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Planeta estrasolar
Variación nel tiempu de tránsitu (VTT)
thumb|250px|Animación que demuestra diferencia ente la sincronización del tránsitu del planeta de 1 planeta y 2 sistemes del planeta. thumb||Animación del sistema planetariu alredor de la estrella similar al Sol [[HD 10180. (720p) (impresión artística) Creitu: ESO]]VTT ye una variación sobre'l métodu del tránsitu, onde los cambeos nel tránsitu d'un planeta pueden ser utilizaos pa detectar otru. El primer candidatu planetariu descubiertu d'esta manera ye'l exoplaneta WASP-3c, utilizando WASP-3b nel sistema de WASP-3 nel Observatoriu Rozhen, l'Observatoriu de Jena y el Centru de Torun d'Astronomía. Esti nuevu métodu ye potencialmente capaz de detectar planetes como la Tierra o exolunas. Esti métodu foi aplicáu con ésitu pa confirmar les mases de los seis planetes de Kepler-11.
Midida de pulsos de radiu d'un púlsar
Un pulsiar (ye'l pequeñu remanente, ultradenso d'una estrella qu'esplotó como una supernova) emite ondes de radio bien regularmente a midida que xira. Leves anomalíes nel momentu de los sos pulsos de radio que se reparen pueden ser utilizaes pa rastrexar los cambeos nel movimientu del pulsiar causáu pola presencia de planetes.
Binaria eclipsante
Si un planeta tien una órbita de gran tamañu que la lleva alredor de dos miembros d'un sistema d'estrella doble eclipsantes, entós el planeta puede detectase al traviés de pequeñes variaciones nel momentu de los eclises de les estrelles ente sigo. Los planetes Kepler-16b, Kepler-34b, y Kepler-35b son planetes circumbinarios detectaos por esti métodu.
Microlentes gravitacionales
L'efeutu de lente gravitacional asocedi cuando los campos de gravedá del planeta y l'estrella actúen p'aumentar o focalizar la lluz d'una estrella distante. Por que el métodu funcione, los trés oxetos tienen que tar casi perfectamente alliniaos. El principal defectu d'esti métodu ye que les posibles detecciones nun son repetibles polo que'l planeta asina descubiertu tendría de ser estudiáu adicionalmente por dalgún de los métodos anteriores. Esta estratexa tuvo ésitu na detección del primer planeta de masa baxo nuna órbita ancha, designáu OGLE-2005-BLG-390Lb.
Perturbaciones gravitacionales en discos de polvu
[[Ficheru:Exoplanet Period-Mass Scatter.png|thumb|330px|Gráfica de puntos que rellaciona la masa y el periodu orbital col métodu de descubrimientu del exoplaneta:
Pa referencia, los planetes del sistema solar tán marcaos en gris. La exa horizontal representa'l llogaritmu de la exa semi-mayor, ente que la exa vertical representa'l llogaritmu de la masa.]] N'estrelles nueves con discos circunestelares de polvu al so alredor ye posible detectar irregularidaes na distribución de material nel discu circunestelar causaes pola interacción gravitatoria con un planeta. Trátase d'un mecanismu similar al qu'actúa nel casu de los satélites pregueros de Saturnu. D'esta miente foi posible inferir la presencia d'un planeta orbitando la estrella Beta pictoris y d'otru planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). N'estrelles entá más nueves la presencia d'un planeta xigante en formación sería detectable a partir del buecu de material gaseoso que dexaría nel discu de acrecimiento.
Detección visual direuta
Dende'l principiu, llograr imáxenes/fotografies de los planetes estrasolares foi unu de los oxetivos más deseyaos de la investigación exoplanetaria. Les fotografíes yá sía de lluz visible o infrarroxes podríen revelar muncha más información sobre un planeta que cualesquier otra téunica conocida. Sicasí esto reveló ser muncho más difícil téunicamente que cualesquier de les otres téuniques disponibles. Les razones d'esto son delles, pero ente les principales, atópase la diferencia ente'l rellumu de les estrelles y el de los planetes. Nel espectru de la lluz visible, una estrella permediu ye miles de millones de vegaes más brillosa que cualesquier de los sos hipotéticos planetes, y hasta apocayá nengún detector podía identificar los planetes a partir del rellumu estelar.
La primer fotografía d'un posible planeta estrasolar ye una fotografía infrarroxa tomada a la nana marrón 2M1207 pol Very Large Telescope en 2004. El cuerpu fotografiáu (2M1207b), ye un nuevu planeta de gran masa (4 mases jovianas) orbitado a 40UA de la estrella 2M1207. Esti planeta ta a unos 2500 Kelvin de temperatura, por cuenta de la so recién formación, calculada n'aproximao 10 millones d'años. Los espertos consideren que 2M1207 y 2M1207b son un exemplu atípicu, pos nesti sistema, la estrella y el planeta tán lloñe (40 vegaes la distancia de la Tierra al Sol) y dambos emiten cantidaes comparables de radiación infrarroxo, pos la estrella ye una nana marrón, y el planeta ye inda bien templáu, y por tanto, dambes son claramente visibles na fotografía. Sicasí, planetes d'edá y órbites comparables a la terrestre son inda imposibles de detectar.
Nomenclatura
El sistema utilizáu na lliteratura científica pa nomar a los planetes estrasolares ye bien similar al sistema utilizáu pa nomar a estrelles binaries. L'únicu cambéu ye que s'utilicen lletres minúscules pal planeta en llugar de lletres mayúscules que s'utilicen pa les estrelles. La lletra minúscula asítiase dempués del nome de la estrella, empezando cola lletra "b" a partir del primer planeta atopáu nel sistema (por casu, 51 Pegasi b); sáltase la lletra "a" pa evitar cualquier tracamundiu cola estrella primaria. El siguiente planeta nel sistema etiquetar cola siguiente lletra del alfabetu. Por casu, cualquier planeta adicional atopáu alredor de 51 Pegasi seria catalogáu como 51 Pegasi c y 51 Pegasi d, y asina socesivamente. Si dos planetes afayar coles mesmes, el más cercanu a la estrella asígnase-y la lletra siguiente, siguíu pol planeta más alloñáu. En dellos casos un planeta foi atopáu más cerca de la so estrella qu'otros planetes yá conocíos, polo que l'orde de les lletres nun sigue l'orde de los planetes dende la estrella. Por casu, nel sistema 55 Cancri, el planeta más apocayá descubiertu conozse como 55 Cancri f, a pesar de que ta más cerca de la estrella que 55 Cancri d. Hasta agostu del 2010, la mayor lletra n'usu ye "h", aplicada a dichu planeta HD 10180 h.
Si un planeta xira alredor d'un miembru d'un sistema d'estrelles múltiples, entós, una lletra mayúscula pa la estrella va ser siguida por una lletra minúscula pal planeta. Los exemplos inclúin los planetes 16 Cygni Bb y 83 Leonis Bb. Sicasí, si'l planeta orbita la estrella principal del sistema, y les estrelles secundaries fueron afayaes, yá sía dempués del planeta, o tán relativamente lloñe, de la estrella primaria y el planeta, entós, la lletra mayúscula suelse omitir. Por casu, Tau Bootis b órbita un sistema binariu, pero porque la estrella secundaria, foi afayada dempués que'l planeta y esta atópase bien lloñe de la estrella primaria y el planeta, el términu "Tau Bootis Ab" úsase bien infrecuentemente.
Solo dos sistemes planetarios tienen planetes que se denominen de forma inusual. Antes del descubrimientu de 51 Pegasi b en 1995, dos planetes púlsares (PSR B1257 +12 B y PSR B1257 +12 C) fueron afayaos a partir de les midíes de radiu de la so estrella muerta. Como nun había manera oficial de nomar a los planetes nel momentu, llámose-yos "B" y "C", similar a como los planetes denominar na actualidá. Sicasí, utilizáronse lletres mayúscules, probablemente pola forma en que les estrelles binaries son nomaes. Cuando un tercer planeta foi descubiertu, foi designáu PSR B1257 +12 A (a cencielles porque'l planeta taba más cerca que los otros dos).
A lo último, dellos planetes recibieron nomes non oficiales comparables a los de los planetes nel sistema solar. Tal ye'l casu d'Osiris (HD 209458 b), Belerofonte (51 Pegasi b), y Matusalén (PSR B1620-26 b). La Unión Astronómica Internacional (UAI) anguaño nun tien planes p'asignar oficialmente nomes d'esti tipu a los planetes estrasolares, teniendo en cuenta que nun sería práuticu.
Definición
La definición oficial de planeta de la Unión Astronómica Internacional (UAI) solo cubre'l sistema solar y polo tanto nun asume nenguna postura sobre los exoplanetes. Hasta abril del 2010, la única declaración de definición emitida pola Unión Astronómica Internacional que pertenez a los exoplanetes ye una definición de trabayu publicada nel 2001 y modificada nel 2003. Esta definición contién los siguientes criterios:
"* Los oxetos con mases reales per debaxo de la masa llende pa la fusión termonuclear del deuteriu (anguaño calculada en 13 mases de Xúpiter pa oxetos de metalicidá solar) qu'orbiten estrelles o remanentes estelares son planetes (nun importa cómo se formaron). La masa mínimo / tamañu riquíu por que un oxetu estrasolar sía consideráu como un planeta tien de ser la mesma masa que la utilizada nel nuesu sistema solar.
Nesti artículu sigue l'anterior definición de trabayu. Poro, solo se fala de planetes qu'orbiten estrelles o nanes marrones. (Tamién hubo dellos reportes de detecciones d'oxetos de masa planetario, dacuando llamaos "planetes errantes" que non orbiten cualquier cuerpu padre. Dalgunos d'estos pueden pertenecer a un sistema planetariu d'una estrella antes de ser espulsaos d'ella.)
Sicasí, cabo señalar que la definición de trabayu de la IAU nun ye universalmente aceptada. Una suxerencia alternativa ye que los planetes tienen d'estremase de les nanes marrones sobre la base de la formación. La creencia xeneralizada ye que los planetes xigantes fórmense al traviés de la acreción del nucleu, y esti procesu dacuando puede producir planetes con mases percima del estragal de fusión del deuteriu; planetes masivos d'esti tipu pue que yá topen sío reparaos. Esti puntu de vista tamién almite la posibilidá de sub-nanes marrones, que tienen mases planetaries, pero que se formen como les estrelles pol colapsu direutu de les nubes de gas.
Númberu d'estrelles con planetes
Los programes de busca de planetes afayaron planetes orbitando alredor d'una fracción sustancial de les estrelles qu'estudiaron. Sicasí, la fracción total d'estrelles con planetes ye incierta por cuenta d'efectos de selección observacional. El métodu de velocidá radial y el métodu de tránsitu (qu'ente ellos son responsable de la gran mayoría de les detecciones) son más sensibles a los grandes planetes n'órbites pequeñes. Por esa razón, munchos exoplanetes conocíos son del tipu "Xúpiter caliente": planetes d'alredor de la masa de Xúpiter n'órbites bien pequeñes, con periodos de solamente dellos díes. Agora sábese qu'ente 1 % a 1.5 % de les estrelles como'l Sol tienen esi tipu de planeta, onde la estrella asemeyada al sol referir a cualquier estrella de secuencia principal de clases espectrales F, G o K ensin un compañeru estelar cercanu. El descubrimientu de planetes estrasolares intensificó l'interés na posibilidá de vida estraterrestre. envalórase amás qu'ente 3 % a 4.5 % d'estrelles asemeyaes al Sol tienen un planeta xigante con un periodu orbital de 100 díes o menos, onde "planeta xigante" significa un planeta d'a lo menos trenta mases de la tierra.
La fracción d'estrelles con planetes más pequeños o más alloñaos sigui siendo malo d'envalorar. Extrapolando los resultaos suxúrese que los planetes pequeños (con similar masa a la de la Tierra) son más comunes que los planetes xigantes. Tamién paez que los planetes n'órbites de gran tamañu pueden ser más comunes que los en pequeñes órbites. Acordies con tal extrapolación, envalórase que quiciabes el 20 % de les estrelles asemeyaes al Sol tienen a lo menos un planeta xigante, ente qu'a lo menos el 40 % pueden tener planetes de mases más baxes.
Independientemente de la fracción exacta de les estrelles con planetes, el númberu total d'exoplanetes tien de ser bien grande. Dende la nuesa propia galaxa la Vía Láctea tien siquier 100 000 millones d'estrelles, debería tamién de contener miles de millones de planetes si non cientos de miles de millones d'ellos.
En xineru de 2013, los astrónomos del Centru Harvard-Smithsonian p'Astrofísica (CfA) utilizaron datos de Kepler pa envalorar que "a lo menos 17 000 millones" d'exoplanetes del tamañu de la Tierra moren na Vía Láctea. Pa payares de 2014, los nuevos datos alzaron les estimaciones a 40 000 millones d'exoplanetes terrestres orbitando a les sos estrelles na zona de habitabilidad (11 000 millones d'ellos en redol a cuerpos estelares similares al Sol).
Carauterístiques de les estrelles qu'alluguen planetes
250px|thumb|right|La clasificación espectral de Morgan-Keenan. La mayoría de los exoplanetes conocíos orbiten estrelles más o menos similares al nuesu Sol, esto ye, estrelles de secuencia principal de categoríes espectrales F, G o K. Una razón ye a cencielles que los programes de busca de planetes tendieron a concentrase en tales estrelles. Pero inclusive dempués de tomar esto en cuenta, l'analís estadísticu indica que les estrelles de menor masa (nana colorada, de categoría estelar M) son menos propenses a tener planetes o tienen planetes que son ellos mesmos de menor masa y polo tanto más difíciles de detectar. Estrelles de la categoría estelar A típicamente xiren bien rápido, lo que fai que sía bien malo de midir los pequeños desplazamientos Doppler inducíos por planetes n'órbita, una y bones les llinies espectrales son bien amplies. Sicasí, esti tipu d'estrella masiva eventualmente convertir nuna xigante colorada más fría que xira más amodo y polo tanto pue ser midíu utilizando'l métodu de la velocidá radial. A principios de 2011 atopárense unos 30 planetes del tipu de Xúpiter alredor d'estrelles K-xigantes como Pólux, Gamma Cephei y Iota Draconis. Estudios Doppler en redol a una gran variedá d'estrelles indiquen qu'aproximao 1 de cada 6 estrelles que tienen el doble de la masa del Sol son orbitadas per alredor d'unu o más planetes del tamañu de Xúpiter, frente a 1 en 16 pa estrelles similares al Sol, y namái 1 en 50 pa la clase M de nanes coloraes. Per otra parte, les busques de micro-lentes indiquen que los planetes del tipu Neptunu masivos de llargu periodu atópense alredor de 1 de cada 3 nanes M. Observaciones recién del Telescopiu Espacial Spitzer indiquen que les estrelles de categoría estelar O, que son muncho más calientes que'l nuesu Sol, producen un efecto de semeya-evaporación que inhibe la formación planetaria.
Les estrelles tán compuestes principalmente d'elementos llixeros como'l hidróxenu y el heliu. Tamién contienen una pequeña fracción d'elementos más pesaos como'l fierro, y esta fracción referir a la metalicidá d'una estrella. Estrelles de más alta metalicidá son muncho más propenses a tener planetes y los planetes que tienen, tienden a ser más masivos que les d'estrelles de menor metalicidá. El descubrimientu de planetes estrasolares intensificó l'interés na posibilidá de la vida estraterrestre.
Metalicidad
Un estudiu de 2012 de los datos de la misión Kepler afayó que los planetes más pequeños con radios menores que'l de Neptunu atopábense alredor d'estrelles con metalicidá nel rangu de -0.6 < [m/H] < +0,5 (dende aproximao cuatro veces menos que'l Sol a tres veces más que'l Sol), ente que los planetes más grandes na so mayoría atopáronse alredor d'estrelles con metalicidá nel estremu superior d'esti rangu (con metalicidá solar y mayor). Nesti estudiu, los planetes pequeños apaecíen con una frecuencia alredor de tres veces mayor que los grandes planetes alredor d'estrelles de metalicidá cimera a la del Sol, y seis veces más pa estrelles con menos metalicidá que'l Sol. L'ausencia de xigantes gaseosos alredor d'estrelles de baxa metalicidá podría debese a que la metalicidá de los discos protoplanetarios afecta a la velocidá cola que pueden formase los nucleos planetarios y a la acreción en forma d'envoltura gaseosa primero que s'estene'l gas. Sicasí, Kepler solo puede reparar planetes bien cercanos a la so estrella y los xigantes gaseosos detectaos probablemente migraron dende más lloñe, polo qu'un amenorgamientu de la eficiencia de la migración nos discos de baxa metalicidá tamién podría esplicar en parte estes resultancies.
Tamién se demostró que les estrelles con planetes son más propenses a ser deficientes en litiu.
Estrelles múltiples
La mayoría de los planetes conocíos orbiten estrelles individuales, pero dalgunos orbiten a un miembru d'un sistema binariu d'estrelles, y dellos planetes circumbinarios fueron descubiertos qu'orbiten alredor de los dos miembros d'una estrella binaria. Dellos planetes en sistemes triples d'estrelles son conocíos y otru nel sistema cuádruple Kepler 64. Les resultancies de Kepler indiquen que los sistemes planetarios circumbinarios son relativamente comunes (hasta ochobre de 2013, la nave espacial había atopáu siete planetes dende alredor de 1000 binaries eclipsantes buscaes). Un afayu esconcertante ye que nenguna de les estrelles binaries cercanes buscaes paecen tener planetes eclipsantes. La metá de les estrelles tien un periodu orbital de 2,7 díes o menos, pero nengunu de los binarios con planetes tienen un periodu de menos de 7,4 díes. Otru afayu sorprendente de Kepler ta en que los planetes circumbinarios tienden a órbitar les sos estrelles cercanes al radiu críticu d'inestabilidá (cálculos teóricos indiquen la distancia mínima estable ye más o menos dos a tres veces el tamañu de la separación de les estrelles.)
Temperatura y composición
[[Ficheru:Planet sizes.svg|320px|thumb|Comparanza de tamaños de los planetes con distintes composiciones. D'esquierda a derecha, Planetes de puru fierro, Planetes de silicatu, Planetes de carbonu, Planetes de pura agua, Planetes de puru monóxidu de carbonu, Planetes de puru hidróxenu.]]
Ye posible calcular la temperatura d'un exoplaneta basáu na intensidá de la lluz que recibe de la so estrella madre. Por casu, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb envalórase que tien una temperatura superficial d'aproximao –220 °C (aproximao 50K). Sicasí, estes estimaciones pueden tar sustancialmente nun error porque dependen del albedu polo xeneral desconocíu del planeta, y por cuenta de factores tales como'l efeutu ivernaderu pueden introducir entueyos desconocíos. Pocos planetes tuvieron la so temperatura midida pola observación de la variación na radiación infrarroxo a midida que el planeta mover na so órbita y vese clisáu pola so estrella madre. Por casu, nel planeta HD 189733 b, atopóse que tien una temperatura medio de 1205 ± 9K (932 ± 9 °C) nel so llau diurnu y 973 ± 33K (700 ± 33 °C) nel so llau nocherniegu.
Si un planeta ye detectable por tantu la velocidá radial y los métodos de tránsitu, entós, la so verdadera masa y la so radio pueden midise y como resultancia puede conocese la densidá del planeta. Los planetes con baxa densidá inferir a tar formaos principalmente por hidróxenu y heliu ente que los planetes de densidá entemedia infierse que tienen l'agua como un gran componente. Un planeta d'alta densidá créese que ye predresu, como la Tierra y los otros planetes terrestres del sistema solar.
Les midíes espectroscópicas pueden utilizase pa estudiar la composición atmosférica d'un planeta en tránsitu. D'esta manera detectáronse nes atmósferes de distintes exoplanetes: el vapor d'agua, vapor de sodiu, metanu y dióxidu de carbonu. La téunica posiblemente podría afayar carauterístiques atmosfériques que suxuren la presencia de la vida nun exoplaneta, pero esi descubrimientu nun foi fechu entá.
Otra llinia d'información sobre les atmósferes exoplanetarias provién de les observaciones de funciones orbitales de fase. Los planetes estrasolares tienen fases similares a les fases de la Lluna. Al reparar la variación exacta de rellumu cola fase, los astrónomos pueden calcular los tamaños de les partícules nes atmósferes de tales planetes.
Per otra parte, la lluz estelar polarízase cuando interactúa coles molécules de l'atmósfera, lo que podría ser detectáu con un polarímetro. Hasta agora, solo un planeta foi estudiáu por esti métodu.
Distribución de masa
Cuando un planeta atopar pol métodu de la velocidá radial, el so enclín orbital i ye desconocida. El métodu nun puede determinar la masa cierto del planeta, sinón que da'l so masa mínimo M ensin i. En dellos casos un exoplaneta aparente en realidá puede ser un oxetu más masivu, como una nana marrón o nana colorada. Sicasí, estadísticamente el factor d'ensini toma un valor permediu de π / 4≈0,785 y polo tanto la mayoría de los planetes tienen mases ciertes, abondo cerca de la masa mínimo. Per otra parte, si la órbita del planeta ye casi perpendicular al cielu (con un enclín de cerca de 90°), el planeta tamién puede ser detectáu por aciu el métodu del tránsitu. L'enclín de siguío, va dar a conocer, y puede determinase la masa real del planeta. Amás, les observaciones astrométricas y les considerancies dinámiques en sistemes de múltiples planetes dacuando pueden ser usaes p'acutar la masa real d'un planeta.
La gran mayoría de los exoplanetes detectaos hasta agora tienen mases elevaes. Tolos detectaos dende xineru de 2010, con esceición de venticinco d'ellos, tienen más de diez veces la masa de la Tierra. Munchos son considerablemente más masivos que Xúpiter, el planeta más masivu del sistema solar. Sicasí, estes altes mases son en gran parte por cuenta de un efeutu de selección observacional: tolos métodos de detección son muncho más sensibles pal descubrimientu de planetes masivos. Esti sesgu fai difícil l'analís estadísticu, pero paez que los planetes de masa baxo son en realidá más comunes que los de mayor masa siquier dientro d'un rangu de mases ampliu qu'inclúi a tolos planetes xigantes. Amás, el fechu de que los astrónomos afayaron dellos planetes de namái unes poques vegaes más masivos que la Tierra, a pesar de la gran dificultá de detectalos, indica qu'estos planetes son abondo comunes.
Les resultancies de los primeres 43 díes de la misión Kepler «impliquen que pequeños planetes candidatos con periodos de menos de 30 díes son muncho más comunes que los candidatos a planetes grandes con periodos de menos de 30 díes y que los descubrimientos fechos dende tierra tán amosando la llarga distribución de tamaños».
Una conferencia de los investigadores del Proyeutu Kepler en xunetu de 2010 evidenció que la distribución de mases atopada nos planetes estrasolares ye bien similar a la que reparamos nel nuesu sistema solar, con gran cantidá de planetes de tamañu similar al terrestre. Según estos últimos datos, les estimaciones refundien unos 100 millones de planetes de tamañu similar a la Tierra namái na nuesa galaxa.
Carauterístiques físiques
El métodu de les velocidaes radiales favorecía'l descubrimientu de planetes xigantes bien cercanos a la so estrella central, dalgunos d'ellos n'órbites más pequeñes que la órbita de Mercuriu. Estos planetes llámense dacuando júpiteres calientes. Nos últimos años los astrónomos pudieron refinar los sos métodos atopando sistemes planetarios más paecíos al nuesu. Sicasí, una fracción importante de los sistemes planetarios tien planetes xigantes n'órbites pequeñes, bien distintes al nuesu sistema solar.
Hasta apocayá la detección de planetes tipo terrestre paecía fora de les capacidaes teunolóxiques actuales. Sía que non la mayoría de planetes estrasolares detectaos hasta la fecha son xigantes gaseosos, con mases grandes comparables a la de Xúpiter anque típicamente más masivos, por ser más fáciles de detectar. Apocayá afayáronse nuevos candidatos planetarios con mases d'unos quince vegaes la masa terrestre, esto ye, comparables a Neptunu y tamién candidatos con hasta dos veces la masa de la Tierra, que correspuende a la categoría de supertierres. Nos últimos años detectáronse planetes con mases similares ya inclusive inferiores a la terrestre.
Los oxetos más masivos y cercanos a la estrella principal revolucionaron les teoríes sobre formación planetaria. Esiste un ciertu consensu sobre la formación d'estos planetes n'órbites más esternes y la so migración temprana escontra les órbites interiores. Esta migración ta determinada pola interacción gravitatoria col discu circunestelar de material nel que se forma'l planeta. Nesti apartáu paez haber una cierta rellación ente la metalicidá de la estrella central y la presencia de planetes.
El planeta estrasolar HD 209458 b, tamién llamáu Osiris, ye un planeta del tipu Xúpiter caliente cola masa d'un xigante gaseosu pero orbitando mui cerca de la so estrella principal. El planeta pasa per delantre de la so estrella dacuando ufiertando tránsitos colos que se pudo llograr una mayor información sobre la so órbita, tamañu y atmósfera.
Parámetros orbitales
La mayoría de los planetes candidatos estrasolares conocíos fueron descubiertos usando métodos indireutos, polo que solo se pueden determinar dellos parámetros físicu y orbital puntuales. Por casu, de los seis parámetros elementales independientes que definen una órbita, el métodu de velocidá radial puede determinar cuatro: Semiexe mayor, escentricidá, llargor del periastro, y l'hora del periastro. Dos parámetros siguen siendo desconocíos: enclín y llargor del nodo ascendente.
Munchos exoplanetes tienen órbites con semiexes mayor, bien pequeñes, y tán muncho más cerca de la so estrella madre que cualesquier otru planeta nel nuesu sistema solar ta del sol. Esti fechu, sicasí, débese principalmente a la seleición d'observación: El métodu de velocidá radial ye más sensible a planetes con órbites pequeñes. Los astrónomos quedaron primeramente bien sosprendíos por estos Júpiteres calientes pero agora ta claro que la mayoría de los exoplanetes (o, siquier, la mayoría de los exoplanetes de gran masa) tienen órbites más grandes, dellos allugaos en zones habitables, onde puede esistir l'agua líquido y la vida Paez plausible que na mayoría de los sistemes exoplanetarios, hai unu o dos planetes xigantes con órbites de dimensiones comparables a les de Xúpiter y Saturno del nuesu propiu sistema solar.
La escentricidá orbital ye la midida de cuan elíptica (allargada) ye una órbita. La mayoría de los exoplanetes con periodos orbitales curtios (de 20 díes o menos) tienen órbites casi circulares d'escentricidá bien baxa. Que se cree que ye por cuenta de la circularización de marea un efeutu nel que la interacción gravitatoria ente dos cuerpos amenorga gradualmente la so escentricidá orbital. Otra manera, la mayoría de los exoplanetes conocíos con periodos orbitales más llargos tienen órbites bien escéntriques. Esto non ye un efeutu de seleición observacional una y bones un planeta puede ser detectáu d'igual manera con independencia de la escentricidá de la so órbita. La prevalencia de les órbites elíptiques ye un gran enigma, una y bones les teoríes actuales de formación planetaria suxuren fuertemente que los planetes tienen de formase con órbites circulares (esto ye, non escéntriques). Una teoría ye que los compañeros pequeños, como les nanes T (nana marrón que contién metanu) pueden despintase nos sistemes planetarios y pueden causar que les órbites de los planetes sían estremes.
La prevalencia d'órbites escéntriques tamién puede indicar que'l nuesu sistema solar ye daqué inusual, yá que tolos sos planetes con esceición de Mercuriu tienen órbites casi circulares. Sicasí, suxurióse que dalgunos de los altos valores d'escentricidá sopelexaos pa los exoplanetes pueden ser sobrestimaciones, desque la demostración fecha en simulaciones amuesa que munches observaciones son tamién consistentes con dos planetes n'órbites circulares. Los planetes sopelexaos como planetes únicos moderadamente excéntricos tienen una posibilidá del ~15% de ser parte d'una pareya. Esta interpretación ye especialmente probable si los dos planetes orbiten con una resonancia del 2:1. Un grupu d'astrónomos concluyó que "(1) alredor del 35% de les soluciones escéntriques publicaes pa un solu planeta son estadísticamente indistinguibles de sistemes planetarios en resonancia orbital del 2:1, (2) otru 40% nun puede estremase estadísticamente d'una solución orbital circular" y "(3) los planetes con mases comparables a la tierra podríen despintase nes soluciones orbitales conocíes de planetes con mases de super-Tierres escéntriques y de Neptunu."
Países del Reinu Xuníu
El términu "países" (inglés:countries) ye'l más común, debíu principalmente a la inesistencia d'una constitución británica formal y a la llarga y complexa historia de la formación del Reinu Xuníu. De la mesma, estos países nun tienen una denominación oficial, polo que nun se-yos puede considerar subdivisiones formales del Reinu Xuníu y n'ocasiones empleguen términos dellos para referise a ellos.
Planeta estrasolar
Parámetros orbitales
Por aciu la combinación de midíes de velocidá astrométricas y radial, constatóse que, a diferencia del sistema solar, los planetes nun tienen de mover se necesariamente n'órbites nel mesmu planu orbital alredor de la so estrella, pero pueden tener enclinos bien desemeyaos.
Atopóse que dellos Xúpiter calientes tienen la órbita retrógrada y esto pon en dulda les teoríes sobre la formación de los sistemes planetarios. Por aciu la combinación de nueves observaciones colos datos antiguos atopóse que más de la metá de tolos "Xúpiter calientes" estudiaos tienen órbites que tán desalliniaes cola exa de rotación de les sos estrelles, y seis exoplanetes nesti estudiu tienen movimientu retrógradu.
Países del Reinu Xuníu
Como Estáu soberanu, el Reinu Xuníu ye l'ente que representa a toos estos países n'organizaciones internacionales, como Naciones Xuníes y la Xunión Europea, de la cual foi miembru, hasta'l 1 de febreru de 2020.
Planeta estrasolar
Entrugues ensin respuesta
Munches entrugues ensin respuesta siguen alrodiu de les propiedaes de los exoplanetes, como los detalles de la so composición y la probabilidá de tener llunes. Otra cuestión ye si podríen allugar vida. Dellos planetes tienen órbites na zona habitable de la so estrella madre onde ten de ser posible que les condiciones similares a la Tierra prevalezan. La mayoría de los planetes son xigantes similares a Xúpiter más que del tamañu de la Tierra, y si estos planetes tienen grandes llunes, los satélites podríen ser una morada más plausible pa la vida.
Países del Reinu Xuníu
El parlamentu y el gobiernu del Reinu Xuníu trepen con asuntos rellacionaos con Irlanda del Norte, Escocia y Gales que nun fueren tresferíos, pero nun interfier otra manera nes temes que sían competencia de l'Asamblea d'Irlanda del Norte, el Parlamentu Escocés y el Parlamentu galés. Inglaterra, sicasí, ye responsabilidá del parlamentu británicu, con see en Londres.
Les Islles de la Canal y la Islla de Man son dependencies de la Corona británica, pero nun formen parte del Reinu Xuníu.
Planeta estrasolar
Entrugues ensin respuesta
Realizáronse dellos cálculos de cuántos planetes podríen allugar vida senciella o inclusive vida intelixente. Por casu, Alan Boss del Institutu Carnegie de Ciencies estima que puede haber cien mil millones de planetes terrestres en nuesa Vía Láctea, munchos d'ellos con formes de vida simple. Coles mesmes, cree que podría haber miles de civilizaciones na nuesa galaxa. Un trabayu recién de Duncan Forgan de la Universidá d'Edimburgu tamién trató de calcular el númberu de civilizaciones intelixentes na nuesa galaxa. La investigación suxure que podría haber miles d'ellos. Sicasí, por cuenta de la gran incertidume sobre l'orixe y desenvolvimientu de la vida y l'intelixencia, toles estimaciones tienen de considerase desaxeradamente especulatives. Amás de la hipótesis d'una civilización estraterrestre que tea emitiendo señales de gran algame, la detección de vida en distancies interestelares ye una xera téunica tremendamente difícil que nun va ser facedera en munchos años, entá si esi tipu de vida ye habitual.
Antonio Villavicencio
Antonio Villavicencio y Verástegui foi un patriota ecuatorianu nacíu en Quito, de madre santafereña, foi fíu de Juan Fernando de Villavicencio, conde del Real Presto. Estudió nel Colexu Mayor de La nuesa Señora del Rosario en Santafé. Darréu los sos padres unviar a España y ellí realizó estudios militares na Real Armada, onde algamó a recibir los graos d'oficial de marina en 1801. Tuvo en Cartagena de Indias como alférez de fragata y en 1804 tornó a España. Engarró na batalla de Trafalgar, el 25 d'ochobre de 1805 como segundu de Manuel Escaño, mayor xeneral de la escuadra.
Nel añu 1810, la Xunta Suprema Central, depués Conseyu de Rexencia d'España defensor de los derechos de Fernandu VII, en vista de les revoluciones nes colonies americanes resolvió unviar comisarios regios como representantes del gobiernu español, el so fin esencial yera caltener l'autoridá real nos dominios americanos. Para Quito foi nomáu Carlos Montúfar, pal Virreinatu de Perú, José de Cos Iriberri y pal Nuevu Reinu de Granada foi nomáu Antonio Villavicencio. A bordu de la goleta Carmen, Villavicencio y los sos colegues lleguen al puertu de La Guaira el 17 d'abril y dos díes depués guarden la revolución de 1810 en Caraques que desagua na destitución de Vicente Emparan, capitán xeneral de Venezuela. Darréu, dirixir a Cartagena de Indias y asistió a los actos revolucionarios del 14 de xunu, nos cualos el cabildru destituyó al gobernador por abusu d'autoridá y nel so reemplazu nomó a Blas de Soria.
Les autoridaes del virreinatu y el cabildru preparaben la venida del comisariu regio Antonio Villavicencio a Santafé de Bogotá. El plan de los criollos revolucionarios el 19 de xunetu, tenía por oxetu aprovechar la presencia del comisariu regio pa faer la revolución política y reemplazar al virréi Antonio Amar y Borbón por una Xunta Suprema de Gobiernu. Los fechos conocíos como El Floreru de Llorente asocedieron tal como fueron entamaos. El comisario regio Antonio Villavicencio enterar d'ello metanes el so viaxe a la capital pol ríu Magdalena. Recibió l'informe del vicepresidente de la Xunta, José Miguel Pey, por entemediu del alcalde d'Honda, Juan Merín. Cuando llegó a Santafé de Bogotá recibió la nota oficial de la Xunta Suprema sobre'l desconocimientu al Conseyu de Rexencia. La respuesta de Villavicencio foi d'acatamientu a la Xunta Suprema y declaró suspendíes les sos funciones como comisariu regio yá que decidió abrazar la causa patriota. En 1813 participó en llamada Campaña del Sur col xeneral Antonio Nariño y en 1814 foi nomáu asesor militar nel Congresu de les Provincies Xuníes de la Nueva Granada.
El 23 de setiembre foi afayada una combalechadura realista contra'l gobiernu, na que fueron prindaos dellos ciudadanos. L'acusáu Cornelio Rodríguez confesó que Camilo Torres, Pedro Groot Olea, el canónigu Lleón y el presbíteru José Antonio Torres Peña y los sos dos hermanos yeren parte de la intriga. Tamién surdió'l rumor que'l miembru del triunviratu, Manuel Rodríguez Torices tamién fixo parte de la combalechadura, polo qu'arrenunció a la presidencia por que se-y investigara. El gobiernu convocó a la Xunta de Vixilancia y a l'Alta Corte de Xusticia, que enfrentó en caréu a Vanegas y a Groot. Vanegas negó la so participación y responsabilizó a Groot, quien de la mesma acusó al presidente de la xunta de vixilancia, Ignacio de Vargas, quien fadio pol señalamientu retirar de la cortil anunciando'l so arrenunciu. Poques hores pasaron por que'l gobiernu llamara a Vargas a asumir la presidencia y decretar sentencia. L'asuntu volvióse tan engarrosu, qu'ante la enfermedá del gobernador García Hevia, correspondía-y a de Vargas asumir el gobiernu de la Provincia, pero al tener qu'actuar na Xunta de Vixilancia, el tribunal de xusticia pidiólu que priorizara la xera de la Xunta primero qu'asumir la Gobernación. La primer sentencia a los conxuraos foi expedida'l 26, condergando a muerte primeru y depués conmutando la pena con destierru a Cartagena a Ramón Rico, Gregorio Martínez, Patriciu Parada, Francisco López, el negru Lafama, José Antonio Mendoza y Francisco Ancízar; cárcel ente 4 y 8 años al teniente coronel Ignacio Salcedo, a Bonaventura Millán, Pedro Ballesteros, Nicolás Rodríguez y Manuel Hurtado; cuatro años de grillete a Marianu Pinzón; destierru a Agapito Barreto, Francisco Javier Vanegas, Eusebio Otaola, Antonio Álvarez Lozano, Laureán Sandoval, Narciso Carretero y Camilo Manrique; unviaos al exércitu de Casanare los soldaos José Bernal, Santiago Castillo, Andrés Moncada, José María Lluna y Mariano Rodríguez; y absueltos Trinidad Álvarez y José Antonio Pérez. El 3 de payares salió la condena de destierru a Cartago contra Pedro Groot.
El 15 de xineru de 1816, Villavicencio foi releváu del comandu de reserva pol xeneral José María Mantiella pa reemplazar a Custodio García Rovira. Derrotáu, llegó'l 15 de marzu a Santafé, d'onde salió pa Fonda con nomamientu de gobernador, ciudá na que foi prindáu por tropes realistes y conducíu a Santafé, a onde llegó'l 29 de mayu y xulgáu pol Conseyu de Guerra trés díes depués, condergándose-y a muerte. El 6 de xunu foi sacáu de la cárcel, d'onde salió uniformado y al llegar al camín de San Victorino, degradar y sentar nun banquín nel que foi fusiláu pel costazu.
Casóse con Gabriela Sánchez Barriga y Brito, vilba de Juan Esteban Ricaurte y cuñada de Genoveva Ricaurte Mauris
14 Herculis
14 Herculis ye una estrella nana naranxa asitiada aproximao a 59 años lluz de la Tierra na constelación d'Hércules. Nun ye visible a simple vista. Tamién ye conocida como Gliese 614.
En 1998 un planeta estrasolar foi descubiertu orbitando a 14 Herculis y recibió el nome de 14 Herculis b. El planeta tien una órbita escéntrica y de periodu llargu y tarda más o menos 4,8 años en completala. En 2006, un posible segundu planeta foi propuestu, llamáu 14 Herculis c. Los parámetros d'esti planeta son inciertos, pero recién analís suxuren que podría tar nuna resonancia de 4:1 col planeta interior, con un periodu orbital de cuasi 19 años y una distancia a la so estrella de 6,9 UA.
Astru
La pallabra astru refierse a cualesquier cuerpu celeste de mena definía. Esisten infinidá d'astros nel Universu, de los que los astrónomos categorizen dellos tipos:
Estrelles
Una estrella ye una esfera de plasma autogravitante, n'equilibriu hidrostáticu, que xenera enerxía nel so interior per aciu de reaiciones termonucleares. La enerxía xenerada emítese al espaciu en forma de radiación electromagnética, neutrinos y vientu solar.
Les estrelles obsérvense nel cielu nocherniegu como puntos lluminosos, titilantes por mor de les distorsiones óptiques que produz la turbulencia y les estremancies de densidá de l'atmósfera terrestre. El Sol, al tar tan cerca, obsérvase non como un puntu sinón como un discu lluminosu onde la so presencia o ausencia nel cielu terrestre provoca'l día o la nueche respeutivamente.
Son oxetos de mases pergrandes comprendíes ente 0,08 y 120 mases solares (Msol). La so lluminosidá tamién tien un rangu mui ampliu diendo dende una diez milésima a un millón de vegaes la lluminosidá del Sol. El radiu, la temperatura y la lluminosidá d'una estrella puen rellacionase per aciu de la so aproximación a un cuerpu prietu cola siguiente ecuación:
Planetes
Un planeta ye un cuerpu celeste esféricu, que gravita con una órbita elíptica alredor d'una estrella y nun emite lluz.
Los planetes del sistema solar
thumb|200px|Saturnu.
Nel sistema solar hai ocho planetes que graviten alredor del Sol:
Considérase que los planetes fórmense al tiempou que la so estrella por acrecimientu y condensación d'una nube de gas y de materia interestelar baxo influyencia de la gravitación.
Los cuerpos planetarios nacen de les perturbaciones nel discu d'acrecimientu y atrayen oxetos nel so campu gravitacional. Esta fase de creación realízase por impautos sucesivos d'oxetos que circulen nel espaciu a velocidaes relativamente importantes (ente varios quilómetros y decenes de quilómetros por segundu ), produciéndose una gran cantidá de calor en cada colisión.
Los planetas formaos de recién tán asina compuestos de materiales en fusión, y la calor pu conservase varios millones d'años si la superficie enfría lo bastante pa endurecer en froma de roques o de gas.
Puen esistir dos tipos de planetes: los planetes gaseosos y los planetes telúricos (o rocosos)
Meteoros
thumb|upright=1.6|Les llunes del [[Sistema Solar a escala comparaes cola Lluna de la Tierra]] Denómase satélite natural o lluna a cualesquier oxetu qu'orbita alrodiu d'un planeta. Xeneralmente'l satélite ye muncho más pequeñu y fai compaña al planeta na so evolución alrodiu del Sol.
Nel casu de la Lluna, tien una masa asemeyada a la de la Tierra, que podría considerase como un sistema de dos planetes que xiren xuntos (planeta duble). Talu ye'l casu de Plutón y el so satélite Caronte. Si dos oxetos tienen mases asemeyaes, suel falase d'sistema binariu en llugar d'un oxetu primariu y un satélite. El criteriu pa considerar un oxetu como satélite ye que'l centru de mases del sistema ensamáu polos dos oxetos tea dientro del oxetu primariu. El puntu más eleváu de la órbita del satélite conozse como apoápside.
Nel Sistema Solar, los nomes de los satélites son personaxes de la mitoloxía, sacante los d'Uranu que son personaxes de distintes obres de William Shakespeare.
Por estensión, nómase llunes a los satélites d'otros planetes. Dizse: los cuatro satélites de Xúpiter, pero tamién, les cuatro llunes de Xúpiter. Tamién se noma satélite natural o lluna a cualesquier cuerpu natural que xire alrodiu d'un cuerpu celeste, magar que nun seya un planeta, como ye'l casu de la lluna asteroidal Dactyl xirando alrodiu del asteroide (243) Ida, etc.
Ford Thunderbird
El Ford Thunderbird ye un automóvil de luxu del segmentu F fabricáu nos Estaos Xuníos pola Ford Motor Company. El nome del Ford Thunderbird provién del folclor nativu estauxunidense d'Arizona y Nuevu Méxicu. Cunta la mitoloxía que'l Thunderbird (Páxaru del truenu) gobernaba nel cielu y yera l'ayudante divín del home. Les sos grandes nales batientes, invisibles pa los mortales, aniciaben los vientos y los truenos, dando llugar a les nubes del desiertu qu'apurríen a los indíxenes estauxunidenses l'agua pa siguir viviendo nel secañu na que-yos asitiara'l destín n'América del Norte.
La idea yera llamar al Thunderbird Fairlane, pero consideráronse munches otres opciones; por casu, entá cuando Lewis D. Crusoe inclinar pol nome alternativu de Savile, foi él quién convocó a un concursu ente los emplegaos de Ford Motor Company pa suxurir un nome. El ganador recibiría un premiu de USD $250. Alden "Gib" Giberson, un estilista nativu del suroeste, suxurió'l nome de "Thunderbird".
Visión xeneral
La creación d'esti coche atribuyir a un antiguu executivu de General Motors, Lewis D. Crusoe, un vicepresidente de Ford, George Walker y un diseñador de Ford, Frank Hershey. Entró na producción pal añu 1955 como un modelu d'automóvil deportivu de dos places, pero, a diferencia del similar Chevrolet Corvette, el Thunderbird nunca foi vendíu como un verdaderu automóvil deportivu. Ford describir como un coche de luxu personal, una descripción que nomó a un nuevu segmentu del mercáu. En 1958, el Thunderbird adquirió una segunda fila d'asientos. Les xeneraciones posteriores fixéronse cada vez más grandes hasta qu'en 1977 presentóse una xeneración de tamañu menor, siguiéndose ésa enclín d'amenorgamientu de tamañu nes xeneraciones de 1980, y otra vegada en 1983. Les ventes fueron bones hasta la década de 1990, cuando los grandes coupés de 2 puertes facer impopular, la producción cesó dempués de 1997. En 1999 nel Salón del Automóvil de Detroit presentóse un prototipu que retomó'l nome Thunderbird, esti modelu basar nuna interpretación moderna del descapotable de dos places orixinal de 1955. En 2002 foi llanzáu nuevamente como modelu de 2 places, esta vegada con un diseñu "retro" que recuerda a la primer xeneración, que tuvo disponible hasta'l final del añu 2005.
Primer xeneración (1955-1957): los Classic Birds o Little Birds
El primer modelu del Thunderbird foi presentáu nel Salón del Automóvil de Detroit en febreru de 1954, y el día 22 d'ochobre de 1954 empezar a vender como un modelu de 1955. Mientres los primeres 10 díes, recibió 3.500 pidimientos. Ford calculara construyir 10.000 unidaes, pero eventualmente en 1955 les ventes fueron de 16.155. El Thunderbird incluyía un techu extraíble de fibra de vidriu. Tamién de fábrica ufiértase una versión con techu descapotable, "convertible". El motor yera un V8 Y-block d'orixe Mercury de 4,8 L (292 in³)de 198 caballos de fuercia pa la versión automática y 193 caballos de fuercia pa la versión manual.
Nes bandes del T-Bird amestóse una compuerta de ventilación p'amenorgar el calentamientu nel interior del autu. Col mesmu oxetivu amestáronse aletes de ventilación llaterales nel marcu del parabrís. El cambéu más obviu foi'l kit de llanta continental que s'asitió na parte trasera del autu y yera incluyíu como accesoriu estándar. Añedir más espaciu al portaequipajes.
Añedir "air wind" p'ameyorar la ventilación. P'ameyorar la visión posterior de la versión de techu extraíble añedir unes pequeñes ventanes "Port Window" nos llaterales. Un motor V8 Y-block de 5,1 L (312 in³) déxase como opción única a la fin de 1956.
En 1957 solo fáense grandes cambeos esternos pero pequeños mecánicamente, asítiase-y una parrilla más grande p'ameyorar el sistema d'enfriamientu, la forma frontera foi modificada ya incorpórase el nome de "Thunderbird" cromáu xustu al frente.
La carrocería de 1957 allargóse 15 cm al respeutive de años anteriores, porque la llanta de refaimientu pasó de tar nel esterior a la cajuela; esto fixo que'l so almacenamientu fuera más fácil, Ford esplicó qu'esa midida tamién ameyoró'l manexu del autu por cuenta de una distribución más uniforme del pesu.
Una nueva idea nes radios del Thunderbird taba disponible. Tenía un receptor sensible a la velocidá. Yera un dispositivu electrónicu construyíu ente la radio y el distribuidor. Esti dispositivu aumentaba'l volume del radiu conforme l'autu aceleraba. Al amontase la velocidá del motor, un condensador conectáu en serie col distribuidor xeneraba una señal p'amontar el volume. Esto caltenía los nivel de receición d'audiu banciáu col ruiu xeneráu pola conducción. Como midida de seguridá amestar nel Thunderbird 1957 una franxa reflectora na parte inferior interna de la puerta. Cuando la puerta abrir de nueche, les lluces de los autos que s'averaben pela parte posterior del autu reflexar na franxa.
El 1957 considérase'l modelu más popular de los "Little Bird". Les opciones del motor y la trasmisión tamién aumentaron al monta-y un V-8 estándar 292 & 312, que va de 212 a 340 caballos de potencia.