Cualquier planeta es una fuente de luz extremadamente débil en comparación con su estrella madre . Por ejemplo, una estrella como el Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada por cualquiera de los planetas que orbitan alrededor de ella. Además de la dificultad intrínseca de detectar una fuente de luz tan débil, la luz de la estrella madre provoca un resplandor que la difumina. Por esas razones, muy pocos de los exoplanetas informados hasta enero de 2024 [actualizar]se han observado directamente, y aún menos se han resuelto desde su estrella anfitriona.
En cambio, los astrónomos generalmente han tenido que recurrir a métodos indirectos para detectar planetas extrasolares. A partir de 2016, varios métodos indirectos diferentes han dado resultados satisfactorios.
Los siguientes métodos han demostrado ser eficaces al menos una vez para descubrir un nuevo planeta o detectar un planeta ya descubierto:
Una estrella con un planeta se moverá en su propia órbita pequeña en respuesta a la gravedad del planeta. Esto conduce a variaciones en la velocidad con la que la estrella se mueve hacia o desde la Tierra, es decir, las variaciones se dan en la velocidad radial de la estrella con respecto a la Tierra. La velocidad radial se puede deducir del desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella madre debido al efecto Doppler . [1] El método de velocidad radial mide estas variaciones para confirmar la presencia del planeta utilizando la función de masa binaria .
La velocidad de la estrella alrededor del centro de masas del sistema es mucho menor que la del planeta, porque el radio de su órbita alrededor del centro de masas es muy pequeño (por ejemplo, el Sol se mueve a unos 13 m/s debido a Júpiter, pero sólo a unos 9 cm/s debido a la Tierra). Sin embargo, las variaciones de velocidad de hasta 3 m/s o incluso algo menos se pueden detectar con espectrómetros modernos , como el espectrómetro HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) en el telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio La Silla , Chile, el espectrómetro HIRES en los telescopios Keck o EXPRES en el Lowell Discovery Telescope . Un método especialmente simple y económico para medir la velocidad radial es la "interferometría externamente dispersa". [2]
Hasta aproximadamente 2012, el método de velocidad radial (también conocido como espectroscopia Doppler ) era, con diferencia, la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas. (Después de 2012, el método de tránsito del telescopio espacial Kepler lo superó en número). La señal de velocidad radial es independiente de la distancia, pero requiere espectros de alta relación señal-ruido para lograr una alta precisión, y por ello se utiliza generalmente sólo para estrellas relativamente cercanas, hasta unos 160 años luz de la Tierra, para encontrar planetas de menor masa. Tampoco es posible observar simultáneamente muchas estrellas objetivo a la vez con un solo telescopio. Los planetas de masa joviana pueden detectarse alrededor de estrellas situadas hasta unos pocos miles de años luz de distancia. Este método encuentra fácilmente planetas masivos que están cerca de las estrellas. Los espectrógrafos modernos también pueden detectar fácilmente planetas de masa de Júpiter que orbitan a 10 unidades astronómicas de la estrella madre, pero la detección de esos planetas requiere muchos años de observación. Actualmente, los planetas con masa similar a la de la Tierra sólo son detectables en órbitas muy pequeñas alrededor de estrellas de baja masa, como por ejemplo Proxima b .
Es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa por dos razones: primero, estas estrellas se ven más afectadas por la atracción gravitatoria de los planetas. La segunda razón es que las estrellas de baja masa de la secuencia principal generalmente giran relativamente lento. La rotación rápida hace que los datos de las líneas espectrales sean menos claros porque la mitad de la estrella gira rápidamente alejándose del punto de vista del observador mientras que la otra mitad se acerca. Detectar planetas alrededor de estrellas más masivas es más fácil si la estrella ha abandonado la secuencia principal, porque al abandonarla se ralentiza la rotación de la estrella.
En ocasiones, la espectrografía Doppler produce señales falsas, especialmente en sistemas con múltiples planetas y estrellas. Los campos magnéticos y ciertos tipos de actividad estelar también pueden dar señales falsas. Cuando la estrella anfitriona tiene múltiples planetas, las señales falsas también pueden surgir por no tener suficientes datos, de modo que múltiples soluciones pueden ajustarse a los datos, ya que las estrellas generalmente no se observan de forma continua. [3] Algunas de las señales falsas se pueden eliminar analizando la estabilidad del sistema planetario, realizando análisis fotométricos en la estrella anfitriona y conociendo su período de rotación y los períodos del ciclo de actividad estelar.
Los planetas con órbitas muy inclinadas respecto a la línea de visión desde la Tierra producen oscilaciones visibles más pequeñas y, por lo tanto, son más difíciles de detectar. Una de las ventajas del método de velocidad radial es que se puede medir directamente la excentricidad de la órbita del planeta. Una de las principales desventajas del método de velocidad radial es que solo puede estimar la masa mínima de un planeta ( ). La distribución posterior del ángulo de inclinación i depende de la distribución de masa real de los planetas. [4] Sin embargo, cuando hay múltiples planetas en el sistema que orbitan relativamente cerca uno del otro y tienen masa suficiente, el análisis de estabilidad orbital permite restringir la masa máxima de estos planetas. El método de velocidad radial se puede utilizar para confirmar los hallazgos realizados por el método de tránsito. Cuando ambos métodos se utilizan en combinación, se puede estimar la masa real del planeta.
Aunque la velocidad radial de la estrella sólo proporciona la masa mínima del planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las líneas espectrales de la estrella, se puede encontrar la velocidad radial del propio planeta, y esto proporciona la inclinación de la órbita del planeta. Esto permite medir la masa real del planeta. Esto también descarta los falsos positivos y también proporciona datos sobre la composición del planeta. El problema principal es que tal detección es posible sólo si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si el planeta refleja o emite mucha luz. [5]
Mientras que el método de velocidad radial proporciona información sobre la masa de un planeta, el método fotométrico puede determinar el radio del planeta. Si un planeta cruza ( transita ) frente al disco de su estrella madre, entonces el brillo visual observado de la estrella disminuye en una pequeña cantidad, dependiendo de los tamaños relativos de la estrella y el planeta. [6] Por ejemplo, en el caso de HD 209458 , la estrella se oscurece en un 1,7%. Sin embargo, la mayoría de las señales de tránsito son considerablemente más pequeñas; por ejemplo, un planeta del tamaño de la Tierra que transita una estrella similar al Sol produce un oscurecimiento de solo 80 partes por millón (0,008 por ciento).
Un modelo teórico de curva de luz de exoplaneta en tránsito predice las siguientes características de un sistema planetario observado: profundidad de tránsito (δ), duración del tránsito (T), duración de entrada/salida (τ) y período del exoplaneta (P). Sin embargo, estas cantidades observadas se basan en varias suposiciones. Para facilitar los cálculos, suponemos que el planeta y la estrella son esféricos, el disco estelar es uniforme y la órbita es circular. Dependiendo de la posición relativa en la que se encuentre un exoplaneta en tránsito observado mientras transita una estrella, los parámetros físicos observados de la curva de luz cambiarán. La profundidad de tránsito (δ) de una curva de luz en tránsito describe la disminución del flujo normalizado de la estrella durante un tránsito. Esto detalla el radio de un exoplaneta en comparación con el radio de la estrella. Por ejemplo, si un exoplaneta transita una estrella del tamaño del radio solar, un planeta con un radio mayor aumentaría la profundidad de tránsito y un planeta con un radio menor disminuiría la profundidad de tránsito. La duración del tránsito (T) de un exoplaneta es el tiempo que un planeta pasa transitando una estrella. Este parámetro observado cambia en relación con la velocidad a la que se mueve un planeta en su órbita mientras transita la estrella. La duración de entrada/salida (τ) de una curva de luz en tránsito describe el tiempo que tarda el planeta en cubrir por completo la estrella (entrada) y descubrirla por completo (salida). Si un planeta transita desde un extremo del diámetro de la estrella hasta el otro extremo, la duración de entrada/salida es más corta porque un planeta tarda menos en cubrir por completo la estrella. Si un planeta transita una estrella en relación con cualquier otro punto que no sea el diámetro, la duración de entrada/salida se alarga a medida que te alejas del diámetro porque el planeta pasa más tiempo cubriendo parcialmente la estrella durante su tránsito. [7] A partir de estos parámetros observables, se determinan mediante cálculos una serie de parámetros físicos diferentes (semieje mayor, masa de la estrella, radio de la estrella, radio del planeta, excentricidad e inclinación). Con la combinación de medidas de la velocidad radial de la estrella, también se determina la masa del planeta.
Este método tiene dos desventajas importantes. En primer lugar, los tránsitos planetarios son observables solo cuando la órbita del planeta está perfectamente alineada desde el punto de vista de los astrónomos. La probabilidad de que un plano orbital planetario esté directamente en la línea de visión de una estrella es la relación entre el diámetro de la estrella y el diámetro de la órbita (en estrellas pequeñas, el radio del planeta también es un factor importante). Alrededor del 10% de los planetas con órbitas pequeñas tienen esa alineación, y la fracción disminuye para los planetas con órbitas más grandes. Para un planeta que orbita una estrella del tamaño del Sol a 1 UA , la probabilidad de que una alineación aleatoria produzca un tránsito es del 0,47%. Por lo tanto, el método no puede garantizar que una estrella en particular no albergue planetas. Sin embargo, al escanear grandes áreas del cielo que contienen miles o incluso cientos de miles de estrellas a la vez, los estudios de tránsitos pueden encontrar más planetas extrasolares que el método de velocidad radial. [9] Varias investigaciones han adoptado ese enfoque, como el Proyecto MEarth basado en tierra , SuperWASP , KELT y HATNet , así como las misiones espaciales COROT , Kepler y TESS . El método de tránsito también tiene la ventaja de detectar planetas alrededor de estrellas que se encuentran a unos pocos miles de años luz de distancia. Los planetas más distantes detectados por Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search se encuentran cerca del centro galáctico. Sin embargo, las observaciones de seguimiento confiables de estas estrellas son casi imposibles con la tecnología actual.
La segunda desventaja de este método es la alta tasa de detecciones falsas. Un estudio de 2012 descubrió que la tasa de falsos positivos para tránsitos observados por la misión Kepler podría ser tan alta como el 40% en sistemas de un solo planeta. [10] Por esta razón, una estrella con una sola detección de tránsito requiere confirmación adicional, típicamente a partir del método de velocidad radial o del método de modulación del brillo orbital. El método de velocidad radial es especialmente necesario para planetas del tamaño de Júpiter o más grandes, ya que los objetos de ese tamaño incluyen no solo planetas, sino también enanas marrones e incluso estrellas pequeñas. Como la tasa de falsos positivos es muy baja en estrellas con dos o más candidatos a planetas, tales detecciones a menudo se pueden validar sin extensas observaciones de seguimiento. Algunas también se pueden confirmar a través del método de variación del tiempo de tránsito. [11] [12] [13]
Muchos puntos de luz en el cielo tienen variaciones de brillo que pueden aparecer como planetas en tránsito mediante mediciones de flujo. Los falsos positivos en el método de fotometría de tránsito surgen en tres formas comunes: sistemas binarios eclipsantes combinados, sistemas binarios eclipsantes rasantes y tránsitos de estrellas del tamaño de planetas. Los sistemas binarios eclipsantes suelen producir eclipses profundos que los distinguen de los tránsitos de exoplanetas, ya que los planetas suelen ser más pequeños que aproximadamente 2R J, [14] pero los eclipses son más superficiales para los sistemas binarios eclipsantes combinados o rasantes.
Los sistemas binarios eclipsantes combinados consisten en un sistema binario eclipsante normal combinado con una tercera estrella (normalmente más brillante) a lo largo de la misma línea de visión, normalmente a una distancia diferente. La luz constante de la tercera estrella diluye la profundidad del eclipse medida, por lo que la curva de luz puede parecerse a la de un exoplaneta en tránsito. En estos casos, el objetivo suele contener una gran estrella primaria de secuencia principal con una pequeña estrella secundaria de secuencia principal o una estrella gigante con una estrella secundaria de secuencia principal. [15]
Los sistemas binarios eclipsantes rasantes son sistemas en los que un objeto rozará apenas el borde del otro. En estos casos, la profundidad máxima de tránsito de la curva de luz no será proporcional a la relación de los cuadrados de los radios de las dos estrellas, sino que dependerá únicamente de la pequeña fracción de la primaria que esté bloqueada por la secundaria. La pequeña caída medida en el flujo puede imitar la del tránsito de un exoplaneta. Algunos de los casos de falsos positivos de esta categoría se pueden encontrar fácilmente si el sistema binario eclipsante tiene una órbita circular, con dos compañeros que tienen masas diferentes. Debido a la naturaleza cíclica de la órbita, habría dos eventos eclipsantes, uno de los primarios ocultando al secundario y viceversa. Si las dos estrellas tienen masas significativamente diferentes, y estos radios y luminosidades diferentes, entonces estos dos eclipses tendrían profundidades diferentes. Esta repetición de un evento de tránsito superficial y profundo se puede detectar fácilmente y, por lo tanto, permitir que el sistema se reconozca como un sistema binario eclipsante rasante. Sin embargo, si las dos compañeras estelares tienen aproximadamente la misma masa, entonces estos dos eclipses serían indistinguibles, lo que haría imposible demostrar que se está observando un sistema binario eclipsante rasante utilizando solo las mediciones de fotometría de tránsito.
Finalmente, hay dos tipos de estrellas que son aproximadamente del mismo tamaño que los planetas gigantes gaseosos, las enanas blancas y las enanas marrones. Esto se debe al hecho de que los planetas gigantes gaseosos, las enanas blancas y las enanas marrones, están todas sostenidas por una presión electrónica degenerada. La curva de luz no discrimina entre masas, ya que solo depende del tamaño del objeto en tránsito. Cuando es posible, se utilizan mediciones de velocidad radial para verificar que el cuerpo en tránsito o eclipsante tenga masa planetaria, es decir, menos de 13M J . Las variaciones del tiempo de tránsito también pueden determinar M P . La tomografía Doppler con una órbita de velocidad radial conocida puede obtener una M P mínima y una alineación de órbita simple proyectada.
Las estrellas gigantes rojas tienen otro problema para detectar planetas a su alrededor: si bien es mucho más probable que los planetas alrededor de estas estrellas transiten debido al mayor tamaño de la estrella, estas señales de tránsito son difíciles de separar de la curva de luz de brillo de la estrella principal, ya que las gigantes rojas tienen pulsaciones frecuentes en brillo con un período de unas pocas horas a días. Esto es especialmente notable con las subgigantes . Además, estas estrellas son mucho más luminosas y los planetas en tránsito bloquean un porcentaje mucho menor de la luz que proviene de estas estrellas. Por el contrario, los planetas pueden ocultar por completo una estrella muy pequeña, como una estrella de neutrones o una enana blanca, un evento que sería fácilmente detectable desde la Tierra. Sin embargo, debido al pequeño tamaño de las estrellas, la probabilidad de que un planeta se alinee con un remanente estelar de este tipo es extremadamente pequeña.
La principal ventaja del método de tránsito es que se puede determinar el tamaño del planeta a partir de la curva de luz. Cuando se combina con el método de velocidad radial (que determina la masa del planeta), se puede determinar la densidad del planeta y, por lo tanto, aprender algo sobre la estructura física del planeta. Los planetas que se han estudiado con ambos métodos son, con diferencia, los exoplanetas mejor caracterizados conocidos. [16]
El método del tránsito también permite estudiar la atmósfera del planeta en tránsito. Cuando el planeta transita por la estrella, la luz de esta pasa a través de la atmósfera superior del planeta. Al estudiar con atención el espectro estelar de alta resolución , se pueden detectar los elementos presentes en la atmósfera del planeta. Una atmósfera planetaria, y un planeta en general, también se pueden detectar midiendo la polarización de la luz de las estrellas cuando pasa a través de la atmósfera del planeta o se refleja en ella. [17]
Además, el eclipse secundario (cuando el planeta está bloqueado por su estrella) permite la medición directa de la radiación del planeta y ayuda a limitar la excentricidad orbital del planeta sin necesidad de la presencia de otros planetas. Si la intensidad fotométrica de la estrella durante el eclipse secundario se resta de su intensidad antes o después, solo permanece la señal causada por el planeta. Entonces es posible medir la temperatura del planeta e incluso detectar posibles signos de formaciones de nubes sobre él. En marzo de 2005, dos grupos de científicos llevaron a cabo mediciones utilizando esta técnica con el telescopio espacial Spitzer . Los dos equipos, del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica , dirigido por David Charbonneau , y del Centro de Vuelos Espaciales Goddard , dirigido por LD Deming, estudiaron los planetas TrES-1 y HD 209458b respectivamente. Las mediciones revelaron las temperaturas de los planetas: 1.060 K (790 ° C ) para TrES-1 y aproximadamente 1.130 K (860 °C) para HD 209458b. [18] [19] Además, se sabe que el Neptuno caliente Gliese 436 b entra en eclipse secundario. Sin embargo, algunos planetas en tránsito orbitan de manera tal que no entran en eclipse secundario en relación con la Tierra; HD 17156 b tiene más del 90% de probabilidades de ser uno de estos últimos.
El primer exoplaneta del que se observaron tránsitos fue HD 209458 b , que se descubrió utilizando la técnica de velocidad radial. Estos tránsitos fueron observados en 1999 por dos equipos dirigidos por David Charbonneau y Gregory W. Henry . [20] [21] [22] El primer exoplaneta descubierto con el método de tránsitos fue OGLE-TR-56b en 2002 por el proyecto OGLE . [23] [24] [25]
En 2006, la Agencia Espacial Francesa inició una misión, CoRoT , para buscar tránsitos planetarios desde una órbita en la que la ausencia de centelleo atmosférico permite una mayor precisión. Esta misión fue diseñada para poder detectar planetas "de unas pocas a varias veces más grandes que la Tierra" y tuvo un rendimiento "mejor de lo esperado", con dos descubrimientos de exoplanetas [26] (ambos del tipo "Júpiter caliente") a principios de 2008. En junio de 2013, el recuento de exoplanetas de CoRoT era de 32 y todavía quedaban varios por confirmar. El satélite dejó de transmitir datos inesperadamente en noviembre de 2012 (después de que su misión se había extendido dos veces) y fue retirado en junio de 2013. [27]
En marzo de 2009, la misión Kepler de la NASA se lanzó para escanear un gran número de estrellas en la constelación del Cisne con una precisión de medición que se esperaba que detectara y caracterizara planetas del tamaño de la Tierra. La misión Kepler de la NASA utiliza el método de tránsito para escanear cien mil estrellas en busca de planetas. Se esperaba que al final de su misión de 3,5 años, el satélite hubiera recopilado datos suficientes para revelar planetas incluso más pequeños que la Tierra. Al escanear cien mil estrellas simultáneamente, no solo pudo detectar planetas del tamaño de la Tierra, sino que también pudo recopilar estadísticas sobre la cantidad de planetas de este tipo alrededor de estrellas similares al Sol. [28]
El 2 de febrero de 2011, el equipo Kepler publicó una lista de 1.235 candidatos a planetas extrasolares, incluidos 54 que podrían estar en la zona habitable . El 5 de diciembre de 2011, el equipo Kepler anunció que había descubierto 2.326 candidatos planetarios, de los cuales 207 son similares en tamaño a la Tierra, 680 son del tamaño de una supertierra, 1.181 son del tamaño de Neptuno, 203 son del tamaño de Júpiter y 55 son más grandes que Júpiter. En comparación con las cifras de febrero de 2011, el número de planetas del tamaño de la Tierra y del tamaño de una supertierra aumentó en un 200% y un 140% respectivamente. Además, se encontraron 48 candidatos a planetas en las zonas habitables de las estrellas estudiadas, lo que marca una disminución con respecto a la cifra de febrero; esto se debió a los criterios más estrictos utilizados en los datos de diciembre. En junio de 2013, el número de candidatos a planetas había aumentado a 3.278 y algunos planetas confirmados eran más pequeños que la Tierra, algunos incluso del tamaño de Marte (como Kepler-62c ) y uno incluso más pequeño que Mercurio ( Kepler-37b ). [29]
El satélite de estudio de exoplanetas en tránsito se lanzó en abril de 2018.
Los planetas de período corto en órbitas cercanas alrededor de sus estrellas sufrirán variaciones de luz reflejada porque, al igual que la Luna , pasarán por fases de lleno a nuevo y viceversa. Además, como estos planetas reciben mucha luz estelar, los calienta, lo que hace que las emisiones térmicas sean potencialmente detectables. Dado que los telescopios no pueden distinguir el planeta de la estrella, solo ven la luz combinada, y el brillo de la estrella anfitriona parece cambiar en cada órbita de manera periódica. Aunque el efecto es pequeño (la precisión fotométrica requerida es aproximadamente la misma que para detectar un planeta del tamaño de la Tierra en tránsito a través de una estrella de tipo solar), estos planetas del tamaño de Júpiter con un período orbital de unos pocos días son detectables por telescopios espaciales como el Observatorio Espacial Kepler . Al igual que con el método de tránsito, es más fácil detectar planetas grandes que orbitan cerca de su estrella madre que otros planetas, ya que estos planetas captan más luz de su estrella madre. Cuando un planeta tiene un albedo alto y está situado alrededor de una estrella relativamente luminosa, sus variaciones de luz son más fáciles de detectar en luz visible, mientras que los planetas más oscuros o los planetas alrededor de estrellas de baja temperatura son más fáciles de detectar con luz infrarroja con este método. A largo plazo, este método puede encontrar la mayoría de los planetas que serán descubiertos por esa misión porque la variación de la luz reflejada con la fase orbital es en gran medida independiente de la inclinación orbital y no requiere que el planeta pase por delante del disco de la estrella. Todavía no puede detectar planetas con órbitas circulares de frente desde el punto de vista de la Tierra, ya que la cantidad de luz reflejada no cambia durante su órbita.
La función de fase del planeta gigante también es una función de sus propiedades térmicas y de su atmósfera, si la hubiera. Por lo tanto, la curva de fase puede limitar otras propiedades del planeta, como la distribución del tamaño de las partículas atmosféricas. Cuando se encuentra un planeta en tránsito y se conoce su tamaño, la curva de variaciones de fase ayuda a calcular o limitar el albedo del planeta . Es más difícil con planetas muy calientes, ya que el brillo del planeta puede interferir al intentar calcular el albedo. En teoría, el albedo también se puede encontrar en planetas que no están en tránsito al observar las variaciones de luz con múltiples longitudes de onda. Esto permite a los científicos encontrar el tamaño del planeta incluso si el planeta no está en tránsito por la estrella. [30]
En 2015, un equipo internacional de astrónomos detectó directamente por primera vez el espectro de luz visible reflejada por un exoplaneta. Los astrónomos estudiaron la luz de 51 Pegasi b , el primer exoplaneta descubierto orbitando una estrella de la secuencia principal (una estrella similar al Sol ), utilizando el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) en el Observatorio La Silla del Observatorio Europeo Austral en Chile. [31] [32]
Tanto CoRoT [33] como Kepler [34] han medido la luz reflejada de los planetas. Sin embargo, estos planetas ya eran conocidos porque transitan por su estrella anfitriona. Los primeros planetas descubiertos por este método son Kepler-70b y Kepler-70c , encontrados por Kepler. [35]
Un nuevo método independiente para detectar exoplanetas a partir de variaciones de luz utiliza la emisión relativista del flujo observado de la estrella debido a su movimiento. También se conoce como emisión Doppler o refuerzo Doppler. El método fue propuesto por primera vez por Abraham Loeb y Scott Gaudi en 2003. [36] A medida que el planeta tira de la estrella con su gravedad, la densidad de fotones y, por lo tanto, el brillo aparente de la estrella cambia desde el punto de vista del observador. Al igual que el método de velocidad radial, se puede utilizar para determinar la excentricidad orbital y la masa mínima del planeta. Con este método, es más fácil detectar planetas masivos cerca de sus estrellas, ya que estos factores aumentan el movimiento de la estrella. A diferencia del método de velocidad radial, no requiere un espectro preciso de una estrella y, por lo tanto, se puede utilizar más fácilmente para encontrar planetas alrededor de estrellas de rotación rápida y estrellas más distantes.
Una de las mayores desventajas de este método es que el efecto de variación de la luz es muy pequeño. Un planeta con masa joviana que orbita a 0,025 UA de una estrella similar al Sol es apenas detectable incluso cuando la órbita está de canto. Este no es un método ideal para descubrir nuevos planetas, ya que la cantidad de luz estelar emitida y reflejada por el planeta suele ser mucho mayor que las variaciones de luz debidas a la emisión relativista. Sin embargo, este método sigue siendo útil, ya que permite medir la masa del planeta sin la necesidad de recopilar datos de seguimiento a partir de observaciones de velocidad radial.
El primer descubrimiento de un planeta utilizando este método ( Kepler-76b ) se anunció en 2013. [37] [38]
Los planetas masivos pueden causar ligeras distorsiones de marea en sus estrellas anfitrionas. Cuando una estrella tiene una forma ligeramente elipsoidal, su brillo aparente varía, dependiendo de si la parte achatada de la estrella está orientada hacia el punto de vista del observador. Al igual que con el método de emisión relativista, ayuda a determinar la masa mínima del planeta, y su sensibilidad depende de la inclinación orbital del planeta. El alcance del efecto sobre el brillo aparente de una estrella puede ser mucho mayor que con el método de emisión relativista, pero el ciclo de cambio de brillo es dos veces más rápido. Además, el planeta distorsiona más la forma de la estrella si tiene una baja relación entre el semieje mayor y el radio estelar y la densidad de la estrella es baja. Esto hace que este método sea adecuado para encontrar planetas alrededor de estrellas que han abandonado la secuencia principal. [39]
Un púlsar es una estrella de neutrones: el remanente pequeño y ultradenso de una estrella que ha explotado como supernova . Los púlsares emiten ondas de radio con una regularidad extrema a medida que giran. Debido a que la rotación intrínseca de un púlsar es tan regular, las pequeñas anomalías en la sincronización de sus pulsos de radio observados pueden usarse para rastrear el movimiento del púlsar. Al igual que una estrella común, un púlsar se moverá en su propia órbita pequeña si tiene un planeta. Los cálculos basados en observaciones de sincronización de pulsos pueden entonces revelar los parámetros de esa órbita. [40]
Este método no fue diseñado originalmente para la detección de planetas, pero es tan sensible que es capaz de detectar planetas mucho más pequeños que cualquier otro método, hasta menos de una décima parte de la masa de la Tierra. También es capaz de detectar perturbaciones gravitacionales mutuas entre los diversos miembros de un sistema planetario, revelando así más información sobre esos planetas y sus parámetros orbitales. Además, puede detectar fácilmente planetas que están relativamente lejos del púlsar.
El método de cronometraje de los púlsares tiene dos desventajas principales: los púlsares son relativamente raros y se requieren circunstancias especiales para que se forme un planeta alrededor de un púlsar. Por lo tanto, es poco probable que se encuentre una gran cantidad de planetas de esta manera. [41] Además, es probable que la vida no sobreviva en planetas que orbitan alrededor de púlsares debido a la alta intensidad de la radiación ambiental.
En 1992, Aleksander Wolszczan y Dale Frail utilizaron este método para descubrir planetas alrededor del púlsar PSR 1257+12 . [42] Su descubrimiento fue confirmado en 1994, convirtiéndose en la primera confirmación de planetas fuera del Sistema Solar . [43]
Al igual que los púlsares, algunos otros tipos de estrellas variables pulsantes son lo suficientemente regulares como para que la velocidad radial pueda determinarse puramente fotométricamente a partir del desplazamiento Doppler de la frecuencia de pulsación, sin necesidad de espectroscopia . [44] [45] Este método no es tan sensible como el método de variación del tiempo del púlsar, debido a que la actividad periódica es más larga y menos regular. La facilidad para detectar planetas alrededor de una estrella variable depende del período de pulsación de la estrella, la regularidad de las pulsaciones, la masa del planeta y su distancia de la estrella anfitriona.
El primer éxito con este método llegó en 2007, cuando se descubrió V391 Pegasi b alrededor de una estrella subenana pulsante. [46]
El método de variación del tiempo de tránsito considera si los tránsitos ocurren con una periodicidad estricta o si hay una variación. Cuando se detectan múltiples planetas en tránsito, a menudo se pueden confirmar con el método de variación del tiempo de tránsito. Esto es útil en sistemas planetarios alejados del Sol, donde los métodos de velocidad radial no pueden detectarlos debido a la baja relación señal-ruido. Si se ha detectado un planeta mediante el método de tránsito, las variaciones en el tiempo de tránsito proporcionan un método extremadamente sensible para detectar planetas adicionales que no están en tránsito en el sistema con masas comparables a la de la Tierra. Es más fácil detectar variaciones en el tiempo de tránsito si los planetas tienen órbitas relativamente cercanas y cuando al menos uno de los planetas es más masivo, lo que hace que el período orbital de un planeta menos masivo se vea más perturbado. [47] [48] [49]
El principal inconveniente del método de cronometraje de tránsito es que, por lo general, no se puede aprender mucho sobre el planeta en sí. La variación del cronometraje de tránsito puede ayudar a determinar la masa máxima de un planeta. En la mayoría de los casos, puede confirmar si un objeto tiene una masa planetaria, pero no impone restricciones estrictas sobre su masa. Sin embargo, existen excepciones, ya que los planetas de los sistemas Kepler-36 y Kepler-88 orbitan lo suficientemente cerca como para determinar con precisión sus masas.
La primera detección significativa de un planeta no en tránsito utilizando TTV se llevó a cabo con el telescopio espacial Kepler de la NASA . El planeta en tránsito Kepler-19b muestra TTV con una amplitud de cinco minutos y un período de aproximadamente 300 días, lo que indica la presencia de un segundo planeta, Kepler-19c , que tiene un período que es un múltiplo casi racional del período del planeta en tránsito. [50] [51]
En los planetas circumbinarios , las variaciones en el tiempo de tránsito se deben principalmente al movimiento orbital de las estrellas, en lugar de a las perturbaciones gravitacionales de otros planetas. Estas variaciones dificultan la detección de estos planetas mediante métodos automatizados, pero hacen que sea más fácil confirmar su detección una vez que se han detectado. [ cita requerida ]
La "variación de duración" se refiere a los cambios en la duración del tránsito. Las variaciones de duración pueden ser causadas por una exoluna , la precesión absidal de los planetas excéntricos debido a otro planeta en el mismo sistema o la relatividad general . [52] [53]
Cuando se encuentra un planeta circumbinario mediante el método de tránsito, se puede confirmar fácilmente con el método de variación de la duración del tránsito. [54] En sistemas binarios cercanos, las estrellas alteran significativamente el movimiento de la estrella compañera, lo que significa que cualquier planeta en tránsito tiene una variación significativa en la duración del tránsito. La primera confirmación de este tipo provino de Kepler-16b . [54]
Cuando un sistema binario de estrellas está alineado de tal manera que, desde el punto de vista de la Tierra, las estrellas pasan una frente a la otra en sus órbitas, el sistema se denomina sistema binario eclipsante. El momento de luz mínima, cuando la estrella con la superficie más brillante está al menos parcialmente oscurecida por el disco de la otra estrella, se denomina eclipse primario y, aproximadamente media órbita después, se produce el eclipse secundario, cuando la estrella con la superficie más brillante oscurece alguna parte de la otra estrella. Estos momentos de luz mínima, o eclipses centrales, constituyen una marca de tiempo en el sistema, muy similar a los pulsos de un púlsar (excepto que, en lugar de un destello, son una caída en el brillo). Si hay un planeta en órbita circumbinaria alrededor de las estrellas binarias, las estrellas estarán desplazadas alrededor de un centro de masas de planeta binario . A medida que las estrellas en el sistema binario se desplazan hacia adelante y hacia atrás por el planeta, los momentos de los mínimos del eclipse variarán. La periodicidad de este desplazamiento puede ser la forma más confiable de detectar planetas extrasolares alrededor de sistemas binarios cercanos. [55] [56] [57] Con este método, los planetas son más fácilmente detectables si son más masivos, orbitan relativamente cerca del sistema y si las estrellas tienen masas bajas.
El método de cronometraje eclipsante permite la detección de planetas más alejados de la estrella anfitriona que el método de tránsito. Sin embargo, las señales alrededor de estrellas variables cataclísmicas que sugieren la presencia de planetas tienden a coincidir con órbitas inestables. [ aclaración necesaria ] [58] En 2011, Kepler-16b se convirtió en el primer planeta en ser caracterizado definitivamente mediante variaciones de cronometraje binarias eclipsantes. [59]
El efecto de microlente gravitacional se produce cuando el campo gravitacional de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella distante de fondo. Este efecto se produce solo cuando las dos estrellas están alineadas casi exactamente. Los fenómenos de microlente gravitacional son breves y duran semanas o días, ya que las dos estrellas y la Tierra se mueven una respecto de la otra. En los últimos diez años se han observado más de mil fenómenos de este tipo.
Si la estrella que actúa como lente en primer plano tiene un planeta, entonces el propio campo gravitatorio de ese planeta puede hacer una contribución detectable al efecto de lente. Como eso requiere una alineación altamente improbable, se debe monitorear continuamente una gran cantidad de estrellas distantes para detectar contribuciones planetarias por microlente a una tasa razonable. Este método es más fructífero para los planetas entre la Tierra y el centro de la galaxia, ya que el centro galáctico proporciona una gran cantidad de estrellas de fondo.
En 1991, los astrónomos Shude Mao y Bohdan Paczyński propusieron utilizar microlente gravitacional para buscar compañeros binarios de estrellas, y su propuesta fue refinada por Andy Gould y Abraham Loeb en 1992 como un método para detectar exoplanetas. Los éxitos con el método se remontan a 2002, cuando un grupo de astrónomos polacos ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiak y Michał Szymański de Varsovia , y Bohdan Paczyński ) durante el proyecto OGLE (el Experimento de Lente Gravitacional Óptica ) desarrollaron una técnica viable. Durante un mes, encontraron varios planetas posibles, aunque las limitaciones en las observaciones impidieron una confirmación clara. Desde entonces, se han detectado varios planetas extrasolares confirmados utilizando microlente. Este fue el primer método capaz de detectar planetas de masa similar a la de la Tierra alrededor de estrellas ordinarias de la secuencia principal . [60]
A diferencia de la mayoría de los otros métodos, que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o, para imágenes resueltas, grandes), el método de microlente es más sensible para detectar planetas a entre 1 y 10 unidades astronómicas de distancia de estrellas similares al Sol.
Una desventaja notable del método es que el efecto de lente no se puede repetir, porque la alineación fortuita nunca se produce de nuevo. Además, los planetas detectados tenderán a estar a varios kiloparsecs de distancia, por lo que las observaciones de seguimiento con otros métodos suelen ser imposibles. Además, la única característica física que se puede determinar mediante microlente es la masa del planeta, dentro de límites poco definidos. Las propiedades orbitales también tienden a ser poco claras, ya que la única característica orbital que se puede determinar directamente es su semieje mayor actual desde la estrella madre, lo que puede ser engañoso si el planeta sigue una órbita excéntrica. Cuando el planeta está lejos de su estrella, pasa solo una pequeña parte de su órbita en un estado en el que es detectable con este método, por lo que el período orbital del planeta no se puede determinar fácilmente. También es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa, ya que el efecto de microlente gravitacional aumenta con la relación de masa planeta-estrella.
Las principales ventajas del método de microlente gravitacional son que puede detectar planetas de baja masa (en principio, hasta la masa de Marte con futuros proyectos espaciales como el Telescopio Espacial Roman ); puede detectar planetas en órbitas amplias comparables a Saturno y Urano, que tienen períodos orbitales demasiado largos para los métodos de velocidad radial o tránsito; y puede detectar planetas alrededor de estrellas muy distantes. Cuando se puedan observar suficientes estrellas de fondo con suficiente precisión, entonces el método debería eventualmente revelar cuán comunes son los planetas similares a la Tierra en la galaxia. [ cita requerida ]
Las observaciones se realizan habitualmente mediante redes de telescopios robóticos . Además del OGLE, financiado por el Consejo Europeo de Investigación , el grupo Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) está trabajando para perfeccionar este enfoque.
El proyecto PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet es aún más ambicioso. Permite una cobertura casi continua las 24 horas del día mediante una red de telescopios que abarca todo el mundo, lo que brinda la oportunidad de detectar contribuciones de microlente de planetas con masas tan bajas como la de la Tierra. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de baja masa en una órbita amplia, designado OGLE-2005-BLG-390Lb . [60]
El telescopio espacial Roman de la NASA , cuyo lanzamiento está previsto para 2027, incluye un estudio de planetas mediante microlente como uno de sus tres proyectos principales.
Los planetas son fuentes de luz extremadamente débiles en comparación con las estrellas, y la poca luz que proviene de ellos tiende a perderse en el resplandor de su estrella madre. Por lo tanto, en general, es muy difícil detectarlos y resolverlos directamente desde su estrella anfitriona. Los planetas que orbitan lo suficientemente lejos de las estrellas como para ser resueltos reflejan muy poca luz estelar, por lo que los planetas se detectan a través de su emisión térmica . Es más fácil obtener imágenes cuando el sistema planetario está relativamente cerca del Sol, y cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter ), está ampliamente separado de su estrella madre y es tan caliente que emite una intensa radiación infrarroja ; se han realizado imágenes en el infrarrojo, donde el planeta es más brillante que en las longitudes de onda visibles. Se utilizan coronógrafos para bloquear la luz de la estrella, mientras se deja visible el planeta. La obtención de imágenes directas de un exoplaneta similar a la Tierra requiere una estabilidad optotérmica extrema . [61] Durante la fase de acreción de la formación planetaria, el contraste estrella-planeta puede ser incluso mejor en H alfa que en el infrarrojo; actualmente se está realizando un estudio de H alfa. [62]
Las imágenes directas sólo pueden dar una idea general de la masa del planeta, que se deriva de la edad de la estrella y de su temperatura. La masa puede variar considerablemente, ya que los planetas pueden formarse varios millones de años después de que se haya formado la estrella. Cuanto más frío sea el planeta, menor debe ser su masa. En algunos casos, es posible dar unas limitaciones razonables al radio de un planeta basándose en su temperatura, su brillo aparente y su distancia a la Tierra. Los espectros emitidos por los planetas no tienen que estar separados de la estrella, lo que facilita la determinación de la composición química de los planetas.
A veces, se necesitan observaciones en múltiples longitudes de onda para descartar que el planeta sea una enana marrón . La obtención de imágenes directas se puede utilizar para medir con precisión la órbita del planeta alrededor de la estrella. A diferencia de la mayoría de los otros métodos, la obtención de imágenes directas funciona mejor con planetas con órbitas de frente que con órbitas de canto, ya que un planeta en una órbita de frente es observable durante la totalidad de la órbita del planeta, mientras que los planetas con órbitas de canto son más fácilmente observables durante su período de mayor separación aparente de la estrella madre.
Los planetas detectados mediante imágenes directas se dividen actualmente en dos categorías. En primer lugar, los planetas que se encuentran alrededor de estrellas más masivas que el Sol y que son lo suficientemente jóvenes como para tener discos protoplanetarios. La segunda categoría está formada por posibles enanas submarrones que se encuentran alrededor de estrellas muy tenues o enanas marrones que se encuentran al menos a 100 UA de distancia de sus estrellas madre.
Mediante imágenes directas también se pueden descubrir objetos de masa planetaria que no están ligados gravitacionalmente a una estrella .
En 2004, un grupo de astrónomos utilizó el conjunto Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en Chile para producir una imagen de 2M1207b , un compañero de la enana marrón 2M1207. [65] Al año siguiente, se confirmó el estado planetario del compañero. [66] Se estima que el planeta es varias veces más masivo que Júpiter y que tiene un radio orbital mayor a 40 UA.
El 6 de noviembre de 2008 [67] se publicó un objeto que fue fotografiado por primera vez en abril de 2008 a una separación de 330 UA de la estrella 1RXS J160929.1−210524 , ya anunciado el 8 de septiembre de 2008. [68] Pero no fue hasta 2010 que se confirmó que era un planeta compañero de la estrella y no solo una alineación casual. [69] Aún no se ha confirmado si la masa del compañero está por encima o por debajo del límite de quema de deuterio.
El primer sistema multiplanetario, anunciado el 13 de noviembre de 2008, fue fotografiado en 2007, utilizando telescopios tanto del Observatorio Keck como del Observatorio Gemini . Se observaron directamente tres planetas orbitando HR 8799 , cuyas masas son aproximadamente diez, diez y siete veces la de Júpiter . [70] [71] El mismo día, 13 de noviembre de 2008, se anunció que el telescopio espacial Hubble observó directamente un exoplaneta orbitando Fomalhaut , con una masa no mayor a 3 M J. [72] Ambos sistemas están rodeados por discos no muy diferentes del cinturón de Kuiper .
El 21 de noviembre de 2008, tres días después de la aceptación de una carta al editor publicada en línea el 11 de diciembre de 2008, [73] se anunció que el análisis de imágenes que databan de 2003 reveló un planeta orbitando Beta Pictoris . [74]
En 2012, se anunció que un planeta " superjúpiter " con una masa de aproximadamente 12,8 MJ orbitando Kappa Andromedae fue fotografiado directamente usando el telescopio Subaru en Hawái. [75] [76] Orbita su estrella madre a una distancia de aproximadamente 55 UA, o casi el doble de la distancia de Neptuno al Sol.
Un sistema adicional, GJ 758 , fue fotografiado en noviembre de 2009 por un equipo que utilizó el instrumento HiCIAO del Telescopio Subaru , pero era una enana marrón. [77]
Otros posibles exoplanetas que han sido fotografiados directamente incluyen GQ Lupi b , AB Pictoris b y SCR 1845 b . [78] Hasta marzo de 2006, ninguno ha sido confirmado como planeta; en cambio, podrían ser pequeñas enanas marrones . [79] [80]
Varios instrumentos capaces de obtener imágenes de planetas están instalados en grandes telescopios terrestres, como Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , el instrumento Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) o Palomar Project 1640. En el espacio, actualmente no hay ningún instrumento dedicado a la obtención de imágenes de exoplanetas. Aunque el JWST tiene algunas capacidades de obtención de imágenes de exoplanetas, no ha sido diseñado ni optimizado específicamente para ese propósito. El RST será el primer observatorio espacial que incluya un instrumento dedicado a la obtención de imágenes de exoplanetas. Este instrumento está diseñado por el JPL como demostrador de un futuro gran observatorio en el espacio que tendrá la obtención de imágenes de exoplanetas similares a la Tierra como uno de sus principales objetivos científicos. Se han propuesto conceptos como LUVOIR o HabEx en preparación del 2020 Astronomy and Astrophysics Decadal Survey .
En 2010, un equipo del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA demostró que un coronógrafo de vórtice podría permitir que pequeños telescopios obtuvieran imágenes directas de planetas. [82] Lo hicieron al obtener imágenes de los planetas HR 8799 fotografiados previamente , utilizando solo una porción de 1,5 metros de ancho del Telescopio Hale .
Otro enfoque prometedor es la interferometría de anulación . [83]
También se ha propuesto que los telescopios espaciales que enfocan la luz usando placas de zona en lugar de espejos proporcionarían imágenes de mayor contraste y serían más baratos de lanzar al espacio debido a que se puede plegar la placa de zona de aluminio liviano. [84] Otra posibilidad sería utilizar un gran ocultador en el espacio diseñado para bloquear la luz de las estrellas cercanas para observar sus planetas en órbita, como la Misión Nuevos Mundos .
El posprocesamiento de los datos de observación para mejorar la intensidad de la señal de los cuerpos no axiales (es decir, los exoplanetas) se puede lograr de diversas maneras. Todos los métodos se basan en la presencia de diversidad en los datos entre la estrella central y los exoplanetas acompañantes: esta diversidad puede originarse a partir de diferencias en el espectro, la posición angular, el movimiento orbital, la polarización o la coherencia de la luz. La técnica más popular es la imagen diferencial angular (ADI), donde las exposiciones se adquieren en diferentes posiciones de ángulos paralácticos y se deja que el cielo rote alrededor de la estrella central observada. Las exposiciones se promedian, cada exposición sufre una sustracción por el promedio y luego se (des)rotan para apilar la débil señal planetaria en un solo lugar.
La imagen diferencial espectral (SDI) realiza un procedimiento análogo, pero para cambios radiales en el brillo (en función de los espectros o la longitud de onda) en lugar de cambios angulares.
Son posibles combinaciones de ambos (ASDI, SADI o imágenes diferenciales combinadas "CODI"). [85]
La luz emitida por una estrella no está polarizada, es decir, la dirección de oscilación de la onda luminosa es aleatoria. Sin embargo, cuando la luz se refleja en la atmósfera de un planeta, las ondas luminosas interactúan con las moléculas de la atmósfera y se polarizan. [86]
Analizando la polarización de la luz combinada del planeta y la estrella (aproximadamente una parte en un millón), estas mediciones pueden realizarse en principio con una sensibilidad muy alta, ya que la polarimetría no está limitada por la estabilidad de la atmósfera terrestre. Otra ventaja importante es que la polarimetría permite determinar la composición de la atmósfera del planeta. La principal desventaja es que no será posible detectar planetas sin atmósfera. Los planetas más grandes y los planetas con un albedo más alto son más fáciles de detectar mediante polarimetría, ya que reflejan más luz.
Los dispositivos astronómicos utilizados para la polarimetría, llamados polarímetros, son capaces de detectar luz polarizada y rechazar rayos no polarizados. Grupos como ZIMPOL/CHEOPS [87] y PlanetPol [88] están utilizando actualmente polarímetros para buscar planetas extrasolares. La primera detección exitosa de un planeta extrasolar utilizando este método se produjo en 2008, cuando se detectó HD 189733 b , un planeta descubierto tres años antes, mediante polarimetría. [89] Sin embargo, todavía no se han descubierto nuevos planetas utilizando este método.
Este método consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar cómo cambia esa posición con el tiempo. Originalmente, esto se hacía visualmente, con registros escritos a mano. A finales del siglo XIX, este método utilizaba placas fotográficas, mejorando enormemente la precisión de las mediciones y creando un archivo de datos. Si una estrella tiene un planeta, entonces la influencia gravitatoria del planeta hará que la propia estrella se mueva en una pequeña órbita circular o elíptica. Efectivamente, la estrella y el planeta orbitan cada uno alrededor de su centro de masa mutuo ( baricentro ), como se explica por las soluciones al problema de los dos cuerpos . Dado que la estrella es mucho más masiva, su órbita será mucho más pequeña. [90] Con frecuencia, el centro de masa mutuo se encontrará dentro del radio del cuerpo más grande. En consecuencia, es más fácil encontrar planetas alrededor de estrellas de baja masa, especialmente enanas marrones.
La astrometría es el método de búsqueda más antiguo de planetas extrasolares , y fue popular originalmente debido a su éxito en la caracterización de sistemas estelares binarios astrométricos . Se remonta al menos a las declaraciones realizadas por William Herschel a fines del siglo XVIII. Afirmó que un compañero invisible estaba afectando la posición de la estrella que catalogó como 70 Ophiuchi . El primer cálculo astrométrico formal conocido para un planeta extrasolar fue realizado por William Stephen Jacob en 1855 para esta estrella. [91] Otros repitieron cálculos similares durante otro medio siglo [92] hasta que finalmente fueron refutados a principios del siglo XX. [93] [94] Durante dos siglos circularon afirmaciones sobre el descubrimiento de compañeros invisibles en órbita alrededor de sistemas estelares cercanos que, según se informó, se encontraron utilizando este método, [92] que culminaron en el destacado anuncio de 1996 de múltiples planetas orbitando la estrella cercana Lalande 21185 por George Gatewood . [95] [96] Ninguna de estas afirmaciones sobrevivió al escrutinio de otros astrónomos, y la técnica cayó en descrédito. [97] Desafortunadamente, los cambios en la posición estelar son tan pequeños (y las distorsiones atmosféricas y sistemáticas tan grandes) que incluso los mejores telescopios terrestres no pueden producir mediciones lo suficientemente precisas. Todas las afirmaciones de un compañero planetario de menos de 0,1 masas solares, como la masa del planeta, hechas antes de 1996 utilizando este método son probablemente falsas. En 2002, el telescopio espacial Hubble logró utilizar la astrometría para caracterizar un planeta previamente descubierto alrededor de la estrella Gliese 876. [ 98]
Se espera que el observatorio espacial Gaia , lanzado en 2013, encuentre miles de planetas mediante astrometría, pero antes del lanzamiento de Gaia , no se había confirmado ningún planeta detectado por astrometría. SIM PlanetQuest era un proyecto estadounidense (cancelado en 2010) que habría tenido capacidades de búsqueda de exoplanetas similares a las de Gaia .
Una posible ventaja del método astrométrico es que es más sensible a los planetas con órbitas grandes, lo que lo hace complementario a otros métodos que son más sensibles a los planetas con órbitas pequeñas. Sin embargo, se necesitarán tiempos de observación muy largos (años y posiblemente décadas), ya que los planetas que están lo suficientemente alejados de su estrella como para permitir su detección mediante astrometría también tardan mucho tiempo en completar una órbita. Los planetas que orbitan alrededor de una de las estrellas en sistemas binarios son más fáciles de detectar, ya que causan perturbaciones en las órbitas de las propias estrellas. Sin embargo, con este método, se necesitan observaciones de seguimiento para determinar en torno a qué estrella orbita el planeta.
En 2009 se anunció el descubrimiento de VB 10b mediante astrometría. Se informó que este objeto planetario, que orbita alrededor de la estrella enana roja de baja masa VB 10 , tenía una masa siete veces mayor que la de Júpiter . De confirmarse, este sería el primer exoplaneta descubierto mediante astrometría, de los muchos que se han descubierto a lo largo de los años. [99] [100] Sin embargo, estudios recientes independientes de la velocidad radial descartan la existencia del supuesto planeta. [101] [102]
En 2010 se midieron astrométricamente seis estrellas binarias. Se determinó con "alta confianza" que uno de los sistemas estelares, llamado HD 176051 , contiene un planeta. [103]
En 2018, un estudio que comparó las observaciones de la nave espacial Gaia con los datos de Hipparcos para el sistema Beta Pictoris pudo medir la masa de Beta Pictoris b, limitándola a11 ± 2 masas de Júpiter. [104] Esto concuerda con estimaciones de masa anteriores de aproximadamente 13 masas de Júpiter.
En 2019, los datos de la nave espacial Gaia y su predecesora Hipparcos se complementaron con datos HARPS que permitieron una mejor descripción de ε Indi Ab como el segundo exoplaneta similar a Júpiter más cercano con una masa de 3 Júpiter en una órbita ligeramente excéntrica con un período orbital de 45 años. [105]
A partir de 2022 [actualizar], especialmente gracias a Gaia, la combinación de velocidad radial y astrometría se ha utilizado para detectar y caracterizar numerosos planetas joviales , [106] [107] [108] [109] incluidos los análogos de Júpiter más cercanos ε Eridani b y ε Indi Ab. [110] [105] Además, la radioastrometría utilizando el VLBA se ha utilizado para descubrir planetas en órbita alrededor de TVLM 513-46546 y EQ Pegasi A. [111] [112]
En septiembre de 2020 se anunció la detección de un candidato a planeta orbitando el sistema binario de rayos X de alta masa M51-ULS-1 en la Galaxia del Remolino . El planeta fue detectado por eclipses de la fuente de rayos X, que consiste en un remanente estelar (ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro ) y una estrella masiva, probablemente una supergigante de tipo B. Este es el único método capaz de detectar un planeta en otra galaxia. [113]
Los planetas pueden detectarse por los huecos que producen en los discos protoplanetarios , [114] [115] como el que orbita alrededor de la joven estrella variable HD 97048. [ 116]
[117]
Los eventos de variabilidad no periódica, como las llamaradas, pueden producir ecos extremadamente débiles en la curva de luz si se reflejan en un exoplaneta u otro medio de dispersión en el sistema estelar. [118] [119] [120] [121] Más recientemente, motivados por los avances en instrumentación y tecnologías de procesamiento de señales, se predice que los ecos de los exoplanetas se pueden recuperar a partir de mediciones fotométricas y espectroscópicas de alta cadencia de sistemas estelares activos, como las enanas M. [122] [123] [124] Estos ecos son teóricamente observables en todas las inclinaciones orbitales.
Un conjunto de interferómetros ópticos/infrarrojos (por ejemplo, un conjunto de 16 interferómetros del Big Fringe Telescope [125] ) no recoge tanta luz como un único telescopio de tamaño equivalente, pero tiene la resolución de un único telescopio del tamaño del conjunto. En el caso de las estrellas brillantes, este poder de resolución se podría utilizar para obtener imágenes de la superficie de una estrella durante un evento de tránsito y observar la sombra del planeta en tránsito. Esto podría proporcionar una medición directa del radio angular del planeta y, a través del paralaje , su radio real. Esto es más preciso que las estimaciones de radio basadas en la fotometría de tránsito , que dependen de las estimaciones del radio estelar que, a su vez, dependen de modelos de características de las estrellas. Las imágenes también proporcionan una determinación más precisa de la inclinación que la fotometría. [126]
Las emisiones de radio de las magnetosferas podrían detectarse con futuros radiotelescopios, lo que permitiría determinar la velocidad de rotación de un planeta, algo que de otro modo es difícil de detectar. [127]
Las emisiones de radio aurorales de planetas gigantes con fuentes de plasma , como la luna volcánica de Júpiter , Io , podrían detectarse con radiotelescopios como LOFAR . [128] [129] Si se confirma, el candidato a planeta del tamaño de la Tierra Gliese 1151b (cuya aurora se sospechaba que era la fuente de emisión de radio del sistema Gliese 1151 ) sería el primer exoplaneta en ser descubierto a través de este método. [130]
En marzo de 2019, los astrónomos de ESO , empleando el instrumento GRAVITY en su Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta , HR 8799 e , utilizando interferometría óptica . [131]
Observando las ondulaciones de un interferograma utilizando un espectrómetro de transformada de Fourier, se podría obtener una mayor sensibilidad para detectar señales débiles de planetas similares a la Tierra. [132]
La identificación de cúmulos de polvo a lo largo de un disco protoplanetario demuestra la acumulación de rastros alrededor de los puntos de Lagrange . A partir de la detección de este polvo, se puede inferir que existe un planeta que ha creado esas acumulaciones. [133]
Los discos de polvo espacial ( discos de escombros ) rodean muchas estrellas. El polvo puede detectarse porque absorbe la luz estelar ordinaria y la reemite como radiación infrarroja . Incluso si las partículas de polvo tienen una masa total muy inferior a la de la Tierra, pueden tener una superficie total lo suficientemente grande como para eclipsar a su estrella madre en longitudes de onda infrarrojas. [134]
El telescopio espacial Hubble es capaz de observar discos de polvo con su instrumento NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Se han obtenido imágenes aún mejores con su instrumento hermano, el telescopio espacial Spitzer , y con el observatorio espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea , que puede ver mucho más profundamente en longitudes de onda infrarrojas que el Hubble. Se han encontrado discos de polvo alrededor de más del 15% de estrellas cercanas similares al Sol. [135]
Se cree que el polvo se genera por colisiones entre cometas y asteroides. La presión de radiación de la estrella empujará las partículas de polvo hacia el espacio interestelar en un período de tiempo relativamente corto. Por lo tanto, la detección de polvo indica una reposición continua mediante nuevas colisiones y proporciona una fuerte evidencia indirecta de la presencia de cuerpos pequeños como cometas y asteroides que orbitan la estrella madre. [135] Por ejemplo, el disco de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti indica que esa estrella tiene una población de objetos análoga a la del Cinturón de Kuiper de nuestro propio Sistema Solar , pero al menos diez veces más gruesa. [134]
De manera más especulativa, las características de los discos de polvo a veces sugieren la presencia de planetas de tamaño completo. Algunos discos tienen una cavidad central, lo que significa que en realidad tienen forma de anillo. La cavidad central puede deberse a que un planeta "limpia" el polvo dentro de su órbita. Otros discos contienen grumos que pueden deberse a la influencia gravitatoria de un planeta. Ambos tipos de características están presentes en el disco de polvo alrededor de Epsilon Eridani , lo que sugiere la presencia de un planeta con un radio orbital de alrededor de 40 UA (además del planeta interior detectado a través del método de velocidad radial). [136] Este tipo de interacciones planeta-disco se pueden modelar numéricamente utilizando técnicas de preparación por colisión. [137]
El análisis espectral de las atmósferas de las enanas blancas suele detectar contaminación de elementos más pesados como el magnesio y el calcio . Estos elementos no pueden tener su origen en el núcleo de las estrellas, y es probable que la contaminación provenga de asteroides que se acercaron demasiado (dentro del límite de Roche ) a estas estrellas por interacción gravitatoria con planetas más grandes y fueron destrozados por las fuerzas de marea de la estrella. Hasta el 50% de las enanas blancas jóvenes pueden estar contaminadas de esta manera. [138]
Además, el polvo responsable de la contaminación atmosférica puede detectarse mediante radiación infrarroja si existe en cantidad suficiente, de forma similar a la detección de discos de escombros alrededor de las estrellas de la secuencia principal. Los datos del telescopio espacial Spitzer sugieren que entre el 1 y el 3 % de las enanas blancas poseen polvo circunestelar detectable. [139]
En 2015, se descubrieron planetas menores transitando la enana blanca WD 1145+017 . [140] Este material orbita con un período de alrededor de 4,5 horas, y las formas de las curvas de luz de tránsito sugieren que los cuerpos más grandes se están desintegrando, lo que contribuye a la contaminación de la atmósfera de la enana blanca.
La mayoría de los planetas extrasolares confirmados se han encontrado utilizando telescopios espaciales (a fecha de enero de 2015). [141] [ necesita actualización ] Muchos de los métodos de detección pueden funcionar de forma más eficaz con telescopios espaciales que evitan la neblina atmosférica y la turbulencia. COROT (2007-2012) y Kepler fueron misiones espaciales dedicadas a la búsqueda de planetas extrasolares utilizando tránsitos. COROT descubrió unos 30 nuevos exoplanetas. Kepler (2009-2013) y K2 (2013- ) han descubierto más de 2000 exoplanetas verificados. [142] El telescopio espacial Hubble y MOST también han encontrado o confirmado algunos planetas. El telescopio espacial infrarrojo Spitzer se ha utilizado para detectar tránsitos de planetas extrasolares, así como ocultaciones de los planetas por su estrella anfitriona y curvas de fase . [18] [19] [143]
La misión Gaia , lanzada en diciembre de 2013, [144] utilizará astrometría para determinar las masas reales de 1000 exoplanetas cercanos. [145] [146] TESS , lanzada en 2018, CHEOPS lanzada en 2019 y PLATO en 2026 utilizarán el método de tránsito.
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