Los planetas emiten principalmente radiación infrarroja (IR) y reflejan la luz óptica, por lo que esas son las regiones del espectro EM que utilizamos para imágenes directas y fotometría de banda ancha. Eso se aplica tanto a las superficies de los planetas rocosos como a la profundidad en la atmósfera de un planeta gigante donde se convierte en un emisor opaco o reflector de radiación EM en las longitudes de onda que se observan (generalmente se ve un poco más profundo en la atmósfera en el IR).
Ahora los planetas, como las estrellas, son bastante opacos, por lo que emiten radiación de cuerpo negro. A diferencia de las estrellas, sus únicas fuentes de calor además del calentamiento pasivo de la estrella son el calor primordial de la formación, la radiactividad y, en el caso de los gigantes gaseosos, la contracción gravitacional. El calor y la radiactividad primordiales operan principalmente en el nivel subsuperficial, por lo que en la superficie visible, la emisión del planeta terrestre está dominada por la reemisión de la luz absorbida de la estrella como calor. Eso sigue siendo cierto en su mayoría para los gigantes gaseosos, pero en su caso la contracción gravitacional contribuye al 10% de su emisión. Puede calcular la longitud de onda en la que un planeta (o estrella, o cualquier otro cuerpo opaco que irradia térmicamente) aparece brillo usando la Ley de desplazamiento de Viena, [matemática] longitud de onda = b / T [/ matemática] donde [matemática] b [/ matemática] = 0.002898 K m (Kelvin-metros). Los planetas generalmente también se reflejan bastante en luz óptica, pero preferimos IR porque los planetas son generalmente alrededor de 3 órdenes de magnitud más brillantes en IR que en luz visible.
- ¿Qué es la materia negativa o la materia exótica?
- ¿Por qué los sistemas estelares y la mayoría de las galaxias son casi planas?
- ¿Todas las estrellas en una galaxia viajan a la misma velocidad? Si es así, ¿por qué?
- Si hay un desgarro cosmológico en el extremo más alejado del universo, ¿cuánto tiempo llevará llegar hasta nosotros?
- ¿Qué pasaría si la Tierra estuviera en un sistema planetario binario?
El planeta más cálido que conocemos tiene una temperatura de alrededor de 2000 K porque orbita una estrella solo un poco más pequeña que el Sol en menos de un día. Sería más brillante si se observa a aproximadamente 1,5 micras, que está en el IR cercano en algún lugar entre las bandas estándar J y H (ver Sistema fotométrico). Sorprendentemente, la mayoría de los planetas de los que tenemos imágenes directas (ver Lista de exoplanetas con imágenes directas) también son bastante calientes a pesar de las grandes distancias de sus estrellas requeridas para verlos con coronografía (básicamente un término breve para bloquear un objeto brillante para ver objetos más débiles cercanos ), porque la mayoría también son bastante jóvenes. La mayoría de las que tenemos estimaciones de temperatura están en algún lugar entre 500 y 1000 K, lo que significa que emiten más intensamente entre 5.8 y 2.9 micras, lo que se considera ampliamente como IR medio. En comparación, la temperatura de la superficie promedio de la Tierra es de aproximadamente 289 K (16 C o 61 F), por lo que parece más brillante a aproximadamente 10 micras (IR de longitud de onda larga, entre IR medio y IR lejano). Y la temperatura de la superficie promedio de Júpiter es de 110 K (-163 C), por lo que emite más fuerte a alrededor de 26 micras, lo que está sólidamente en el régimen de IR lejano.
Si no le importa conformarse con la fotometría diferencial en lugar de la imagen directa y resuelta, puede explotar tanto los tránsitos (el planeta que pasa frente a la estrella) como los eclipses secundarios (el planeta que pasa detrás de la estrella). Los tránsitos te darán el tamaño del planeta y la mayoría de sus elementos orbitales. Si el planeta es lo suficientemente brillante, puede usar el eclipse secundario para caracterizar el albedo del planeta (fracción de luz incidente que refleja) y medir directamente la temperatura de su superficie en el lado del día. Esto se debe a que la luz del sistema en función de dónde está el planeta en su órbita se ve así:
Si hace esto en varios filtros de banda media a estrecha, ver cómo cambia la luz reflejada del planeta de acuerdo con el filtro observado le indicará el color y posiblemente las sustancias que reflejan. Primer ejemplo, así es como determinamos que HD 189733b era azul brillante:
Para responder a un comentario que recibí, como sabemos por nuestro sistema solar, los planetas con campos magnéticos activos (en oposición a los fósiles) tienen auroras que emiten radiación no térmica en ondas de radio, luz UV y rayos X. Sin embargo, en el lado de alta energía (rayos UV y rayos X), el área de emisión es bastante pequeña, por lo que es mucho menos luminosa que el planeta en su conjunto. No hay mucho interés en buscar auroras fuera del sistema solar porque es tan difícil y costoso hacerlo que el ROI simplemente no está allí. Solo hemos visto una vez, en una enana marrón. En el lado de baja energía, la emisión es difícil de localizar en un solo planeta porque el elemento de resolución mínima de un telescopio es directamente proporcional a la longitud de onda promedio de la banda de paso de observación. Esquivamos un poco este problema con la interferometría, pero eso termina haciendo que el campo de visión sea realmente pequeño. Además, tiene el problema adicional de que el polvo interestelar y los discos proptoplanetarios son bastante brillantes en el IR / radio lejano, por lo que los planetas generalmente se ahogan por las cosas que los rodean. Por supuesto, los discos protoplanetarios son bastante emocionantes en sí mismos, y podemos inferir la presencia de planetas a partir de huecos en el disco. HL Tauri es el ejemplo prototípico aquí:
Posiblemente un mejor ejemplo: http://www.almaobservatory.org/e…
