Category Archives: Project updates

Proxima b is our neighbor… better get used to it!

It is true. We are convinced that there is a planet orbiting Proxima now. The evidence goes as follows : a signal was spotted back in 2013 on previous surveys (UVES and HARPS). The preliminary detection was first done by Mikko Tuomi, our in-house applied mathematician and his Bayesian codes. However, the signal was not convincing as the data was really sparse and the period was ambiguous (other possible solutions at 20 and 40 days, plus a long period signal of unknown origin). We followed up Proxima in the next years but our two observing runs were 12 days, barely sufficient to secure a signal which ended up being 11.2 days. So the Pale Red Dot was designed with the sole purpose of confirming or refuting its strict periodicity, plus carefully monitor the star for activity induced variability. We got very lucky with the weather so we obtained 54 out of 60 observations. The photometric monitoring telescopes (ASH2 and several units of Las Cumbres Observatory Global Telescope network), worked flawlessly so we could see the effect of spots, flares and rotation of the star, which also had a footprint on the spectra. However, nothing indicated that spurious variability would be happening at 11.2 days.

This plot shows how the motion of Proxima Centauri towards and away from Earth is changing with time over the first half of 2016. Sometimes Proxima Centauri is approaching Earth at about 5 kilometres per hour — normal human walking pace — and at times receding at the same speed. This regular pattern of changing radial velocities repeats with a period of 11.2 days. Careful analysis of the resulting tiny Doppler shifts showed that they indicated the presence of a planet with a mass at least 1.3 times that of the Earth, orbiting about 7 million kilometres from Proxima Centauri — only 5% of the Earth-Sun distance.
This plot shows how the motion of Proxima Centauri towards and away from Earth is changing with time over the first half of 2016. Sometimes Proxima Centauri is approaching Earth at about 5 kilometres per hour — normal human walking pace — and at times receding at the same speed. This regular pattern of changing radial velocities repeats with a period of 11.2 days. Careful analysis of the resulting tiny Doppler shifts showed that they indicated the presence of a planet with a mass at least 1.3 times that of the Earth, orbiting about 7 million kilometres from Proxima Centauri — only 5% of the Earth-Sun distance.

So that’s basically it : the Pale Red Dot campaign also detects the same period, and confirms that the signal has been in phase for the 16 years of accumulated observations. This is a requirement for a proper Keplerian orbit. Features like starspots are more short lived plus affect the velocities in the time-scales of the rotation of the star, which is now confirmed at ~83 days.

The combination of all the data produces this periodogram


which leaves little doubt to the reality of the signal. The peaks in a periodogram tells us where a significant period is spotted, plus give us information about its significant. The horizontal lines correspond to False Alarm Probabilities of 10%, 1% and 0.1%. Our signal is now well beyond that. The probability of a statistical false positive is smaller than one of ten millions!

So what we know? We know the period and the size of the radial velocity wobble. From that we derive a minimum mass of 1.3 masses of the Earth. With the period and the mass of the star, we know it orbits at 5% of an astronomical unit (this is 20 times closer than Earth is from the Sun), which combined with the luminosity of the star tells us that the planet is warm and can currently support liquid water on its surface. Beyond this, all is mostly speculative. But one can do simulations and educated guesses. If you want to learn more about them, follow forthcoming articles at

and a contributed one to this website by Rory Barnes.

We had a press release event at ESO today. We want to thank everyone for the passion and effort shared in this project, including the Breakthrough Starshot foundation and its chair Pete Worden for giving us their support. We hope to reach the stars, there is a foundation to promote technological advancements, and now we have a target. The sky is the limit!

Peer review — or how an experiment becomes scientific literature

What is happening now?

Now that the data collection and  analysis are complete and the results written in a paper, the next step is for the paper to be verified by the scientific community before going public. Peer review is the process the scientific community uses  for quality control of results. While a new exoplanet or supernova might have little impact on our immediate life, mistakes in some scientific disciplines (eg. biomedical research, chemistry, climate change,.. ) can have very serious consequences. Requests for research funding, patents, space missions and even new medicines are generally not accepted unless they rely on publicly available, peer reviewed research.

An important component of the peer review process are the scientific journals. Some journals will publish anything as long as it is scientifically correct, while some others will only publish results that are deemed novel or represent a very significant advance.

Who decides what it is correct and significant?

For each paper, there are at least two key people that are responsible for assessing correctness and significance. They are the editor and the referee(s). To understand how peer review works, it is better to explain the life cycle of a scientific paper.

Flow chart of the peer review process.
Flow chart of the peer review process. The approximate status of our paper as of July 1st, is marked with the red dot.


The authors must choose to submit their paper to a journal of their choice. Once the journal receives the manuscript, a scientific editor is assigned to it. This editor manages and supervises the process. Editors are respected senior scientists that work full-time for the journal, or work at a University and part-time for the journal. Papers can be rejected at this stage because the editor considers there is not sufficient original science in the result, or because the article does not match the philosophy of the journal.

Paper sent to review

After a preliminary quality assessment, the editor will search for experts to provide a more detailed revision.  These experts (called referees) are scientists not involved in the result but are experts in the field to which the paper relates. One or more referees can be assigned to a paper, and they are asked to submit a report within a  few weeks.

Referees’ opinions have a lot of leverage over the fate of a scientific result. Since referees are likely to be working on a related topic, conflicts of interest can arise and it is the editors job to carefully monitor the process. For example, if a reviewer is exceedingly enthusiastic, aggressive (or even careless), editors can search for additional referees or ignore a review. Referees are asked to follow strict ethical rules and confidentiality. The identity of the referees is not revealed to the authors to protect their independence.

First revision

After a while referee reports are sent to the editor and s/he then decides whether or not to proceed with the publication. Passing first revision is an important milestone because serious show stoppers are often identified at this stage. If the referee reports are not negative, the editor forwards them to the authors, and they are given some time to address comments and criticisms. Typical requests consist of providing additional data, analyses, adding references to previous work, and providing better discussion on obscure points of the original manuscript.

This is where we are with our Proxima paper!

After implementing the changes, the authors re-submit the article together with responses to the referee reports. The editor forwards all this information to the referees, and the process is iterated until the editor accepts it.


At acceptance the editor has become convinced that the paper meets the quality standards of the journal. They then write an acceptance notification which is met with great delight by the authors.

We hope to reach that point soon!

… but it is not over yet

Acceptance only concerns the content. At this stage authors might need to remake plots, prepare final tables and even rewrite some small parts of the paper. This process is done in collaboration with the production teams of the journal and can take from a few days to a few weeks. Final editing is performed in collaboration with professional writers who take account of English language and style.

As in any other professionally published work, the last editorial step consists of sending the paper in its very final format (commonly called  ‘galley proofs’) to the authors for their final approval. When this is done, a publication date is assigned and the peer review process is complete.


Scientific results can also be presented in conferences or other media, but these are not considered valid references unless they are published in a peer review journal. Alternative peer review procedures are being tested, but still the vast majority of scientific production goes through this classic peer review system.

… reaching the public!

It is becoming increasingly important to raise awareness of new scientific (peer reviewed) discoveries, and to be clear of what they mean to all of us. Scientists often don’t have time nor the skills to do that, so this falls into the hands of outreach, press offices, science writers and science communicators in general. When a significant result is achieved, the information needs to be transformed from the dry rigour of a scientific paper to something non-specialised audiences can digest. This includes the so-called general public, but also companies, governments and policy makers who might need to decide on crucial matters based on the most updated evidence.

So, if you are a scientist and once the paper is accepted for publication, it’s a good time to contact your outreach department and work together on how to best bring the new results to the public.

Farewell, Pale Red Dot #1

The Pale Red Dot team now goes back to their daily duties. A research paper has been written and submitted to a research journal. The review process can take anytime between a few weeks to a few months. Fingers crossed! The web articles and posts in social media will remain available for your enjoyment.

A second phase of Pale Red Dot project might start soon, with more articles and further details on what the data tells us. Do not delete us from your favourite lists just yet!

Cheers, and don’t forget to look at the sky from time to time!


Pale Red Dot team

Science and edition; Guillem Anglada-Escude (editor-in-chief), Gavin Coleman, John Strachan (QMUL/UK), Cristina Rodríguez-López, Zaira M. Berdinas, Pedro J. Amado (IAA/Spain), James Jenkins (UChile/Chile), Mikko Tuomi (Herts/UK), Christopher J. Marvin, Stefan Dreizler (U.Goettingen/Germany), Julien Morin (U.Montpellier), Alexandre Santerne (CAUP/Portugal), Yiannis Tsapras(Heidelberg/Germany).

Support; Matthew McKinley Mutter (English language editor, QMUL/UK), Predrag Micakovic (web & IT support, QMUL/UK), Silbia López de Lacalle, Ruben Herrero Illana (Editorial support and spanish translations, IAA/CSIC), Radek Kosarzycki (media partner, polish translations)

Observatories; Oana Sandu, Lars Lindberg Christiansen, Richard Hook (European Southern Observatory, Education and Public Outreach Department), Edward Gomez (, Scientist & outreach officer), Nicolás Morales (Research scientists, SPACEOSB-San Pedro de Atacama Celestial Explorations)

Primera mitad de las medidas Doppler

Ahora que hemos relizado la mitad de las observaciones previstas con HARPS, y ASH2, nos gustaría compartir con vosotros el aspecto de los datos Doppler. Como vimos en el artículo ‘La señal’, esperamos una cierta variabilidad de ‘algunos’ metros por segundo, pero no más de 4-5 m/s, sino, el programa de búsqueda realizado por UVES ya la habría encontrado.

Desafortunadamente, no podemos revelar los datos reales para evitar sesgos en la futura evaluación del manuscrito. En lugar de ello, os presentamos unos cuantos ejemplos de medidas Doppler similares a las que estamos obteniendo para Proxima Centauri. Son simulaciones de datos obtenidos usando los mismos datos temporales que los de la campaña Punto Rojo Pálido y reproducen los tres resultados más probables que se pueden obtener de estas primeras treinta medidas. Pero le hemos dado una vuelta de tuerca! Uno de los seis conjuntos de datos se corresponde, de hecho, con las observaciones ‘reales’… ¿podéis averiguar cuál es?

Caso 1 –  Variabilidad en la velocidad radial dominada por ruido aleatorio

Figura 1 – Los paneles de la izquierda muestran dos conjuntos de posibles medidas Doppler; los paneles centrales muestran una de las herramientas utilizadas para detectar posibles periodicidades y los de la derecha muestran los mejores ajustes a los datos al ponerlos en fase con los períodos más favorables obtenidos en los paneles centrales. No encontramos ninguna variabilidad suficientemente significativa en ninguno de los dos conjuntos de datos. Créditos : Guillem Anglada-Escude/

Los paneles de la izquierda en la Figura 1 muestras dos ejemplos típicos de datos que sólo contienen ruido aleatorio. Las pequeñas líneas verticales de cada punto son las llamadas barras de error, e ilustran la incertidumbre de cada medida (~1 m/s). Hay que tener en cuenta que dependiendo de las condiciones atmosféricas, algunas medidas tienen mayores barras de error. Los paneles centrales muestran un gráfico llamado periodograma. Los periodogramas nos dicen cuáles son los períodos más significativos posibles en los datos y nos permiten cuantificar si una señal es o no lo suficientemente robusta como para se detectada.  En este ejemplo fijamos el umbral de detección a una probabilidad de falsa alarma del 0.1%. Es decir, los picos que sobrepasen la línea discontinua azul corresponderían a señales con probabilidad de falsa alarma menor que el 0.1%. Ninguno de estos dos conjuntos de datos revela una señal significativa.

Caso 2 – Indicios de una señal, pero alterada por la actividad

Figura 2 – Una inspección a ojo sugiere que podría haber variabilidad coherente, pero no puede distinguirse del ruido estelar. Los ajustes Keplerianos de la derecha no son muy buenos y requieren ajustes orbitales con excentricidades muy altas, lo que es característico de variabilidad espuria. Créditos : Guillem Anglada-Escude/

Aquí mostramos dos conjuntos de datos que contienen una posible señal Doppler, pero que han sido alterados por actividad estelar no periódica. Como en el caso 1, ninguno de los dos conjuntos de datos son suficientes para confirmar una señal. La acumulación de datos a lo largo de la campaña, debería impulsar los verdaderos candidatos a planetas sobre los límites de detección, al mismo tiempo que la significancia de las señales espurias disminuiría. En casos como éstos, intentaríamos modelar la actividad estelar utilizando fotometría y otras medidas espectroscópicas, para ver si parte de la variabilidad puede ser explicada por ruido estelar. Como ejemplo de las técnicas utilizadas para conseguir esto, podéis consultar la entrevista a la catedrática Suzanne Aigrain.

Caso 3 – Se detecta una señal con claridad, a pesar de la actividad

Figure 3 - In this two cases, signals stands out over the threshold and the right fits look a bit better, Note that these sets only contain 1/2 of the data and are barely above threshold, so even in this case we would need to wait until the end of the run and the photometric monitoring to see if their significance improves. Image credits : Guillem Anglada-Escude/
Figura 3 – En estos dos casos, señales Doppler significativas destacan sobre el umbral de detección. Créditos : Guillem Anglada-Escude/

En este caso tenemos dos conjuntos de datos simulados con señales auténticas de planetas que dominan claramente sobre el ruido (Figura 3). Este sería el mejor escenario para la campaña Punto Rojo Pálido. Aún así, tendríamos que investigar la fotometría y otros índices de actividad para evaluar la posible variabilidad relacionada con la actividad.

¡Gracias por seguirnos!


— Traducido del inglés por Cristina Rodríguez López–

\’La señal\’

¡La campaña está en marcha! A 9 de febrero de 2016, sólo hemos perdido dos noches de observación con HARPS por culpa del mal tiempo, lo que quiere decir que ya tenemos 15 espectros de buena calidad listos para ser procesados. En cuanto al seguimiento fotométrico, los telescopios LCOGT han estado obteniendo datos de calidad (fotometría en las bandas UBV), y el telescopio ASH2 ya tiene también 19 noches de fotometría de calidad (bandas óptica y roja). La estación BOOTES está teniendo dificultades técnicas que esperamos que se solucionen pronto. Por suerte, el ASH2 (el último en unirse al proyecto, ¡pero el que mejor fotometría está proporcionando hasta ahora!) ofrece una redundancia que nos ha salvado. Daremos detalles de todos los observatorios involucrados en el proyecto en los próximos artículos.

Actualización del estado de las observaciones. Ya hemos obtenido el 25% de los datos de HARPS, y dos observatorios de segumiento han estado obteniendo buenos datos fotométricos durante este tiempo. Aunque es posible que el mal tiempo impida obtener datos alguna de las noches, los objetivos del programa se podrán lograr si conseguimos un 80% de las observaciones programadas.

Ahora que ya hemos tenido la oportunidad de leer acerca del método Doppler y de cómo la actividad estelar puede ocultar la presencia de un planeta, vamos a hablar sobre lo que el proyecto pretende conseguir. Analizando datos de alta cadencia anteriores de la estrella, se detecta una posible señal, pero hemos de ser cautos ya que la actividad estelar puede producir el mismo tipo de señal. Como se describió en el artículo de Paul Gilster, se han buscado planetas pequeños alrededor de Próxima con anterioridad. Las búsquedas más exhaustivas han sido (1) el estudio de planetas rocosos alrededor de enanas M de UVES/ESO, llevado a cabo entre 2000 y 2009; (2) las búsquedas por parte del equipo de Ginebra usando HARPS; y (3) los datos obtenidos recientemente por parte de nuestro propio programa de alta cadencia, también usando HARPS, llamado Cool Tiny Beats (minúsculos latidos fríos), en 2013-2014. A continuación damos algunos detalles técnicos para los que estéis interesados…

Los datos Doppler de VLT/UVES y sus posibles señales

Las medidas Doppler de UVES fueron publicadas en Kuester & Endl 2008. En artículos anteriores (ver Figura 1) ya hemos visto que si hay un planeta, esperamos ver un movimiento que oscile con el tiempo. Estas medidas no mostraron eso (Figura 2), pero aun así, las velocidades medidas con UVES no parecieron totalmente aleatorias.

Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.
Figura 1. Ejemplo de las medidas (en rojo) superpuestas a la señal Doppler esperada que sería causada por un exoplaneta orbitando una estrella. Cambios en la velocidad de 51 Peg, una estrella como el Sol, usados por M. Mayor y D. Queloz para deducir la presencia de un gigante gaseoso siguiendo una órbita de corto periodo alrededor de la estrella.
Doppler measurements of Proxima from UVES. No clear sinusoid can be spotted by eye, which already rules out the presence of long period gas giants around the star.
Figura 2. Medidas Doppler de Próxima obtenidas con UVES. No se ven indicios de una sinusoide a simple vista, lo que descarta la presencia de gigantes gaseosos de largo periodo alrededor de la estrella.

Las estrellas sólo son visibles durante unos cuantos meses al año, por lo que esa señal pudo deberse a un planeta con un periodo similar al de la Tierra que estábamos muestreando en momentos arbitrarios de su órbita. Kuester & Endl 2008 tenían razones para sospechar que esta variabilidad fue realmente causada por actividad, o incluso por efectos instrumentales desconocidos. Una vez que se sustrajo la posible señal mediante un ajuste a una sinusoide, apenas quedó nada en los residuos aparte de ruido aparentemente aleatorio a un nivel de 2-3 m/s. La señal Doppler de un planeta es mayor si el planeta se encuentra más cerca de la estrella (como en el Sistema Solar, donde a Mercurio le lleva menos de 3 meses girar alrededor del Sol; el movimiento de los planetas cercanos es más rápido). De este modo, aunque no se pudo obtener una señal clara de estas medidas, los investigadores sí dedujeron que no había planetas grandes orbitando la estrella con periodos menores a unos pocos cientos de días.

Limits to the minimum mass of planets orbiting Proxima. Concerning the 'Habitable Zone' (here marked in green between 4 and 15 days, but new models suggest it extends to periods as long as 27 days), planets down to 3 Earth masses (minimum mass) were ruled out by the data.
Figura 3. Límite para la masa mínima de planetas orbitando Próxima. La zona de habitabilidad está marcada en verde entre 4 y 15 días, pero nuevos modelos sugieren que podría extendersete hasta unos 27 días. Planetas por debajo de 3 masas terrestres (de masa mínima) fueron descartados por las observaciones, Extraído de  Endl, M.; Kürster, M. 2008 A&A.

Las masas mínimas para un planeta descartadas por UVES están ilustradas en la Figura 3. Hablamos de ‘masa mínima’ del planeta porque el método Doppler sólo mide movimientos a lo largo de nuestra línea de visión. Incluso en este límite, los argumentos estadísticos indican que es muy improbable encontrar ningún planeta de menos de unas 5 masas terrestres en su zona de habitabilidad con otras técnicas. Una vez establecido este límite superior, el programa UVES dejó de observar Próxima y otro puñado de estrellas enanas M a finales de 2008.

Las observaciones de Próxima del equipo HARPS/Ginebra anteriores a 2012

Durante el mismo periodo, Próxima se observó unas 25 veces con HARPS. Aunque la estrella mostró variabilidad a un nivel de 2-3 m/s, también mostró indicios de actividad durante episodios esporádicos de fulguraciones, así como un exceso de radiación proveniente de su cromosfera. En cualquier caso, las medidas eran consistentes con las del estudio de UVES en el sentido de que no se detectó ninguna señal evidente por encima de unos 2 m/s. En 2013, la estrella se observó de nuevo como parte del estudio extendido de HARPS para enanas M liderado por el ex-astrónomo de Ginebra X. Bonfils, ahora con base en Grenoble, pero hasta ahora no se ha informado de ninguna variación significativa. Por tanto, estas campañas no hallaron ninguna evidencia convincente de una señal.

Doppler velocity measurements by X.Bonfils and his team taken between 2002 and 2009 with HARPS. Source : Bonfils et al. 2013 A&A, available via arXiv.
Medidas de la velocidad Doppler tomadas por X. Bonfils y su equipo entre 2002 y 2009 con HARPS. Fuente: Bonfils et al. 2013 A&A, disponible vía arXiv.

Las observaciones de HARPS – Cool Tiny Beats’ (2013 – 2014)

En 2013, el mismo equipo que formamos Pale Red Dot comenzó un programa para medir velocidades radiales usando alta cadencia (centrados en una pequeña muestra de enanas M muy cercanas) con la idea de cazar planetas de corto periodo y pulsaciones, así como entender la conexión de la actividad estelar con las señales Doppler aparentes. Próxima era un objetivo natural de este estudio, que se realizó en dos campañas de 12 noches cada una (mayo de 2013 y enero de 2014). A diferencia de lo que ocurrió con el resto de estrellas de la muestra, las medidas de velocidad radial de Próxima variaron suavemente a lo largo de ambas campañas. Por desgracia, dada la duración de éstas, no pudo verificarse la periodicidad de la variabilidad. Para más inri, la variabilidad Doppler a largo plazo que había encontrado el estudio de UVES estaba ahí, y parecía ser impredecible, por lo que la combinación de nuestros datos con otros de hace años no son de ayuda a la hora de confirmar la señal. Y así es como se concibió Pale Red Dot…

Doppler measurements of Proxima obtained in 12 consecutive nights in May 2013, suggestive of smooth variability on the timescale between 10 and 20 days. The origin of this 'signal' is what the Pale Red Dot campaign is trying to figure out. Image credits : G.Anglada-Escude.
El panel superior contiene las medidas Doppler de Próxima obtenidas durante 12 noches consecutivas en mayo de 2013 que sugieren una suave variabilidad en escalas de entre 10 y 20 días. El panel inferior es lo que llamamos un ‘periodograma’, que es una herramienta matemática para identificar posibles periodicidades en los datos. Dado que la campaña duró unos 12 días, no podemos acotar el posible periodo sólo con estos datos. La campaña de Pale Red Dot está intentando descubrir si esta es una señal estrictamente periódica a través de observaciones durante 60 noches consecutivas, cubriendo varios ciclos de la posible señal y comparando la variabilidad con fotometría simultánea. Créditos de la imagen: G.Anglada-Escude.

Aunque estamos convencidos de que hay una señal en las mediciones Doppler de Próxima, los datos disponibles hasta ahora no son suficientes para confirmar su presencia ni determinar su origen. La variabilidad a largo plazo de Próxima arruinó nuestros intentos de combinar datos de observaciones pasadas, por lo que surgió la necesidad de una nueva campaña

En resumen

La combinación de datos de UVES y de HARPS a distinta cadencia sugieren que la estrella muestra una suave variación en su señal Doppler. Dado que el estudio de UVES estableció un límite superior de entre 2 y 3 masas terrestres y suponiendo que la señal no está generada por actividad estelar, ésta ha de deberse a un planeta menor (de entre 1 y 2 masas terrestres). La señal podría estar ocasionada por actividad estelar, pero si es así la señal debería ser cuasi-periódica y no estrictamente periódica como esperamos si es causada por el movimiento orbital de un posible planeta. ¡Eso es lo que queremos averiguar! Si quieres saber más, ¡siéntete libre de contactar con cualquier miembro del equipo de Pale Red Dot!

Y exactamente, ¿cuál es el plan?

Estamos haciendo un seguimiento de dos meses a Próxima Centauri. Si el planeta está ahí, tenemos que ver la velocidad de la estrella aumentar y disminuir entre 3 y 4 veces, dependiendo del periodo exacto. Simultáneamente, estamos monitoreando Próxima con los telescopios de, ASH2 Atacama, y la red BOOTES. El muestreo regular y continuo de las observaciones, junto con las observaciones fotométricas cuasi-simultáneas nos deberían permitir modelar de forma adecuada la variabilidad a largo plazo y, con un poco de suerte, confirmar si la señal Doppler está producida o no por un planeta. Si no lo está… seguiremos adelante buscando #palereddots alrededor de otras estrellas cercanas…

¡Gracias por seguirnos!

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)


… ¿así que esperáis encontrar un punto rojo pálido?

¡Así es! Pensamos que puede haber un pequeño planeta orbitando nuestra vecina estelar más cercana -una estrella enana M llamada Próxima Centauri-, pero quizá solo se trate de actividad magnética. Vamos a observar Próxima durante dos meses con el instrumento cazador de planetas HARPS y con dos redes de telescopios menores. Este monitoreo debería esclarecer la naturaleza de la señal Doppler, pero… ¡espera un segundo!

¿¿Señal Doppler?? ¿¿Eso qué es?? Una enana M magnética… ¿es una banda de rock? ¿Durante dos meses? ¡Eso suena muy aburrido! ¿No podéis encontrar planetas de otra forma? ¿No habría que hacerlo desde el espacio? ¿Cuándo podremos visitar esos planetas?

Para responder estas y muchas otras preguntas, publicará artículos de científicos relevantes de todo el mundo que nos hablarán sobre planetas extrasolares, la búsqueda de vida más allá de la Tierra, instrumentación y planes futuros, y sobre lo que pensamos sobre la vida, el universo y todo lo demás…

Como las cosas buenas de la vida, Pale Red Dot será intenso pero corto. Cuando hayamos tomado todos los datos (hacia finales de marzo), empezará un exhaustivo análisis y esta web entrará en una breve pero necesaria hibernación. Después, los resultados se enviarán a una revista de revisión por pares y solo entonces se producirá el glorioso (o decepcionante) anuncio. ¡Nadie sabe lo que va a pasar! El proceso puede llevar varios meses, pero haremos todo lo que esté en nuestras manos para manteneros informados.

¿Queréis saber si existe un planeta alrededor de la estrella más cercana al Sol? ¡Nosotros también! Manteneos atentos.

… ¿y qué clase de artículos vais a publicar?

  • Los artículos de expertos (Expert Insights) y las opiniones de expertos (Expert Opinions) son artículos escritos por pioneros en la búsqueda de exoplanetas, líderes de misiones espaciales y de instrumentos de los mayores telescopios del mundo, visionarios y toda clase de estrellas en alza en el campo de los exoplanetas y de la física estelar. Las opiniones de expertos siempre se publicarán los domingos (perfecto para acompañar unos churros durante el desayuno), mientras que los artículos de expertos aparecerán entre semana (ideal para leer de camino al trabajo).
  • Los artículos sobre La vida en el observatorio (Observatory life) tratarán sobre el trabajo en diferentes observatorios y sobre cómo se toman las observaciones en ellos. ¡Incluyendo fotos y vídeos de lo que pasa entre bambalinas! Los artículos sobre la vida en el observatorio se publicarán los sábados.
  • Las actualizaciones del proyecto (Project updates) se publicarán todos los viernes y contendrán los hitos conseguidos durante la semana, incluyendo nuestras habituales quejas sobre el mal tiempo. No podremos conseguir nada si está nublado, así que los astrónomos están realmente interesados en hablar sobre el tiempo.

¿Estáis preparados para uniros a nuestra caza en directo de un exoplaneta?

Si tenéis alguna pregunta, estaremos encantados de responderla en Twitter, @Pale_Red_Dot y #PaleRedDot.

Vídeo en alta resolución y descripción disponibles en

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

La búsqueda empieza en enero de 2016

Pale Red Dot  (Pálido Punto Rojo) empezará el 11 de enero de 2016. Pale Red Dot es una iniciativa conjunta de los investigadores responsables de las observaciones, la oficina de divulgacion de ESO (Observatorio Europeo Austral), y las siguientes instituciones :  Queen Mary University of London/UK (, Instituto de Astrofísica de Andalucía/Spain (, Universidad de Chile (, University of Hertfordshire/UK (, University of Goettingen/Germany (, Universite de Montpellier (, (, y BOOTES telescope network (

También contaremos con contribuciones de líderes mundiales en investigación en astrofísica y planetas extrasolares. Pronto se difundirán más detalles del programa y actividades de divulgacion asociadas.

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