Los nuevos Sistemas Solares conocidos

Los nuevos Sistemas Solares conocidos

Alejandro E. Blain

Durante los primeros aos de la dcada del 90 dos anuncios de descubrimientos astronmicos sonaron tan fuerte como un gol de Boca en la Bombonera. Se trataba de los primeros hallazgos de planetas extrasolares. El primero de ellos, descubierto en 1992, gira alrededor de un pulsar, y el otro, en 1995, se detect como el primer planeta extrasolar que orbita una estrella de la Secuencia Principal.

Fue as como se inici la que ser reconocida como una nueva era de la Astronoma. Desde el punto de vista de la Astrofsica, miles de aos de especulaciones haban llegado a su fin. Pudo entonces comenzar a buscarse respuestas a interrogantes tales como: 1) Cul es la frecuencia de aparicin de sistemas planetarios? 2) Sus planetas son similares a los nuestros (en nmero, masa, albedos, radios, etc.)? 3) Son sus parmetros orbitales parecidos a los de nuestro Sistema Solar? 4) Qu tipo de medioambientes tienen (atmsfera, anillos, magnetoesferas, etc.)? 5) Cmo se forman y evolucionan? 6) Cules son y cmo varan sus caractersticas segn el tipo de estrella a la que orbitan?

A estas cuestiones, puramente astrofsicas, debe sumarse otra puramente humana: Estamos solos en el Universo? Esto conlleva directamente a la bsqueda de vida, y alcanza al problema de preguntarse qu otros tipos de vida podemos esperar fuera de nuestro Sistema Solar.

En la actualidad esto an sigue sin responderse completamente. Sin embargo, miles de astrnomos en el mundo entero, formando casi un centenar de equipos de investigacin, esperan que en muy pocos aos ms una buena parte de estos interrogantes comiencen a ser respondidos.

Primero vamos a revisar cules fueron las suposiciones ms acertadas que la humanidad se fue planteando a lo largo de su historia. Luego veremos cules son los mtodos de investigacin que los astrnomos desarrollan para la bsqueda de planetas extrasolares. Finalmente, sintetizaremos toda la informacin disponible en un catlogo de planetas extrasolares.

Veamos entonces algunas de las ms antiguas especulaciones filosficas y no tan filosficas sobre el Universo y sus mundos.

Demcrito. Filsofo griego presocrtico que vivi entre los aos 460 y 370 a. C. Fue el primero en afirmar que la luz de la Va Lctea era producida por el brillo de miles de estrellas muy distantes. Fue tambin el primero en proponer que el Universo contiene muchos otros mundos, y que muchos de ellos tambin estn habitados.

Las doctrinas fsicas y cosmolgicas de Demcrito son una versin ms elaborada y sistematizada de las enseanzas de su maestro, Leucipus. Para explicar los cambios que los fenmenos fsicos producan, Demcrito afirmaba que el vaco era un espacio infinito en el cual se mova un infinito nmero de tomos. Estos tomos eran eternos e indivisibles, absolutamente pequeos; tan pequeos que ya no podan ser divididos (a-tomon: sin divisin); absolutamente rellenos e incomprensibles, sin poros, y que llenaban completamente el espacio que ocupaban. Eran homogneos y slo diferan en forma, distribucin y posicin.

Los tomos podan diferir tambin en cantidad. Las diferencias de cualidad eran slo aparentes y dependan de la impresin que causaban sobre nuestros sentidos por diferentes combinaciones y configuraciones. Una cosa es caliente o fra, dulce o amarga, dura o blanda, slo por convencin. En otras palabras, lo nico que existe son tomos y vaco.

Por ejemplo, los tomos del agua y los del hierro son los mismos, pero los del agua son de superficie suave y redondeada, imposibles de agrupar rgidamente unos sobre otros; slo pueden girar y girar unos sobre otros. Mientras que los del hierro son de superficie irregular, speros y puosos; se traban entre ellos y pueden formar un cuerpo slido. Estos tomos son eternos y se encuentran en eterno movimiento.

Demcrito explic el origen del Universo como una vibracin de estos tomos en todas direcciones, en particular, en movimientos arremolinados que produjeron numerosas colisiones que fueron uniendo a los tomos similares, los cuales fueron agrupndose para formar los grandes cuerpos y mundos.

Los tomos y el vaco son infinitos en nmero y en extensin, y por lo tanto siempre ha existido un infinito nmero de mundos, todos constituidos por tomos similares. En algunos mundos no hay Sol ni Luna, en otros son mayores que los de nuestro mundo, y en otros, ms numerosos. En algunas partes hay muchos mundos, mientras que en otras, muy pocos. En algunas partes, ellos se estn creando, y en otras, estn desapareciendo. Impresionante! (comentario del autor).

Aristarco de Samos. Naci en Samos, Grecia, y vivi entre los aos 310 y 220 a. C. Fue muy bueno en geometra, pero sus hiptesis sobre el Universo slo las conocemos por las referencias de otros autores. El propio Ptolomeo, en su Almagesto, lo considera un gran observador de los solsticios y equinoccios, observaciones a partir de las cuales interpret los movimientos diurnos y anuales del Sol como movimientos de la Tierra alrededor del Sol. Dedujo de sus observaciones que la Tierra deba girar sobre s misma y que deba estar inclinada para explicar los cambios de estacin.

Arqumedes, en su libro El Arenario (El contador de arena), cita a Aristarco reproduciendo una parte de sus hiptesis: El Universo es muchas veces mayor que el que ahora recibe ese nombre. Las estrellas fijas y el Sol permanecen inmviles, la Tierra gira alrededor del Sol siguiendo la circunferencia de un crculo con el Sol en medio de la rbita, y la esfera de las estrellas fijas tambin. Pero sta debe ser tan grande que el crculo en que se supone que la Tierra gira, guarda la misma proporcin a la distancia a las estrellas fijas que el centro de una esfera tiene con su superficie (NdeR: es decir, infinita).

Tambin se interpreta de otras obras de Aristarco que consideraba al Sol como a una estrella y que probablemente todas las estrellas eran soles.

Resumiendo: 1) Explic los movimientos de rotacin y traslacin; 2) dedujo que la Tierra est inclinada; 3) comenz a medir distancias utilizando la trigonometra; 4) expuso una teora heliocntrica y... 5) ampli el tamao del Universo.

Tanto las ideas de Demcrito como las de su maestro Leucipus y las de Aristarco, comenzaron a ser denostadas por las creencias y fe religiosas, y tambin por sus propios colegas. Otra hubiera sido la historia de la cosmologa si sus ideas no hubieran sido olvidadas durante casi dos mil aos.

El primero que nos consta que retom una visin heliocntrica es Coprnico, pero ste continuaba con un sistema de esferas concntricas, en las cuales, como sus antecesores, colocaba los epiciclos para explicar el movimiento retrgrado de los planetas.

Fue Giordano Bruno quien finalmente, unos pocos aos despus de la muerte de Coprnico, se aventur hasta posiciones que hoy aceptaramos como del sentido comn actual. Veamos entonces por qu Giordano Bruno pas a la historia.

En 1584 Giordano Bruno public en Londres sus primeras y ms importantes obras filosficas: La Cena de las Cenizas, Sobre la Causa, el Principio y el Uno y Sobre el Infinito Universo y los Mundos. Los tres dilogos, escritos en italiano y no en latn, reciben el nombre de Dilogos Metafsicos.

Extrado de Sobre el infinito universo y los mundos, de Giordano Bruno.

Elpino: Existen pues innumerables Soles; existen infinitas Tierras que giran igualmente en torno a dichos Soles, del mismo modo que vemos a estos siete planetas girar en torno a este Sol que est cerca de nosotros.

Filoteo: As es.

Elpino: Cmo es entonces, que en torno a esas luminarias que seran los Soles, no vemos girar esas otras luminarias que seran las Tierras, sino que fuera de aquellas no podemos captar movimiento alguno, y todos los dems cuerpos celestes (con excepcin de los Cometas) se ven siempre en la misma situacin y distancia?

Filoteo: La razn es porque nosotros vemos los Soles que son los ms grandes, ms an, los mximos cuerpos, pero no vemos las Tierras, las cuales, por el hecho de ser cuerpos mucho ms pequeos, son invisibles; como tampoco es absurdo que existan todava otras Tierras que den vuelta alrededor de este Sol y no son visibles para nosotros, ya sea por su mayor distancia o por su menor tamao o por no tener mucha superficie acutica o an por no tener vuelta hacia nosotros y opuesta al Sol dicha superficie, con lo cual como un espejo cristalino que recibe los rayos luminosos, se tornara visible... Adems de las visibles pueden existir tambin innumerables luminarias acuosas (esto es Tierras de las cuales forman parte las aguas) que giran en torno del Sol, pero la diferencia de su circuito no se puede percibir por la gran distancia. Por eso, en el lentsimo movimiento que se capta en los que son visibles ms arriba o ms all de Saturno no se percibe diferencia entre el movimiento de todos ellos en torno a su centro, ya se considere como centro a la Tierra o al Sol. [...]

Elpino: Afirmis, por tanto, que si los astros que estn ms all de Saturno son verdaderamente inmviles, como aparecen, vienen a ser innumerables Soles o fuegos, ms o menos visibles para nosotros, en torno a los cuales giran las Tierras cercanas a ellos que nosotros no vemos?

Filoteo: Eso habra que decir, teniendo en cuenta que todas las Tierras son dignas de regirse por la misma norma y todos los Soles tambin.

Elpino: Pretendis que todas aquellas sean Soles?

Filoteo: No, porque no s si todos ellos o la mayor parte son inmviles o si algunos giran en torno a los otros, porque no hay quien los haya observado y adems no resulta fcil hacerlo, as como no se nota fcilmente el progreso de una cosa lejana, la cual, al cabo de mucho tiempo, no se ve con facilidad que ha cambiado de lugar, como sucede al observar las naves situadas en alta mar. Pero sea como se quiera, siendo el Universo infinito, es preciso al fin que existan varios Soles, porque es imposible que el calor y la luz de uno solo pueda difundirse por la inmensidad, como pudo imaginar Epicuro, si es verdad lo que otros refieren. Por tanto se requiere tambin que haya otros innumerables Soles, muchos de los cuales son visibles para nosotros bajo la forma de un pequeo cuerpo, y as parecer menor el astro que es mucho mayor que el que parece ser el ms grande de todos.

Elpino: Todo esto debe ser tenido, por lo menos, como posible y razonable.

Filoteo: En torno a aquellos pueden girar Tierras de mayor y menor volumen que sta.

Elpino: Cmo he de conocer la diferencia? Quiero decir, cmo distinguir los fuegos de las Tierras?

Filoteo: Por el hecho de que los fuegos estn fijos y las Tierras se mueven, por el hecho de que los fuegos brillan y las Tierras no. De estas seales, la segunda se percibe ms fcilmente que la primera...

Mtodos de deteccin. En la actualidad son seis los mtodos que se utilizan para detectar planetas extrasolares, de los cuales ninguno se basa en los medios pticos convencionales, pues el brillo de estos planetas lejanos es muy dbil. Adems, otros fenmenos (como, por ejemplo, la difraccin) impiden capturar sus imgenes tan prximas a las de sus estrellas.

Ritmo de un pulsar. Fue el primero de los mtodos empleados que permiti descubrir planetas extrasolares. Se dio a travs de la observacin de anomalas en la regularidad del periodo de las seales emitidas por un pulsar. El primer planeta extrasolar descubierto tena un periodo orbital de un ao terrestre. Pero luego de algunas sospechas, el hallazgo fue desechado porque los astrnomos entendieron que no haban tenido en cuenta, durante las reducciones de sus observaciones, el propio movimiento orbital de la Tierra.

Sin embargo, en 1993 el astrnomo polaco Aleksander Wolszczman inform lo que despus fuera confirmado: haba encontrado el primer planeta extrasolar. ste orbitaba al pulsar PSR 1257+12, lo que pareci muy extrao, ya que nadie esperaba encontrar un planeta cerca de un pulsar, que tal como se sabe es el remanente de un fenmeno supernova. Se sospecha que esto puede deberse al resultado de una segunda etapa de formacin de planetas, o que tal vez se trate de los ncleos rocosos de gigantes gaseosos que sobrevivieron a la supernova y fueron violentamente arrojados a sus actuales rbitas.

El descubrimiento del planeta ms antiguo conocido, de unos 12.600 millones de aos de edad (se lo ha bautizado extraoficialmente Matusaln), fue realizado por el equipo de astrnomos liderado por el Dr. Stein Sigurdsson. El planeta orbita alrededor del ncleo binario del pulsar PSR B1620-26, y adems es el nico conocido que gira alrededor de dos estrellas. Aunque tambin se conoce uno que gira alrededor de tres estrellas: HD 188753 es un sistema estelar triple ubicado a unos 149 aos luz de la Tierra, en la constelacin de Cygnus. El planeta HD 188753 Ab orbita la estrella primaria en 3.3 das a tan slo una distancia media de seis millones de km.

Este mtodo requiere de muy precisas observaciones del periodo de un pulsar, con el objetivo de detectar algn tipo de variacin. Luego las observaciones deben ser sometidas a algoritmos de clculo para poder determinar cules pueden ser las causas ms probables de tales variaciones. En realidad, no es tomado como un verdadero mtodo para descubrir planetas, sino para detectar compaeros de pulsares.

Astrometra. ste, en realidad, es el ms antiguo de los mtodos utilizados en la bsqueda de planetas extrasolares. Ya en la dcada del 40 fue encontrado un interesante nmero de candidatos (1), pero ninguno de ellos pudo ser confirmado en aquellos tiempos. Entonces los astrnomos, poco a poco, fueron abandonando este sistema en bsqueda de otros ms precisos.

El mtodo consiste en medir el movimiento propio de una estrella para poder detectar las influencias gravitatorias causadas por sus planetas. Pero desafortunadamente los cambios en el movimiento propio de las estrellas son tan pequeos que ninguno de los equipos de observacin terrestre y convencional pudo obtener mediciones lo suficientemente precisas. Por otra parte, el mtodo requiere que los planetas orbiten a las estrellas en un plano casi perpendicular a la visual a la estrella, y entonces el descubrimiento no poda ser confirmado por ninguno de los otros mtodos.

Velocidad radial. Este mtodo consiste en medir las variaciones de la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja de nosotros. Es decir, se basa en la componente de la velocidad en la direccin de la visual de la velocidad relativa de la estrella. La velocidad radial puede ser medida por el desplazamiento de las lneas del espectro de la estrella, causadas por el efecto Doppler (Figura 6). Estos desplazamientos son producidos por el movimiento de los planetas que orbitan alrededor de la estrella. Ambos el planeta y la estrella giran alrededor del mutuo baricentro (centro de masa) del sistema. La velocidad de traslacin de la estrella alrededor del baricentro es mucho menor que la del planeta (recuerde que tanto el radio de la rbita como sus velocidades son inversamente proporcionales a sus masas). Sin embargo, en la actualidad se pueden medir velocidades menores a los 8 m/s, y se espera que pronto puedan medirse velocidades de 2 3 m/s.

sta es la ms exitosa de las tcnicas utilizadas por los cazadores de planetas, y tambin se la conoce como el mtodo Doppler o, muchas veces, como el mtodo del bamboleo.

Microlente gravitacional El efecto microlente gravitacional se produce cuando el campo de gravedad de un planeta y el de su estrella actan magnificando la luz de una estrella ms distante en el fondo del cielo (Figuras 3, 4 y 5). Para que este efecto se produzca, el planeta y su estrella deben pasar casi enteramente entre el observador y la estrella distante. Por lo tanto, estos fenmenos son bastante raros. Para poder observar unos pocos es necesario monitorear miles de estrellas distantes. Sin embargo, es un mtodo bastante fructfero si se lo utiliza para encontrar planetas entre laTierra y el centro galctico, dado que en esa direccin se puede hallar un altsimo nmero de estrellas de fondo.

El efecto microlente fue verificado en el pasado. En 1986 Bodhan Paczynski, de la Universidad de Princeton, Estados Unidos, fue el primero en proponerlo para que sea utilizado en la bsqueda de la misteriosa materia oscura, jams vista, que se cree es la que predomina en el Universo (en la actualidad se estima que al menos el 90% de la materia del Universo es materia oscura).

Luego, en 1991, sugiri que el mtodo podra ser empleado tambin para buscar planetas. Los primeros xitos de la microlente gravitatoria datan de 2002, cuando un grupo de astrnomos polacos, Andrej Udavski, Marcin Kubiak y el mismo Bodhan Paczynski, que trabajaban en el perfeccionamiento del proyecto OGLE (Optical Gravitacional Lensing Experiment, el Experimento ptico de la Lente Gravitatoria), anunciaron durante todo un mes haber encontrado varios objetos, muchos de los cuales podran ser planetas. Este mtodo aparece como uno de los ms prometedores para encontrar planetas de la masa de la Tierra alrededor de estrellas como el Sol.

Los efectos de microlente son breves, duran desde unos pocos das hasta unas semanas, porque tanto las estrellas como la Tierra tienen movimientos relativos entre s. Durante los ltimos diez aos se han detectado en ms de mil estrellas efectos de microlente.

La principal ventaja de las microlentes gravitacionales es que permiten detectar planetas de poca masa (como la Tierra, por ejemplo) con la tecnologa disponible. Sin embargo, una notable desventaja es que las lentes no se repiten; una nueva alineacin nunca ocurrir. Por otra parte, los planetas detectados tienden a encontrarse a varios kiloparsecs de la Tierra, entonces no es posible confirmarlos con otros mtodos. A pesar de todo, si el nmero de estrellas detectadas es muy alto y sus reducciones alcanzan la precisin necesaria, el mtodo puede ser utilizado tambin para determinar cuntos planetas como la Tierra hay en nuestra galaxia.

Mtodo del trnsito. Este mtodo ha sido recientemente desarrollado y permite detectar la sombra de un planeta cuando ste transita por delante de su estrella.

Slo funciona en aquel pequeo porcentaje de planetas cuyas rbitas estn perfectamente alineadas con la visual al planeta, su estrella y la Tierra. Pero lo bueno es que funciona an con estrellas muy distantes. Se espera que con el Observatorio Kepler (2) puedan detectarse planetas del dimetro de la Tierra.

La gran mayora de los planetas extrapolares detectados son muy masivos (alrededor de 40 veces la masa de la Tierra). Sin embargo, dos de ellos parecen ser del tamao de nuestro planeta. En realidad, esto nos est diciendo que a los telescopios con la tecnologa actual les resulta imposible detectar pequeos planetas. La distribucin de masas, entonces, no debe tomarse para hacer una estima general, dado que es muy probable que sean muchsimos los planetas pequeos que an no han sido detectados.

La Agencia Espacial Francesa, en conjunto con la Agencia Europea, planea una misin similar: el Telescopio Espacial Corot, que debera ser lanzado este ao. Tambin utilizar el mtodo del Trnsito, pero se espera que slo pueda detectar planetas rocosos que sean algo ms masivos que la Tierra.

Discos circumestelares. Una an ms novedosa tcnica es la observacin de las nubes de polvo que rodean a muchos sistemas solares. La presencia de este polvo se explica por una continua generacin debida a la actividad cometaria y a las colisiones de planetas y asteroides. Esto forma un disco alrededor de la estrella y absorbe su luz, que luego reemite como radiacin infrarroja.

Estas nubes de polvo pueden proveer invalorable informacin a travs de estudios de su densidad y distribucin, causadas ambas por los planetas que capturan el polvo o por las distorsiones que generan sus campos gravitatorios (Ver RA 268).

Desafortunadamente, este mtodo slo puede ser utilizado por telescopios espaciales. La atmsfera de la Tierra absorbe la mayor parte de la radiacin infrarroja que reemiten los discos de polvo circumestelares.

Nuestro Sistema Solar tiene la suficiente cantidad de polvo como para alcanzar algo ms del 10% de la masa de nuestra Luna. Aunque a primera vista esto parece ser despreciable, la superficie en la que est disperso es tan grande que an a considerables distancias sus emisiones infrarrojas superan en un factor de 100 a la de todos nuestros planetas juntos.

El Telescopio Espacial Hubble es capaz de hacer estas observaciones utilizando su NICMOS (Near Infrarred Camera and Multiobject Spectrometer Instrument) (Figura 9). Pero no pudo hacerlo entre los aos 1999 y 2002 debido a un mal funcionamiento de la unidad de enfriamiento. An se espera que mejores imgenes puedan ser obtenidas por su hermano gemelo, el Telescopio Espacial Spitzer.

Observacin directa. En las longitudes de ondas correspondientes al espectro visible, los planetas prcticamente no poseen emisiones intrnsecas. Slo puede esperarse detectar la luz que refleja oriunda de su estrella, que por supuesto es muchsimo menor. Adems, los efectos de difraccin y dispersin de la luz, ms los de la turbulencia atmosfrica, contribuyen a que la relacin entre el brillo de la estrella, distribuido en su mancha de difraccin (centro y anillos) y el brillo del planeta, sea tan pequea como 2.5x10-6. Esto sucede an para un planeta como Jpiter, ubicado a unas 5 unidades astronmicas de la estrella, visto desde unos 5 parsecs de la Tierra. Detectar un planeta as requerira un mes de exposicin, algo realmente irrealizable. Por lo tanto, los mtodos de imgenes directas deben vencer los efectos de la difraccin y de la turbulencia atmosfrica, al menos para los equipos instalados en la superficie de nuestro planeta.

Tres son las tcnicas que se han desarrollado para saltar estos escollos. 1) Los sistemas de pticas adaptativas; 2) el Dark speckle y 3) la llamada Nulling.

La primera tcnica mejora considerablemente el poder separador del telescopio, y las otras dos potencian la capacidad de deteccin de las imgenes planetarias, lo que se produce combinando las imgenes de varios espejos de un mismo telescopio. Eso puede hacerlo el telescopio Keck, cuyo objetivo principal est constituido por varios pequeos espejos. A su vez, las imgenes de telescopios individuales se combinan de manera que produzcan fenmenos de interferencia, gracias a los cuales en la imagen de difraccin de la estrella se producen zonas en las que se anula la luz de la estrella central. Si la imagen del planeta cae en esas regiones, se hace mucho ms fcil separarlo de la imagen de la estrella.

Sin embargo, los equipos de observacin en rbita de la Tierra no slo tienen la ventaja de no sufrir los nocivos efectos atmosfricos sino que tambin pueden realizar este trabajo en longitudes de onda prohibidas para los telescopios que estn en tierra. La relacin de brillos entre la estrella y el planeta, que aproximadamente alcanza un valor de 2x10-9 en el espectro visible, se reduce a tan slo 10-4 en longitudes de onda del infrarrojo. En esta parte del espectro la emisin de luz de la estrella disminuye considerablemente y, adems, aumentan notablemente las radiaciones intrnsecas del planeta para la porcin infrarroja del espectro. En otras palabras, la estrella aparecer mucho menos brillante y el planeta mucho ms, reducindose en varios rdenes de magnitud la diferencia de brillo entre ambos. Otra forma de reducir la diferencia de brillos entre la estrella y el planeta es utilizando un corongrafo, como el diseado por Bernard Lyot en 1930. Este instrumento produce eclipses artificiales en su sistema ptico. Fue pensado para ocultar la imagen del disco del Sol y as estudiar su corona, pero tambin es de gran utilidad para ocultar una importante fraccin de la radiacin de la estrella central, lo que facilita la observacin directa de sus planetas.

En marzo de 2005 se anunci que dos equipos de cientficos, utilizando el Telescopio Espacial Spitzer, fueron capaces de detectar las emisiones infrarrojas de dos planetas extrasolares. Ambos equipos, uno del Centro de Astrofsica Harvard-Smithsoniano, liderado por David Latham, y otro del Centro de Vuelo Espacial Goddard, liderado por L. D. Deming, estudiaron los planetas HD 209458b y TrEs-1 y fueron capaces de medir sus temperaturas. Ambos publicaron imgenes infrarrojas directas de los planetas GQ Lupi b (Figura 10) y 2M 1207 b. Se estima que ambos planetas tienen varias veces la masa de Jpiter y orbitan sus estrellas a ms de cincuenta unidades astronmicas.

Conclusiones. Estamos siendo testigos de revolucionarios avances en las tecnologas y mtodos de investigacin. Las especulaciones cedieron su paso a los experimentos observacionales que ofrecieron las primeras detecciones fehacientes de planetas que giran alrededor de otras estrellas. Apenas una dcada ha transcurrido desde el primer resultado positivo. Se espera que en los aos venideros puedan detectarse indicadores de vida en los espectros de las atmsferas de planetas similares al nuestro. Por ejemplo, la presencia de CO2 (dixido de carbono), O3 (ozono), H20 (agua) y CH4 (metano) en la atmsfera de un planeta, seran claros indicadores de vida.

Es necesario comprender el significado de zonas de habitabilidad, es decir, cules deben ser las condiciones alrededor de una estrella para que un planeta sea capaz de sostener la vida. Esto vara segn el tipo espectral de la estrella. Por ejemplo, las estrellas de tipos muy tempranos (tipos O y B, por ejemplo) emiten muchsima radiacin, lo que impide la formacin de planetas. Algunas radiaciones son nocivas e impiden el surgimiento de la vida, y adems duran poco, al menos comparando con el tiempo que se estima tard en aparecer la vida en la Tierra.

Tambin existe el concepto de zona de habitabilidad dentro de una galaxia. No es bueno estar cerca de una supernova; sus radiaciones son capaces de eliminar la vida hasta a varias decenas de aos luz de distancia. Existen zonas en nuestra galaxia en las que la tasa de fenmenos supernova es mucho ms alta que en otras.

El tema de la bsqueda de vida, las misiones espaciales y los mtodos que se emplearn con ese fin sern motivo de nuevas publicaciones en Revista Astronmica.

(Sigue cuadro principal: catlogo de planetas extrapolares)

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