Exoplaneta

La definición oficial del término planeta utilizada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) solo abarca el Sistema Solar y, por lo tanto, no se aplica a los exoplanetas. ^{[ 20 ] [ 21 ]} El Grupo de Trabajo de la IAU sobre Planetas Extrasolares emitió una declaración de posición que contenía una definición operativa de "planeta" en 2001 y que fue modificada en 2003. ^{[ 22 ]} Un exoplaneta se definió según los siguientes criterios:

• Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para objetos con metalicidad solar ) que orbitan estrellas o remanentes estelares son «planetas» (independientemente de cómo se hayan formado). La masa/tamaño mínimo requerido para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debería ser el mismo que el utilizado en el Sistema Solar.
• Los objetos subestelares con masas reales superiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio son " enanas marrones ", independientemente de cómo se hayan formado o dónde se encuentren.
• Los objetos que flotan libremente en cúmulos estelares jóvenes con masas inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio no son "planetas", sino "enanas marrones submarinas" (o cualquier otro nombre que resulte más apropiado).

Esta definición de trabajo fue enmendada por la Comisión F2 de la IAU: Exoplanetas y el Sistema Solar en agosto de 2018. ^{[ 23 ] [ 24 ]} La definición oficial de trabajo de un exoplaneta es ahora la siguiente:

• Los objetos con masas reales inferiores a la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para objetos de metalicidad solar) que orbitan estrellas, enanas marrones o remanentes estelares y que tienen una relación de masas con el objeto central inferior a la inestabilidad L4/L5 (M/M _central < 2/(25+ √ 621 )) son "planetas" (sin importar cómo se hayan formado).
• La masa/tamaño mínimo requerido para que un objeto extrasolar sea considerado un planeta debería ser el mismo que el utilizado en nuestro Sistema Solar.

La definición de trabajo de la IAU no siempre se utiliza. Una sugerencia alternativa es que los planetas se distingan de las enanas marrones en función de su formación. Se cree ampliamente que los planetas gigantes se forman a través de la acreción del núcleo , que a veces puede producir planetas con masas superiores al umbral de fusión del deuterio; ^{[ 25 ] [ 26 ] [ 11 ]} planetas masivos de ese tipo ya podrían haber sido observados. ^{[ 27 ]} Las enanas marrones se forman como las estrellas a partir del colapso gravitacional directo de nubes de gas, y este mecanismo de formación también produce objetos que están por debajo del límite de 13 M _Jup y pueden ser tan bajos como 1 M _Jup . ^{[ 28 ]} Los objetos en este rango de masa que orbitan sus estrellas con amplias separaciones de cientos o miles de unidades astronómicas (UA) y tienen grandes relaciones de masa estrella/objeto probablemente se formaron como enanas marrones; sus atmósferas probablemente tendrían una composición más similar a su estrella anfitriona que los planetas formados por acreción, que contendrían mayores abundancias de elementos más pesados. La mayoría de los planetas observados directamente hasta abril de 2014 son masivos y tienen órbitas amplias, por lo que probablemente representan el extremo de baja masa de una formación de enana marrón. ^{[ 29 ]} Un estudio sugiere que los objetos con masas superiores a 10 M _Jup se formaron a través de inestabilidad gravitacional y no deberían considerarse planetas. ^{[ 30 ]}   

Además, el límite de 13 masas de Júpiter no tiene un significado físico preciso. La fusión de deuterio puede ocurrir en algunos objetos con una masa inferior a ese límite. ^{[ 11 ]} La cantidad de deuterio fusionado depende en cierta medida de la composición del objeto. ^{[ 31 ]} En 2011, la Enciclopedia de Planetas Extrasolares incluyó objetos de hasta 25 masas de Júpiter, diciendo: "El hecho de que no haya ninguna característica especial alrededor de 13 M _Jup en el espectro de masas observado refuerza la decisión de olvidar este límite de masa". ^{[ 32 ]} A partir de 2016, este límite se aumentó a 60 masas de Júpiter ^{[ 33 ]} basándose en un estudio de relaciones masa-densidad. ^{[ 34 ]} El Explorador de Datos de Exoplanetas incluye objetos de hasta 24 masas de Júpiter con la advertencia: "La distinción de 13 masas de Júpiter por el Grupo de Trabajo de la IAU no tiene motivación física para planetas con núcleos rocosos y es problemática desde el punto de vista observacional debido a la ambigüedad de sin i". ^{[ 35 ]} El Archivo de Exoplanetas de la NASA incluye objetos con una masa (o masa mínima) igual o inferior a 30 masas de Júpiter. ^{[ 36 ]} Otro criterio para separar planetas y enanas marrones, en lugar de la fusión de deuterio, el proceso de formación o la ubicación, es si la presión del núcleo está dominada por la presión de Coulomb o la presión de degeneración electrónica con la línea divisoria en torno a 5 masas de Júpiter. ^{[ 37 ] [ 38 ]} 

Un exoplaneta se confirma para el Archivo de Exoplanetas de la NASA cuando "diferentes técnicas de observación revelan características que solo pueden explicarse por un planeta" ^{[ 39 ]} o mediante técnicas analíticas. ^{[ 40 ]} Para la Enciclopedia de Planetas Extrasolares, "un planeta se considera confirmado si se afirma inequívocamente en un artículo aceptado o en una conferencia profesional". ^{[ 41 ]}

En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno , uno de los primeros partidarios de la teoría copernicana de que la Tierra y otros planetas orbitan alrededor del Sol ( heliocentrismo ), planteó la idea de que las estrellas fijas son similares al Sol y, del mismo modo, están acompañadas por planetas. ^{[ 51 ]}

En el siglo XVIII, Isaac Newton mencionó la misma posibilidad en el " Escolio General " que concluye sus Principia . Haciendo una comparación con los planetas del Sol, escribió: "Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todas estarán construidas según un diseño similar y sujetas al dominio de Uno ". ^{[ 52 ]}

En 1938, D. Belorizky demostró que era realista buscar exo-Júpiteres utilizando fotometría de tránsito . ^{[ 53 ]}

En 1952, más de 40 años antes de que se descubriera el primer Júpiter caliente , Otto Struve escribió que no hay ninguna razón convincente para que los planetas no puedan estar mucho más cerca de su estrella madre de lo que está en el caso del Sistema Solar, y propuso que la espectroscopia Doppler y el método de tránsito podrían detectar super-Júpiter en órbitas cortas. ^{[ 54 ]}

Desde el siglo XIX se han realizado afirmaciones sobre la detección de exoplanetas. Algunas de las primeras involucran al sistema estelar binario 70 Ophiuchi . En 1855, William Stephen Jacob, del Observatorio de Madrás de la Compañía Británica de las Indias Orientales, informó que las anomalías orbitales hacían "altamente probable" la existencia de un "cuerpo planetario" en este sistema. ^{[ 55 ]} En la década de 1890, Thomas J.J. See, de la Universidad de Chicago y del Observatorio Naval de los Estados Unidos, afirmó que las anomalías orbitales demostraban la existencia de un cuerpo oscuro en el sistema 70 Ophiuchi con un período de 36 años alrededor de una de las estrellas. ^{[ 56 ]} Sin embargo, Forest Ray Moulton publicó un artículo que demostraba que un sistema de tres cuerpos con esos parámetros orbitales sería altamente inestable. ^{[ 57 ]} 

Se han hecho múltiples afirmaciones de que 61 Cygni podría tener un sistema planetario. Kaj Strand del Observatorio Sproul observó en 1942 variaciones diminutas pero sistemáticas en los movimientos orbitales de 61 Cygni A y B, lo que sugiere que un tercer cuerpo de aproximadamente 16 masas de Júpiter debe estar orbitando 61 Cygni A. ^{[ 58 ]} Se hicieron múltiples afirmaciones más, pero observaciones más recientes aún no han encontrado confirmación. Más información en 61 Cygni § Afirmaciones de un sistema planetario .

Casi al mismo tiempo que se investigaba 61 Cygni, se hicieron afirmaciones similares sobre la presencia de exoplanetas sobre Lalande 21185 : Lalande 21185 § Afirmaciones pasadas de planetas .

Durante las décadas de 1950 y 1960, Peter van de Kamp, del Swarthmore College, realizó otra serie destacada de afirmaciones sobre la detección de planetas que orbitan la estrella de Barnard . ^{[ 59 ]} Actualmente, los astrónomos generalmente consideran erróneos todos los informes iniciales de detección. ^{[ 60 ]}

En 1991, Andrew Lyne , M. Bailes y SL Shemar afirmaron haber descubierto un planeta púlsar en órbita alrededor de PSR 1829-10 , utilizando variaciones en la sincronización de púlsares . ^{[ 61 ]} La afirmación recibió brevemente mucha atención, pero Lyne y su equipo pronto la retractaron. ^{[ 62 ]}

Los tres planetas conocidos de la estrella HR 8799 , fotografiados por el Telescopio Hale . La luz de la estrella central fue bloqueada por un coronógrafo de vórtice vectorial .

2MASS J044144 es una enana marrón con un compañero cuya masa es aproximadamente entre 5 y 10 veces la de Júpiter. No está claro si este objeto compañero es una subenana marrón o un planeta.

A fecha de 23 de abril de 2026 , un total de 6333 exoplanetas confirmados figuran en el Archivo de Exoplanetas de la NASA , incluyendo algunos que confirmaron afirmaciones controvertidas de finales de la década de 1980. ^{[ 63 ]} El primer descubrimiento publicado que recibió confirmación posterior fue realizado en 1988 por los astrónomos canadienses Bruce Campbell, GAH Walker y Stephenson Yang de la Universidad de Victoria y la Universidad de Columbia Británica . ^{[ 64 ]} Aunque fueron cautelosos al afirmar una detección planetaria, sus observaciones de velocidad radial sugirieron que un planeta orbita la estrella Gamma Cephei . En parte porque las observaciones estaban en los límites de las capacidades instrumentales de la época, los astrónomos se mantuvieron escépticos durante varios años sobre esta y otras observaciones similares. Se pensó que algunos de los planetas aparentes podrían haber sido enanas marrones , objetos de masa intermedia entre planetas y estrellas. En 1990, se publicaron observaciones adicionales que respaldaban la existencia del planeta orbitando Gamma Cephei, ^{[ 65 ]} pero trabajos posteriores en 1992 volvieron a plantear serias dudas. ^{[ 66 ]} Finalmente, en 2003, técnicas mejoradas permitieron confirmar la existencia del planeta. ^{[ 67 ]}

El 9 de enero de 1992, los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail anunciaron el descubrimiento de dos planetas orbitando el púlsar de milisegundos PSR 1257+12, basándose en la variabilidad del tiempo de los pulsos. ^{[ 47 ]} Este descubrimiento fue confirmado y generalmente se considera la primera detección definitiva de exoplanetas. Observaciones posteriores consolidaron estos resultados, y la confirmación de un tercer planeta en 1994 reavivó el tema en la prensa popular. ^{[ 68 ]} Se cree que estos planetas de púlsar se formaron a partir de los remanentes inusuales de la supernova que produjo el púlsar, en una segunda ronda de formación planetaria, o bien que son los núcleos rocosos restantes de gigantes gaseosos que de alguna manera sobrevivieron a la supernova y luego se desintegraron en sus órbitas actuales. Como los púlsares son estrellas agresivas, en ese momento se consideraba improbable que un planeta pudiera formarse en su órbita. ^{[ 69 ]}

A principios de la década de 1990, un grupo de astrónomos liderado por Donald Backer , que estudiaba lo que creían que era un púlsar binario ( PSR B1620−26 b ), determinó que se necesitaba un tercer objeto para explicar los desplazamientos Doppler observados . En pocos años, se midieron los efectos gravitacionales del planeta sobre la órbita del púlsar y la enana blanca , lo que permitió estimar la masa del tercer objeto, que resultó ser demasiado pequeña para ser una estrella. La conclusión de que el tercer objeto era un planeta fue anunciada por Stephen Thorsett y sus colaboradores en 1993. ^{[ 70 ]}

El 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz, de la Universidad de Ginebra, anunciaron la primera detección definitiva de un exoplaneta orbitando una estrella de la secuencia principal , la cercana estrella de tipo G 51 Pegasi . ^{[ 71 ] [ 72 ] [ 73 ]} Este descubrimiento, realizado en el Observatorio de Haute-Provence , marcó el comienzo de la era moderna del descubrimiento de exoplanetas y fue reconocido con una parte del Premio Nobel de Física de 2019. Los avances tecnológicos, sobre todo en espectroscopia de alta resolución , llevaron a la rápida detección de muchos exoplanetas nuevos: los astrónomos podían detectarlos indirectamente midiendo su influencia gravitacional en el movimiento de sus estrellas anfitrionas. Posteriormente se detectaron más planetas extrasolares observando la variación en la luminosidad aparente de una estrella cuando un planeta en órbita transitaba frente a ella. ^{[ 71 ]}

Inicialmente, la mayoría de los exoplanetas conocidos eran planetas masivos que orbitaban muy cerca de sus estrellas madre. Los astrónomos se sorprendieron con estos " Júpiter calientes ", porque las teorías de formación planetaria habían indicado que los planetas gigantes solo deberían formarse a grandes distancias de las estrellas. Pero con el tiempo se encontraron más planetas de otro tipo, y ahora está claro que los Júpiter calientes constituyen una minoría de los exoplanetas. ^{[ 71 ]} En 1999, Upsilon Andromedae se convirtió en la primera estrella de la secuencia principal conocida con múltiples planetas. ^{[ 74 ]} Kepler-16 contiene el primer planeta descubierto que orbita un sistema estelar binario de la secuencia principal. ^{[ 75 ]}

El 26 de febrero de 2014, la NASA anunció el descubrimiento de 715 exoplanetas recién verificados alrededor de 305 estrellas por el Telescopio Espacial Kepler . Estos exoplanetas fueron verificados utilizando una técnica estadística llamada "verificación por multiplicidad". ^{[ 76 ] [ 77 ] [ 78 ]} Antes de estos resultados, la mayoría de los planetas confirmados eran gigantes gaseosos de tamaño comparable a Júpiter o mayores porque eran más fáciles de detectar, pero los planetas de Kepler se encuentran principalmente entre el tamaño de Neptuno y el de la Tierra. ^{[ 76 ]}

El 23 de julio de 2015, la NASA anunció Kepler-452b , un planeta de tamaño similar al de la Tierra que orbita la zona habitable de una estrella de tipo G2. ^{[ 79 ]}

El 6 de septiembre de 2018, la NASA descubrió un exoplaneta a unos 145 años luz de la Tierra en la constelación de Virgo. ^{[ 80 ]} Este exoplaneta, Wolf 503b, tiene el doble del tamaño de la Tierra y fue descubierto orbitando un tipo de estrella conocida como "enana naranja". Wolf 503b completa una órbita en tan solo seis días debido a su gran proximidad a la estrella. Wolf 503b es el único exoplaneta de ese tamaño que se puede encontrar cerca de la llamada brecha de radio de planetas pequeños . Esta brecha, a veces llamada brecha de Fulton, ^{[ 80 ] [ 81 ]} es la observación de que es inusual encontrar exoplanetas con tamaños entre 1,5 y 2 veces el radio de la Tierra. ^{[ 82 ]}

Hasta enero de 2020, las misiones Kepler y TESS de la NASA habían identificado 4374 candidatos planetarios aún por confirmar, ^{[ 83 ]} varios de ellos de tamaño casi terrestre y ubicados en la zona habitable, algunos alrededor de estrellas similares al Sol. ^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]}

Poblaciones de exoplanetas – junio de 2017 ^{[ 87 ] [ 88 ]}

Poblaciones de exoplanetas; los colores indican el método de detección.

Los planetas pequeños vienen en dos tamaños.

Planetas de la zona habitable de Kepler

En septiembre de 2020, los astrónomos informaron, por primera vez, de la existencia de un planeta extragaláctico , M51-ULS-1b , detectado mediante el eclipse de una brillante fuente de rayos X (XRS) en la Galaxia del Remolino (M51a). ^{[ 89 ] [ 90 ]}

Los planetas son extremadamente tenues en comparación con sus estrellas madre. Por ejemplo, una estrella similar al Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada por cualquier exoplaneta que la orbite. Es difícil detectar una fuente de luz tan tenue y, además, la estrella madre produce un resplandor que tiende a ocultarla. Es necesario bloquear la luz de la estrella madre para reducir el resplandor y, al mismo tiempo, permitir la detección de la luz del planeta; esto representa un importante desafío técnico que requiere una estabilidad optotérmica extrema . ^{[ 91 ]} Casi todos los exoplanetas que se han fotografiado directamente son grandes (más masivos que Júpiter ) y están muy separados de sus estrellas madre.

Instrumentos de imagen directa especialmente diseñados, como Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE y SCExAO, capturarán imágenes de docenas de gigantes gaseosos, pero la gran mayoría de los planetas extrasolares conocidos solo se han detectado mediante métodos indirectos.

Método de tránsito

Si un planeta transita frente al disco de su estrella anfitriona, el brillo observado de esta disminuye ligeramente. La magnitud de esta disminución depende, entre otros factores, del tamaño de la estrella y del tamaño del planeta. Dado que el método de tránsito requiere que la órbita del planeta intercepte la línea de visión entre la estrella anfitriona y la Tierra, la probabilidad de que un exoplaneta con una órbita aleatoria transite frente a la estrella es relativamente baja. El telescopio Kepler utilizó este método.

Método de velocidad radial o Doppler

Mientras un planeta orbita una estrella, esta también se mueve en su propia órbita pequeña alrededor del centro de masa del sistema. Las variaciones en la velocidad radial de la estrella —es decir, la velocidad con la que se mueve hacia o desde la Tierra— pueden detectarse a partir de los desplazamientos en las líneas espectrales de la estrella debido al efecto Doppler . Se pueden observar variaciones de velocidad radial extremadamente pequeñas, de 1  m/s o incluso algo menos. ^{[ 92 ]}

Variación en el tiempo de tránsito (TTV)

Cuando hay varios planetas presentes, cada uno perturba ligeramente las órbitas de los demás. Pequeñas variaciones en los tiempos de tránsito de un planeta pueden indicar la presencia de otro, que a su vez puede o no transitar. Por ejemplo, las variaciones en los tránsitos del planeta Kepler-19b sugieren la existencia de un segundo planeta en el sistema, el Kepler-19c, que no transita . ^{[ 93 ] [ 94 ]}

Variación de la duración del tránsito (TDV)

Cuando un planeta orbita varias estrellas o si tiene lunas, su tiempo de tránsito puede variar significativamente en cada tránsito. Aunque no se han descubierto nuevos planetas ni lunas con este método, se utiliza para confirmar con éxito muchos planetas circumbinarios en tránsito. ^{[ 95 ]}

Microlente gravitacional

El microlente gravitacional se produce cuando el campo gravitatorio de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella distante. Los planetas que orbitan la estrella que actúa como lente pueden causar anomalías detectables en la magnificación, la cual varía con el tiempo. A diferencia de la mayoría de los demás métodos, que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o, para imágenes resueltas, grandes), el método de microlente gravitacional es más sensible a la detección de planetas situados a una distancia de entre 1 y 10 UA de estrellas similares al Sol. 

Astrometría

La astrometría consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar los cambios en dicha posición a lo largo del tiempo. El movimiento de una estrella debido a la influencia gravitacional de un planeta puede ser observable. Sin embargo, debido a que el movimiento es tan pequeño, este método no fue muy productivo hasta la década de 2020. Ha producido solo unos pocos descubrimientos confirmados, ^{[ 96 ] [ 97 ]} aunque se ha utilizado con éxito para investigar las propiedades de planetas descubiertos por otros medios.

Sincronización del Pulsar

Un púlsar , un pequeño y denso remanente de una estrella que ha explotado como una supernova , emite ondas de radio regularmente mientras rota. Si hay planetas orbitando el púlsar, el movimiento de este alrededor del centro de masa del sistema altera su distancia a la Tierra con el tiempo. Como resultado, los pulsos de radio del púlsar llegan a la Tierra más tarde o más temprano. Este retraso en el viaje de la luz debido a que el púlsar está físicamente más cerca o más lejos de la Tierra se conoce como retardo de Roemer. ^{[ 98 ]} El primer descubrimiento confirmado de un planeta extrasolar se realizó utilizando este método. Pero hasta 2011, no había sido muy productivo; se habían detectado cinco planetas de esta manera, alrededor de tres púlsares diferentes.

Sincronización estelar variable (frecuencia de pulsación)

Al igual que los púlsares, existen otros tipos de estrellas que exhiben actividad periódica. Las desviaciones de la periodicidad a veces pueden ser causadas por un planeta que orbita alrededor de ellas. Hasta 2013, se habían descubierto algunos planetas con este método. ^{[ 99 ]}

Modulaciones de reflexión/emisión

Cuando un planeta orbita muy cerca de una estrella, capta una cantidad considerable de luz estelar. A medida que el planeta orbita la estrella, la cantidad de luz cambia debido a que los planetas tienen fases desde la perspectiva de la Tierra o a que brillan más por un lado que por el otro debido a las diferencias de temperatura. ^{[ 100 ]}

emisión relativista

La emisión relativista mide el flujo observado de la estrella debido a su movimiento. El brillo de la estrella cambia a medida que el planeta se acerca o se aleja de su estrella anfitriona. ^{[ 101 ]}

Variaciones elipsoidales

Los planetas masivos cercanos a sus estrellas anfitrionas pueden deformar ligeramente la forma de la estrella. Esto provoca que el brillo de la estrella varíe ligeramente dependiendo de cómo esté rotada con respecto a la Tierra. ^{[ 102 ]}

Polarimetría

Mediante el método de polarimetría, se separa la luz polarizada reflejada por el planeta de la luz no polarizada emitida por la estrella. No se han descubierto nuevos planetas con este método, aunque sí se han detectado algunos planetas ya descubiertos. ^{[ 103 ] [ 104 ]}

discos circunestelares

Discos de polvo espacial rodean muchas estrellas y se cree que se originan a partir de colisiones entre asteroides y cometas. Este polvo se puede detectar porque absorbe la luz estelar y la reemite como radiación infrarroja . Si bien algunas características de los discos podrían indicar la presencia de planetas, este método no se considera definitivo.

El brillo aparente ( magnitud aparente ) de un planeta depende de la distancia del observador, de su reflectividad (albedo) y de la cantidad de luz que recibe de su estrella, la cual depende de la distancia entre el planeta y la estrella y de su brillo. Por lo tanto, un planeta con un albedo bajo cerca de su estrella puede parecer más brillante que un planeta con un albedo alto lejos de ella. ^{[ 125 ]}

En 2013, se determinó por primera vez el color de un exoplaneta. Las mediciones de albedo de mejor ajuste de HD 189733b sugieren que es de un azul oscuro intenso. ^{[ 126 ] [ 127 ]} Más tarde ese mismo año, se determinaron los colores de varios otros exoplanetas, incluyendo GJ 504 b que visualmente tiene un color magenta, ^{[ 128 ]} y Kappa Andromedae b , que si se viera de cerca parecería de color rojizo. ^{[ 129 ]} Se espera que los planetas de helio sean de apariencia blanca o gris. ^{[ 130 ]}

El planeta más oscuro conocido en términos de albedo geométrico es TrES-2b , un Júpiter caliente que refleja menos del 1 % de la luz de su estrella, lo que lo hace menos reflectante que el carbón o la pintura acrílica negra. Se espera que los Júpiter calientes sean bastante oscuros debido al sodio y el potasio en sus atmósferas, pero se desconoce por qué TrES-2b es tan oscuro; podría deberse a un compuesto químico desconocido. ^{[ 131 ] [ 132 ] [ 133 ]}

Para los gigantes gaseosos , el albedo geométrico generalmente disminuye con el aumento de la metalicidad o la temperatura atmosférica, a menos que haya nubes que modifiquen este efecto. El aumento de la profundidad de la columna de nubes incrementa el albedo en longitudes de onda ópticas, pero lo disminuye en algunas longitudes de onda infrarrojas. El albedo óptico aumenta con la edad, porque los planetas más antiguos tienen columnas de nubes más profundas. El albedo óptico disminuye con el aumento de la masa, porque los planetas gigantes de mayor masa tienen mayores gravedades superficiales, lo que produce columnas de nubes más profundas. Además, las órbitas elípticas pueden causar fluctuaciones importantes en la composición atmosférica, lo que puede tener un efecto significativo. ^{[ 134 ]}

En algunas longitudes de onda del infrarrojo cercano, los gigantes gaseosos masivos y/o jóvenes presentan mayor emisión térmica que reflexión. Por lo tanto, aunque el brillo óptico depende completamente de la fase , esto no siempre ocurre en el infrarrojo cercano. ^{[ 134 ]}

Las temperaturas de los gigantes gaseosos disminuyen con el tiempo y con la distancia a sus estrellas. La disminución de la temperatura aumenta el albedo óptico incluso sin nubes. A una temperatura suficientemente baja, se forman nubes de agua, que aumentan aún más el albedo óptico. A temperaturas aún más bajas, se forman nubes de amoníaco, lo que da como resultado los albedos más altos en la mayoría de las longitudes de onda ópticas e infrarrojas cercanas. ^{[ 134 ]}

En 2014, se infirió un campo magnético alrededor de HD 209458 b a partir de la forma en que el hidrógeno se evaporaba del planeta. Se trata de la primera detección (indirecta) de un campo magnético en un exoplaneta. Se estima que el campo magnético es aproximadamente una décima parte de la intensidad del de Júpiter. ^{[ 135 ] [ 136 ]}

Se cree que los campos magnéticos de los exoplanetas son detectables mediante sus emisiones de radio aurorales con radiotelescopios sensibles de baja frecuencia como LOFAR , aunque aún no se han encontrado. ^{[ 137 ] [ 138 ]} Las emisiones de radio podrían medir la velocidad de rotación del interior de un exoplaneta y podrían proporcionar una forma más precisa de medir la rotación de los exoplanetas que examinando el movimiento de las nubes . ^{[ 139 ]} Sin embargo, la búsqueda de emisiones de radio más sensible realizada hasta ahora en nueve exoplanetas con Arecibo tampoco dio como resultado ningún descubrimiento. ^{[ 140 ]}

El campo magnético terrestre se origina en su núcleo metálico líquido en constante movimiento, pero en supertierras masivas con alta presión, pueden formarse compuestos diferentes que no coinciden con los creados en condiciones terrestres. Estos compuestos pueden presentar mayor viscosidad y altas temperaturas de fusión, lo que podría impedir la separación de los interiores en distintas capas y, por lo tanto, dar lugar a mantos sin núcleo indiferenciados. Ciertas formas de óxido de magnesio, como el _{MgSi₃O₁₂,} ^podrían ser un metal líquido a las presiones y temperaturas presentes en las supertierras y generar un campo magnético en sus mantos. ^[ ₁₄₁ ^{] [ 142 ]}

Se ha observado que los Júpiter calientes tienen un radio mayor de lo esperado. Esto podría deberse a la interacción entre el viento estelar y la magnetosfera del planeta , que crea una corriente eléctrica que lo calienta ( calentamiento Joule ) y provoca su expansión. Cuanto más activa magnéticamente sea una estrella, mayor será el viento estelar y la corriente eléctrica, lo que conlleva un mayor calentamiento y expansión del planeta. Esta teoría coincide con la observación de que la actividad estelar está correlacionada con radios planetarios inflados. ^{[ 143 ]}

En agosto de 2018, los científicos anunciaron la transformación del deuterio gaseoso en hidrógeno metálico líquido . Esto podría ayudar a los investigadores a comprender mejor los planetas gigantes gaseosos , como Júpiter , Saturno y exoplanetas similares, ya que se cree que estos planetas contienen mucho hidrógeno metálico líquido, que podría ser responsable de sus potentes campos magnéticos observados . ^{[ 144 ] [ 145 ]}

Aunque los científicos habían anunciado previamente que los campos magnéticos de los exoplanetas cercanos podrían causar un aumento de las llamaradas estelares y las manchas estelares en sus estrellas anfitrionas, en 2019 se demostró que esta afirmación era falsa en el sistema HD 189733. La imposibilidad de detectar "interacciones estrella-planeta" en el sistema HD 189733, ampliamente estudiado, pone en entredicho otras afirmaciones relacionadas con este efecto. ^{[ 146 ]} Una búsqueda posterior de emisiones de radio de ocho exoplanetas que orbitan a menos de 0,1 unidades astronómicas de sus estrellas anfitrionas, realizada por el radiotelescopio de Arecibo, tampoco encontró indicios de estas interacciones magnéticas estrella-planeta. ^{[ 147 ]}

En 2019, se estimó la intensidad de los campos magnéticos superficiales de 4 Júpiter calientes , que oscilaron entre 20 y 120 gauss, en comparación con el campo magnético superficial de Júpiter de 4,3 gauss. ^{[ 148 ] [ 149 ]}

En 2023, los astrónomos detectaron lo que podría ser el primer indicio de magnetosfera alrededor de un exoplaneta rocoso en el sistema YZ Ceti . ^{[ 150 ]}

En 2007, dos equipos independientes de investigadores llegaron a conclusiones opuestas sobre la probabilidad de tectónica de placas en supertierras más grandes ^{[ 151 ] [ 152 ],} con un equipo diciendo que la tectónica de placas sería episódica o estancada ^{[ 153 ]} y el otro equipo diciendo que la tectónica de placas es muy probable en supertierras incluso si el planeta es seco. ^{[ 154 ]}

Si las supertierras tienen más de 80 veces la cantidad de agua que la Tierra, se convierten en planetas oceánicos con toda la tierra completamente sumergida. Sin embargo, si hay menos agua que este límite, el ciclo del agua profunda movería suficiente agua entre los océanos y el manto para permitir la existencia de continentes. ^{[ 155 ] [ 156 ]}

Las grandes variaciones de temperatura superficial en 55 Cancri e se han atribuido a una posible actividad volcánica que libera grandes nubes de polvo que cubren el planeta y bloquean las emisiones térmicas. ^{[ 157 ] [ 158 ]}

El calentamiento mareal causado por la atracción gravitatoria de planetas vecinos podría conducir a la aparición de actividad volcánica en un exoplaneta terrestre. ^{[ 159 ] [ 160 ]}

En 2007, la estrella V1400 Centauri fue ocultada por un objeto (ya sea un planeta o una enana marrón) rodeado por un extenso disco de escombros. Se creía que el objeto, denominado J1407b , albergaba un vasto sistema de anillos planetarios mucho mayor que los anillos de Saturno . ^{[ 161 ] [ 162 ]} Observaciones posteriores revelaron que el supuesto sistema de anillos podría ser, en realidad, un disco circumplanetario. ^{[ 163 ] [ 164 ]}

Existe una fuerte evidencia de un sistema de anillos alrededor de HIP 41378 f , dado que el radio medido del planeta es demasiado grande para su masa, la medición del radio podría haber sido afectada por un sistema de anillos alrededor del planeta. ^{[ 165 ] [ 166 ]}

Los anillos de los gigantes gaseosos del Sistema Solar están alineados con el ecuador de su planeta. Sin embargo, en el caso de los exoplanetas que orbitan cerca de su estrella, las fuerzas de marea de esta harían que los anillos más externos se alinearan con el plano orbital del planeta alrededor de la estrella. Los anillos más internos del planeta seguirían alineados con su ecuador, de modo que si el planeta tiene un eje de rotación inclinado , las diferentes alineaciones entre los anillos internos y externos crearían un sistema de anillos deformado. ^{[ 167 ]}

Hay evidencia de que pueden existir lunas alrededor de otros planetas, comúnmente llamadas exolunas, pero ninguna ha sido confirmada hasta el momento. ^{[ 168 ]}

En 2012 se detectó una posible exoluna alrededor de WASP-12b mediante variaciones periódicas de luz en la curva de luz del planeta . ^{[ 169 ]} Observaciones posteriores encontraron que este objeto podría ser en realidad un planeta troyano . ^{[ 170 ]}

En diciembre de 2013, se detectó una posible exoluna en el evento de microlente MOA-2011-BLG-262 . Se creía que se trataba de una exoluna de 0,5 M _🜨 alrededor de un planeta errante del tamaño de Júpiter o de un planeta con masa de Neptuno alrededor de una enana roja, ^{[ 171 ]} pero observaciones posteriores confirmaron este último escenario. ^{[ 172 ]} 

El 3 de octubre de 2018 se informó sobre evidencia que sugería la existencia de una gran exoluna orbitando Kepler-1625b , ^{[ 173 ]} y en 2021 también se informó sobre evidencia de una exoluna alrededor de Kepler-1708b. ^{[ 174 ]} Sin embargo, su existencia sigue siendo dudosa, ^{[ 175 ]} pero observaciones posteriores podrían confirmar estas exolunas. ^{[ 176 ]}

La detección de sodio en Júpiteres calientes como WASP-76b , HD 189733 b o WASP-49b probablemente se deba a una exoluna similar a Io alrededor de estos planetas. ^{[ 177 ] [ 178 ]}

Se han detectado atmósferas alrededor de varios exoplanetas. La primera en ser observada fue HD 209458 b en 2001. ^{[ 180 ]}

Hasta febrero de 2014, se habían observado más de cincuenta atmósferas de exoplanetas en tránsito y cinco directamente fotografiadas , ^{[ 181 ]} lo que resultó en la detección de características espectrales moleculares; la observación de gradientes de temperatura día-noche; y restricciones sobre la estructura atmosférica vertical. ^{[ 182 ]} Además, se ha detectado una atmósfera en el Júpiter caliente no en tránsito Tau Boötis b . ^{[ 183 ] ​​[ 184 ]}

En mayo de 2017, se descubrió que los destellos de luz provenientes de la Tierra , vistos como centelleos desde un satélite en órbita a un millón de millas de distancia, eran luz reflejada por cristales de hielo en la atmósfera . ^{[ 185 ] [ 186 ]} La tecnología utilizada para determinar esto puede ser útil para estudiar las atmósferas de mundos distantes, incluidas las de los exoplanetas.

Los planetas con rotación sincrónica en una resonancia espín-órbita 1:1 tendrían su estrella brillando siempre directamente sobre un punto, que estaría caliente, mientras que el hemisferio opuesto no recibiría luz y estaría helado. Un planeta así podría asemejarse a un globo ocular, con el punto caliente como pupila. ^{[ 190 ]} Los planetas con una órbita excéntrica podrían estar atrapados en otras resonancias. Las resonancias 3:2 y 5:2 darían como resultado un patrón de doble globo ocular con puntos calientes en ambos hemisferios, oriental y occidental. ^{[ 191 ]} Los planetas con una órbita excéntrica y un eje de rotación inclinado tendrían patrones de insolación más complejos. ^{[ 192 ]}

Las características de la superficie se pueden distinguir de las atmosféricas comparando la espectroscopia de emisión y reflexión con la espectroscopia de transmisión . La espectroscopia de infrarrojo medio de exoplanetas puede detectar superficies rocosas, y la de infrarrojo cercano puede identificar océanos de magma o lavas de alta temperatura, superficies de silicatos hidratados y hielo de agua, lo que proporciona un método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rocosos y gaseosos. ^{[ 193 ]}

Medir la intensidad de la luz que recibe de su estrella madre permite estimar la temperatura de un exoplaneta. Por ejemplo, se estima que el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb  tiene una temperatura superficial de aproximadamente −220 °C (50 K). Sin embargo, estas estimaciones pueden ser sustancialmente erróneas, ya que dependen del albedo del planeta, generalmente desconocido , y debido a que factores como el efecto invernadero pueden introducir complicaciones desconocidas. Se ha medido la temperatura de algunos planetas observando la variación de la radiación infrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbita y es eclipsado por su estrella madre. Por ejemplo, se ha estimado que el planeta HD 189733b tiene una temperatura promedio de 1205 K (932  °C) en su lado diurno y de 973 K (700  °C) en su lado nocturno. ^{[ 195 ]}

La zona habitable alrededor de una estrella es la región donde la temperatura es la adecuada para que exista agua líquida en la superficie de un planeta bajo una atmósfera apropiada; es decir, ni demasiado cerca de la estrella para que el agua se evapore ni demasiado lejos para que se congele. El calor que producen las estrellas varía según su tamaño y edad, por lo que la zona habitable puede estar a diferentes distancias para distintas estrellas. Además, las condiciones atmosféricas del planeta influyen en su capacidad para retener el calor, de modo que la ubicación de la zona habitable también es específica para cada tipo de planeta: los planetas desérticos ( también conocidos como planetas secos), con muy poca agua, tendrán menos vapor de agua en la atmósfera que la Tierra y, por lo tanto, un efecto invernadero reducido, lo que significa que un planeta desértico podría mantener oasis de agua más cerca de su estrella que la Tierra del Sol. La falta de agua también implica que hay menos hielo para reflejar el calor al espacio, por lo que el límite exterior de las zonas habitables de los planetas desérticos se encuentra más lejos. ^{[ 201 ] [ 202 ]} Los planetas rocosos con una densa atmósfera de hidrógeno podrían mantener agua superficial mucho más lejos que la distancia Tierra-Sol. ^{[ 203 ]} Los planetas con mayor masa tienen zonas habitables más amplias porque la gravedad reduce la profundidad de la columna de nubes de agua, lo que reduce el efecto invernadero del vapor de agua, moviendo así el borde interior de la zona habitable más cerca de la estrella. ^{[ 204 ]}

La velocidad de rotación planetaria es uno de los principales factores que determinan la circulación de la atmósfera y, por lo tanto, el patrón de nubes: los planetas que giran lentamente crean nubes densas que reflejan más luz y, por consiguiente, pueden ser habitables mucho más cerca de su estrella. La Tierra, con su atmósfera actual, sería habitable en la órbita de Venus si tuviera la misma velocidad de rotación. Si Venus perdió su océano de agua debido a un efecto invernadero descontrolado , es probable que haya tenido una mayor velocidad de rotación en el pasado. Alternativamente, Venus nunca tuvo un océano porque el vapor de agua se perdió en el espacio durante su formación ^{[ 205 ]} y podría haber mantenido su lenta rotación a lo largo de su historia. ^{[ 206 ]}

Los planetas con rotación sincrónica (también conocidos como planetas "ojo" ^{[ 207 ]} ) pueden ser habitables más cerca de su estrella de lo que se pensaba anteriormente debido al efecto de las nubes: con un alto flujo estelar, la fuerte convección produce densas nubes de agua cerca del punto subestelar que aumentan considerablemente el albedo planetario y reducen las temperaturas superficiales. ^{[ 208 ]}

Los planetas en las zonas habitables de estrellas con baja metalicidad son más habitables para la vida compleja en la tierra que las estrellas con alta metalicidad porque el espectro estelar de las estrellas con alta metalicidad tiene menos probabilidades de causar la formación de ozono, lo que permite que más rayos ultravioleta lleguen a la superficie del planeta. ^{[ 209 ] [ 210 ]}

Las zonas habitables se han definido generalmente en términos de temperatura superficial; sin embargo, más de la mitad de la biomasa de la Tierra proviene de microbios subsuperficiales, ^{[ 211 ]} y la temperatura aumenta con la profundidad, por lo que el subsuelo puede ser propicio para la vida microbiana cuando la superficie está congelada y, si se considera esto, la zona habitable se extiende mucho más lejos de la estrella, ^{[ 212 ]} incluso los planetas errantes podrían tener agua líquida a profundidades suficientes bajo tierra. ^{[ 213 ]} En una era anterior del universo, la temperatura del fondo cósmico de microondas habría permitido que cualquier planeta rocoso existente tuviera agua líquida en su superficie, independientemente de su distancia a una estrella. ^{[ 214 ]} Los planetas similares a Júpiter podrían no ser habitables, pero podrían tener lunas habitables . ^{[ 215 ]}

El borde exterior de la zona habitable es donde los planetas están completamente congelados, pero los planetas que se encuentran más adentro de la zona habitable pueden congelarse periódicamente. Si las fluctuaciones orbitales u otras causas producen enfriamiento, esto crea más hielo, pero el hielo refleja la luz solar causando aún más enfriamiento, creando un ciclo de retroalimentación hasta que el planeta está total o casi totalmente congelado. Cuando la superficie está congelada, esto detiene la meteorización del dióxido de carbono , lo que resulta en una acumulación de dióxido de carbono en la atmósfera debido a las emisiones volcánicas. Esto crea un efecto invernadero que descongela el planeta nuevamente. Los planetas con una gran inclinación axial ^{[ 216 ]} tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve y pueden retener agua líquida más lejos de su estrella. Las grandes fluctuaciones de la inclinación axial pueden tener un efecto de calentamiento aún mayor que una gran inclinación fija. ^{[ 217 ] [ 218 ]} Contrariamente a lo que podría pensarse, los planetas que orbitan estrellas más frías, como las enanas rojas, tienen menos probabilidades de entrar en estados de bola de nieve, porque la radiación infrarroja emitida por las estrellas más frías se encuentra principalmente en longitudes de onda más largas que son absorbidas por el hielo, lo que lo calienta. ^{[ 219 ] [ 220 ]}

Si un planeta tiene una órbita excéntrica, el calentamiento por mareas puede proporcionar otra fuente de energía además de la radiación estelar. Esto significa que los planetas excéntricos en la zona habitable radiactiva pueden ser demasiado calientes para tener agua líquida. Las mareas también circularizan las órbitas con el tiempo, por lo que podría haber planetas en la zona habitable con órbitas circulares que no tengan agua porque antes tenían órbitas excéntricas. ^{[ 221 ]} Los planetas excéntricos más alejados de la zona habitable aún tendrían superficies congeladas, pero el calentamiento por mareas podría crear un océano subsuperficial similar al de Europa . ^{[ 222 ]} En algunos sistemas planetarios, como en el sistema Upsilon Andromedae , la excentricidad de las órbitas se mantiene o incluso varía periódicamente por perturbaciones de otros planetas del sistema. El calentamiento por mareas puede causar la desgasificación del manto, contribuyendo a la formación y reposición de una atmósfera. ^{[ 223 ]}

Una revisión de 2015 identificó a los exoplanetas Kepler-62f , Kepler-186f y Kepler-442b como los mejores candidatos para ser potencialmente habitables. ^{[ 224 ]} Estos se encuentran a una distancia de 1000, 490 y 1120 años luz , respectivamente. De estos, Kepler-186f tiene un tamaño similar al de la Tierra, con un radio de 1,2 veces el de la Tierra, y se ubica hacia el borde exterior de la zona habitable alrededor de su estrella enana roja . ^{[ 225 ]} Al observar los candidatos a exoplanetas terrestres más cercanos, Proxima Centauri b se encuentra a unos 4,2 años luz de distancia. Su temperatura de equilibrio se estima en −39 °C (234 K) . ^{[ 226 ]}