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Planeta errante

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Este vídeo muestra una representación artística del planeta errante (o enana marrón) CFBDSIR J214947.2-040308.9 .

Un planeta errante , también llamado planeta flotante libre ( FFP ) u objeto aislado de masa planetaria ( iPMO ), es un objeto interestelar de masa planetaria que no está ligado gravitacionalmente a ninguna estrella o enana marrón . [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]

Los planetas errantes pueden originarse en sistemas planetarios donde se forman y luego son expulsados, o también pueden formarse por sí mismos, fuera de un sistema planetario. Solo la Vía Láctea podría tener entre miles de millones y billones de planetas errantes, un rango que se espera que el próximo Telescopio Espacial Nancy Grace Roman aclare. [ 5 ] [ 6 ] Las probabilidades de que un planeta errante entre en el sistema solar, y mucho menos que represente una amenaza directa para la vida en la Tierra, son ínfimas: el profesor de mecánica celeste Cassidy Ward ha estimado que las probabilidades de que un planeta errante entre en el sistema solar en los próximos 1000 años son de una entre mil millones. [ 7 ]

Algunos objetos de masa planetaria podrían haberse formado de manera similar a como se forman las estrellas, y la Unión Astronómica Internacional ha propuesto que dichos objetos se denominen enanas submarrones . [ 8 ] Un posible ejemplo es Cha 110913−773444 , que podría haber sido expulsado y convertirse en un planeta errante o haberse formado por sí mismo para convertirse en una enana submarrón. [ 9 ]

Terminología

Los dos primeros artículos de descubrimiento utilizan los nombres objetos aislados de masa planetaria ( iPMO ) [ 10 ] y planetas errantes ( FFP ). [ 11 ] La mayoría de los artículos astronómicos utilizan uno de estos términos. [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] Planeta errante se utiliza con más frecuencia para estudios de microlentes, que también suelen utilizar FFP . [ 15 ] [ 16 ] Un comunicado de prensa dirigido al público podría utilizar un nombre alternativo. Los comunicados de prensa sobre los descubrimientos de al menos 70 FFP en 2021, por ejemplo, utilizaron los términos planeta errante , [ 17 ] planeta sin estrellas , [ 18 ] planeta vagabundo [ 19 ] y planeta errante . [ 20 ]

Descubrimiento

Los objetos aislados de masa planetaria (iPMO) fueron descubiertos por primera vez en 2000 por el equipo británico PW Lucas y PF Roche con UKIRT en la Nebulosa de Orión . [ 11 ] En el mismo año, el equipo español María Rosa Zapatero Osorio et al. descubrió iPMO con espectroscopia Keck en el cúmulo σ Orionis . [ 10 ] La espectroscopia de los objetos en la Nebulosa de Orión se publicó en 2001. [ 21 ] Ambos equipos europeos son ahora reconocidos por sus descubrimientos casi simultáneos. [ 22 ] En 1999, el equipo japonés Yumiko Oasa et al. descubrió objetos en Chamaeleon I [ 23 ] que fueron confirmados espectroscópicamente años después en 2004 por el equipo estadounidense Kevin Luhman et al. [ 24 ]

Observación

115 planetas errantes potenciales en la región entre Escorpio Superior y Ofiuco (2021)

Existen dos técnicas para descubrir planetas errantes: la obtención de imágenes directas y el microlente gravitacional.

Microlente

El astrofísico Takahiro Sumi, de la Universidad de Osaka en Japón, y sus colegas, que forman parte de las colaboraciones Microlensing Observations in Astrophysics y Optical Gravitational Lensing Experiment , publicaron su estudio sobre microlentes en 2011. Observaron 50 millones de estrellas en la Vía Láctea utilizando el telescopio MOA-II de 1,8 metros (5 pies 11 pulgadas) del Observatorio Mount John de Nueva Zelanda y el telescopio de 1,3 metros (4 pies 3 pulgadas) de la Universidad de Varsovia en el Observatorio Las Campanas de Chile . Encontraron 474 incidentes de microlentes, diez de los cuales fueron lo suficientemente breves como para corresponder a planetas del tamaño aproximado de Júpiter sin una estrella asociada en las inmediaciones. Los investigadores estimaron, a partir de sus observaciones, que hay casi dos planetas errantes de masa similar a la de Júpiter por cada estrella en la Vía Láctea. [ 25 ] [ 26 ] [ 27 ] Un estudio sugirió un número mucho mayor, hasta 100 000 veces más planetas errantes que estrellas en la Vía Láctea, aunque este estudio abarcó objetos hipotéticos mucho más pequeños que Júpiter. [ 28 ] Un estudio de 2017 de Przemek Mróz del Observatorio de la Universidad de Varsovia y colegas, con estadísticas seis veces mayores que el estudio de 2011, indica un límite superior para planetas de masa de Júpiter que flotan libremente o en órbita amplia de 0,25 planetas por estrella de secuencia principal en la Vía Láctea. [ 29 ]    

En septiembre de 2020, astrónomos que utilizaban técnicas de microlente informaron de la detección , por primera vez, de un planeta errante de masa similar a la de la Tierra (denominado OGLE-2016-BLG-1928 ) que no estaba ligado a ninguna estrella y flotaba libremente en la galaxia Vía Láctea . [ 16 ] [ 30 ] [ 31 ]

Imágenes directas

El objeto frío de masa planetaria WISE J0830+2837 (objeto marcado en naranja) fue observado con el Telescopio Espacial Spitzer . Tiene una temperatura de 300–350 K (27–77 °C; 80–170 °F) .   

Los planetas de microlente solo pueden estudiarse mediante eventos de microlente, lo que dificulta la caracterización de dichos planetas. Por lo tanto, los astrónomos recurren a objetos aislados de masa planetaria ( iPMO ) que se encontraron mediante el método de imagen directa . Para determinar la masa de una enana marrón o iPMO se necesita, por ejemplo, la luminosidad y la edad del objeto. [ 32 ] Determinar la edad de un objeto de baja masa ha demostrado ser difícil. La gran mayoría de los iPMO se encuentran dentro de regiones jóvenes cercanas de formación estelar cuya edad los astrónomos conocen. Estos objetos son más jóvenes que 200  Myrs, son masivos (>5 M J ) [ 4 ] y pertenecen a las enanas L y T. [ 33 ] [ 34 ] Sin embargo, hay una pequeña muestra creciente de enanas Y frías y viejas que tienen masas estimadas de 8–20 M J . [ 35 ] Entre los candidatos a planetas errantes cercanos de tipo espectral Y se incluye WISE 0855−0714 a una distancia de  7,27 ± 0,13  años luz . [ 36 ] Si esta muestra de enanas Y se puede caracterizar con mediciones más precisas o si se puede encontrar una manera de caracterizar mejor sus edades, es probable que el número de iPMO viejas y frías aumente significativamente.

Los primeros iPMO se descubrieron a principios de la década de 2000 mediante imágenes directas dentro de regiones jóvenes de formación estelar. [ 37 ] [ 10 ] [ 21 ] Estos iPMO encontrados mediante imágenes directas probablemente se formaron como estrellas (a veces llamadas subenanas marrones). Podría haber iPMO que se formen como un planeta, que luego son eyectados. Estos objetos, sin embargo, serán cinemáticamente diferentes de su región natal de formación estelar, no deberían estar rodeados por un disco circunestelar y tienen alta metalicidad . [ 22 ] Ninguno de los iPMO encontrados dentro de regiones jóvenes de formación estelar muestra una alta velocidad en comparación con su región de formación estelar. Para los iPMO antiguos, el frío WISE J0830+2837 [ 38 ] muestra una V tan ( velocidad tangencial ) de aproximadamente 100  km/s, que es alta, pero aún consistente con la formación en nuestra galaxia. Para WISE 1534–1043 [ 39 ], un escenario alternativo explica este objeto como un exoplaneta eyectado debido a su alta V tan de aproximadamente 200  km/s, pero su color sugiere que es una vieja enana marrón pobre en metales. La mayoría de los astrónomos que estudian iPMO masivos creen que representan el extremo de baja masa del proceso de formación estelar. [ 22 ]

Los astrónomos han utilizado el Observatorio Espacial Herschel y el Very Large Telescope para observar un objeto de masa planetaria muy joven y errante, OTS 44 , y demostrar que los procesos que caracterizan el modo de formación estelar canónico se aplican a objetos aislados de hasta unas pocas masas de Júpiter. Las observaciones en el infrarrojo lejano de Herschel han demostrado que OTS 44 está rodeado por un disco de al menos 10 masas terrestres y, por lo tanto, podría eventualmente formar un gran sistema de satélites. [ 40 ] Las observaciones espectroscópicas de OTS 44 con el espectrógrafo SINFONI del Very Large Telescope han revelado que el disco está acumulando materia activamente, de forma similar a los discos de las estrellas jóvenes. [ 40 ]

Binarios

2MASS J1119–1137AB, el primer sistema binario de masa planetaria descubierto, se encuentra en la asociación TW Hydrae.
JuMBO 29, un posible sistema binario de 12,5+3 M J , separado por 135 UA , ubicado en la Nebulosa de Orión.

El primer descubrimiento de un sistema binario de masa planetaria resuelto fue 2MASS J1119–1137AB . Sin embargo, se conocen otros sistemas binarios, como 2MASS J1553022+153236AB , [ 41 ] [ 42 ] WISE 1828+2650 , WISE 0146+4234 , WISE J0336−0143 (que también podría ser un sistema binario de enana marrón y objeto de masa planetaria (BD+PMO)), NIRISS-NGC1333-12 [ 43 ] y varios objetos descubiertos por Zhang et al. [ 42 ]

En la Nebulosa de Orión se descubrió una población de cuarenta binarias amplias y dos sistemas triples. El descubrimiento fue sorprendente por dos razones: la tendencia de las binarias de enanas marrones predijo una disminución de la distancia entre objetos de baja masa a medida que disminuye la masa. También se predijo que la fracción de binarias disminuye con la masa. Estas binarias se denominaron Objetos Binarios de Masa de Júpiter (JuMBO); constituyen al menos el 9% de los iPMO y tienen una separación menor a 340 UA . [ 44 ] No está claro cómo se formaron estos JuMBO, pero un estudio extenso argumentó que se formaron in situ, como las estrellas. [ 45 ] Si se formaron como estrellas, entonces debe haber un "ingrediente extra" desconocido que les permita formarse. Si se formaron como planetas y posteriormente fueron eyectados, entonces hay que explicar por qué estas binarias no se separaron durante el proceso de eyección. Futuras mediciones con el JWST podrían dilucidar si estos objetos se formaron como planetas eyectados o como estrellas. [ 44 ] Kevin Luhman reanalizó los datos de NIRCam y descubrió que la mayoría de los JuMBO no aparecían en su muestra de objetos subestelares. Además, el color era consistente con fuentes de fondo enrojecidas o fuentes con baja relación señal-ruido. Considera que solo JuMBO 29 es un buen candidato para un sistema binario de masa planetaria. [ 46 ]

Número total de iPMO conocidos

Es probable que existan cientos [ 47 ] [ 44 ] de iPMO candidatos conocidos, más de cien [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] objetos con espectros y un número pequeño pero creciente de candidatos descubiertos mediante microlentes. Algunos estudios a gran escala incluyen:

En diciembre de 2021, se descubrió el mayor grupo de planetas errantes jamás encontrado, con un número de al menos 70 y hasta 170 dependiendo de la edad asumida. Se encuentran en la asociación OB entre Escorpio Superior y Ofiuco con masas entre 4 y 13 M J y una edad de alrededor de 3 a 10 millones de años, y probablemente se formaron por colapso gravitacional de nubes de gas, o formación en un disco protoplanetario seguida de eyección debido a inestabilidades dinámicas . [ 47 ] [ 17 ] [ 51 ] [ 19 ] Las observaciones de seguimiento con espectroscopía del Telescopio Subaru y Gran Telescopio Canarias mostraron que la contaminación de esta muestra es bastante baja (≤6%). Los 16 objetos jóvenes tenían una masa entre 3 y 14 M J , lo que confirma que son efectivamente objetos de masa planetaria. [ 50 ]  

En octubre de 2023, se descubrió un grupo aún mayor de 540 candidatos a objetos de masa planetaria en el cúmulo del Trapecio y la nebulosa de Orión interior con el JWST. Los objetos tienen una masa entre 13 y 0,6 M J. Varios de estos objetos formaron sistemas binarios amplios, lo cual no se había predicho. [ 44 ] 

Formación

En general, existen dos escenarios que pueden dar lugar a la formación de un objeto aislado de masa planetaria (iPMO). Puede formarse como un planeta alrededor de una estrella y luego ser expulsado, o bien formarse como una estrella de baja masa o una enana marrón de forma aislada. Esto puede influir en su composición y movimiento. [ 22 ]

Investigaciones recientes indican que los planetas errantes pueden formarse tanto por colapso gravitacional directo dentro de viveros estelares como por eyección de sus sistemas planetarios de origen, interactuando posteriormente con sistemas establecidos e influyendo en sus arquitecturas orbitales y demografía general. Muchos de estos objetos probablemente se originaron dentro de sistemas planetarios antes de ser expulsados ​​dinámicamente, mientras que otros pueden haberse formado de forma aislada. Además de alterar la estabilidad del sistema durante encuentros cercanos o posibles eventos de captura, los planetas errantes también pueden liberar volátiles que mejoran la química prebiótica y crean condiciones propicias para una mayor diversidad biológica. Estos efectos combinados de formación, dinámicos, bioquímicos y ecológicos desempeñan un papel significativo en la configuración de la distribución y evolución de los sistemas exoplanetarios. [ 52 ]

Formación como una estrella

Se pensaba que los objetos con una masa de al menos una masa de Júpiter podían formarse mediante el colapso y la fragmentación de nubes moleculares a partir de modelos en 2001. [ 53 ] Las observaciones previas al JWST han demostrado que es improbable que los objetos por debajo de 3–5 M J se formen por sí solos. [ 4 ] Las observaciones en 2023 en el Cúmulo del Trapecio con el JWST han demostrado que los objetos tan masivos como 0,6 M J podrían formarse por sí solos, sin requerir una masa de corte abrupta. [ 44 ] Se cree que un tipo particular de glóbulo , llamado globulettes , son lugares de nacimiento para enanas marrones y objetos de masa planetaria. Se encuentran globulettes en la Nebulosa Roseta e IC 1805. [ 54 ] A veces, los iPMO jóvenes todavía están rodeados por un disco que podría formar exolunas . Debido a la órbita ajustada de este tipo de exoluna alrededor de su planeta anfitrión, tienen una alta probabilidad del 10 al 15 % de estar en tránsito . [ 55 ] 

discos

Algunas regiones de formación estelar muy jóvenes, típicamente más jóvenes que cinco millones de años, a veces contienen objetos aislados de masa planetaria con exceso infrarrojo y signos de acreción . El más conocido es el iPMO OTS 44 descubierto que tiene un disco y está ubicado en Chamaeleon I. Chamaeleon I y II tienen otros iPMO candidatos con discos. [ 56 ] [ 57 ] [ 33 ] Otras regiones de formación estelar con iPMO con discos o acreción son Lupus I, [ 57 ] Complejo de Nubes Rho Ophiuchi , [ 58 ] cúmulo Sigma Orionis, [ 59 ] Nebulosa de Orión, [ 60 ] Tauro , [ 58 ] [ 61 ] NGC 1333 [ 62 ] e IC 348 . [ 63 ] Un estudio extenso de discos alrededor de enanas marrones y iPMO con ALMA encontró que estos discos no son lo suficientemente masivos como para formar planetas de masa terrestre . Aún existe la posibilidad de que los discos ya hayan formado planetas. [ 58 ] Estudios de enanas rojas han demostrado que algunas tienen discos ricos en gas a una edad relativamente avanzada. Estos discos fueron denominados Discos de Peter Pan y esta tendencia podría continuar en el régimen de masa planetaria. Un disco de Peter Pan es la enana marrón de 45 Myr 2MASS J02265658-5327032 con una masa de aproximadamente 13,7 M J , que está cerca del régimen de masa planetaria. [ 64 ] Estudios recientes del objeto cercano de masa planetaria 2MASS J11151597+1937266 encontraron que este iPMO cercano está rodeado por un disco. Muestra signos de acreción del disco y también exceso infrarrojo. [ 65 ] En mayo de 2025, investigadores que utilizaban el JWST descubrieron que el disco alrededor de Cha 1107−7626 contiene hidrocarburos . Cha 1107−7626 (6–10 M J ) es uno de los objetos de menor masa con un disco polvoriento. [ 66 ] La espectroscopia adicional del JWST mostró que los silicatos y los hidrocarburos son una característica común en los discos de objetos de masa planetaria. Los discos mostraron una fuerte evidencia de crecimiento de grano y cristalización, similar a lo que se observa en los discos alrededor de enanas marrones y estrellas. Esto demostró que estos discos son capaces de formar compañeros rocosos . [ 67 ]

Formación como un planeta

Se predice que los planetas eyectados son en su mayoría de baja masa (<30 M 🜨 Figura 1 Ma et al.) [ 68 ] y su masa media depende de la masa de su estrella anfitriona. Las simulaciones de Ma et al. [ 68 ] mostraron que el 17,5% de las estrellas de una M ☉ eyectan un total de 16,8 M 🜨 por estrella con una masa típica ( mediana ) de 0,8 M 🜨 para un planeta errante individual (FFP). Para las enanas rojas de menor masa con una masa de 0,3 M ☉ el 12% de las estrellas eyectan un total de 5,1 M 🜨 por estrella con una masa típica de 0,3 M 🜨 para un FFP individual.      

Hong et al. [ 69 ] predijeron que las exolunas pueden dispersarse por interacciones planeta-planeta y convertirse en exolunas eyectadas. Se predice que las FFP eyectadas de mayor masa (0,3–1 M J ) son posibles, pero también se predice que son raras. [ 68 ] La eyección de un planeta puede ocurrir a través de la dispersión planeta-planeta o debido a un sobrevuelo estelar. Otra posibilidad es la eyección de un fragmento de un disco que luego se forma en un objeto de masa planetaria. [ 70 ] Otro escenario sugerido es la eyección de planetas en una órbita circumbinaria inclinada . Las interacciones con el sistema binario central y los planetas entre sí pueden conducir a la eyección del planeta de menor masa en el sistema. [ 71 ] [ 72 ] Aunque la efectividad de este mecanismo depende de la geometría del encuentro, que aún no está bien restringida tanto observacional como teóricamente. 

Formación mediante encuentros entre discos circunestelares jóvenes

Los encuentros entre discos circunestelares jóvenes, que son marginalmente estables gravitacionalmente, pueden producir puentes de marea alargados que colapsan localmente para formar iPMO. [ 73 ] Estos iPMO albergan discos expansivos similares a las observaciones, [ 60 ] que la hipótesis del planeta eyectado difícilmente puede explicar. También tienen una alta fracción de multiplicidad en su formación, como sugieren los iPMO en el cúmulo del Trapecio. [ 44 ] Aunque la efectividad de este mecanismo depende de la geometría del encuentro, que aún no está bien restringida ni observacional ni teóricamente. [ 74 ]

Otros escenarios

Si un embrión estelar o de enana marrón experimenta una acreción detenida, podría mantener una masa lo suficientemente baja como para convertirse en un objeto de masa planetaria. Dicha acreción detenida podría ocurrir si el embrión es eyectado o si su disco circunestelar experimenta fotoevaporación cerca de estrellas de tipo O. Los objetos que se formaron mediante el escenario del embrión eyectado tendrían un disco más pequeño o ninguno, y la fracción de sistemas binarios disminuiría para dichos objetos. También podría ser que los objetos de masa planetaria que flotan libremente se formen a partir de una combinación de escenarios. [ 70 ]

Destino

La mayoría de los objetos aislados de masa planetaria flotarán en el espacio interestelar para siempre.

Algunos iPMO tendrán un encuentro cercano con un sistema planetario . Este raro encuentro puede tener tres resultados: el iPMO permanecerá sin ligar, podría estar débilmente ligado a la estrella, o podría expulsar un exoplaneta, reemplazándolo. Las simulaciones han demostrado que la gran mayoría de estos encuentros resultan en un evento de captura en el que el iPMO queda débilmente ligado con una baja energía de enlace gravitacional y una órbita alargada y altamente excéntrica . Estas órbitas no son estables y el 90% de estos objetos ganan energía debido a encuentros planeta-planeta y son expulsados ​​de vuelta al espacio interestelar. Solo el 1% de todas las estrellas experimentará esta captura temporal. [ 75 ]

Calor

Representación artística de un planeta errante del tamaño de Júpiter.

Los planetas interestelares generan poco calor y no son calentados por una estrella. [ 76 ] Sin embargo, en 1998, David J. Stevenson teorizó que algunos objetos del tamaño de planetas a la deriva en el espacio interestelar podrían mantener una atmósfera densa que no se congelaría. Propuso que estas atmósferas se preservarían gracias a la opacidad de la radiación infrarroja lejana inducida por la presión de una atmósfera densa que contiene hidrógeno . [ 77 ]

Durante la formación de un sistema planetario, varios cuerpos protoplanetarios pequeños pueden ser expulsados ​​del sistema. [ 78 ] Un cuerpo expulsado recibiría menos luz ultravioleta generada estelar que puede eliminar los elementos más ligeros de su atmósfera. Incluso un cuerpo del tamaño de la Tierra tendría suficiente gravedad para evitar el escape del hidrógeno y el helio de su atmósfera. [ 77 ] En un objeto del tamaño de la Tierra, la energía geotérmica de la desintegración de radioisótopos residuales del núcleo podría mantener una temperatura superficial por encima del punto de fusión del agua, [ 77 ] permitiendo la existencia de océanos de agua líquida. Es probable que estos planetas permanezcan geológicamente activos durante largos períodos. Si tienen magnetosferas protectoras creadas por geodinamo y vulcanismo en el fondo marino, las chimeneas hidrotermales podrían proporcionar energía para la vida. [ 77 ] Estos cuerpos serían difíciles de detectar debido a sus débiles emisiones de radiación térmica de microondas, aunque la radiación solar reflejada y las emisiones térmicas del infrarrojo lejano podrían ser detectables desde un objeto que se encuentre a menos de 1000 unidades astronómicas de la Tierra. [ 79 ] Alrededor del cinco por ciento de los planetas eyectados del tamaño de la Tierra con satélites naturales del tamaño de la Luna conservarían sus satélites después de la eyección. Un satélite grande sería una fuente de calentamiento geológico mareal significativo . [ 80 ]

Lista

La tabla que aparece a continuación enumera los planetas errantes, confirmados o sospechosos, que se han descubierto. Aún se desconoce si estos planetas fueron expulsados ​​de la órbita de una estrella o si se formaron por sí mismos como enanas marrones subóptimas . Se desconoce si los planetas errantes de masa excepcionalmente baja (como OGLE-2012-BLG-1323 y KMT-2019-BLG-2073 ) son capaces de formarse por sí mismos.

Descubierto mediante imágenes directas

Estos objetos fueron descubiertos mediante el método de imagen directa . Muchos se encontraron en cúmulos estelares jóvenes o asociaciones estelares , y se conocen algunos antiguos (como WISE 0855−0714 ). La lista está ordenada por año de descubrimiento.

Descubierto mediante microlente

Estos objetos fueron descubiertos mediante microlente gravitacional . Los planetas errantes descubiertos mediante microlente gravitacional solo pueden estudiarse mediante el fenómeno de lente. Algunos de ellos también podrían ser exoplanetas en una órbita amplia alrededor de una estrella invisible. [ 112 ]

Descubierto durante el tránsito

Véase también

En la ficción

Referencias

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  3. ↑ "Nuevo modelo cuestiona los hallazgos sobre un 'planeta' huérfano" . Astrobiología de la NASA. 18 de abril de 2001. Archivado del original el 22 de marzo de 2009.
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  5. ↑ Neil deGrasse Tyson en Cosmos: Una odisea en el espacio-tiempo, según lo citado por National Geographic.
  6. ↑ "El equipo de investigación descubrió que la misión proporcionará un recuento de planetas errantes al menos 10 veces más preciso que las estimaciones actuales, que oscilan entre decenas de miles de millones y billones en nuestra galaxia." https://scitechdaily.com/our-solar-system-may-be-unusual-rogue-planets-unveiled-with-nasas-roman-space-telescope/
  7. ↑ "¿Hasta qué punto deberíamos preocuparnos por la posibilidad de que planetas errantes impacten contra la Tierra?" 6 de abril de 2024.
  8. ↑ Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares – Definición de un "Planeta" Declaración de posición sobre la definición de un "Planeta" (IAU) Archivado el 16 de septiembre de 2006 en Wayback Machine
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Bibliografía

  • "Posibilidad de planetas con capacidad para albergar vida en el espacio interestelar". Artículo de Stevenson similar al de Nature , pero con más información.
  • Definición de "Planeta" (Resolución B5 – IAU )
  • Extraños mundos nuevos podrían crear sistemas solares en miniatura. Robert Roy Britt (SPACE.com) 5 de junio de 2006, 11:35 a. m. ET
  • Comunicado de prensa de la Unión Astronómica Internacional ( UAI) sobre el borrador de la definición de "planeta" y "plutones" ( 2006).
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