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ASTROBIOLOGÍA:EXOPLANETAS
Autor: Miguel Martínez Albaladejo
Afiliación: Universidad de Murcia;Área de gravitación y Astrofísica.
RESUMEN
El descubrimiento de los primeros planetas alrededor de un pulsar en 1992 ha abierto,
tras siglos de especulaciones, una nueva era en la astronomía.Las motivaciones detrás de la
búsqueda de nuevos mundos son presentadas, junto con unas pinceladas y comparativas de
los métodos más importantes que se tienen hasta ahora para detectar exoplanetas.
INTRODUCCIÓN
La Astrobiología es una nueva ciencia que surge de la necesidad de investigar el origen,
presencia e influencia de la vida en el Universo. Es una rama del conocimiento relativamente reciente,
pues su punto de partida se puede situar en 1998, cuando la NASA creó el NASA Astrobiology Institute
(NAI).
La Astrobiología es, desde su mismo origen, transdisciplinar. Relaciona ciencias tales como la
astronomía, la astrofísica, la biología, la química, la geología, la informática, la antropología y la
filosofía, entre otras. La esencia del estudio astrobiológico es el análisis de problemas científicos desde
el punto de vista de varias disciplinas independientes con sus propios métodos y aproximaciones. Esto
es especialmente útil en el caso de fenómenos históricos como la vida, en los que subyacen bases
simples como la física y la química que se manifiestan de forma compleja como la biología.
No hay una definición consensuada de astrobiología, aunque su campo de interés es perfectamente
reconocible: además de todo lo que tiene que ver con la comprensión del fenómeno de la vida tal y
como lo conocemos (su emergencia, condiciones de desarrollo, adaptabilidad -extremofilia-, etc.),
también involucra la búsqueda de vida fuera de la Tierra (exobiología) y sus derivaciones, como son la
exploración espacial o la planetología.
Algunas de las cuestiones que trata de responder la astrobiología son las siguientes:
-¿Qué es la vida?
-¿Cómo surgió la vida en la Tierra?
-¿Cómo evoluciona y se desarrolla?
¿Hay vida en otros lugares del Universo?
¿Cuál es el futuro de la vida en la Tierra y en otros lugares?
EXOPLANETAS
Los exoplanetas son aquellos planetas que orbitan una estrella diferente al Sol, que dicho ahora parece
algo habitual, aunque hasta la década de los 90 no se tuvo noticias de ninguno. La búsqueda de
exoplanetas ha sido increíble desde entonces, y cada año se descubren más. Tanto es así que en la
actualidad hay unos 400 exoplanetas descubiertos.
Historia
Aleksander Wolszczan y Dale Frail,astrónomo polaco y anunció en 1992 el
descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR 1257+12.
Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue toda una
sorpresa. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la explosión de
supernova que produjo el púlsar.Hasta entonces o bien se desconocía lo que se estaba
observando o bien el desarrollo tecnológico y/o técnicas disponibles eran insuficientes.
Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal(región
del diagrama de Hertzsprung Russell en la que se encuentran la mayor parte de las
estrellas) fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición entre
equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel
Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51
Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde el equipo
americano de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas.
La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos
anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos,
considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del
siglo XX.
En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA
desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas, así
como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero descubierto hasta la fecha:Gliese
876 d). Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot,y
la misión norteamericana Kepler, ambas utilizando el sistema de tránsitos. La ambiciosa
misión Darwin/TPF, prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las
atmósferas de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida
extraterrestre mediante el análisis de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar
estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios
parecidos al nuestro, o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.
¿En qué nos ayuda la física?
La física estelar constituye una valiosa herramienta para descartar algunos tipos de
estrellas y seleccionar otras:
---Las estrellas masivas queman su combustible a toda prisa,y al agotarse, estallan de tal
forma que en el momento de la explosión su brillo es equiparable al de toda la galaxia en la
que se encuentran.Sin duda, las estrellas masivas son imprescindibles para la vida, al fin y
al cabo, todo el hierro del Universo,incluyendo el que forma parte de nuestro organismo, se
creó a partir del hidrógeno durante la evolución de una estrella de gran masa. A pesar de
todo,se cree que estas estrellas no dan opción a que se forme un sistema planetario a su
alrededor, y mucho menos vida:su elevada temperatura y la emisión de radiación
ultravioleta lo impiden.
---Las estrellas menos masivas(estrellas más frías)tienen una vida suficientemente larga
para que que se pueda formar un sistema planetario y en alguno de ellos se origine vida,
con la restricción de que cuanto mayor sea la masa, menos tiempo tendrá la vida para
llegar a la inteligencia.
Retrospectivamente,emiten muy poca energía en el espectro visible debido a su baja
temperatura superficial.Los planetas de estas estrellas deberían estar muy cerca de ellas
para resultar apropiados para la vida a no ser que existan organismos capaces de vivir en
condiciones de frío extremo.Estamos interesados, por lo tanto, en estrellas que, aparte de
estar cerca de nosotros, contengan planetas que se encuentren en la llamada ZONA
HABITABLE.
La "zona habitable" denota la región alrededor de la estrella donde podríamos en un principio
encontrar agua líquida, esto es, a una temperatura entre 0 y 100 ºC, con una atmósfera ligada
gravitatoriamente.La figura muestra la "zona habitable" en un gráfico de masas estelares(masas
solares).Alrededor de masas más masivas, esta región sufre considerables dilataciones.
•
Pero volviendo a las características que hay que analizar en un planeta para averiguar si es
candidato a albergar vida o no, no solamente debemos fijarnos en el área marcada por la zona
de habitabilidad. También hay otras características que han de estar presentes tanto en el
planeta como en la estrella. Entre ellas tenemos como patrones a seguir(entender que puede
que hayan seres extremófilos capaces de vivir en condiciones extremas insospechadas:
- La temperatura superficial de la estrella debe oscilar entre los 4.000 y 7.000 Kelvin. Nuestro
Sol se encuentra justo en la mitad de estos valores.
- La radiación ultravioleta que emiten estas estrellas no debe superar ciertos valores para así
no destruir la atmósfera del planeta.
- El planeta no debe mostrar siempre la misma cara a la estrella, fenómeno que se denomina
acoplamiento de marea. Así las temperaturas no serán extremas en las superficies expuestas y
ocultas a su sol.
- La estrella no sufrirá variaciones importantes en cuanto a tamaño o brillo.
- Las estrellas ricas en metales son las más propensas a poseer sistemas planetarios.
- Los planetas deben tener una masa suficiente para poder conservar su atmósfera.
- La excentricidad orbital del planeta no debe de ser muy grande y sus variaciones estacionales
deben ser moderadas.
- La vecindad galáctica debe ser la adecuada: no tener cerca fuentes de rayos gamma, agujeros
negros, etc.
•
Las dificultades de observar planetas fuera del Sistema Solar provienen de tres hechos básicos:
---Los planetas no producen nada de luz propia, salvo en su juventud.
---Están a una distancia enorme de nosotros.
---Están perdidos en el cegador resplandor de sus estrellas centrales.
Métodos para detectar Planetas Extrasolares
En los últimos años se han descubierto cientos de planetas orbitando otras
estrellas, son los llamados exoplanetas o planetas extrasolares. Casi ninguna de estas
detecciones ha sido de forma directa, es decir a través de una imagen en un telescopio.
Cazar planetas alrededor de otras estrellas es bastante difícil y para ello se utilizan
principalmente métodos indirectos.
Repasemos los métodos para la detección de planetas extrasolares.
1. El método astrométrico
La astrometría es el método más antiguo para detectar planetas extrasolares. El método
astrométrico consiste en medir la posición de una estrella en el cielo y observar cómo
cambia a través del tiempo. Si la estrella tiene un planeta entonces éste producirá una
oscilación en su línea de movimiento.
Esto es debido a que la estrella y el planeta se atraen mutuamente con sus fuerzas
gravitatorias y giran en torno a un centro de masas común llamado baricentro. La estrella
es mucho más masiva que el planeta, por lo que describe una órbita en torno al baricentro
mucho más pequeña.
Esperaríamos que el movimiento propio de una estrella visto desde la tierra fuera una línea
recta, pero en el caso de tener un planeta con una masa suficiente produciría un efecto
combinado entre movimiento propio de la estrella y el giro alrededor de este baricentro de
la estrella. Con lo cual la línea no sería completamente recta sino con suaves oscilaciones
periódicas a uno y otro lado.
Desplazamiento astrométrico del Sol debido a Júpiter tal como se observaría a una distancia de 10 pársecs, unos 33
años-luz.
Durante las décadas de los 50 y 60, se anunciaron descubrimientos de planetas alrededor
de más de 10 estrellas utilizando este método. Sin embargo, los astrónomos han revisado
posteriormente sus observaciones, y la mayoría de estos descubrimientos han resultado
erróneos. Realmente para detectar una oscilación en el movimiento de una estrella debida a
un planeta en sus inmediaciones, son necesarias medidas muy precisas que resultan un
auténtico desafío incluso para los más potentes telescopios ubicados en nuestro planeta.
Actualmente resulta un método poco utilizado para la detección de exoplanetas, sin
embargo desde el espacio y con instrumentación adecuada puede dar muy buenos
resultados.A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas, la astrometría permitió
encontrar un planeta extrasolar en 2009, denominado VB 10b. Por ello, la Nasa tiene su
agenda futura la misión SIM (Space Interferometry Mission)que se trata de un
interferómetro espacial que podría detectar gran número de estos planetas de forma
astrométrica. La misión SIM está programada para 2014.
Una ventaja potencial del método astrométrico es que es más sensible en a los planetas
con grandes órbitas. Esto no hace complementario a otros métodos que son más sensibles
a planetas con pequeñas órbitas. Sin embargo se necesitan largos tiempos de observación
para poder afirmar que existe un planeta alrededor de determinada estrella, puesto que los
planetas normalmente tardan años y a veces décadas para describir una órbita completa
alrededor de su estrella.
2. El método de la velocidad radial(oscilación Doppler)
Al igual que el método astrometrico, el método de la velocidad radial se aprovecha del
hecho de que una estrella con un planeta se mueve en una órbita pequeña en respuesta a la
gravedad del planeta. La estrategia consiste ahora en medir las variaciones en la velocidad
relativa de la estrella con respecto a la Tierra. En otras palabras, las variaciones en la
velocidad radial de la estrella con respecto a nuestro planeta. La velocidad radial puede ser
medida a través del desplazamiento de las líneas espectrales de la estrella debida al efecto
Doppler.
Esquema de como funciona
el método de la velocidad
radial, a través del efecto
Doppler
La velocidad de la estrella
alrededor del baricentro es
mucho menor que la del planeta,
debido a que el radio de su
órbita con respecto al baricentro
es mucho más pequeño. Sin
embargo en los modernos
espectrómetros pueden
detectarse variaciones por
debajo de 1 m/s de la velocidad
radial.
Este método ha sido de lejos el
más exitoso de entre todos los que han utilizado los astrónomos cazaplanetas. También es
conocido como Espectroscopía Doppler. El método es independiente de la distancia a la
que se hallen estrella y planeta, pero está técnicamente limitado puesto que se necesita
captar espectros de alta precisión. Por ello generalmente se utiliza para estrellas cercanas
hasta un máximo de 160 años luz de la Tierra.
El método encuentra fácilmente planetas masivos y cercanos a sus estrellas, sin embargo
para detectar los que se hayan a distancias mayores es necesario muchos años de
observación.
Es importante advertir que los movimientos orbitales de estrellas y planetas tienen tres
dimensiones, por lo tanto los planetas con órbitas casi perpendiculares a la línea de visión
desde la Tierra producen desplazamientos muy pequeños, por lo que son más difíciles de
detectar que los que describen órbitas oblicuas o paralelas en torno a su estrella, visto
desde la perspectiva de un observador de la tierra.
Una de las principales desventajas de este método es que solamente es posible estimar la
masa mínima de un planeta. Normalmente la verdadera masa del planeta se sitúa un 20%
arriba de lo abajo de este valor mínimo, pero si la órbita del planeta es casi perpendicular a
la línea de visión entonces la verdadera masa será mucho mayor.
El método de la velocidad radial puede utilizarse para confirmar hallazgos de planetas que
utilizan el método de tránsito. Cuando ambos métodos se usan combinadamente, entonces
puede estimarse la masa real del planeta.
Una estrella (al centro) y un planeta girando alrededor del centro de masa mutuo. Este movimiento
estelar es detectable por el método de velocidades radiales.
El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera
que la estrella gira sobre el centro de masas 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.
Cuanto menor es el planeta o más lejos de la estrella orbita, menor influencia ejerce y menor es la
variación de velocidad que produce.
Para poder detectar esta extremadamente pequeña variación de velocidad los investigadores han
utilizado probablemente el espectrógrafo más preciso del mundo, llamado HARPS, situado en el
telescopio de 3.6metros del observatorio de la Silla, en Chile.
3.Medición de púlsares
Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación. Tras una explosión
supernova(explosión estelar) se forma un remanente ultradenso de la antigua estrella. Los
púlsares emiten ondas de radio muy regularmente mientras rotan. Debido a que la rotación
de un pulsar es extremadamente regular, las ligeras anomalías en su período de rotación
que se observan en las señales de radio, pueden usarse para realizar un seguimiento de su
movimiento. Igual que las estrellas normales, un pulsar se moverá en una pequeña órbita si
tiene un planeta. Los cálculos basados en la observación de los pulsos de radio pueden
revelar los elementos de esa órbita.
Este método no fue diseñado originalmente para la detección de planetas, pero es tan
sensible que es capaz de detectar planetas mucho menores que los demás métodos, hasta
menos de una décima parte de la masa terrestre. También es posible detectar mediante este
método las perturbaciones gravitacionales mutuas entre los diferentes miembros del
sistema planetario, y por tanto aportar una mayor información sobre esos planetas y sus
elementos orbitales.
Imagen artística de un
sistema planetario en
torno a un púlsar
La principal desventaja del
método de medición de púlsares
es que los púlsares son
relativamente raros, se conocen
apenas 1800, en todo el universo
de forma que es improbable
detectar un gran número de
planetas utilizando este método.
Además la vida tal y como la
conocemos, no podría sobrevivir
en planetas que orbiten púlsares
puesto la radiación de alta
energía que recibirían sería
extremadamente fuerte.Se
arrojan cantidades
impresionantes de radiación en
concentrada en chorros. Se ha podido descubrir un pequeño número de exoplanetas
alrededor de estos remanentes estelares, y ninguno de ellos es apto para la vida, debido a
la enorme cantidad de radiación a la que son expuestos.
En 1992 Aleksander Wolszczan y Dale Frail utilizaron este método para descubrir tres
planetas en torno al pulsar PSR 1257+12. Su hallazgo fue rápidamente confirmado,
resultando ser el primer descubrimiento confirmado de planetas fuera de nuestro sistema
solar.
Este descubrimiento fue bastante sorprendente, puesto que no se creía posible que un
sistema planetario pudiera sobrevivir después de un suceso tan violento como una
explosión supernova.
4.EL MÉTODO DE TRÁNSITO
•
Consiste en obserevar fotométricamente a una estrella y detectar cambios sutiles en
la intensidad de luz cuando un planeta orbita delante de ella.La disminución en el flujo de la
estrella nos permite conocer parámetros orbitales y algunas otras características físicas del
planeta que son inaccesibles mediante otras técnicas
Mientras que los métodos anteriores proporcionan información sobre la masa del
planeta, este método puede utilizarse para estimar el radio del planeta. Si un planeta cruza
a través del disco de su estrella (tránsito), el brillo que se observa de la estrella disminuye
ligeramente. La caída de brillo depende de los tamaños relativos de la estrella y del planeta
por ejemplo en el caso de la estrella HD 209458 el brillo de la estrella decrece un
1.7%.Cuantifiquemos la idea anterior:
•
A partir de las características espectrales de la estrella anfitriona es posible
suponerle un radio y una masa  R E , M E  , a partir del tránsito.Suposiciones
puramente geométricas nos informa de la relación:
R P / R E =1−10− m/ 2.5 0.5 ,  m: variación de la magnitud medida en la curva de tránsito.
•
Eclipses(incluso observados por astrónomos “aficionados”)ocurren cada 3.5 días y duran 2.5
horas.
•
Primera observación en tránsito en otro sistema planetario tuvo lugar en 1999.
Éste método tiene dos importantes desventajas.
En primer lugar los tránsitos planetarios sólo pueden observarse planetas cuyas órbitas
estén perfectamente alineadas con la línea de visión del astrónomo. La probabilidad de que
el plano orbital este directamente alineado con la perspectiva visual es equivalente a la
relación entre el diámetro de la estrella y el diámetro de la órbita. Alrededor del 10% de los
planetas con pequeñas órbitas presentan este tipo de alineamientos, el porcentaje decrece
para planetas con órbitas mayores. La probabilidad de un alineamiento semejante para un
planeta que orbite una estrella del tamaño del sol a una distancia de una unidad
astronómica (la distancia que separa nuestro sol y la Tierra) y que produzca un tránsito, es
de tan sólo 0,47%. Sin embargo al estudiar grandes áreas del cielo que contienen miles o
incluso cientos de miles de estrellas a la vez, es posible encontrar mayor cantidad de
planetas extrasolares que en el método de la velocidad radial, aunque no respondería a la
pregunta si una estrella en particular contiene planetas.
En segundo lugar, el método tiene una alta tasa de detecciones falsas. El método de
tránsito necesita de una confirmación adicional que se realiza normalmente a partir del
método de la velocidad radial.
La principal ventaja del método de tránsito es que puede estimarse el tamaño del planeta a
partir de su curva de la curva de
luz. Cuando se combina el
método de tránsito con el
método de la velocidad radial
(que determina la masa del
planeta) es posible hallar la
densidad del planeta y por tanto
saber algo sobre la estructura
física del planeta. Los nueve
planetas que han sido
estudiados mediante ambos
métodos son los mejor
conocidos de todos los
exoplanetas descubiertos.
En la imagen vemos
gráficamente el método de
tránsito para detectar planetas extrasolares. La gráfica inferior muestra la
intensidad de la luz percibida a lo largo del tiempo desde la Tierra.
El método de tránsito también permiten estudiar la atmósfera del planeta. Cuando el
planeta transita la estrella, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta.
Estudiando cuidadosamente los espectros estelares de alta resolución, es posible detectar
elementos presentes en la atmósfera planetaria. Una atmósfera planetaria podría detectarse
midiendo la polarización de la luz de la estrella mientras atraviesa o se refleja en la
atmósfera del planeta.
Además del eclipse secundario (cuando el planeta pasa por detrás de su estrella y su luz es
eclipsada) permite la medida directa de la radiación del planeta. Si la intensidad fotométrica
durante este eclipse secundario se resta a la intensidad medida antes o después del
eclipse, nos queda únicamente la intensidad de luz debida únicamente al planeta. Es
posible por tanto medir la temperatura del planeta e incluso detectar posibles señales de
formaciones de nubes en él. En marzo del 2005, dos equipos científicos realizaron medidas
utilizando esta técnica con el telescopio espacial Spitzer. Cada uno de los dos equipos
científicos, estudiaran los planetas TrES-1 and HD 209458b. Las medidas revelaron las
temperaturas planetarias: 790° C para TrES-1, y 860° C, para HD 209458b.
La misión de la agencia espacial francesa, COROT, empezó en 2006 para buscar tránsitos
planetarios desde la órbita terrestre, donde la ausencia de turbulencias atmosféricas
permite una precisión mucho mayor. Esta emisión fue diseñada para detectar planetas
varias veces mayores que la tierra y actualmente está rindiendo mejor de lo esperado, con
dos planetas extrasolares descubiertos ambos del tipo llamado "Hot Jupiters" (planetas de
un mayor al de Júpiter y que orbitan muy próximos a su estrella). La mayoría de planetas
descubiertos mediante este método pertenecen a esta categoría.
Resaltar la misión de la NASA Kepler con fecha de lanzamiento marzo del 2009, tiene como
objetivo detectar planetas extrasolares en la constelación del cisne. Para ello analizará con
extremada precisión la luz de multitud de estrellas en cada búsqueda, se espera que Kepler
sea capaz de detectar planetas de un tamaño similar al de la Tierra.
5.Método de microlentes gravitacionales
Una microlente gravitacional es el efecto del campo gravitatorio de una estrella, actuando
con una lente y ampliando la luz de las estrella de fondo situada mucho más lejos y que
que coincide exactamente con la línea de visión del observador. Éstos efectos son breves,
y duran por lo general días o semanas, mientras la Tierra la estrella y la estrella de fondo
permanecen alineadas, y desaparece un cuando por los movimientos relativos de los tres
astros, termina el alineamiento. En los últimos 10 años han podido observarse más de 1000
eventos similares.
La estrella que está en primer
plano (la que produce el efecto
de microlente) tiene un planeta,
entonces el campo gravitatorio
del planeta se sumará al de la
estrella y puede producir un
efecto detectable. Ya que esto
requiere un alineamiento
altamente improbable, para
detectar una cantidad razonable
de estos efectos adicionales de
microlente debidos a un planeta,
es preciso realizar un
seguimiento continuo de un gran
número de estrellas. Éste método es más fructífero para detectar planetas en estrellas
ubicadas en regiones con multitud de estrellas de fondo, especialmente el centro galáctico.
En 1991, los astrónomos de la Universidad de Princeton Shude Mao y Bohdan Paczynski
propusieron por primera vez este método para la búsqueda de planetas extraescolares. Los
éxitos con este método son anteriores a 2002, cuando un grupo de astrónomos polacos
durante el proyecto OGLE (Experimento de lentes ópticas gravitatorias) desarrollaron una
técnica de trabajo. Durante un mes encontraron varios posibles exoplanetas, aunque las
limitaciones de las observaciones no permitieron una confirmación clara. Desde entonces
se ha confirmado la detección de cuatro planetas extrasolares utilizando las microlentes.
Este es un método capaz de detectar planetas de masa semejante a la tierra alrededor de
estrellas de la secuencia principal.
Un notable contratiempo de este método, es que el evento debido a microlentes no puede
ser repetido debido a que un determinado alineamiento no se va a volver a repetir. Además,
los planetas detectados tienden a estar a miles de años luz, de forma que utilizar otros
métodos para continuar las observaciones es normalmente imposible. Sin embargo, si se
estudian suficientes estrellas de fondo con suficiente precisión, el método debería
finalmente revelar hasta qué punto son comunes los planetas tipo Tierra en la Galaxia.
Las observaciones normalmente se realizan utilizando redes de telescopios robóticos.
Además del proyecto OGLE financiado por la Fundación Nacional de Ciencia de la NASA, el
grupo de observaciones de microlentes (MOA) está trabajando para perfeccionar esta
técnica.
Las gráficas ilustran cómo cambiaría el brillo de una estrella durante un evento de
microlente gravitatoria.
Diagrama que permitió detectar el exoplaneta OGLE 235/MOA-35 b. La curva verde corresponde a la
magnificación producida por la estrella próxima y los picos son debidos al exoplaneta que la orbita.
VENTAJAS:
• Sirve para otros descubrimientos astronómicos: enanas marrones y otros astros que puedan
•
•
•
constituir la llamada materia oscura.
Permite detectar tanto planetas con masas mucho mayores que la de Júpiter como planetas de tipo
terrestre, completándose así las observaciones realizadas mediante efecto Doppler.
Como se realizan observaciones en tiempo real, es posible repetirlas cada pocos minutos y, a partir
de estos datos, deducir la relación entre la masa del planeta y la masa de la estrella que actúa como
lente. Y después calcular la masa del planeta.
No requiere los telescopios más grandes: método «barato» .
VARIOS INCONVENIENTES:
•
•
•
•
•
Requiere observaciones de muchas estrellas durante mucho tiempo seguido para obtener
resultados de interés. Sólo se han confirmado el descubrimiento de 4 exoplanetas por microlentes.
Estadística pobre debido al problema de la alineación.
Las medidas realizadas no pueden repetirse en intervalos demasiado espaciados de tiempo, pues
tanto el planeta como la estrella observada se irán moviendo, de manera que se romperá la
alineación.
Sólo se detectarán planetas situados en la zona de «microlente», que corresponde a un intervalo de
distancias de su estrella madre de 1 a 4 UA aproximadamente (1 UA = 150 millones de kilómetros).
En la actualidad destacar los proyectos OGLE(Optical Gravitational Lensing Experiments) y
MOA(Microlensing Observation in Astrophysics).
---OGLE: Encontró los primeros tres planetas por esta técnica. En la actualidad detecta cerca de 500
eventos de este estilo cada año.
---MOA(derecha):localizado en Nueva Zelanda.
6.Análisis de los discos circunestelares
Los discos circunestelares son discos de polvo espacial alrededor de muchas estrellas. El
polvo puede detectarse porque absorbe la luz visible de la estrella y la reemite en
longitudes de onda infrarroja. Incluso si las partículas de polvo tienen una masa total
mucho menor que la de la Tierra, todavía pueden tener suficiente superficie total como para
superar en brillo a la estrella en luz infrarroja.
El telescopio espacial Hubble tiene la capacidad de observar discos de polvo a través de su
instrumento NICMOS en el infrarrojo cercano. Ahora incluso se están tomando mejores
imágenes mediante el Observatorio Espacial Infrarrojo Spitzer, que es capaz de observar
longitudes de onda infrarroja en las que el Hubble no puede.
Esta
representación
artística
ilustra
una
colisión masiva de objetos,
quizá
del
tamaño
de
Plutón. Ambos cuerpos
chocan y crean polvo que
crea el anillo de la cercana
estrella Vega.
Los discos de polvo han sido
hallados hasta ahora alrededor
de más del 15% de estrellas
cercanas de tipo solar. Se cree
que el polvo se genera en
colisiónes entre cometas y
asteroides. La presión por
radiación de la estrella empuja a
las partículas de polvo hacia el espacio interestelar en un tiempo relativamente corto. Por lo
tanto la detección de polvo indica nuevos aportes de polvo por nuevas colisiones, que
rellenan el vacío dejado. Además nos da una fuerte evidencia indirecta de la presencia de
pequeños cuerpos como cometas y asteroides que orbitan alrededor de la estrella. Por
ejemplo el disco de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti nos indica que la estrella tiene
una población de objetos análoga a nuestro cinturón de Kuiper, pero al menos 10 veces
más densa.
De una forma más especulativa algunos aspectos que aparecen en los discos de polvo
sugieren a veces la presencia de auténticos planetas. Algunos discos tienen una cavidad
central, lo que significa que tienen una forma real de anillo. La cavidad central puede estar
causada por un planeta que mantiene a raya el polvo dentro de su órbita. Otros discos
contienen aglomeraciones que pueden estar causadas por la influencia gravitatoria de un
planeta. éstas causadas. Éstos dos tipos morfológicos están presentes en el disco de polvo
alrededor de épsilon Eridani pidió que sugieren la presencia de un planeta con un radio
orbital de unas 40 UA (40 veces la distancia Tierra -Sol), además del planeta interior ya
detectado a través del método de la velocidad radial.
MÁS METODOS
TÉCNICA DE LA POLARIMETRÍA:
•
Técnica que se basa en la medición de la rotación óptica producida sobre un haz de luz
polarizada al pasar por una sustancia ópticamente activa. La actividad óptica
rotatoria(birrefringencia) de una sustancia, tiene su origen en la asimetría estructural de
las moléculas.
•
El estudio de la polarización de un planeta estelar es un método muy prometedor para
la caracterización del exoplaneta.
•
Idea:usando polarización,se puede ocultar la luz estelar, permitiendo una clara
detección de los planetas circundantes.
•
Además, el grado de polarización,P,proporciona información sobre la composición del
planeta .Está determinado por:
P=
Ir − Il
,
Ir + Il
I ,I
sean l r las intensidades de luz polarizada paralela y perpendicularmente
al plano que contiene el centro de la estrella y el exoplaneta problema.
Somos capaces de mejorar el contraste exoplaneta/estrella:
El flujo y el estado de polarización de la radiación del planeta son descritos genérciamente
por el vector de Stokes:

F = [ f (λ , α ), Q(λ , α ), U (λ , α ),V (λ , α )] ,
con α el ángulo relativo entre la estrella y el observador visto desde el centro del
planeta, y λ la longitud de onda específica.Aquí Q y U describen el flujo polarizado
linealmente, mientras que V, circularmente.‘ f’ alude a la intensidad total recogida.
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. Hasta
diciembre de 2009, dos planetas se han encontrado por este método.
Detección visual 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 Kelvin 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.
CONCLUSIONES
Llegado a este punto cuesta no ser filosófico.
A los humanos nos ha costado miles de años explorar nuestro propio planeta y siglos en
entender los planetas vecinos, pero en la actualidad descubrimos mundos nuevos cada
semana.
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Hasta el momento los astrónomos han localizado más de 400 exoplanetas. Muchos son
tan raros que parecen confirmar el famoso comentario:
“El Universo no sólo es más extraño de lo que suponemos, sino más extraño de lo que
podemos suponer”
• Entre tanto exotismo, los científicos estamos ansiosos por encontrar un atisbo de algo
más familiar: planetas que alberguen vida.
• Ahora,con los avances de la ciencia, se ha hecho evidente que la creatividad de la
naturaleza es muy superior a la nuestra. Se levanta el telón para dejarnos ver
innumerables mundos nuevos, con diferentes historias que contar
• Hasta ahora no se han encontrado, pero ¿quién sabe?
Estamos hambrientos, la CAZA CONTINÚA!!!
REFERENCIAS
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Artículos científicos:
--- The Earth as an object of Astrophysical interest in the search for extrasolar planets :
M.Vázquez(Instituto de Astrofísca de Canarias), P-Montañés(Big Bear Observatory,New Jersey
Institute of Technology), E.Palle(Big Bear Solar Observatory, New Jersey Insitute of Technology)
( http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?
bibcode=2006LNEA....2...49V&db_key=AST&page_ind=0&data_type=GIF&type=SCREEN_VIE
W&classic=YES )
--- http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0305/0305159v1.pdf
•
En la web(entre otros):
--- http://www.esa.int/esaCP/index.html
--- http://planetquest.jpl.nasa.gov/
--- http://www.adsabs.harvard.edu/
--- http://www.astrosabadell.org/html/pdf/en/008_exoplanetes_2009.pdf
--- Cualquier web de agencias espaciales, grupos de astronomía,foros...