Esta Sección de la Liga Iberoamericana de Astronomía tiene como objetivo fundamental: La divulgación de la Ciencia orientada a los Exoplanetas o planetas extrasolares. Vincular y organizar a los Observadores con este interés en particular. La difusión de las nuevas técnicas empleadas por los aficionados para la detección de Exoplanetas. El colectar los reportes de Observadores para futuros proyectos de investigación en colaboración con profesionales.

Métodos de Detección

Existen distintos tipos de detección de exoplanetas como ser:

  1. Astrometría
  2. Velocidad Radial
  3. Tránsito
  4. Microlentes Gravitacionales
  5. Variación en al tiempo del Tránsito
  6. Binaria eclipsante
  7. Detección directa

Astrometría

Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas. En 2002, el telescopio espacial Hubble tuvo éxito en el uso de astrometría para caracterizar un planeta descubierto previamente alrededor de la estrella Gliese 876.
Se deben detectar muy leves movimientos de la estrella en el cielo (mili segundos de arco ). Es muy dificultosa su medición, los planetas deben ser muy masivos, tener un período largo y las mediciones deben hacerse durante años.
Si nuestro sistema solar estaría compuesto solo por Júpiter, tomaría 30 años tomar las mediciones, el movimineto astrométrico es del orden millonésimas de grado y el centro de masa estaría en la superficie del Sol.

Imagen1

Velocidad Radial

Este método se basa en el efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal, por lo que sólo puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.

veloc-radial

Tránsito

Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de ella.
Éste método es amplamente usado por los aficionados puesto que requiere modesto instrumental y los aportes a la comunidad científica puede ser de suma importancia.

transito

Microlentes Gravitacionales

El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos anteriores. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de masa baja en una órbita ancha, designado OGLE-2005-BLG-390lb.

Esquema de trayectorias de luz en una lente gravitatoria. Las imágenes de objetos distantes adquieren forma de arcos rodeando el objeto masivo intermedio.

Esquema de trayectorias de luz en una lente gravitatoria. Las imágenes de objetos distantes adquieren forma de arcos rodeando el objeto masivo intermedio.

Variación en al tiempo del Tránsito

VTT es una variación sobre el método del tránsito, donde los cambios en el tránsito de un planeta pueden ser utilizados para detectar otro. El primer candidato planetario descubierto de esta manera es el exoplaneta wasp-3c, utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en el Obs. Rozhen, el Obs. de Jena y el Centro de Torun de Astronomía. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas como la Tierra o exolunas.Este método fue aplicado con éxito para confirmar las masas de los seis planetas de Kepler-11. El telescopio Kepler detectó por éste método a los exoplanetas Kepler-9b y Kepler-9c.

08/26/2010 Light curves of Kepler 9b, 9c, and the Super-Earth candidate

08/26/2010
Light curves of Kepler 9b, 9c, and the Super-Earth candidate

Binaria eclipsante

Si un planeta tiene una órbita de gran tamaño que la lleva alrededor de dos miembros de un sistema de estrella doble eclipsantes, entonces el planeta se puede detectar a través de pequeñas variaciones en el momento de los eclipses de las estrellas entre sí.Los planetas Kepler-16b, Kepler-34b y Kepler-35b son planetas circumbinarios detectados por este método.

Detección directa

Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de los planetas extrasolares ha sido uno de los objetivos más deseados de la investigación exoplanetaria. Las fotografías ya sea de luz visible o infrarrojas podrían revelar mucha más información sobre un planeta que cualquier otra técnica conocida. Sin embargo esto ha revelado ser mucho más difícil técnicamente que cualquiera de las otras técnicas disponibles. Las razones de esto son varias, pero entre las principales, se encuentra la diferencia entre el brillo de las estrellas y el de los planetas. En el espectro de la luz visible, una estrella promedio es miles de millones de veces más brillante que cualquiera de sus hipotéticos planetas, y hasta hace poco ningún detector podía identificar los planetas a partir del brillo estelar.

La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es una fotografía infrarroja tomada a la enana marrón 2M1207 por el Very Large Telescope en 2004. El cuerpo fotografiado 2M1207b, es un joven planeta de gran masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la estrella 2M1207. Este planeta está a unos 2500 K de temperatura, debido a su reciente formación, calculada en aproximadamente 10 millones de años. Los expertos consideran que 2M1207 y 2M1207b son un ejemplo atípico, pues en este sistema, la estrella y el planeta están lejos (40 veces la distancia de la Tierra al Sol) y ambos emiten cantidades comparables de radiación infrarroja, pues la estrella es una enana marrón, y el planeta es todavía muy cálido, y por tanto, ambas son claramente visibles en la fotografía. Sin embargo, planetas de edad y órbitas comparables a la terrestre son todavía imposibles de detectar.

2m1207

Fuente: Wikipedia, The exoplanet Encyclopaedia, exoplanet.eu
Kepler Telescope at kepler.nasa.gov

Febrero 2014

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Comentarios en: "Métodos de Detección" (2)

  1. Buenísimo, muchas gracias por la información!

  2. […] ¿Por qué digo que «ha confirmado»? Porque captar la variación de luminosidad de una estrella no significa (directamente) que se haya detectado un exoplaneta. Para confirmar su existencia es necesario demostrar que esas variaciones se producen en ciclos regulares («años» del planeta), lo que en la práctica supone, al menos, aguardar tres tránsitos para confirmar la existencia de dos períodos similares. En algunos casos, incluso, es necesario recurrir a otras técnicas de detección de exoplanetas. […]

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