Estrellas que albergan planetas
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Estrellas que albergan planetas son estrellas que acogen a los planetas , por lo tanto, forman sistemas planetarios .

Este artículo describe las correlaciones entre las características de las estrellas y las características de los planetas que las orbitan, y otras conexiones entre las estrellas y sus planetas.

Proporción de estrellas con planetas.

La mayoría de las estrellas tienen planetas, pero no se sabe exactamente qué proporción de estrellas tienen planetas, porque todavía no se pueden detectar todos los planetas. Dicho esto, se ha calculado que hay al menos un planeta en promedio por estrella. [1] Se espera que una de cada cinco estrellas parecidas al Sol [a] tenga un planeta del "tamaño de la Tierra" [b] en la zona habitable . El método de velocidad radial y el método de tránsito (que entre ellos son responsables de la gran mayoría de detecciones) son los más sensibles a los grandes planetas en órbitas pequeñas. Así, muchos exoplanetas conocidos son "Júpiter calientes": planetas de Joviano.masa o más grande en órbitas muy pequeñas con períodos de sólo unos pocos días. Un estudio de 2005 de planetas detectados con velocidad radial encontró que alrededor del 1.2% de las estrellas similares al Sol tienen un júpiter caliente, donde "estrella similar al Sol" se refiere a cualquier estrella de secuencia principal de clases espectrales tardía- F , G o temprana. - K sin un compañero estelar cercano. [2] Este 1,2% es más del doble de la frecuencia de los júpiter calientes detectados por la nave espacial Kepler, lo que puede deberse a que el campo de visión de Kepler cubre una región diferente de la Vía Láctea donde la metalicidad de las estrellas es diferente. [3]Se estima además que del 3% al 4,5% de las estrellas similares al Sol poseen un planeta gigante con un período orbital de 100 días o menos, donde "planeta gigante" significa un planeta de al menos 30 masas terrestres. [4]

Se sabe que los planetas pequeños (de masa aproximadamente similar a la de la Tierra o algo más grande) son más comunes que los planetas gigantes. [5] También parece que hay más planetas en órbitas grandes que en órbitas pequeñas. En base a esto, se estima que quizás el 20% de las estrellas similares al Sol tienen al menos un planeta gigante, mientras que al menos el 40% pueden tener planetas de menor masa. [4] [6] [7] Un estudio de 2012 de datos de microlentes gravitacionales recopilados entre 2002 y 2007 concluye que la proporción de estrellas con planetas es mucho mayor y estima un promedio de 1,6 planetas orbitando entre 0,5 y 10 UA por estrella en la Vía Láctea. , los autores de este estudio concluyen que "las estrellas están orbitadas por planetas como regla, en lugar de la excepción".[1] En noviembre de 2013 se anunció que el 22 ± 8% de lasestrellassimilares al Sol [a] tienen un planeta del tamaño de la Tierra [b] en la zona habitable [c] . [8] [9]

Cualquiera que sea la proporción de estrellas con planetas, el número total de exoplanetas debe ser muy grande. Debido a que la Vía Láctea tiene al menos 200 mil millones de estrellas, también debe contener decenas o cientos de miles de millones de planetas.

Tipo de estrella, clasificación espectral

Véase también planetas orbitando Herbig Ae / Be estrellas , estrellas T Tauri , subgigantes , gigantes amarillas , gigantes rojas , estrellas de tipo B , de tipo A estrellas , estrellas subenana B , de tipo F estrellas , de tipo G estrellas , de tipo K estrellas , las enanas rojas , enanas marrones , enanas blancas , o púlsares .
La clasificación espectral de Morgan-Keenan

La mayoría de los exoplanetas conocidos orbitan estrellas aproximadamente similares al Sol , es decir, estrellas de la secuencia principal de las categorías espectrales F, G o K. Una razón es que los programas de búsqueda de planetas han tendido a concentrarse en tales estrellas. Además, los análisis estadísticos indican que las estrellas de menor masa ( enanas rojas , de categoría espectral M) tienen menos probabilidades de tener planetas lo suficientemente masivos como para ser detectados por el método de velocidad radial . [4] [10] Sin embargo, la nave espacial Kepler ha descubierto muchos planetas alrededor de enanas rojas mediante el método de tránsito , que puede detectar planetas más pequeños.

Las estrellas de la categoría espectral A generalmente giran muy rápidamente, lo que hace que sea muy difícil medir los pequeños cambios Doppler inducidos por los planetas en órbita porque las líneas espectrales son muy anchas. [11] Sin embargo, este tipo de estrella masiva eventualmente evoluciona a una gigante roja más fría que gira más lentamente y por lo tanto se puede medir usando el método de velocidad radial. [11] Se han encontrado unas pocas decenas de planetas alrededor de gigantes rojas.

Observaciones utilizando el telescopio espacial Spitzer indican que las estrellas extremadamente masivas de categoría espectral O, que son mucho más caliente que el Sol, producir un foto-evaporación efecto que inhibe la formación planetaria . [12] Cuando la estrella de tipo O se convierte en supernova, cualquier planeta que se haya formado flotaría libremente debido a la pérdida de masa estelar, a menos que la patada natal del remanente resultante lo empuje en la misma dirección que un planeta que se escapa. [13] Los discos de reserva de materia que no lograron escapar de la órbita durante una supernova pueden formar planetas alrededor de estrellas de neutrones y agujeros negros.. [14]

Los estudios Doppler alrededor de una amplia variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de masa del Sol están orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 de cada 16 para las estrellas similares al Sol y solo 1 de cada 50 para las enanas rojas. . Por otro lado, los estudios de microlentes indican que los planetas de la masa de Neptuno de período largo se encuentran alrededor de 1 de cada 3 enanas rojas. [15] Las observaciones del telescopio espacial Kepler de planetas con períodos de hasta un año muestran que las tasas de ocurrencia de planetas del tamaño de la Tierra a Neptuno (1 a 4 radios terrestres) alrededor de estrellas M, K, G y F son sucesivamente más altas hacia más frías, estrellas menos masivas. [dieciséis]

En el extremo de baja masa de la formación estelar se encuentran los objetos subestelares que no fusionan el hidrógeno: las enanas marrones y las subenanas marrones , de clasificación espectral L, T e Y. Se han descubierto planetas y discos protoplanetarios alrededor de las enanas marrones. , y se han encontrado discos alrededor de enanas sub-marrones (por ejemplo, OTS 44 ).

Los planetas deshonestos expulsados ​​de su sistema podrían retener un sistema de satélites. [17]

Metalicidad

Las estrellas con una metalicidad más alta que el Sol tienen más probabilidades de tener planetas, especialmente planetas gigantes, que las estrellas con una metalicidad más baja.

Las estrellas ordinarias se componen principalmente de los elementos ligeros hidrógeno y helio . También contienen una pequeña proporción de elementos más pesados, y esta fracción se conoce como la metalicidad de una estrella (incluso si los elementos no son metales en el sentido tradicional), [2] denotado [m / H] y expresado en una escala logarítmica donde cero es la metalicidad del Sol.

Un estudio de 2012 de los datos de la nave espacial Kepler encontró que se encontraron planetas más pequeños, con radios más pequeños que los de Neptuno, alrededor de estrellas con metalicidades en el rango −0,6 <[m / H] <+0,5 (aproximadamente cuatro veces menos que el del Sol a tres veces más), [d] mientras que los planetas más grandes se encontraron principalmente alrededor de estrellas con metalicidades en el extremo superior de este rango (en la metalicidad solar y superior). En este estudio, los planetas pequeños ocurrieron aproximadamente tres veces más frecuentemente que los planetas grandes alrededor de estrellas de metalicidad mayor que la del Sol, pero ocurrieron alrededor de seis veces más frecuentemente para estrellas de metalicidad menor que la del Sol. La falta de gigantes gaseosos alrededor de estrellas de baja metalicidad podría deberse a la metalicidad de los discos protoplanetarios.afecta la rapidez con que se pueden formar los núcleos planetarios y si acumulan una envoltura gaseosa antes de que el gas se disipe. Sin embargo, Kepler solo puede observar planetas muy cerca de su estrella y los gigantes gaseosos detectados probablemente migraron desde más lejos, por lo que una menor eficiencia de migración en discos de baja metalicidad también podría explicar en parte estos hallazgos. [18]

Un estudio de 2014 encontró que no solo los planetas gigantes, sino también los planetas de todos los tamaños tienen una mayor tasa de ocurrencia alrededor de estrellas ricas en metales en comparación con estrellas pobres en metales, aunque cuanto más grande es el planeta, mayor es este aumento a medida que aumenta la metalicidad. El estudio dividió los planetas en tres grupos según el radio: gigantes gaseosos, enanas gaseosas y planetas terrestres con las líneas divisorias en 1,7 y 3,9 radios terrestres. Para estos tres grupos, las tasas de aparición de planetas son 9,30, 2,03 y 1,72 veces más altas para las estrellas ricas en metales que para las estrellas pobres en metales, respectivamente. Existe un sesgo en contra de la detección de planetas más pequeños porque las estrellas ricas en metales tienden a ser más grandes, lo que dificulta la detección de planetas más pequeños, lo que significa que estos aumentos en las tasas de ocurrencia son límites más bajos. [19]

También se ha demostrado que las estrellas similares al Sol con planetas tienen muchas más probabilidades de ser deficientes en litio , aunque esta correlación no se observa en absoluto en otros tipos de estrellas. [20] Sin embargo, esta supuesta relación se ha convertido en un punto de discusión en la comunidad de astrofísica planetaria, siendo frecuentemente negada [21] [22] pero también apoyada. [23] [24]

Varias estrellas

La multiplicidad estelar aumenta con la masa estelar: la probabilidad de que las estrellas se encuentren en múltiples sistemas es de aproximadamente el 25% para las enanas rojas, aproximadamente el 45% para las estrellas similares al Sol y aumenta a aproximadamente el 80% para las estrellas más masivas. De las estrellas múltiples, alrededor del 75% son binarias y el resto son multiplicidades de orden superior. [25]

Se han descubierto más de cien planetas que orbitan alrededor de un miembro de un sistema estelar binario (por ejemplo, 55 Cancri , posiblemente Alpha Centauri Bb ), [26] y se han descubierto varios planetas circumbinarios que orbitan alrededor de ambos miembros de una estrella binaria (por ejemplo, PSR B1620 -26 b , Kepler-16b ). Se conocen unas pocas docenas de planetas en sistemas de estrellas triples (por ejemplo, 16 Cygni Bb ) [27] y dos en sistemas cuádruples Kepler 64 y 30 Arietis . [28]

Los resultados de Kepler indican que los sistemas planetarios circumbinarios son relativamente comunes (en octubre de 2013, la nave espacial había encontrado siete planetas circumbinarios de aproximadamente 1000 binarios eclipsantes buscados). Un hallazgo desconcertante es que, aunque la mitad de los binarios tienen un período orbital de 2,7 días o menos, ninguno de los binarios con planetas circumbinarios tiene un período de menos de 7,4 días. Otro hallazgo sorprendente de Kepler es que los planetas circumbinarios tienden a orbitar sus estrellas cerca del radio de inestabilidad crítico (los cálculos teóricos indican que la separación estable mínima es aproximadamente dos o tres veces el tamaño de la separación de las estrellas). [29]

En 2014, a partir de estudios estadísticos de búsquedas de estrellas compañeras, se infirió que alrededor de la mitad de las estrellas anfitrionas de exoplanetas tienen una estrella compañera, generalmente dentro de las 100 UA. [30] [31] Esto significa que muchas estrellas anfitrionas de exoplanetas que se pensaba que eran solas son binarias, por lo que en muchos casos no se sabe cuál de las estrellas orbita realmente un planeta, y los parámetros publicados de los planetas en tránsito podrían ser significativamente incorrectos. porque el radio del planeta y la distancia a la estrella se derivan de los parámetros estelares. Se necesitan estudios de seguimiento con imágenes (como imágenes de moteado ) para encontrar o descartar compañeros (y velocidad radialse necesitarían técnicas para detectar binarios muy juntos) y esto aún no se ha hecho para la mayoría de las estrellas anfitrionas de exoplanetas. Ejemplos de estrellas binarias conocidas en las que no se sabe cuál de las estrellas orbita un planeta son Kepler-132 y Kepler-296 , [32] aunque un estudio de 2015 encontró que los planetas Kepler-296 probablemente orbitaban la estrella más brillante. [33]

Clústeres abiertos

La mayoría de las estrellas se forman en cúmulos abiertos , pero se han encontrado muy pocos planetas en cúmulos abiertos y esto llevó a la hipótesis de que el entorno de cúmulos abiertos dificulta la formación de planetas . Sin embargo, un estudio de 2011 concluyó que ha habido un número insuficiente de encuestas de conglomerados para hacer tal hipótesis. [34] La falta de estudios se debió a que hay relativamente pocos conglomerados abiertos adecuados en la Vía Láctea. Los descubrimientos recientes de planetas gigantes [35] y planetas de baja masa [36] en cúmulos abiertos son consistentes con tasas de ocurrencia de planetas similares en cúmulos abiertos como alrededor de estrellas de campo.

El cúmulo abierto NGC 6811 contiene dos sistemas planetarios conocidos Kepler-66 y Kepler-67 .

Edad

  • Las edades de las estrellas , David R. Soderblom, 31 de marzo de 2010
  • Hacia relaciones edad-rotación-actividad calibradas astrosísmicamente para estrellas de tipo solar Kepler , RA García et al. 27 de marzo de 2014
  • Parámetros precisos del sistema de alojamiento de exoplanetas rocosos más antiguo conocido: Kepler-10 revisado , Alexandra Fogtmann-Schulz et al. 5 de diciembre de 2013

Astrosismología

  • La importancia de la astrosismología en la ciencia exoplanetaria , F Borsa, E Poretti - sait.oat.ts.astro.it
  • Qué puede hacer la astrosismología por los exoplanetas: Kepler-410A b es un Neptuno pequeño alrededor de una estrella brillante, en una órbita excéntrica consistente con baja oblicuidad , Vincent Van Eylen et al. 17 dic 2013
  • Pulsaciones y planetas: la conexión astrosismología-extrasolar-planeta , Sonja Schuh, 19 de mayo de 2010

Actividad estelar

  • Cómo la actividad estelar afecta las estimaciones de tamaño de los planetas extrasolares , S. Czesla, KF Huber, U. Wolter, S. Schröter, JHMM Schmitt, 19 de junio de 2009
  • Júpiter calientes y actividad magnética estelar , AF Lanza, 20 de mayo de 2008
  • Planetas gigantes extrasolares y actividad de rayos X , Vinay L.Kashyap, Jeremy J. Drake, Steven H. Saar, 21 de julio de 2008
  • Pérdida masiva de "Júpiter calientes": implicaciones para los descubrimientos de CoRoT. Parte I: La importancia de la protección magnetosférica de un planeta contra la pérdida de iones causada por eyecciones de masa coronal , Khodachenko et al. Abril de 2007

Otras lecturas

  • Diferentes tipos de interacciones estrella-planeta , AA Vidotto, 25 de noviembre de 2019

Referencias

  1. ^ Un b Para el propósito de este 1 en 5 estadística, "Sun-like" significa estrella de tipo G . Los datos de estrellas similares al Sol no estaban disponibles, por lo que esta estadística es una extrapolación de los datos sobre estrellas de tipo K
  2. ^ a b A los efectos de esta estadística de 1 de cada 5, el tamaño de la Tierra significa 1-2 radios terrestres
  3. ^ A los efectos de esta estadística de 1 en 5, "zona habitable" significa la región con 0,25 a 4 veces el flujo estelar de la Tierra (correspondiente a 0,5-2 AU para el Sol).
  4. ^ Conversión de la escala logarítmica [m / H] a múltiplo de la metalicidad solar: [(10 −0,6 ≈ 1/4), (10 0,5 ≈ 3)]
  1. ^ a b Cassan, A .; Kubas, D .; Beaulieu, JP; Dominik, M; et al. (2012). "Uno o más planetas ligados por estrella de la Vía Láctea a partir de observaciones de microlente". Naturaleza . 481 (7380): 167–169. arXiv : 1202.0903 . Código bibliográfico : 2012Natur.481..167C . doi : 10.1038 / nature10684 . PMID  22237108 .
  2. ^ a b Marcy, G .; et al. (2005). "Propiedades observadas de exoplanetas: masas, órbitas y metalicidades" . Progreso del Suplemento de Física Teórica . 158 : 24–42. arXiv : astro-ph / 0505003 . Código Bibliográfico : 2005PThPS.158 ... 24M . doi : 10.1143 / PTPS.158.24 . Archivado desde el original el 2 de octubre de 2008 . Consultado el 7 de mayo de 2020 .
  3. ^ La frecuencia de los júpiter calientes que orbitan estrellas cercanas de tipo solar , JT Wright, GW Marcy, AW Howard, John Asher Johnson, T. Morton, DA Fischer, (Enviado el 10 de mayo de 2012)
  4. ^ a b c Andrew Cumming; R. Paul Butler; Geoffrey W. Marcy ; et al. (2008). "La búsqueda del planeta Keck: detectabilidad y distribución de la masa mínima y del período orbital de los planetas extrasolares". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 120 (867): 531–554. arXiv : 0803.3357 . Código Bibliográfico : 2008PASP..120..531C . doi : 10.1086 / 588487 .
  5. ^ Ocurrencia de planetas dentro de 0.25 AU de estrellas de tipo solar de Kepler , Andrew W. Howard et al. (Recibido el 13 de marzo de 2011)
  6. ^ Amos, Jonathan (19 de octubre de 2009). "Los científicos anuncian recompensa planetaria" . BBC News . Consultado el 31 de marzo de 2010 .
  7. ^ David P. Bennett; Jay Anderson; Ian A. Bond; Andrzej Udalski; et al. (2006). "Identificación de la estrella anfitriona planetaria OGLE-2003-BLG-235 / MOA-2003-BLG-53". Cartas de revistas astrofísicas . 647 (2): L171 – L174. arXiv : astro-ph / 0606038 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 647L.171B . doi : 10.1086 / 507585 .
  8. ^ Sanders, R. (4 de noviembre de 2013). "Los astrónomos responden a la pregunta clave: ¿Qué tan comunes son los planetas habitables?" . newscenter.berkeley.edu . Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2014 . Consultado el 7 de enero de 2020 .
  9. ^ Petigura, EA; Howard, AW; Marcy, GW (2013). "Prevalencia de planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas similares al Sol". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 110 (48): 19273. arXiv : 1311.6806 . Código Bibliográfico : 2013PNAS..11019273P . doi : 10.1073 / pnas.1319909110 .
  10. ^ Bonfils, X .; et al. (2005). "La búsqueda HARPS de planetas extrasolares del sur: VI. Un planeta con masa de Neptuno alrededor de la enana M cercana Gl 581". Astronomía y Astrofísica . 443 (3): L15 – L18. arXiv : astro-ph / 0509211 . Bibcode : 2005A & A ... 443L..15B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200500193 .
  11. ^ a b Estrellas A retiradas y sus compañeros: exoplanetas que orbitan tres subgigantes de masa intermedia , John A. Johnson, Debra A. Fischer, Geoffrey W. Marcy, Jason T. Wright, Peter Driscoll, RP Butler, Saskia Hekker, Sabine Reffert, Steven S. Vogt, 19 de abril de 2007
  12. ^ L. Vu (3 de octubre de 2006). "Los planetas prefieren vecindarios seguros" . Centro de Ciencias Spitzer . Archivado desde el original el 13 de julio de 2007 . Consultado el 1 de septiembre de 2007 .
  13. ^ Límites en planetas que orbitan estrellas masivas de Radio Pulsar Timing Archivado 2015-06-22 en Wayback Machine , Thorsett, SE Dewey, RJ 16-Sep-1993
  14. ^ El destino de la materia alternativa alrededor de los objetos compactos recién nacidos , Rosalba Perna, Paul Duffell, Matteo Cantiello, Andrew MacFadyen, (Enviado el 17 de diciembre de 2013)
  15. ^ JA Johnson (2011). "Las estrellas que albergan planetas". Sky & Telescope (abril): 22-27.
  16. ^ Una caída dependiente de la masa estelar en las tasas de ocurrencia de planetas , Gijs D. Mulders, Ilaria Pascucci, Daniel Apai, (Enviado el 28 de junio de 2014)
  17. ^ La tasa de supervivencia de planetas terrestres eyectados con lunas por JH Debes, S. Sigurdsson
  18. ^ Buchhave, LA; et al. (2012). "Una abundancia de pequeños exoplanetas alrededor de estrellas con una amplia gama de metalicidades". Naturaleza . Código Bibliográfico : 2012Natur.486..375B . doi : 10.1038 / nature11121 .
  19. ^ Revelando una correlación universal planeta-metalicidad para planetas de diferentes tamaños alrededor de estrellas de tipo solar , Ji Wang, Debra A. Fischer, (Enviado el 29 de octubre de 2013 (v1), última revisión el 16 de octubre de 2014 (esta versión, v3))
  20. ^ Israelí, G .; et al. (2009). "Agotamiento de litio mejorado en estrellas similares al Sol con planetas en órbita". Naturaleza . 462 (7270): 189-191. arXiv : 0911.4198 . Código Bibliográfico : 2009Natur.462..189I . doi : 10.1038 / nature08483 . PMID 19907489 . ... confirman el comportamiento peculiar de Li en el rango de temperatura efectiva 5600-5900 K ... Encontramos que la inmensa mayoría de las estrellas anfitrionas de planetas han agotado severamente el litio ... A temperaturas más altas y más bajas, las estrellas anfitrionas de planetas no aparecen para mostrar algún comportamiento peculiar en su abundancia de Li. 
  21. ^ Baumann, P .; Ramírez, I .; et al. (2010). "Agotamiento de litio en estrellas de tipo solar: sin conexión con el planeta" . Astronomía y Astrofísica . 519 : A87. doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201015137 . ISSN 0004-6361 . 
  22. ^ Ramírez, I .; Fish, JR; et al. (2012). "Abundancias de litio en estrellas enanas y subgigantes FGK cercanas: destrucción interna, evolución química galáctica y exoplanetas". El diario astrofísico . 756 (1): 46. doi : 10.1088 / 0004-637X / 756/1/46 . hdl : 2152/34872 . ISSN 0004-637X . 
  23. ^ Figueira, P .; Faria, JP; et al. (2014). "Los anfitriones de exoplanetas revelan agotamiento de litio" . Astronomía y Astrofísica . 570 : A21. doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201424218 . ISSN 0004-6361 . 
  24. ^ Delgado Mena, E .; Israelí, G .; et al. (2014). "Agotamiento de Li en análogos solares con exoplanetas" . Astronomía y Astrofísica . 562 : A92. doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321493 . ISSN 0004-6361 . 
  25. ↑ Stellar Multiplicity , Gaspard Duchêne (1,2), Adam Kraus (3) ((1) UC Berkeley, (2) Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble , (3) Harvard-Smithsonian CfA), (Enviado el 12 Marzo de 2013)
  26. ^ CATÁLOGO BINARIO DE EXOPLANETS Archivado el 31 de octubre de 2014 en la Wayback Machine , mantenido por Richard Schwarz], consultado el 28 de septiembre de 2013
  27. ^ "Copia archivada" . Archivado desde el original el 19 de septiembre de 2015 . Consultado el 7 de enero de 2020 .CS1 maint: copia archivada como título ( enlace )
  28. ^ Schwarz, Richard; Bazsó, Ákos (2019). "Catálogo de exoplanetas en sistemas estelares binarios" . doi : 10.1093 / mnras / stw1218 . Consultado el 2 de agosto de 2020 .
  29. ^ Galés, William F .; Doyle, Laurance R. (2013). "Mundos con dos soles". Scientific American . 309 (5): 40. doi : 10.1038 / scientificamerican1113-40 .
  30. ^ Un planeta, dos estrellas: un sistema más común de lo que se pensaba Archivado el 31 de octubre de 2014 en Wayback Machine , www.universetoday.com, por Shannon Hall el 4 de septiembre de 2014
  31. ^ La mayoría de las estrellas anfitrionas candidatas al exoplaneta Sub-Arcsecond de Kepler están ligadas gravitacionalmente , Elliott P. Horch, Steve B. Howell, Mark E. Everett, David R. Ciardi, 3 de septiembre de 2014
  32. ^ Validación de los candidatos a planetas múltiples de Kepler. II: Marco estadístico refinado y descripciones de sistemas de interés especial , Jack J. Lissauer, Geoffrey W. Marcy, Stephen T. Bryson, Jason F. Rowe, Daniel Jontof-Hutter, Eric Agol, William J. Borucki, Joshua A. Carter , Eric B. Ford, Ronald L. Gilliland, Rea Kolbl, Kimberly M. Star, Jason H. Steffen, Guillermo Torres (Enviado el 25 de febrero de 2014)
  33. ^ Los cinco planetas en el sistema binario Kepler-296 todos orbitan el primario: un análisis estadístico y analítico , Thomas Barclay, Elisa V. Quintana, Fred C. Adams, David R. Ciardi, Daniel Huber, Daniel Foreman-Mackey, Benjamin T . Montet, Douglas Caldwell, 7 de mayo de 2015
  34. ^ Análisis de conjunto de estudios de tránsito de cúmulos abiertos: límites superiores en la frecuencia de planetas de período corto consistentes con el campo , Jennifer L.van Saders, B. Scott Gaudi, (Enviado el 15 de septiembre de 2010)
  35. ↑ Tres compañeros planetarios alrededor de las estrellas M67 , A. Brucalassi (1,2), L.Pasquini (3), R. Saglia (1,2), MT Ruiz (4), P. Bonifacio (5), LR Bedin (6 ), K. Biazzo (7), C. Melo (8), C. Lovis (9), S. Randich (10) ((1) MPI Munich, (2) UOM-LMU Munchen, (3) ESO Garching, (4) Astron. Dpt. Univ. De Chile, (5) GEPI París, (6) INAF-OAPD, (7) INAF-OACT, (8) ESO Santiago, (9) Obs. De Geneve, (10) INAF -OAFI) (Presentado el 20 de enero de 2014)
  36. ^ La misma frecuencia de planetas dentro y fuera de cúmulos abiertos de estrellas, Søren Meibom, Guillermo Torres, Francois Fressin, David W. Latham, Jason F. Rowe, David R. Ciardi, Steven T. Bryson, Leslie A. Rogers, Christopher E . Henze, Kenneth Janes, Sydney A. Barnes, Geoffrey W. Marcy, Howard Isaacson, Debra A. Fischer, Steve B. Howell, Elliott P. Horch, Jon M. Jenkins, Simon C. Schuler y Justin Crepp Nature 499, 55 –58 (4 de julio de 2013) doi: 10.1038 / nature12279 Recibido el 6 de noviembre de 2012 Aceptado el 2 de mayo de 2013 Publicado en Internet el 26 de junio de 2013
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