Concepción artística del exoplaneta similar a Júpiter 51 Eridani b.
La razón por la cual las órbitas de los exoplanetas son difíciles de encontrar es porque tienen que estar alineadas para que podamos verla pasar justo en frente de su estrella anfitriona. Si la órbita del planeta es perpendicular a la nuestra, no podemos verla. Además, en las estrellas pequeñas, es más difícil detectar planetas de esta manera, ya que necesitan cubrir un área más pequeña. Hemos encontrado cientos de planetas, pero solo porque hay millones de estrellas en nuestra galaxia. Alrededor del 10% de los planetas con órbitas pequeñas tienen tal 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%.
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Hasta ahora, hay 7 métodos para detectar exoplanetas:
- Velocidad radial: 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. Hasta 2014, el método de velocidad radial era, con mucho, la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas.
- Fotometría de tránsito: si un planeta cruza frente al disco de su estrella madre, entonces el brillo visual observado de la estrella cae en una pequeña cantidad; dependiendo de los tamaños relativos de la estrella y el planeta. Este método tiene dos desventajas principales. Primero, los tránsitos planetarios solo son observables 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 tal 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 ninguna estrella en particular no sea anfitriona de los 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 tránsito pueden encontrar más planetas extrasolares que el método de velocidad radial.
- Variaciones de tiempo: debido a que la rotación intrínseca de un púlsar es tan regular, se pueden usar ligeras anomalías en el tiempo de sus pulsos de radio observados para rastrear el movimiento del púlsar. Como una estrella ordinaria, un púlsar se moverá en su propia órbita pequeña si tiene un planeta. Los cálculos basados en observaciones de tiempo de pulso pueden revelar los parámetros de esa órbita.
- Microlente gravitacional: la microlente gravitacional ocurre cuando el campo gravitacional de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella de fondo distante. Este efecto ocurre solo cuando las dos estrellas están casi exactamente alineadas. Los eventos de lentes son breves, duran semanas o días, ya que las dos estrellas y la Tierra se mueven una en relación con la otra. Se han observado más de mil eventos de este tipo en los últimos diez años.
- Imágenes directas: los planetas son fuentes de luz extremadamente tenues en comparación con las estrellas, y la poca luz que proviene de ellas 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 para resolverse 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 estelar está relativamente cerca del Sol, y cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter), ampliamente separado de su estrella madre y caliente para que emita radiación infrarroja intensa; Luego se hicieron imágenes en el infrarrojo, donde el planeta es más brillante que en longitudes de onda visibles.
- Polarimetría: la luz emitida por una estrella no está polarizada, es decir, la dirección de oscilación de la onda de luz es aleatoria. Sin embargo, cuando la luz se refleja en la atmósfera de un planeta, las ondas de luz interactúan con las moléculas en la atmósfera y se polarizan. Al analizar la polarización en la luz combinada del planeta y la estrella (aproximadamente una parte en un millón), estas mediciones se pueden hacer en principio con una sensibilidad muy alta, ya que la polarimetría no está limitada por la estabilidad de la atmósfera de la Tierra. Otra ventaja principal es que la polarimetría permite la determinación de la composición de la atmósfera del planeta. La principal desventaja es que no podrá detectar planetas sin atmósferas. Los planetas más grandes y los planetas con mayor albedo son más fáciles de detectar a través de la polarimetría, ya que reflejan más luz.
- Astrometría: este método consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar cómo esa posición cambia con el tiempo. Originalmente, esto se hizo visualmente, con registros escritos a mano. A fines del siglo XIX, este método utilizaba placas fotográficas, mejorando en gran medida la precisión de las mediciones y creando un archivo de datos. Si una estrella tiene un planeta, entonces la influencia gravitacional del planeta hará que la estrella misma se mueva en una pequeña órbita circular o elíptica.
Gráfico de barras de descubrimientos de exoplanetas por año, hasta 2015-01-01, que indica el método de descubrimiento utilizando colores distintos:
Métodos de detección de exoplanetas.
