Métodos de detección de planetas
La primera detección ampliamente aceptada de planetas extrasolares fue realizada por Wolszczan (1994). Se detectaron planetas de masa terrestre e incluso más pequeños que orbitan alrededor de un púlsar midiendo la variación periódica en el tiempo de llegada del pulso. Los planetas detectados están orbitando un púlsar, una estrella “muerta”, en lugar de una estrella enana (secuencia principal). Lo alentador de la detección es que los planetas probablemente se formaron después de la supernova que resultó en el púlsar. De este modo, demostrar que la formación de planetas es probablemente un fenómeno común más que raro. Los planetas pulsar están indicados por los diamantes abiertos en la figura a continuación.
Espectroscopía Doppler
- Con todo lo que Musk ha hecho, ¿por qué dudarías del sistema de cohetes tierra-tierra?
- ¿Qué equilibra el sistema solar?
- Teniendo en cuenta todo lo que hace de la Tierra un planeta viable para la vida, desde el núcleo de la Tierra hasta la capa de ozono, ¿son las condiciones tan raras que incluso en un lugar vasto como el universo somos simplemente una anomalía?
- Si todos los planetas estuvieran alineados, ¿el centro de masa del sistema solar estaría fuera de la superficie del Sol?
- Si todos en la Tierra condujeran sus autos de este a oeste al mismo tiempo, ¿podríamos acelerar la rotación de la Tierra?
La espectroscopía Doppler se usa para detectar el cambio de velocidad periódico del espectro estelar causado por un planeta gigante en órbita. (Este método también se conoce como el método de velocidad radial.) Desde observatorios terrestres, los espectroscopistas pueden medir desplazamientos Doppler mayores de 3 m / seg debido al movimiento reflejo de la estrella. Esto corresponde a una masa mínima detectable de 33Me / sini para un planeta a 1 UA de una estrella de una masa solar (1 Mo), donde i es la inclinación del polo orbital a la línea de visión (LOS). Este método puede usarse para estrellas de secuencia principal de tipos espectrales de mediados de F a M. Las estrellas más calientes y más masivas que las de F medio giran más rápido, pulsan, generalmente son más activas y tienen menos estructura espectral, lo que hace que sea más difícil medir su Desplazamiento Doppler. La masa mínima detectable del planeta aumenta a medida que la raíz cuadrada del tamaño orbital del planeta, como se muestra en la figura a continuación (la línea ascendente roja).
Los planetas ya detectados con este método están indicados por los diamantes sólidos en la figura a continuación. Tenga en cuenta que la masa se da en masas terrestres, Yo.
La astrometría se usa para buscar el bamboleo periódico que induce un planeta en la posición de su estrella madre. La masa mínima del planeta detectable se reduce en proporción inversa a la distancia del planeta desde la estrella. Un instrumento astrométrico basado en el espacio, como el SIM Lite planeado, podría medir un ángulo tan pequeño como 1 micro-arco de arco.
Desde el suelo, el telescopio Keck está siendo equipado para medir ángulos tan pequeños como 20 segundos de micro arco, lo que lleva a una masa mínima detectable en una órbita de 1 UA de 66 Me para una estrella de masa solar a 10 pc.
Las limitaciones de este método son la distancia a la estrella y las variaciones en la posición del centro fotométrico debido a los puntos de la estrella. Hay solo 34 estrellas de secuencia principal no binarias de tipo solar (F, G y K) dentro de 10 pc de la Tierra. El planeta más alejado de su estrella que se puede detectar está limitado por el tiempo necesario para observar al menos un período orbital. Este límite está indicado por la línea vertical azul claro discontinua elegida a 10 años en la figura a continuación. Dos de los planetas de Ups Andromedae han sido detectados astrométricamente, y la astrometría encontró sus inclinaciones orbitales y sus masas. Vea Barbara McArthur et al., Comenzando con http: //hubblesite.org/newscenter… para un resumen.
Corona
Las coronagrafías bloquean la luz de la estrella central al tiempo que permiten detectar la luz de los exoplanetas circundantes. El coronógrafo fue desarrollado originalmente por Bernard Lyot en la década de 1930 para mirar la corona de nuestro Sol (que es 1 millón de veces más tenue que su fotosfera). Ahora se están desarrollando varias formas de coronógrafos para investigar planetas que orbitan alrededor de estrellas distintas de nuestro Sol. Para detectar un planeta similar a la Tierra alrededor de otra estrella, la luz visible de la estrella debería reducirse en un factor de 10 mil millones. La detección de planetas similares a Júpiter o Neptuno requeriría que la luz de las estrellas se redujera en un factor de mil millones.
El coronógrafo clásico usa una máscara llamada disco de ocultación en el telescopio para bloquear la luz de la estrella central. Esto es como levantar el pulgar para bloquear la luz del sol. Un ejemplo aún mejor se ve durante un eclipse solar total cuando la luna bloquea la luz del Sol, lo que nos permite ver su corona.
Sin embargo, un fenómeno conocido como difracción permite que la luz “se filtre” alrededor de la máscara de ocultación de un coronógrafo para que parte de la luz de las estrellas aún llegue al detector de ciencias y desborde la señal de los exoplanetas. Entonces, una máscara extra en forma de anillo, llamada parada Lyot, se usa para limitar la señal difractada que golpea el detector. En estos niveles, las manchas residuales de las imperfecciones del telescopio también permiten que la luz de las estrellas se filtre en la imagen científica donde buscamos exoplanetas. Por lo tanto, se requieren técnicas adicionales para diferenciar las señales de exoplanetas de los cambios causados por la orientación y posición del telescopio que varían con el tiempo.
Se están desarrollando varios enfoques de coronagrafía y diseños de instrumentos utilizando máscaras de varias formas para redirigir la luz de las estrellas a diferentes áreas del detector científico. Esta redirección crea “agujeros oscuros” donde se puede detectar la luz de los planetas. Los espejos deformables se incorporan en algunos de estos diseños de coronagrafía para trabajar en conjunto con las máscaras y topes. Otro enfoque es volar una sombra estelar a miles de kilómetros frente a un telescopio para bloquear la luz de la estrella objetivo, pero permitiendo que la luz de los exoplanetas que la acompañan se distinga fuera de la sombra de la sombra estelar.
El telescopio espacial Hubble lleva varios instrumentos con modos coronagráficos, al igual que el telescopio espacial James Webb.
La fotometría mide la atenuación periódica de la estrella causada por un planeta que pasa frente a la estrella a lo largo de la línea de visión del observador. La variabilidad estelar en la escala de tiempo de un tránsito limita el tamaño detectable a aproximadamente la mitad del de la Tierra para una órbita de 1 UA sobre una estrella de 1 Mo o planetas del tamaño de Marte en órbitas similares a Mercurio con cuatro años de observación. Los planetas del tamaño de mercurio incluso se pueden detectar en la zona habitable de las estrellas K y M. Los planetas con períodos orbitales mayores de dos años no son fácilmente detectables, ya que su posibilidad de alinearse adecuadamente a lo largo de la línea de visión de la estrella se vuelve muy pequeña.
En la figura a continuación, la región blanca representa el rango completo de masas de planetas y órbitas que la Misión Kepler puede detectar. Los planetas exteriores gigantes que producen una señal de tránsito del 1% (120 veces la de una Tierra, es decir, un SNR> 1000) pero tienen períodos orbitales mayores de 2 años pueden seguirse con espectroscopía Doppler o fotometría terrestre (línea horizontal verde en la figura de abajo).
Los planetas gigantes en órbitas internas también pueden ser detectables independientemente de la alineación de la órbita, en función de la modulación periódica de su luz reflejada. Para el 10% de estos que tienen tránsitos, la profundidad de tránsito se puede combinar con la masa encontrada en los datos Doppler para determinar la densidad del planeta como se hizo para el caso de HD209458b y ver si estos gigantes internos están “inflados”.
Las mediciones de espectroscopía Doppler y astrometría (SIM) se pueden usar para buscar planetas gigantes que también puedan estar en los sistemas descubiertos usando fotometría. Dado que la inclinación orbital debe ser cercana a 90º (sen i = 1.) Para causar tránsitos, hay muy poca incertidumbre en la masa de cualquier planeta gigante detectado. Límites de detección para planetas alrededor de estrellas similares a los solares
Las sensibilidades limitantes para una estrella similar a la solar se muestran para:
- Fotometría con Kepler (la región blanca arriba y a la izquierda de las líneas azul claro), COROT (arriba y a la izquierda de la línea de lavanda); y fotometría terrestre (por encima de la línea verde continua)
- Espectroscopía Doppler a 3 m / s (arriba y a la izquierda de la línea roja); Planetas detectados con este método: los primeros 49 se muestran como diamantes rellenos. Hasta la fecha (noviembre de 2001) se han detectado alrededor de 70.
- Astrometría con SIM a 2 µas (arriba y a la derecha de las líneas gris y azul oscuro)
Los objetos del sistema solar: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se muestran como puntos azules sólidos. .
Los límites de las órbitas máximas están relacionados con el tiempo necesario para observar una o más órbitas completas para ver los fenómenos periódicos repetir su firma o durante la vida útil de una misión espacial.
La fotometría es el único método operativo para encontrar planetas del tamaño de la Tierra en la zona continuamente habitable. Este espacio de búsqueda único está sombreado en verde en la figura. Las próximas misiones espaciales planificadas para el estudio de exoplanetas se basarán en astrometría ( SIM Lite ) e imágenes directas ( James Webb Space Telescope ).
http://kepler.nasa.gov/Science/a…
