Los planetas extrasolares. ¿cómo se detectan?

26 de noviembre de 2018

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Bruno Henríquez

 

Para cada trabajo existe una herramienta,
y si no hay se inventa
refrán

 Detección delos planetas extrasolares

 

Hasta la década del 70 del siglo pasado había muchas dudas y polémicas acerca de la existencia de planetas alrededor de otras estrellas.

La presencia de uno o varios cuerpos orbitando alrededor de una estrella causan diversos efectos que utilizando los métodos y la tecnología adecuados  permiten detectar tanto la  existencia del cuerpo o los cuerpos en cuestión, como muchas de sus características.

El tamaño de estos cuerpos es variable y se han podido detectar ante todo los más grandes aunque por métodos más refinados se ha detectado la presencia de planetas más pequeños, o sea con menor volumen y masa.

Entre los métodos más utilizados para detectarlos planetas extrasolares se encuentran los basados en: Observación directa., Detección de efectos gravitacionales, tránsito planetario, modificación del espectro de la estrella, emisión infrarroja y la velocidad radial.

Aunque también se han podido detectar acompañantes de estrellas por la variación de la frecuencia de pulsares y el efecto de microlentes gravitacionales.

Por eso se han desarrollado junto con los métodos que hemos mencionado, programas de observación y misiones espaciales que cuentan con la tecnología adecuada para detectar las señales que sirvan para aplicar esos métodos.

A continuación se presenta una breve descripción de algunos efectos y métodos que contribuyen en la detección de los planetas extrasolares, los cuales se tratarán con más detalles en futuros artículos

 

Método de los tránsitos

Cuando ocurre el paso de un planeta en la visual entre el observador y la estrella disminuye intensidad luminosa recibida de la  estrella. Durante cierto tiempo el brillo observado de la estrella  disminuye. Luego permanece aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al borde del disco estelar y el brillo aumenta  hasta que finaliza el tránsito. Con esto se puede conocer el período en que el planeta orbita su estrella, y por la tercera ley de Kepler su distancia a ella y su tamaño.

 

 

Método de la variación del tiempo de tránsito (VTT)
Los cambios en el tiempo de tránsito de un planeta pueden ser utilizados para detectar otro  planeta. El primero descubierto de esta manera fue el exoplaneta wasp-3c, Este método es potencialmente capaz de detectar planetas tan pequeños como la Tierra.

 

Método del tirón gravitacional este se ha utilizado desde hace mucho tiempo para detectar estrellas binarias y compañero oscuros de las estrellas, solo bastaba aumentar la precisión de las mediciones y paciencia para detectar los efectos gravitacionales de los planetas. La estrella y el planeta giran alrededor de un centro de gravedad común por lo que se produce un “tambaleo” de la estrella que se puede observar y registrar con mediciones astrométricas precisas desde la Tierra, así se deduce la órbita del planeta y su  período. También es posible deducir su masa.

 

 

Método de la velocidad radial

La velocidad radial es la componente de la velocidad con la que el objeto se acerca o se aleja del observador, aunque no se mueva exactamente en la misma dirección de este, se calcula de la observación del efecto Doppler, se manifiesta como un corrimiento del espectro de la estrella hacia el rojo cuando se aleja o hacia el violeta cuando se acerca, pero  a este se le llama habitualmente corrimiento al azul.

 

 

La  velocidad radial permite estimar las masas de las estrellas, y algunos elementos orbitales, también sirve para detectar planetas alrededor de las estrellas, y permite calcular el límite inferior de la masa de un planeta. Por ejemplo: La Tierra provoca, en el Sol, una variación de velocidad radial de 9 cm/s.

 

Medida de los pulsos de radio de un púlsar
Leves anomalías parámetros de los pulsos de radio de un pulsar pueden ser utilizadas para rastrear los cambios en su movimiento causado por la presencia de planetas.

 

Modificación del espectro de la estrella.

Otra modificación importante en la luz de la estrella es la aparición de rayas de absorción debido a la presencia de atmósferas en los planetas que pasan frente a ella, este método permite conocer las componentes químicas de la atmósfera planetaria en cuestión.

 

Binarias eclipsantes
Si un planeta órbita alrededor de un sistema de estrellas doble eclipsantes, entonces el planeta se puede detectar a través de pequeñas variaciones en el momento de ocurrencia de los eclipses respectivos.

Efecto de lente gravitacional, sobre las estrellas  y otras componentes.

Una lente gravitatoria, o lente gravitacional, se forma cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes se curva alrededor de un objeto masivo situado entre el objeto emisor y el receptor. Estas lentes pueden utilizarse para detectar la presencia de objetos masivos invisibles, tales como agujeros negros, la materia oscura e incluso para observar  planetas

Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. este método presenta dificultades ya que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por algún otro métodos

 

Perturbaciones en discos de polvo circunestelares
En los discos circunestelares de polvo, alrededor de estrellas jóvenes es posible detectar irregularidades en la distribución de material causadas por la acción  gravitatoria de un planeta. Es un mecanismo similar al que actúa en el caso de los satélites pastores de Saturno. Con él  se ha inferido la presencia de 3 planetas orbitando Beta pictoris y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD216956). En estrellas aún más jóvenes la presencia de un planeta gigante en formación sería detectable a partir del hueco que dejaría en el disco de acreción. Por tratarse de una observación óptica este método podría incluirse en el de detección visual directa.

 

Emisión infrarroja

Exceso de infrarrojo: Aunque los planetas reflejan la luz de la estrella que orbitan, siendo muy opacos y difíciles de detectar en la luz visible, no pasa lo mismo con la luz infrarroja, con la que pueden  a veces verse más brillantes que la misma estrella. Esto ocurre especialmente en los sistemas planetarios jóvenes, donde el planeta mantenga el calor generado durante su fase de acreción. Se han descubierto algunos planetas extrasolares buscando en catálogos históricos de imágenes infrarrojas de observatorios dedicados a ese estudio.

Con este fin se han incluido Detectores infrarrojos en los proyectos Proyectos TPF y Darwin y también en el nuevo Telescopio Espacial James Webb.

 

Detección Visual Directa
Esta consiste en la obtención de imágenes o fotografías de los planetas extrasolares. Es la más evidente pero la más difícil por la lejanía de los planetas extrasolares. El primer caso fue la observación del joven planeta 2M1207b, una enana marrón, a 40UA de la estrella 2M1207 en la asociación estelar TM Hydrae, en la constelación de la Hidra.

 

 

En sucesivos artículos les comentaré acerca de  cada uno de estos métodos y los planetas que se han detectado así como algunas curiosidades y fenómenos aún sin explicación que han aparecido al analizar las observaciones.