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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 17
a distintos criterios de selección en la búsqueda de exoplanetas. Estudios recientes
(Marcy et al. 2005, Butler et al. 2006) muestran que 1.2 % de los planetas se encuentran
en órbitas con semieje mayor a < 0.1 AU, y más del 7 % tienen planetas con a
< 5 AU. Por extrapolación, resulta que 12 % de las estrellas tendrían planetas con a
> 5 AU.
1.1.2. Planetas de tipo “Hot Jupiter”
A partir de los relevamientos de búsqueda de estrellas con exoplanetas, ha surgido
una población particular de planetas, llamados “51 Peg” por el primero que fue
descubierto (Butler et al. 2006), o también llamados “Hot Jupiters”. La característica
distintiva es que poseen un semieje mayor a < 0.1 AU, es decir, se ubican muy
cerca de la fuente central. Estos exoplanetas tienen varias veces la masa de Júpiter
(planetas gigantes), orbitan estrellas de tipo solar, con períodos de 3−5 días, semiejes
a=0.04−0.06 AU y órbitas prácticamente circulares.
Debido a los niveles de radiación muy altos sobre la superficie de estos exoplanetas,
se supone que ellos presentarían temperaturas muy elevadas y densidades bajas.
Además, todos poseen excentricidades orbitales pequeñas, probablemente debido a
efectos de circularización, pudiendo sincronizar su propia rotación con el período orbital.
En particular, las estrellas HD 179949 y µ Arae, presentan exoplanetas cuyo
período orbital está sincronizado con la variación de la actividad cromosférica en
las estrellas respectivas (Shkolnik et al. 2005). Por otro lado, esta clase de exoplanetas
tiene una probabilidad mucho mayor de ser observados mediante el método
fotométrico de tránsito, lo cual es análogo a observar “eclipses” en otras estrellas (ver
más adelante métodos de detección), debido al pequeño tamaño que presentan sus
semiejes mayores. Por este motivo, actualmente hay relevamientos especializados en
este tipo de objetos (ver, por ejemplo, Bouchy et al. 2004, Gould et al. 2006).
Los exoplanetas de esta clase no pueden haberse formado “in situ”, es decir, a
tan cortas distancias de la estrella. Esto se debe a que el gas del disco primordial que
se encuentra cercano a la estrella, es disipado rápidamente, en escalas de tiempo de
∼3-10 10 6 años (Zuckerman et al. 1995). De este modo, el planeta no tiene tiempo
suficiente como para formar un núcleo y luego acretar una envolvente gaseosa en esta
región (Pollack et al. 1996). La única forma de explicar un objeto de esta masa a
esta distancia de la estrella, es admitir un proceso de migración del planeta (Lin et