Existen varios métodos para descubrir planetas, uno es el método directo de fotografiar el planeta mediante un telescopio, pero para esto se necesita que el planeta refleje la luz de su estrella. Esta luz suele ser muy tenue por lo que sólo se han podido fotografiar unos pocos exoplanetas.
Existen además unos métodos indirectos con los cuales se puede deducir la presencia de exoplanetas, entre ellos están los tránsitos de los planetas, las velocidades radiales, entre otras que explicaremos a continuación.
Velocidades Radiales
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.
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| Estrella y planeta orbitando un centro de masa. |
Podemos ver otra animación sobre las velocidades radiales en este enlace.
Ventajas: el efecto Doppler tiene una gran precisión por lo que se pueden ver movimientos bastante pequeños, lo que se traduce en que se observará un rango algo mayor de planetas, pero de nuevo se requieren que los veamos desde una perspectiva apropiada para poder verlo. En este caso esto involucra que el movimiento no sea perpendicular a donde estamos nosotros, para que la estrella “vaya y venga” en nuestra dirección de observación.
Inconvenientes: Se requiere de un planeta lo suficientemente grande para causar un movimiento apreciable en la estrella. Es decir, únicamente planetas gigantes.
Inconvenientes: Se requiere de un planeta lo suficientemente grande para causar un movimiento apreciable en la estrella. Es decir, únicamente planetas gigantes.
Tránsitos
Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de ella. El método de tránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden utilizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un planeta, como en los casos de HD209458b y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Este método, al igual que el de la velocidad radial, encuentra de forma más eficiente planetas de gran volumen, pero tiene la ventaja de que la cercanía del planeta a la estrella no es relevante, por lo que el espectro de planetas que puede detectar aumenta considerablemente. Hoy se han podido lanzar sondas que pueden detectar planetas del tamaño de la Tierra.
En este video se muestra cómo mediante el tránsito del planeta alrededor de su estrella se identifica una disminución del brillo de la estrella cuando se encuentran en conjunción y oposición con la Tierra. El problema de este método es que si la órbita del supuesto planeta no se interpone entre la Tierra y dicha estrella no puede ocurrir el Tránsito.
En el siguiente video se explica nuevamente los métodos de Velocidades Radiales y los Tránsitos.
Ventajas: se consigue determinar el tamaño del planeta, su periodo (año) y su distancia a la estrella “fácilmente”, y es posible obtener su composición ya que al pasar por delante de la estrella, pasaremos a ver la composición de estrella + planeta, así que eliminando la contribución de la estrella, obtenido en otro momento en que no está el planeta, obtenemos únicamente la del planeta.
Inconvenientes: como hemos dicho, necesitamos que el planeta pase exactamente entre su estrella y nosotros, por lo que nos estaremos perdiendo una inmensa cantidad de planetas en donde esto no ocurre. A su vez, se requiere que estos planetas estén muy próximos a la estrella (lo cual facilita también lo anterior) debido a que en otro caso su paso por delante de ésta se producirá cada mucho tiempo, por lo que no veremos periodicidad o incluso no habremos visto ningún eclipse (por ejemplo un planeta que de una vuelta cada 50 años, es muy posible que desde 1995 hasta ahora todavía no haya pasado por delante de la estrella ninguna vez).
Inconvenientes: como hemos dicho, necesitamos que el planeta pase exactamente entre su estrella y nosotros, por lo que nos estaremos perdiendo una inmensa cantidad de planetas en donde esto no ocurre. A su vez, se requiere que estos planetas estén muy próximos a la estrella (lo cual facilita también lo anterior) debido a que en otro caso su paso por delante de ésta se producirá cada mucho tiempo, por lo que no veremos periodicidad o incluso no habremos visto ningún eclipse (por ejemplo un planeta que de una vuelta cada 50 años, es muy posible que desde 1995 hasta ahora todavía no haya pasado por delante de la estrella ninguna vez).
Medida de pulsos de radio de un púlsar
Un púlsar (es el pequeño remanente, ultra denso de una estrella que ha explotado como una supernova) emite ondas de radio muy regularmente a medida que gira. Leves anomalías en el momento de sus pulsos de radio que se observan pueden ser utilizadas para rastrear los cambios en el movimiento del púlsar causado por la presencia de planetas.
En el siguiente video se muestra cómo se utiliza este método para descubrir planetas.
El Prof. Matthew Bailes y colegas, usando varios radiotelescopios como el australiano CSIRO, un prolífico instrumento con el que se descubrieron varios púlsares, comenzó un sondeo en 2009 de todo el cielo.
Los púlsares son estrellas de neutrones. Tiene un radio de unos 10 km (20 km de diámetro), pero con una masa de unas 500.000 veces la de la Tierra. Su haz de emisión los hace parecer pulsantes. Las ondas de radio del púlsar viajan por la galaxia hasta el foco de las antenas de los radiotelescopios y se registran estos pulsos, en forma digital, en los recibidores.
En 2009 se descubrió un púlsar de milisegundos, pero los datos daban cuenta de otro objeto que lo orbitaba cada dos horas. Por el movimiento del púlsar los astrónomos infieren que el compañero es del tamaño de Júpiter, pero increíblemente denso: más de 22 gramos por centímetro cúbico. Según los investigadores, el púlsar le "robó" materia a su compañero estelar, una estrella que hoy parece un planeta. La densidad de este objeto sugiere que es de carbono, es decir, un masivo diamante que orbita al púlsar en una órbita tan apretada que ambos cabrían dentro del Sol.
Los púlsares son estrellas de neutrones. Tiene un radio de unos 10 km (20 km de diámetro), pero con una masa de unas 500.000 veces la de la Tierra. Su haz de emisión los hace parecer pulsantes. Las ondas de radio del púlsar viajan por la galaxia hasta el foco de las antenas de los radiotelescopios y se registran estos pulsos, en forma digital, en los recibidores.
En 2009 se descubrió un púlsar de milisegundos, pero los datos daban cuenta de otro objeto que lo orbitaba cada dos horas. Por el movimiento del púlsar los astrónomos infieren que el compañero es del tamaño de Júpiter, pero increíblemente denso: más de 22 gramos por centímetro cúbico. Según los investigadores, el púlsar le "robó" materia a su compañero estelar, una estrella que hoy parece un planeta. La densidad de este objeto sugiere que es de carbono, es decir, un masivo diamante que orbita al púlsar en una órbita tan apretada que ambos cabrían dentro del Sol.
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.
Ventajas: Cuando es observada, permite determinar “fácilmente” que ahí hay un planeta y con qué masa.
Inconvenientes: que el sistema planetario considerado pase justo por delante de otra estrella o cuerpo más lejana es un fenómeno raro (poco probable) lo que causa que se observe pocas veces, como atestiguan el poco número de planetas que han sido descubiertos de esta forma.
Inconvenientes: que el sistema planetario considerado pase justo por delante de otra estrella o cuerpo más lejana es un fenómeno raro (poco probable) lo que causa que se observe pocas veces, como atestiguan el poco número de planetas que han sido descubiertos de esta forma.
Existen otros métodos de detección, pero los más importantes son los antes mencionados.
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