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Explorando el Sistema Solar y más allá
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Métodos de detección
INTRODUCCIÓN HISTORIA MÉTODOS DE DETECCIÓN MISIONES

Los primeros planetas que se encontraron orbitando estrellas cercanas nunca han sido vistos. Los astrónomos los han descubierto indirectamente, infiriendo su existencia  a través de los efectos que provocan en la estrella.

La mayor parte de los planetas que han sido descubiertos han resultado ser planetas enormes que probablemente no contengan vida. Sin embargo, existen misiones espaciales especializadas en buscar planetas del tamaño de la Tierra, como la misión Kepler.

La dificultad de observar planetas extrasolares se debe principalmente a tres hechos:

  • Los planetas no emiten luz por sí mismos, excepto cuando son muy jóvenes.
  • Están a distancias enormes de nosotros.
  • Están perdidos en el cegador resplandor de sus estrellas.

Por ejemplo, si hubiera un planeta orbitando Proxima Centauri, la estrella más cercana, estaría 7000 veces más distante que Plutón. Intentar observar este planeta sería como una tarea poco menos que imposible.

Lo siguiente es una revisión de algunos de los métodos de detección de planetas extrasolares que hasta ahora han probado su eficacia, y algunos métodos que están actualmente en desarrollo.

Corrimiento Doppler

La medida precisa de la velocidad y el cambio de posición de las estrellas nos revelan el movimiento inducido por el tirón gravitacional de un planeta. De esa información, los científicos pueden deducir la masa del planeta y su órbita.

Diagrama que muestra el método de corrimiento Doppler para detectar exoplanetas.

¿Qué hace que un planeta cause el bamboleo de una estrella? Si una estrella tiene un único compañero, ambos se mueven en una órbita alrededor del centro de masas común. Incluso si un cuerpo es mucho menor que el otro, las leyes de la física dictan que ambos orbitarán en torno al centro de masas del sistema formado por la estrella y el planeta.

El método de velocidad radial mide los ligeros cambios en la velocidad de la estrella al tiempo que la estrella y el planeta se mueven en torno a su centro de masas común. En este caso, sin embargo, el movimiento detectado es acercándose al observador y alejándose de él. Los astrónomos pueden mediar estas mediciones analizando el espectro de luz de la estrella. En un efecto conocido como el efecto Doppler, las ondas de luz procedentes de una estrella moviéndose hacia nosotros se desplazan hacia el extremo azul del espectro. Si la estrella se aleja, las ondas de luz se desplazan hacia el extremo rojo del espectro.

Esto ocurre debido a que las ondas se comprimen cuando la estrella se aproxima al observador y se estiran cuando la estrella se aleja. Este efecto es similar al cambio de tono del sonido que escuchamos en el silbato de un tren cuando se aproxima y luego se aleja.

Cuanto más grande sea el planeta, y más cerca de la estrella esté, más rápido se moverá la estrella en torno al centro de masas, causando un desplazamiento mayor en las líneas del espectro de la luz de la estrella. Es por esto que la mayor parte de los primeros descubrimientos de exoplanetas eran del tipo Júpiter (300 veces más masivos que la Tierra), con órbitas muy cercanas a la estrella.

Medidas astrométricas

Al igual que el método de velocidad radial, este método depende del ligero movimiento de la estrella causado por el planeta orbitando alrededor. En este caso, sin embargo, los astrónomos buscan el minúsculo desplazamiento de las estrellas en el cielo.

Los planetas de nuestro sistema solar tiene este efecto sobre el Sol, produciendo un movimiento que podría ser detectado por un observador a varios años luz de nosotros. Los instrumentos astrométricos miden con mucha precisión la posición de las estrellas  y las comparan con otras estrellas alrededor de ellas, y esto les permite detectar cualquier movimiento en la posición de la estrella debido a ese movimiento de bamboleo causado por un exoplaneta orbitando.

Método del tránsito

Método del tránsito

Si un planeta pasa directamente entre una estrella y la línea de visión de un observador, bloquea una pequeña cantidad de la luz de la estrella, reduciendo su brillo aparente.

Instrumentos los suficientemente sensibles pueden detectar esta disminución periódica en el brillo. Del periodo  y la profundidad de ese tránsito se pueden calcular tanto la órbita como el tamaño del planeta. Los planetas pequeños causarán efectos menores y viceversa. Un planeta terrestre con una órbita como la de la Tierra, por ejemplo, produciría una disminución en el brillo de la estrella que podría durar tan solo unas pocas horas.

Algunas misiones espaciales que utilizan este método, tales como Kepler y CoRoT, son capaces de monitorizar grandes números de estrellas a la vez, buscando la pequeña disminución de su brillo causada por un tránsito. La misión Kepler ha detectado más de 1000 exoplanetas potencial mediante este método.

Imágenes directas

Esta imagen del Telescopiop Espacial Hubble fue una de las primeras imágenes directas de un exoplaneta.

Sacar imágenes reales de exoplanetas es extremadamente difícil debido a que una estrella brilla muchísimo más que un planeta. Sin embargo, ópticas especializadas  y métodos de observación específicos han hecho posibles algunas imágenes de exoplanetas, y tienen el potencial para obtener más en el futuro.

Un método directo llamado “coronografía” usa un dispositivo especial para enmascarar la luz de la estrella para que el planeta que está orbitando alrededor pueda ser visto con más claridad. En el espacio, este dispositivo enmascarador podría tener la apariencia de una sombrilla gigante, colocada con precisión entre un telescopio cercano y la estrella en la que es telescopio está buscando exoplanetas.

Otro método directo, la “interferometría” usa ópticas especializadas para combinar la luz de varios telescopios de tal forma que la luz procedente de la estrella se cancela entre sí,  y se realza la luz procedente de un exoplaneta. El Large Binocular Telescope Interferometer y el Interferometer Keck utilizan ambos este método para buscar exoplanetas.

 

Microlentes gravitacionales

Este método se deriva de una de las implicaciones de la teoría de la relatividad general de Einstein: la gravedad curva el espacio. Normalmente pensamos en la luz viajando en línea recta, pero los rayos de luz son curvados al pasar por una zona del espacio combada por la presencia de un objeto masivo tal como una estrella. Este efecto ha sido probado por los efectos gravitacionales del Sol sobre la luz de otras estrellas.

Cuando un planeta pasa por delante de una estrella a lo largo de nuestra línea de visión, la gravedad del planeta se comporta como una lente. Esto focaliza los rayos de luz y causa un aumento momentáneo brusco en el brillo  y en el cambio de la posición aparente de la estrella.

Los astrónomos pueden usar el efecto de las microlentes gravitacionales para encontrar objetos que no emiten luz o que son prácticamente indetectables.

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