, el efecto joviano(que
protege la Tierra de asteroides) o el efecto lunar de las mareas.
Frank Drake
2​​Paradoja de Fermi
Como sabemos hay un número muy elevado de galaxias(entre 100 y 400 mil millones),
dentro de ellas hay también un número elevado de estrellas(también entre 100 y 400 mil
millones). Se piensa que alrededor del 5%(como mínimo) de las estrellas son similares al Sol, por
lo que tendríamos 500 trillones de estrellas similares al Sol. También se cree que un quinto de
esas estrellas son orbitadas por un planeta similar a la Tierra, por lo que el número de “Tierras”
sería de 100 trillones en todo el universo. Ese número quiere decir que aunque la probabilidad de
vida sea de 0,01%, tendríamos​​10¹⁸planetas con vida​. La Paradoja de Fermi es la siguiente
pregunta: ¿Dónde están estos 10¹⁸de planetas con vida?
Entre los varios expertos surgen varias posibles soluciones, que se pueden resumir en 4:

20. 1. La probabilidad de que aparezca vida inteligente es
astronómicamente baja.
2. La vida inteligente no tiende a extenderse a través
de las estrellas
3. La vida inteligente termina extinguiéndose
siempre(ya sea por causas naturales o provocadas
por la civilización misma).
4. No estamos buscando apropiadamente, es decir, que
nuestros medios de comunicación y detección son
primitivos.
​Enrico Fermi
1​​El primer exoplaneta
El primer descubrimiento de un exoplaneta se anunció oficialmente el 6 de octubre de
1995​por ​Michel Mayor​y ​Didier Queloz ​en la revista Nature. La existencia de este planeta, cuyo
primer nombre fue ​51 Pegasi b​y actualmente es ​Dimidio​, fue confirmado mediante varias
observaciones. El método de detección fue el de las velocidades radiales, que permite averiguar la
masa mínima que debería tener. Este descubrimiento también reveló información importante de la
formación de los planetas. Anterior al descubrimiento se pensaba que ​gigantes gaseosos​como
Júpiter no podían formarse en órbitas de corto período. Tras descubrir que Dimidio es un gigante
gaseoso, se demostró que ese tipo de planetas pueden formarse en cortas distancias. Esto
provocó una serie de descubrimientos similares. El descubrimiento de Dimidio revolucionó las

21. teorías acerca de la formación planetaria y el replanteamiento de estas teorías siguen en la
actualidad con el descubrimiento de nuevos mundos.
Michel Mayor(izquierda) y Didier Queloz(derecha).
2​​Planetas superhabitables
Kepler-442b​es un exoplaneta descubierto por el telescopio espacial Kepler que orbita
alrededor de una enana naranja situada a 1115,5 años luz de la Tierra. Su existencia fue
confirmada en enero de 2015 gracias al telescopio espacial Kepler. Este planeta ocupa el cuarto
puesto entre los mayores candidatos a análogo terrestre, con un índice de similitud del 84%. Entre
estos candidatos, Kepler-442b es el único capaz de ser un planeta ​superhabitable​. Un planeta
superhabitable es aquel que presenta condiciones más adecuadas para el desarrollo de vida que la
Tierra. Hasta la fecha no se ha descubierto ningún exoplaneta de este tipo, pero varias
investigaciones apuntan a que podrían ser más comunes que los análogos terrestres. Varios
expertos creen que el criterio usado en la búsqueda de vida extraterrestre es antropocentrista, es
decir, que consideran la Tierra como el planeta óptimo. Estos expertos consideran que la Tierra
tiene aspectos que faciliten el desarrollo de vida que se podrían mejorar, como la intensidad del
campo magnético o la actividad geológica.

22. Los expertos consideran que las estrellas como Kepler-442, la estrella en la que
Kepler-442b orbita, son las más idóneas para la vida, debido a su estabilidad, longevidad y menor
radiación. Además de esto, Kepler-442b cuenta con otra características propias de un planeta
superhabitable, como el tamaño o la posición respecto a su estrella. La mayor incógnita de este
exoplaneta es la atmósfera, de la que no sabemos sus componentes. En el futuro podremos
conocer esta composición mediante medidas espectroscópicas y además podremos confirmar o
descartar la presencia de vida con los niveles de oxígeno molecular y ozono.
Comparación aproximada del tamaño entre Kepler-442b(izq.) y la Tierra(dcha.).
3​​Análogos de la Tierra
Kepler-438b​se sitúa a 472,9 años luz del sistema solar y su descubrimiento fue
confirmado en enero de 2015 gracias al telescopio espacial Kepler, que registró varios tránsitos
entre el planeta y su estrella. Hasta la fecha, es el ​planeta confirmado más similar a la Tierra​, con
un tamaño, masa y temperatura muy similares al de la Tierra. A pesar de ser muy similar a la Tierra,
es muy probable que tenga características que no permitan el desarrollo de vida como la cercanía
a la estrella, que lo expone a los efectos de la estrella o el acoplamiento de marea, que modificaría
drásticamente la temperatura y produciría una carencia de magnetosfera. Aún así, este exoplaneta

23. cuenta con un IST del ​88%​, que es el más alto entre los planetas confirmados( sin contar a la
Tierra).
Representación de Kepler 438b
El ​índice de similitud​(​IST​) es una medida que indica la ​similitud ​entre la Tierra y un objeto
planetario o no planetario. El rango de esta medida está entre 0 y 1, siendo 1 el valor de la Tierra.
El IST fue diseñado con el propósito de catalogar los exoplanetas, aunque también se puede aplicar
a otros objetos, como los satélites. Para calcular el IST se necesita conocer la temperatura
superficial, la densidad, la velocidad de escape y el radio medio(por orden de peso). Debido a esto,
los exoplanetas que tienen un IST elevado suelen ser ​rocosos​.
Planeta Estado IST Planeta IST
KOI-4878.01 Sin confirmar 0.98 Tierra 1
KOI-3456.02 Sin confirmar 0.93 Marte 0,7
KOI-5737.01 Sin confirmar 0.90 Mercurio 0,6
Kepler-438b Confirmado 0.88 Luna 0,56
KOI-5806.01 Sin confirmar 0.88 Venus 0,444
Los exoplanetas con IST más alto​ ​IST más altos del Sistema Solar

24. ➢ “​Métodos para la detección de exoplanetas​” por la ​Asociación Astronómica
de Rawson
➢ “​The Fermi Paradox​” - Where are all the aliens” por ​In a nutshell
➢ “​Is It Irrational to Believe in Aliens?​” y “​Why Haven't We Found Alien Life?​”
por ​PBS Space Time
➢ nasa.gov
➢ wikipedia.org
➢ whybutwhy.com