¿Cómo recopilan los astrónomos información sobre exoplanetas a millones de años luz de distancia (si son rocosos, gaseosos, orbitan en la zona de Ricitos de Oro, etc.)?

¿Cómo recopilan los astrónomos información sobre exoplanetas a millones de años luz de distancia (si son rocosos, gaseosos, orbitan en la zona de Ricitos de Oro, etc.)?

Primero, no somos capaces de recopilar información sobre exoplanetas a millones de años luz de distancia, pero “solo” unos pocos miles de años luz notables, lo que ya es impresionante.

Para deducir la información que usted enumeró, ya necesitamos saber que hay un planeta. Para hacer esto, el método más efectivo actualmente es el método de tránsito. Básicamente, observamos la leve disminución de la luminosidad de la estrella si el planeta transita frente a la estrella. Podemos saber que ciertamente es un planeta porque estas atenuaciones se producen a una frecuencia muy precisa que corresponde al tiempo que tarda el planeta en girar una vez alrededor de su estrella anfitriona (también conocido como el “año” local en el planeta). Además, estos dims tienen siempre la misma amplitud, aproximadamente. Por lo tanto, sabemos que hay un objeto relativamente grande que pasa de manera muy regular entre una estrella y el observador (nosotros): un planeta.

Puede ver en este sitio web cómo funciona: 5 maneras de encontrar un planeta, junto con varios otros métodos. En el método de “tránsito” puedes jugar con el tamaño y el número del planeta para ver la influencia en la atenuación de la luminosidad.

Como puede ver, cuanto más grande es el planeta, más grande es la penumbra. Entonces podemos estimar el tamaño del planeta.

Ahora, tenemos el período orbital del planeta. También sabemos la masa de la estrella. Gracias a esto podemos estimar la distancia entre el planeta y la estrella con una fórmula simple

[matemáticas] r = {\ sqrt [{3}] {\ frac {GMT ^ {2}} [/ matemáticas]

dónde:

  • r es el eje semi mayor de la órbita en metros,
  • G es la constante gravitacional,
  • M es la masa del cuerpo más masivo,
  • T es el período orbital en segundos.

(Período orbital – Wikipedia)

Entonces, tenemos el tamaño del planeta y su distancia de la estrella anfitriona. ¿Cómo saber si es rocoso o gaseoso? No es tan fácil, pero algunos casos son imposibles. Por ejemplo, un planeta rocoso del tamaño de Júpiter es extremadamente improbable: su masa sería tan grande que atraería todo el gas cercano y se convertiría en un gigante gaseoso. Por otro lado, un planeta gaseoso del tamaño de la Tierra también es (si no más) muy poco probable: la densidad del núcleo del planeta tendría que ser increíblemente alta para garantizar que el gas circundante permanezca atraído por la gravedad.

(Tamaño de los planetas en orden: diámetros de los planetas del sistema solar a escala. Distancia del Sol, obviamente, NO A ESCALA)

Por lo tanto, la diferencia de tamaño entre los planetas rocosos y gaseosos es muy notable, aparte de casos muy específicos y raros. Como resultado, gracias al tamaño del planeta, podemos estimar si es gaseoso o rocoso. También podemos medir las oscilaciones en la posición de estrella, lo que indica la masa del planeta: con el tamaño y la masa del planeta podemos calcular su densidad y, por lo tanto, confirmar casi sin dudas el tipo de planetas, ya que los planetas gaseosos tienen mucha Densidad mucho menor que los planetas rocosos.

Con respecto a la zona de Ricitos de Oro, conocemos la temperatura de la estrella, por lo que calculamos la temperatura que tendría un planeta sin atmósfera con un albedo de superficie específico (es decir, cuánta luz se refleja). (Temperatura de equilibrio planetario – Wikipedia). Agregar atmósfera es mucho más complicado ya que tenemos que conocer la composición precisa para estimar el impacto del efecto invernadero.

Todo esto puede parecer muy impreciso, pero estos modelos en realidad funcionan bastante bien en general. Siempre hay casos específicos que no siguen reglas generales, pero es suficiente enfocarse en planetas con las características interesantes más probables. Sí, podemos descartar a un planeta pensando, erróneamente, que es demasiado grande, pequeña, caliente, fría (u otras razones) para albergar la vida, pero hay tantos exoplanetas que debemos centrarnos en los que tienen la mayor probabilidad de combinar todos Las buenas características antes de estudiarlas más.

El método más exitoso es, con mucho, la fotometría de tránsito.

La fotometría de tránsito mide los cambios en el brillo de una estrella causados ​​por un mini eclipse.

Cuando un planeta cruza frente a su estrella a lo largo de nuestra línea de visión, bloquea parte de la luz de la estrella. Si la atenuación dura un tiempo determinado y ocurre a intervalos regulares, probablemente significa que un exoplaneta pasa frente a la estrella o transita por ella una vez cada período orbital.

La cantidad de atenuación causada por un planeta en tránsito le dice a los astrónomos qué tan grande es el planeta en proporción a su estrella, mientras que los eventos recurrentes pueden decirnos cuánto tiempo le toma al objeto orbitar su estrella (luego puede determinar la distancia desde su Sol).

El tamaño de la estrella anfitriona se puede conocer con una precisión considerable a partir de su espectro y, por lo tanto, la fotometría ofrece a los astrónomos una buena estimación del tamaño del planeta en órbita, pero no de su masa. Esto hace que la fotometría sea un complemento excelente para el método espectroscópico, que proporciona una estimación de la masa de un planeta, pero no de su tamaño.

Usando ambos métodos, combinando masa y tamaño, los científicos pueden calcular la densidad del planeta, un paso importante para evaluar su composición.

Métodos de detección de exoplanetas – Wikipedia

Fotometría de tránsito

No se ha descubierto ningún exoplaneta a millones de años luz de distancia, el más alejado es SWEEPS-11 a unos 28,000 ly de distancia.

En cuanto a detectarlos, puede leer más aquí: https://en.wikipedia.org/wiki/Me

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