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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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La aparición de la vida sobre la Tierra
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Los métodos de detección de exoplanetas
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Las misiones espaciales CoRoT y Kepler

La búsqueda de vida extraterrestre
Los sistemas planetarios favorables para la vida
Los planetas favorables para la vida
La detección de señales extraterrestres
La búsqueda de señales extraterrestres
La paradoja de Fermi

 

 

 

 

 

 

 

 

The_Earth_seen_from_Apollo_17

“La bola azul”: Fotografía de África, la Antártida y la península Arábiga tomada en ruta para la luna por Harrison Schmitt o Ron Evans durante la misión Apolo 17 el 7 de diciembre de 1972. Este vuelo fue el último en dejar la órbita terrestre, y el único en el cual un geólogo, Harrison Schmitt, volvió sobre la luna. Crédito: NASA

Los métodos de detección de exoplanetas

Detectar planetas fuera del sistema solar es una empresa extremadamente difícil con métodos de observación tradicionales. En primer lugar, porque los planetas apenas emiten luz por sí mismos, y sólo son entonces visibles por reflexión del resplandor de su estrella. En segundo lugar, porque estos planetas se encuentran cerca de una estrella, la cual emite muchísima luz y va a ahogar completamente el escaso resplandor del planeta. Por fin, porque el problema de la turbulencia atmosférica va, como de costumbre, a volver mucho más difíciles las medidas para los telescopios terrestres.

Por todas las estas razones, la búsqueda de planetas extrasolares sólo ha podido comenzar verdaderamente a finales del siglo XX, con métodos nuevos e instrumentos de una precisión sin precedentes.

El método de la velocidad radial

El método de la velocidad radial se apoya en las perturbaciones que un planeta provoca sobre el movimiento de su estrella. En efecto, al igual que la estrella ejerce una fuerza de atracción gravitacional sobre el planeta, este último produce una fuerza igual y opuesta sobre la estrella. Obviamente, la estrella es mucho más masiva que el planeta, y el efecto de esta fuerza recíproca es, así pues, extremadamente débil.

Las variaciones de posición de la estrella bajo el efecto de esta perturbación planetaria son muy débiles y demasiado difíciles de detectar actualmente. El método de la velocidad radial busca, así pues, medir pequeños cambios de velocidad en vez de posición de la estrella.

Un medio muy eficaz para eso es utilizar el efecto Doppler. En efecto, las variaciones de velocidad de la estrella a lo largo de nuestra línea de visión se traducen, gracias al efecto Doppler, en ligeros desplazamientos en longitud de onda del espectro aparente de la estrella. Basta, pues, en teoría, identificar algunas líneas de este espectro y observar los cambios débiles de su longitud de onda con el tiempo, para deducir de eso la presencia de una perturbación gravitacional por otro cuerpo.

Obviamente, estas fluctuaciones son siempre muy débiles, y sólo son generalmente detectables cuando el planeta produce importantes perturbaciones gravitacionales. Esto limita el método de la velocidad radial a los planetas masivos de tipo gigante gaseoso, y únicamente si estos planetas están más próximos a su estrella que Mercurio de nuestro Sol. Cuando estas condiciones se reúnen, observaciones espectroscópicas muy precisas pueden revelar el planeta y proporcionar aproximadamente su masa e informaciónes sobre su órbita.

 

Velocidad_radial

 

La velocidad V(t) de un objeto en la posición x(t) puede descomponerse en una componente radial VR(t), y una transversal VT(t), que dependen de la posición del observador. Crédito: Ignacio González Tapia

 

 

The_Radial_Velocity_Method

 

El método de velocidad radial para detectar exoplanetas se basa en la detección de las variaciones en la velocidad de la estrella central, debido al cambio de dirección de la fuerza gravitacional de un exoplaneta (no visible) a medida que orbita la estrella. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su espectro es desplazada al azul, mientras que es desplazado hacia el rojo cuando se aleja de nosotros. Regularmente, mirando el espectro de una estrella —y así, medir su velocidad— se puede ver si se mueve periódicamente debido a la influencia de un compañero. Crédito: ESO/The Radial Velocity Method

 

El método del tránsito

El segundo método principal de búsqueda de exoplanetas es la observación de un posible tránsito, es decir, el paso de un planeta exactamente entre la estrella y la Tierra durante su órbita. Obviamente, el tránsito del planeta no es observable directamente, dadas las distancias involucradas. Pero cuando se produce, la luminosidad aparente de la estrella baja ligeramente, ya que se oculta temporalmente una pequeña fracción de su superficie, y medidas precisas pueden detectar esta situación.

Este método proporciona información más precisa que la anterior sobre la masa y la órbita del planeta. Permite también calcular el tamaño del planeta: cuanto más grande es este último, más marcada está la reducción temporal de luminosidad.

El método del tránsito sólo puede desgraciadamente revelar los planetas que pasan exactamente entre su estrella y la Tierra, lo que es raro. Se limita también a planetas bastante grandes, ya que un pequeño planeta telúrico no causaría una reducción de luminosidad fácil de detectar en la actualidad.

 

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La curva de luz de un tránsito de exoplaneta observado por el satélite Corot en mayo de 2007. Crédito: CoRoT exo-team

El efecto de microlente gravitacional

Un efecto de lente gravitacional clásico se produce, por ejemplo, cuando una estrella cercana pasa exactamente entre la Tierra y una estrella más distante. Según la relatividad general, los rayos luminosos que nos provienen de la estrella alejada se desvían ligeramente al paso de la más próxima. Esto puede producir efectos ópticos como imágenes múltiples de la estrella alejada o un aumento de su luminosidad aparente.

Una situación mucho más rara se produce cuando la estrella cercana está acompañada de un planeta que contribuye a la desviación de los rayos luminosos. En ese caso, el análisis de la imagen final puede revelar las distorsiones que el planeta ha introducido, y proporciona entonces un método indirecto de detección de este último.

El efecto de microlente gravitacional permite calcular la masa del planeta y su distancia aproximada a la estrella. Este método necesita una alineación perfecta entre dos estrellas, y está, así pues, relativamente limitado. Presenta, sin embargo, la enorme ventaja de poder detectar planetas más pequeños y más distantes de su estrella, puesto que no depende ni de perturbaciones gravitacionales ni de una medida de luminosidad.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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