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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 33
Figura 1.14: Variación del 15 % de la línea Lyman α antes y despuíes del tríansito,
observada con el HST. Imagen tomada de la página http://www2.iap.fr/exoplanetes/.
gigante: Iota Draconis (Frink et al. 2002). Luego, se encontró el primer exoplaneta en
un cúmulo globular (M4), por lo cual constituye el exoplaneta más viejo encontrado
hasta el momento (Sigurdsson et al. 2003), con una masa de ∼ 2 M Jup . Este pequeño
objeto se encuentra asociado a un sistema binario compuesto por un púlsar y por una
enana blanca. También, ya mencionamos la primer detección de un exoplaneta mediante
imagen directa en el IR, como mostramos en la Figura 1.12 (Chauvin et al. 2004).
Fischer et al. (2007) realizaron el descubrimiento de lo que sería el 5 to planeta orbitando
a la estrella 55 Cnc, mediante la técnica Doppler. Las variaciones periódicas
en la curva de velocidad radial de una estrella, se analizan para obtener los datos de
un primer exoplaneta. Luego, se restan a esta curva los efectos producidos por este
primer compañero. Si los residuos también muestran signos de una variación periódica,
esto puede ser indicativo de un segundo compañero, y así sucesivamente. Este
análisis se debe realizar con mucha precaución, debido a que los residuos pueden ser
muy pequeños, de pocos m/s. De este modo, 55 Cnc es al momento la estrella con
mayor cantidad de exoplanetas conocidos, y representa prácticamente un análogo de
nuestro propio Sistema Solar. En la Figura 1.16 mostramos una ilustración donde se