Exoplanetas: cómo sabemos que existen si no podemos verlos

En una noche limpia y sin luna, el ojo humano distingue un par de miles de estrellas. Cada una es un sol. Durante siglos, si esos soles tenían planetas fue asunto de filósofos: una intuición razonable, sin una sola prueba. Hoy es una rama entera de la astronomía, con miles de mundos catalogados.

La dificultad de fondo es siempre la misma: un planeta no brilla por sí mismo y está pegado, visto desde aquí, a una estrella millones de veces más luminosa. Por eso casi todos se detectan de forma indirecta: midiendo lo que el planeta le hace a la luz de su estrella.

Dos fechas que lo cambiaron todo

La primera detección confirmada llegó de donde nadie la buscaba. En 1992, Aleksander Wolszczan y Dale Frail publicaron en Nature dos cuerpos de masa planetaria alrededor del púlsar PSR B1257+12, deducidos de diminutas irregularidades en el ritmo de sus pulsos de radio. Eran planetas, sí, pero orbitando el cadáver ultradenso de una estrella masiva.

La revolución de verdad llegó en octubre de 1995. Michel Mayor y Didier Queloz, del Observatorio de Ginebra, anunciaron un planeta alrededor de 51 Pegasi, una estrella parecida al Sol a unos 50 años luz (el año luz mide distancia, no tiempo). El planeta, 51 Pegasi b, tenía al menos la mitad de la masa de Júpiter y completaba una órbita en 4,23 días, a unos 0,05 UA: ocho veces más cerca de lo que está Mercurio del Sol (la UA, unidad astronómica, es la distancia media Tierra-Sol, 149 597 870,7 km).

Aquello no encajaba con nada: los modelos decían que un gigante gaseoso solo puede nacer lejos de su estrella, donde el hielo se condensa. La respuesta, hoy aceptada, fue la migración planetaria: los planetas no se quedan donde nacen. Mayor y Queloz recibieron el Nobel de Física en 2019 por aquel trabajo.

Cuatro maneras de ver lo invisible

Casi todo el catálogo procede de cuatro técnicas, y cada una tiene su punto ciego: entenderlos evita malinterpretar las estadísticas.

Tránsito: la estrella parpadea

Si la órbita está alineada con nuestra línea de visión, el planeta pasa por delante del disco estelar y le roba una fracción minúscula de luz. La caída de brillo es la razón entre las áreas: un Júpiter delante de un sol tapa alrededor del 1 %; una Tierra, unas 84 partes por millón, un 0,008 %. Medir eso desde el suelo, con la atmósfera temblando, es casi imposible; desde el espacio, es rutina.

El tránsito da el radio del planeta y el periodo orbital. Su límite es geométrico: para una Tierra alrededor de un sol, la probabilidad de alineación es inferior al 0,5 %, uno de cada doscientos sistemas. Y favorece a los planetas grandes y de periodo corto, que transitan más a menudo y tapan más.

Velocidad radial: la estrella se bambolea

Estrella y planeta giran en torno a un centro de masas común, así que la estrella describe una pequeña órbita: al acercarse a nosotros su luz se desplaza al azul y al alejarse, al rojo. De ese vaivén en el espectro se deduce la masa del planeta. Así se encontró 51 Pegasi b: su estrella oscilaba a unos 59 metros por segundo. Para calibrar la exigencia actual, Júpiter mueve al Sol unos 12,5 m/s y la Tierra apenas 9 cm/s; los espectrógrafos más estables, como ESPRESSO en el Very Large Telescope de ESO, trabajan ya por debajo de 1 m/s.

La pega es que solo se mide la velocidad en nuestra dirección, así que se obtiene una masa mínima salvo que se conozca la inclinación de la órbita. Combinada con un tránsito, en cambio, da masa y radio a la vez: de ahí sale la densidad, la primera pista sobre si el planeta es roca, agua o gas.

Imagen directa: la fotografía imposible

Fotografiar el planeta exige tapar la estrella con un coronógrafo, y aun así el contraste es brutal: en luz visible, una Tierra reflejaría unas diez mil millones de veces menos luz que su estrella. Solo funciona con planetas jóvenes, masivos y muy separados, que aún brillan en el infrarrojo con el calor de su formación; el sistema HR 8799, fotografiado a partir de 2008, es el ejemplo de manual. Aporta pocos planetas, pero de cada uno se puede obtener el espectro.

Microlente gravitatoria: la lupa de la relatividad

Cuando una estrella lejana pasa justo por detrás de otra más cercana, la gravedad de esta curva y amplifica su luz durante días o semanas. Si la estrella cercana tiene un planeta, aparece un pico secundario breve en esa curva de brillo. Detecta planetas fríos, a varias UA, e incluso cuerpos que vagan sin estrella. Su inconveniente es definitivo: el alineamiento no se repite jamás y ese planeta no vuelve a estudiarse.

Método	Qué mide	Sesgo principal	Planetas atribuidos
Tránsito	Radio y periodo	Planetas grandes y cercanos; exige alineación	4 688
Velocidad radial	Masa mínima y periodo	Planetas masivos y de periodo corto	1 200
Microlente	Masa y separación	Planetas fríos y lejanos; irrepetible	283
Imagen directa	Brillo y espectro	Planetas jóvenes, masivos y muy separados	98

Cifras del NASA Exoplanet Archive a 20 de agosto de 2026. El resto procede de técnicas minoritarias: variaciones en el instante de los tránsitos, astrometría o cronometraje de púlsares.

Kepler y TESS: del caso suelto al censo

Encontrar planetas dejó de ser el problema; había que contarlos bien, y para eso hacía falta mirar mucho tiempo al mismo sitio. El telescopio espacial Kepler (NASA, 2009-2018) vigiló durante años el brillo de más de 150 000 estrellas de un mismo campo. Su cosecha, con la misión extendida K2, supera los 3 300 planetas confirmados y deja casi 3 000 candidatos. Lo importante no fue la lista, sino la estadística: hay al menos tantos planetas como estrellas, y el tipo más frecuente en la Vía Láctea no existe en nuestro sistema solar, el de tamaño intermedio entre la Tierra y Neptuno.

TESS, en órbita desde 2018, barre casi todo el cielo por sectores buscando tránsitos en estrellas brillantes y cercanas. Sus 929 planetas confirmados son los que luego pueden estudiarse en detalle con instrumentos como el telescopio espacial James Webb. El total acumulado, a 20 de agosto de 2026, es de 6 354 exoplanetas confirmados según el NASA Exoplanet Archive, el catálogo de referencia de la comunidad. La cifra sube casi cada semana.

La zona habitable no es una promesa

Se llama zona habitable al rango de distancias en el que un planeta rocoso con una atmósfera razonable podría mantener agua líquida en superficie. Para el Sol, la estimación conservadora más usada (Kopparapu y colaboradores, 2013) sitúa ese anillo entre 0,99 y 1,70 UA. Venus queda fuera por el borde caliente y Marte cerca del frío: es un requisito de partida, no un certificado. Un planeta ahí dentro puede no tener atmósfera, haberla perdido por la actividad de su estrella o ser un minineptuno inhabitable. Traduce «planeta en la zona habitable» por «candidato interesante para estudiar su atmósfera».

TRAPPIST-1, el laboratorio favorito

El sistema que mejor ilustra todo esto está a unos 40 años luz. TRAPPIST-1 es una enana roja ultrafría, mucho más pequeña y tenue que el Sol, con siete planetas de tamaño terrestre confirmados en 2017 por el equipo de Michaël Gillon. Sus órbitas son tan compactas que los periodos van de 1,5 a unos 19 días: los siete cabrían de sobra dentro de la órbita de Mercurio. Tres de ellos (e, f y g) caen en la zona habitable de esa estrella.

Es el mejor banco de pruebas que tenemos: los siete transitan y la estrella es pequeña, así que la señal es comparativamente grande. Y las primeras respuestas invitan a la prudencia. Las medidas del telescopio espacial James Webb publicadas en 2023 (Greene y colaboradores) no hallaron indicios de una atmósfera espesa en TRAPPIST-1 b, el planeta más interno. Las enanas rojas emiten fulguraciones intensas, y una incógnita mayor es si un planeta puede conservar su atmósfera junto a una estrella así.

Lo que todavía no sabemos

Conviene tener clara la frontera entre lo medido y lo supuesto:

• De la mayoría solo conocemos el tamaño. Un radio sin masa no distingue una roca de una bola de gas ligera, y hay miles de planetas en esa situación.
• No hemos visto una superficie. Ni un continente ni un océano: lo que aparece en las ilustraciones divulgativas —incluida la de este artículo— es interpretación artística.
• No sabemos cuántas Tierras hay. La frecuencia de planetas del tamaño terrestre en la zona habitable de estrellas como el Sol tiene barras de error enormes, justo porque son los más difíciles de detectar.
• No hay ninguna biofirma confirmada. Se han anunciado gases potencialmente asociados a la vida y ninguno ha resistido el escrutinio como prueba.
• Nos falta medio catálogo. Un análogo de Júpiter exige más de una década de seguimiento: los sistemas parecidos al nuestro son los que peor detectamos.

Nada de esto resta mérito a lo conseguido en treinta años. Solo sitúa el listón: hemos pasado de cero a más de seis mil mundos y ahora empieza la parte difícil, saber cómo son.

Compruébalo tú

La mejor forma de entender un tránsito es jugar con él: cambiar el tamaño del planeta, acercarlo o alejarlo y ver cómo cambia la curva de luz. Tienes un simulador en nuestra herramienta de tránsito de un exoplaneta. Y si te apetece hablarlo con gente que también se emociona con una curva de brillo, nos vemos en nuestras actividades: no veremos un exoplaneta por el ocular, pero sí sus estrellas.