Métodos de detección de exoplanetas
Cualquier planeta es una fuente de luz extremadamente débil en comparación con su estrella madre . Por ejemplo, una estrella como el Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada de cualquiera de los planetas que la orbitan. Además de la dificultad intrínseca de detectar una fuente de luz tan tenue, la luz de la estrella madre provoca un resplandor que la borra. Por esas razones, muy pocos de los exoplanetas informados hasta abril de 2014 [actualizar]se han observado directamente, y aún menos se han resuelto desde su estrella anfitriona.
En cambio, los astrónomos generalmente han tenido que recurrir a métodos indirectos para detectar planetas extrasolares. A partir de 2016, varios métodos indirectos diferentes han tenido éxito.
Los siguientes métodos han resultado exitosos al menos una vez para descubrir un nuevo planeta o detectar un planeta ya descubierto:
Una estrella con un planeta se moverá en su pequeña órbita en respuesta a la gravedad del planeta. Esto conduce a variaciones en la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja de la Tierra, es decir, las variaciones están en la velocidad radial de la estrella con respecto a la Tierra. La velocidad radial se puede deducir del desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella madre debido al efecto Doppler . [1] El método de velocidad radial mide estas variaciones para confirmar la presencia del planeta utilizando la función de masa binaria .
La velocidad de la estrella alrededor del centro de masa del sistema es mucho menor que la del planeta, porque el radio de su órbita alrededor del centro de masa es muy pequeño. (Por ejemplo, el Sol se mueve unos 13 m/s debido a Júpiter, pero solo unos 9 cm/s debido a la Tierra). Sin embargo, las variaciones de velocidad de hasta 3 m/s o incluso un poco menos se pueden detectar con espectrómetros modernos , como el espectrómetro HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) en el telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio La Silla , Chile, el espectrómetro HIRES en los telescopios Keck o EXPRES en el Telescopio Lowell Discovery. Un método especialmente simple y económico para medir la velocidad radial es la "interferometría de dispersión externa". [2]
Hasta alrededor de 2012, el método de velocidad radial (también conocido como espectroscopia Doppler ) fue, con mucho, la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas. (Después de 2012, el método de tránsito de la nave espacial Kepler lo superó en número). La señal de velocidad radial es independiente de la distancia, pero requiere espectros de alta relación señal-ruido para lograr una alta precisión, por lo que generalmente se usa solo para estrellas relativamente cercanas. , a unos 160 años luz de la Tierra, para encontrar planetas de menor masa. Tampoco es posible observar simultáneamente muchas estrellas objetivo a la vez con un solo telescopio. Los planetas de masa joviana pueden detectarse alrededor de estrellas hasta unos pocos miles de años luz .lejos. Este método encuentra fácilmente planetas masivos que están cerca de estrellas. Los espectrógrafos modernos también pueden detectar fácilmente planetas de la masa de Júpiter que orbitan a 10 unidades astronómicas de la estrella madre, pero la detección de esos planetas requiere muchos años de observación. Actualmente, los planetas con la masa de la Tierra solo se pueden detectar en órbitas muy pequeñas alrededor de estrellas de baja masa, por ejemplo, Próxima b .
