Diferencia entre revisiones de «Planeta extrasolar»

[[Archivo:Beta Pictoris.jpg|thumb|250px|right|[[Beta Pictoris|Beta Pictoris b]] en ambas [[Elongación (astronomía)|elongaciones]]. Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange ''et al.'']]<!--

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Se han descubierto 2748 [[Sistema planetario|sistemas planetarios]] que contienen un total de 3668 cuerpos planetarios, 616<ref name="Encyclopaedia">{{Cita web |apellido1=Schneider |nombre1=J. |título=Interactive Extra-solar Planets Catalog |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |obra=[[The Extrasolar Planets Encyclopedia]]}}</ref> de estos sistemas son múltiples y 125 de estos planetas están por encima de las 13&nbsp; M_J (1&nbsp;M_J es la [[masa]] de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]) por lo que muy probablemente sean [[Enana marrón|enanas marrones]].<ref name="Encyclopedia">{{Cita web |título=Interactive Extra-solar Planets Catalog |obra=The Extrasolar Planets Encyclopedia |url=http://exoplanet.eu/ |apellido=Schneider |nombre=Jean |fecha=[[25 de abril]] de [[2007]] |fechaacceso=27 de agosto de 2010}}</ref>

 

{{AP|Velocidad radial|Espectroscopía Doppler}}

Este método se basa en el [[efecto doppler]].<ref>{{Cita publicación |apellido=Scott Russell |nombre=John |url=http://www.ma.hw.ac.uk/~chris/doppler.html |título=On certain effects produced on sound by the rapid motion of the observer |publicación=Report of the Eighteen Meeting of the British Association for the Advancement of Science |año=1848 |volumen=18 |número=7 |páginas=37-38 |editorial=John Murray, London in 1849 |fechaacceso=8 de julio de 2008 }}</ref><ref name="AlecEden">Alec Eden ''The search for Christian Doppler'',Springer-Verlag, Wien 1992. Contains a facsimile edition with an [[English language|English]] translation.</ref> El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el [[centro de masa]] común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal, por lo que sólo puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.

 

 

[[Archivo:201008-2a PlanetOrbits 16x9- Transit timing of 1-planet vs 2-planet systems.ogv|thumb|250px|Animación que demuestra diferencia entre la sincronización del tránsito del planeta de 1 planeta y 2 sistemas del planeta.]]

 

=== Medida de pulsos de radio de un púlsar ===

=== Número de estrellas con planetas ===

 

 

Los programas de búsqueda de planetas han descubierto planetas orbitando alrededor de una fracción sustancial de las estrellas que han estudiado. Sin embargo, la fracción total de estrellas con planetas es incierta debido a [[efectos de selección]] observacional. El método de velocidad radial y el método de tránsito (que entre ellos son responsable de la gran mayoría de las detecciones) son más sensibles a los grandes planetas en órbitas pequeñas. Por esa razón, muchos exoplanetas conocidos son del tipo "Júpiter caliente": planetas de alrededor de la masa de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] en órbitas muy pequeñas, con períodos de solamente algunos días. Ahora se sabe que entre 1 % a 1.5 % de las estrellas como el Sol poseen ese tipo de planeta, donde la estrella parecida al sol se refiere a cualquier estrella de secuencia principal de [[clasificación estelar|clases espectrales]] F, G o K sin un compañero estelar cercano.<ref name="marcyprogth05">

=== Características físicas ===

 

Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y órbitas excéntricas muy cercanas a la estrella central.

 

== Descubrimientos notables ==

 

 

=== 1988 ===