(NC&T) Cochran y Endl han estado haciendo un seguimiento de la estrella HD 155358 desde el año 2001, utilizando el Espectrógrafo de Alta Resolución del HET. Las mediciones de su "velocidad radial" o movimientos acercándose y alejándose cíclicamente de la Tierra, muestran que la estrella tiene un bamboleo en su movimiento, causado por sus compañeros no visibles para los instrumentos de detección, que tiran de la estrella.

HD 155358 es ligeramente más caliente que el Sol, pero un poco menos masiva. Y, lo más importante, su contenido en "metales" (como llaman los astrónomos a todos los elementos más pesados que el hidrógeno o el helio) es de sólo un 20 por ciento del contenido presente en el Sol. Junto con otra estrella (denominada HD 47536), es, hasta donde se sabe, la de contenido más pobre de tales elementos que posea planetas a su alrededor.

La especialidad de Bean es el estudio del contenido de metales en las estrellas. Sus profundos análisis del espectro de la estrella revelaron su naturaleza pobre en metales, y esto le permitió deducir su edad: alrededor de diez mil millones de años.

Uno de los planetas tiene un período orbital de 195 días y, como mínimo, tiene el 90 por ciento de la masa de Júpiter. Gira a una distancia de 0,6 unidades astronómicas de la HD 155358. (Una unidad astronómica es la distancia de la Tierra al Sol de 150 millones de kilómetros.) El otro planeta, con una masa mínima que equivale a la mitad de la de Júpiter, orbita a la HD 155358 en 530 días, a una distancia de 1,2 unidades astronómicas.

(El Hobby-Eberly Telescope se ha usado en la investigación.) (Foto: Marty Harris/McDonald Observatory) Wittenmyer utilizó la supercomputadora Lonestar de la Universidad de Texas en Austin para calcular las órbitas de los dos planetas masivos hasta 100 millones de años en el futuro. Estas órbitas no son circulares y ambos planetas se mueven con una notable proximidad uno de otro, y por lo tanto interactúan gravitatoriamente (se "empujan" uno al otro). Es como un baile. Los cálculos muestran cómo las órbitas cambian con el tiempo: Primero, más excéntricas, luego más circulares, y de nuevo se inicia el ciclo. El sistema es estable y la pauta de evolución se repite aproximadamente cada 3.000 años. Estos planetas intercambian entre sí la excentricidad. Cuando una órbita es más circular, la otra es más excéntrica. La combinación de planetas masivos que giran alrededor de una estrella pobre en metales tiene consecuencias para las teorías de la formación planetaria. El resultado principal del descubrimiento consiste en que estos planetas requirieron, para formarse, de un disco muy masivo, varias veces más que lo estimado para el disco del que se formó nuestro sistema solar. Entre otras implicaciones, ello demuestra que las masas de los discos pueden variar significativamente y que incluso podrían ser el factor más crucial en la formación planetaria.