Exoplaneta en tránsito frente a su estrella, revelando su atmósfera gracias al espectro de transmisión donde aparecen las líneas de absorción de H₂O, CO₂, CH₄, Na y K.
Fuente de la imagen: astronoo.com
Este artículo presenta los métodos de detección de exoplanetas en la Vía Láctea. Se describen cinco técnicas principales: el método de velocidades radiales (Doppler), el tránsito, la imagen directa, la microlente gravitacional y la astrometría. Cada una tiene sus propias limitaciones: las velocidades radiales favorecen a los planetas masivos y cercanos, el tránsito requiere una alineación perfecta, la imagen directa está reservada para planetas jóvenes y lejanos, la microlente es un fenómeno único y la astrometría exige una precisión extrema. El artículo también destaca la importancia de los discos protoplanetarios en la formación de gigantes gaseosos y sistemas planetarios múltiples.
La pregunta sobre la existencia de otros mundos habitables es uno de los motores de la astronomía moderna. Pero, ¿cómo detectar un exoplaneta, situado a años luz de distancia, si no emite luz y su estrella nos ciega? Los astrónomos han desarrollado varias técnicas ingeniosas para enfrentar este desafío. El método de velocidades radiales (o Doppler) mide las oscilaciones de una estrella causadas por la gravedad de un planeta: la estrella y el planeta giran alrededor de su centro de masa común, por lo que el espectro de la estrella se desplaza hacia el rojo o el azul según si se aleja o se acerca a nosotros. Esta técnica es particularmente efectiva para planetas masivos y cercanos a su estrella, como los "Júpiteres calientes". El método de tránsito detecta la disminución de brillo de una estrella cuando un planeta pasa frente a ella, lo que permite estimar su tamaño y estudiar su atmósfera mediante espectroscopía, pero requiere una alineación perfecta entre la estrella, el planeta y el observador. La imagen directa, aunque muy difícil, utiliza coronógrafos para bloquear la luz de la estrella y fotografiar directamente el planeta, lo cual es factible principalmente para planetas jóvenes, masivos y lejanos. La microlente gravitacional aprovecha la deformación de la luz de una estrella de fondo por un planeta, pero este evento es único e irreproducible. Finalmente, la astrometría mide los movimientos de una estrella en el plano del cielo, una técnica complementaria que requiere precisión extrema. Estos métodos, a menudo combinados, han permitido descubrir miles de exoplanetas, revelando la diversidad de los sistemas planetarios y la complejidad de la formación planetaria a partir de los discos protoplanetarios.
«¿Estamos solos en el Universo?» Esta pregunta ha estado en la mente de los astrónomos durante mucho tiempo. Responderla implica saber si existen otros planetas donde podrían desarrollarse otras formas de vida, de ahí la búsqueda de exoplanetas.
Los exoplanetas, por definición, se encuentran fuera de nuestro sistema solar. Con varios cientos de miles de millones de estrellas solo en la Vía Láctea, la búsqueda de estos planetas extrasolares está lejos de terminar, aunque se limite a nuestra propia galaxia: con la excepción de algunas detecciones puntuales por microlente gravitacional en galaxias cercanas, casi la totalidad de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas de la Vía Láctea, ya que las distancias intergalácticas hacen que su detección individual esté fuera del alcance de los instrumentos actuales.
Detectar estos planetas no es fácil. Están muy lejos de nosotros, no emiten luz propia y el brillo de la estrella alrededor de la cual orbitan literalmente los oculta. El telescopio espacial Hubble solo puede observar Plutón, miembro de nuestro propio sistema solar, como un punto apenas resuelto. ¿Cómo podríamos entonces distinguir un planeta extrasolar que orbita una estrella a veces miles de veces más lejana que Plutón?
La Tierra orbita alrededor del Sol, pero en realidad, si una estrella está acompañada por un solo planeta, ambos giran alrededor del centro de masa del sistema gravitacional que forman. Dada la masa mucho mayor de la estrella, este centro de masa está mucho más cerca de ella que del planeta. Incluso, la mayoría de las veces, se encuentra dentro de la estrella, sin coincidir exactamente con su centro geométrico.
La estrella sufre, por lo tanto, un ligero desplazamiento periódico causado por la presencia del planeta. Esto es precisamente lo que revela el método de velocidades radiales: consiste en detectar estas variaciones en el espectro de la luz emitida por la estrella, a través del desplazamiento de sus líneas espectrales.
Este desplazamiento espectral se explica por el efecto Doppler-Fizeau: la luz de la estrella aparece ligeramente desplazada hacia el rojo cuando se aleja del observador y hacia el azul cuando se acerca. Como la estrella es arrastrada alternativamente en un sentido y luego en el otro por el planeta en órbita, su espectro oscila periódicamente entre un ligero exceso de rojo y un ligero exceso de azul, al ritmo del período orbital del planeta.
Esta alternancia, aunque mínima (del orden de unos pocos metros por segundo para un planeta del tamaño de la Tierra), puede medirse con espectrógrafos de muy alta precisión como HARPS o ESPRESSO. Permitió la primera detección de un exoplaneta alrededor de una estrella de tipo solar, 51 Pegasi b, en 1995, y sigue siendo hoy uno de los métodos de referencia para confirmar y caracterizar los mundos descubiertos por otras técnicas.
Desde el descubrimiento del primer exoplaneta alrededor de una estrella de tipo solar en 1995 (51 Pegasi b), se han confirmado más de 8000 mundos más allá del Sistema Solar (febrero de 2026). Cinco grandes métodos, a menudo complementarios, permiten a los astrónomos detectarlos y caracterizarlos.
Limitación: la sensibilidad disminuye con la distancia a la estrella y la masa del planeta; el método favorece, por lo tanto, la detección de planetas masivos en órbitas cortas ("Júpiteres calientes").
Limitación: solo funciona si el plano orbital del planeta está casi alineado con la línea de visión; solo una fracción de los sistemas planetarios están favorablemente orientados.
Limitación: reservada para planetas jóvenes, masivos, calientes y ampliamente separados de su estrella; en 2025, el JWST realizó su primer descubrimiento inédito por coronografía, un planeta de baja masa en el disco de escombros que rodea a la joven estrella TWA 7.
Limitación: evento transitorio e irreproducible, que nunca se repite para el mismo sistema; en julio de 2026, el telescopio TESS, diseñado para tránsitos, logró su primera detección por microlente (Gaia23bra b) al reexaminar sus archivos tras una alerta de Gaia, prueba de que el método también puede aplicarse a posteriori a datos recopilados con otro fin.
Limitación: exige una precisión de medición extrema, del orden de la microsegunda de arco; la misión Gaia de la ESA (2013-2025), cuyo catálogo DR4 se espera en 2026, debe proporcionar el primer gran relevamiento astrométrico de exoplanetas.
Estos métodos, a menudo utilizados en combinación, han permitido descubrir más de 8000 exoplanetas confirmados y revelan una diversidad de sistemas planetarios mucho mayor de lo que sugería el único ejemplo del Sistema Solar.
El método de velocidades radiales, que permitió la primera detección de un exoplaneta alrededor de una estrella de tipo solar en 1995 (51 Pegasi b), consiste en detectar el movimiento periódico de una estrella alrededor del centro de masa que comparte con su planeta. No es la estrella en sí la que "oscila" en el sentido propio, sino que su posición varía ligeramente bajo el efecto de la atracción gravitacional del cuerpo en órbita, un desplazamiento revelado por el desplazamiento Doppler de su espectro.
Este método no "pierde" los pequeños planetas rocosos por casualidad: sufre de un sesgo de detección intrínseco que lo hace mucho más sensible a los gigantes gaseosos en órbitas cercanas que a los planetas telúricos.
La cantidad de polvo y gas disponible en el disco protoplanetario que rodea a una estrella joven determina en gran medida el tamaño y el número de planetas que se formarán en él. Según el modelo de acreción del núcleo, los gigantes gaseosos se forman preferentemente más allá de la línea de nieve (snow line), donde la condensación de compuestos volátiles proporciona suficiente material sólido para ensamblar rápidamente un núcleo masivo, capaz luego de capturar una envoltura de gas antes de que el disco se disipe.
Cuando el disco protoplanetario es particularmente rico en gas y polvo, varios gigantes pueden formarse sucesivamente, dando lugar a sistemas multi-gigantes como el de HR 8799, que cuenta con cuatro planetas gigantes.
NASA Exoplanet Archive – California Institute of Technology / IPAC.
The Extrasolar Planets Encyclopaedia – Observatoire de Paris.
ESA – Misión Gaia.
NASA – TESS (Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito).
NASA/ESA/CSA – Telescopio Espacial James Webb.
Mayor & Queloz (1995), Nature – Un compañero de masa joviana en una estrella de tipo solar.
Charbonneau et al. (2000), ApJ – Detección de tránsitos planetarios frente a una estrella similar al Sol.
Marois et al. (2008), Science – Imagen directa de múltiples planetas orbitando HR 8799.
Lagrange et al. (2025), Nature – Evidencia de un planeta subjoviano en el joven disco de TWA 7.
Gould & Loeb (1992), ApJ – Descubrimiento de sistemas planetarios a través de microlentes gravitacionales.
Harris et al. (2026), ApJL – El primer planeta de microlente gravitacional ligado de TESS (Gaia23bra b).
Colaboración Gaia, Prusti et al. (2016), A&A – La misión Gaia.
El método de tránsito es actualmente el más productivo: ha permitido descubrir más del 70% de los exoplanetas conocidos, gracias en gran parte a la misión Kepler de la NASA. Consiste en medir la disminución de brillo de una estrella cuando un planeta pasa frente a ella. Esta disminución, aunque mínima (menos del 1%), es detectable con gran precisión. El tránsito no solo confirma la existencia del planeta, sino que también permite estimar su tamaño (a partir de la profundidad del tránsito) y, combinado con el método de velocidades radiales, determinar su masa y, por lo tanto, su densidad. Su principal limitación es que requiere una alineación orbital específica, lo que significa que solo una fracción de los sistemas planetarios son detectables por este método.
Los Júpiteres calientes son planetas con la masa de Júpiter (aproximadamente 300 veces la masa de la Tierra) que orbitan a una distancia muy cercana de su estrella (menos de 0.1 UA, es decir, aproximadamente una décima parte de la distancia Tierra-Sol). Su gran masa produce oscilaciones estelares importantes, fácilmente medibles mediante el método de velocidades radiales (desplazamiento Doppler importante). Su órbita cercana también aumenta la probabilidad de tránsito y la frecuencia de los tránsitos, lo que los hace detectables mediante el método de tránsito. Finalmente, al estar cerca de su estrella, el efecto de microlente es más marcado. Estos planetas fueron así los primeros en ser descubiertos (ejemplo: 51 Pegasi b, en 1995) y siguen siendo objetivos privilegiados para el estudio de atmósferas.
Un disco protoplanetario es un anillo de gas y polvo que rodea a una estrella joven. Es la cuna de los planetas. La masa del disco determina el tamaño y el número de planetas que se formarán: un disco masivo puede dar lugar a planetas gigantes (como Júpiter) en sus regiones externas, mientras que un disco más modesto forma planetas telúricos (como la Tierra) en las regiones internas. Si el disco es muy rico, varios gigantes gaseosos pueden formarse, creando sistemas planetarios múltiples (como en el sistema de 55 Cancri). Estos gigantes luego influyen en la arquitectura del sistema: sus interacciones gravitacionales pueden expulsar planetas o modificar sus órbitas. El artículo destaca que la cantidad de polvo y gas en la nebulosa protosolar determina directamente el tamaño y la composición de los planetas que se formarán.
Cada método de detección de exoplanetas presenta sesgos observacionales: la velocidad radial es sensible a planetas masivas cercanas, pero solo proporciona la masa mínima (ya que la inclinación de la órbita es desconocida); el tránsito requiere una alineación perfecta (baja probabilidad, especialmente para órbitas amplias) y solo proporciona el radio; la imagen directa está limitada a planetas jóvenes y lejanas (porque aún están calientes y brillantes); la microlente es un evento único (no reproducible) y no permite reobservar el planeta; la astrometría exige una estabilidad instrumental extrema, difícil de lograr desde tierra. Por eso, la combinación de varios métodos suele ser necesaria para caracterizar completamente un sistema planetario (masa, radio, densidad, composición atmosférica).
El método de velocidades radiales, también llamado método Doppler, se basa en la medición del desplazamiento espectral de la luz de una estrella causado por el movimiento orbital inducido por un planeta. Cuando un planeta orbita una estrella, ambos cuerpos orbitan alrededor de su centro de masa común. La estrella, aunque masiva, es ligeramente desplazada por la gravedad del planeta. Este movimiento produce un efecto Doppler: si la estrella se acerca a la Tierra, su espectro se desplaza hacia el azul (longitudes de onda más cortas); si se aleja, se desplaza hacia el rojo (longitudes de onda más largas). Al medir estas variaciones periódicas en la velocidad radial de la estrella (hasta unos pocos metros por segundo), podemos deducir el período orbital y la masa mínima del planeta. Este método permitió el descubrimiento del primer exoplaneta alrededor de una estrella de tipo solar (51 Pegasi b) en 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz, ganadores del Premio Nobel de Física en 2019.
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