Métodos de detección de planetas extrasolares

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Los siguientes métodos han sido empleados con éxito en al menos una ocasión para descubrir un nuevo planeta o detectar un planeta ya conocido:

Una estrella con un planeta se mueve en su propia pequeña órbita en respuesta a la gravedad del planeta. Esto produce variaciones en la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja de la Tierra; es decir, las variaciones se producen en la velocidad radial de la estrella con respecto a la Tierra. La velocidad radial puede deducirse del desplazamiento de las líneas espectrales de la estrella madre debido al efecto Doppler.^[2] El método de velocidad radial mide estas variaciones para confirmar la presencia del planeta mediante la función de masa binaria.

La velocidad de la estrella alrededor del centro de masas del sistema es mucho menor que la del planeta, debido a la pequeña distancia que recorre su órbita alrededor de dicho centro (por ejemplo, el Sol se mueve a unos 13 m/s debido a Júpiter, pero a solo unos 9 cm/s debido a la Tierra). Sin embargo, se pueden detectar variaciones de velocidad de hasta 3 m/s o incluso menores con espectrómetros modernos , como el HARPS (Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión) del telescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeo Austral en el Observatorio La Silla (Chile), el HIRES de los telescopios Keck o el EXPRES del Telescopio Lowell Discovery. Un método especialmente sencillo y económico para medir la velocidad radial es la interferometría de dispersión externa.^[3]

Hasta alrededor de 2012, el método de velocidad radial (también conocido como espectroscopia Doppler) fue de lejos la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas (después de 2012, el método de tránsito del telescopio 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 alta precisión, y por lo tanto se utiliza generalmente solo para estrellas relativamente cercanas, hasta 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 a unos pocos miles de años luz de distancia. Este método encuentra fácilmente planetas masivos que están cerca de las estrellas. Los espectrógrafos modernos también pueden detectar fácilmente planetas de masa como Júpiter que orbitan a 10 unidades astronómicas de la estrella madre, pero la detección de esos planetas requiere muchos años de observación. En la actualidad, los planetas con masa similar a la de la Tierra sólo se pueden detectar en órbitas muy pequeñas alrededor de estrellas de baja masa, como por ejemplo Próxima Centauri b.

Es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa por dos razones: primero, estas estrellas se ven más afectadas por la atracción gravitatoria de los planetas, segundo, porque las estrellas de baja masa de la secuencia principal generalmente giran con relativa lentitud. La rotación rápida hace que los datos de las líneas espectrales sean menos claros, ya que la mitad de la estrella se aleja rápidamente del punto de vista del observador mientras la otra mitad se acerca. Detectar planetas alrededor de estrellas más masivas es más fácil si la estrella ha abandonado la secuencia principal, ya que al hacerlo se ralentiza su rotación.

A veces, la espectrografía Doppler produce señales falsas, especialmente en sistemas multiplanetarios y multiestelares. Los campos magnéticos y ciertos tipos de actividad estelar también pueden dar señales falsas. Usando el modelado del Proceso de Gauss, un modelo que puede desenredar las señales planetarias de la actividad estelar al aprender la estructura de covarianza del ruido de una estrella y usarla para determinar qué partes de las señales se explican mejor por una señal coherente y estrictamente periódica (el planeta) y qué señales se explican mejor por una señal cuasiperiódica en evolución (la estrella).^[4] Cuando la estrella anfitriona tiene múltiples planetas, las señales falsas también pueden surgir por tener datos insuficientes, de modo que múltiples soluciones pueden ajustarse a los datos, ya que las estrellas generalmente no se observan de forma continua.^[5] Algunas de las señales falsas se pueden eliminar analizando la estabilidad del sistema planetario, realizando análisis fotométricos en la estrella anfitriona y conociendo su período de rotación y los períodos del ciclo de actividad estelar.

Los planetas con órbitas muy inclinadas respecto a la línea de visión terrestre producen oscilaciones visibles menores y, por lo tanto, son más difíciles de detectar. Una de las ventajas del método de velocidad radial es que permite medir directamente la excentricidad de la órbita del planeta. Una de las principales desventajas del método de velocidad radial es que solo permite estimar la masa mínima de un planeta. La distribución posterior del ángulo de inclinación i depende de la distribución real de la masa de los planetas.  Sin embargo, cuando existen múltiples planetas en el sistema que orbitan relativamente cerca y tienen suficiente masa, el análisis de estabilidad orbital permite limitar la masa máxima de estos planetas. El método de velocidad radial puede utilizarse para confirmar los hallazgos del método de tránsito . Al combinar ambos métodos, se puede estimar la masa real del planeta.

Aunque la velocidad radial de la estrella solo proporciona la masa mínima de un planeta, si se pueden distinguir las líneas espectrales del planeta de las de la estrella, se puede determinar la velocidad radial del propio planeta, lo que proporciona la inclinación de su órbita. Esto permite medir su masa real, descartando falsos positivos y proporcionando datos sobre su composición. El problema principal es que dicha detección solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si refleja o emite mucha luz.^[6]

• Variación de tiempo de tránsito

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Los eventos de variabilidad no periódica, como las llamaradas, pueden producir ecos extremadamente débiles en la curva de luz si se reflejan en un exoplaneta u otro medio de dispersión en el sistema estelar.^{[7][8][9][10]} Más recientemente, motivados por los avances en instrumentación y tecnologías de procesamiento de señales, se predice que los ecos de los exoplanetas se puedan recuperar a partir de mediciones fotométricas y espectroscópicas de alta cadencia de sistemas estelares activos, como las enanas M.^[11][12][13] Estos ecos son teóricamente observables en todas las inclinaciones orbitales.

Un conjunto de interferómetros ópticos/infrarrojos (p. ej., el conjunto propuesto de 16 interferómetros del Big Fringe Telescope)^[14] no capta tanta luz como un solo telescopio de tamaño equivalente, pero tiene la resolución de un solo telescopio del mismo tamaño. En el caso de estrellas brillantes, este poder de resolución podría utilizarse para obtener imágenes de la superficie de una estrella durante un tránsito y observar la sombra del planeta en tránsito. Esto podría proporcionar una medición directa del radio angular del planeta y, mediante paralaje, de su radio real. Esto es más preciso que las estimaciones de radio basadas en la fotometría de tránsito, que dependen de las estimaciones del radio estelar, las cuales a su vez dependen de modelos de las características de las estrellas. La obtención de imágenes también proporciona una determinación de la inclinación más precisa que la fotometría.

Las emisiones de radio aurorales de las magnetosferas de exoplanetas podrían detectarse con radiotelescopios. La emisión podría deberse a la interacción del campo magnético del exoplaneta con un viento estelar, fuentes de plasma adyacentes (como Ío, la luna volcánica de Júpiter, que atraviesa su magnetosfera) o a la interacción del campo magnético con el medio interestelar. Aunque se han anunciado varios descubrimientos, hasta la fecha, ninguno ha sido verificado. Las búsquedas más precisas de emisiones de radio directas de los campos magnéticos de exoplanetas, o de los campos magnéticos de exoplanetas que interactúan con los de sus estrellas anfitrionas, se han realizado con el radiotelescopio de Arecibo.^[15]

Además de permitir el estudio de los campos magnéticos de los exoplanetas, las emisiones de radio pueden utilizarse para medir la tasa de rotación interior de un exoplaneta.

En marzo de 2019, los astrónomos del Observatorio Europeo Austral, empleando el instrumento GRAVITY del interferómetri del Very Large Telescope, anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta, HR 8799 e, utilizando interferometría óptica.

Al observar las fluctuaciones de un interferograma utilizando un espectrómetro de transformada de Fourier, se podría obtener una mayor sensibilidad para detectar señales débiles de planetas similares a la Tierra.

La identificación de cúmulos de polvo a lo largo de un disco protoplanetario demuestra la acumulación de trazas alrededor de los puntos de Lagrange. A partir de la detección de este polvo, se puede inferir la existencia de un planeta que ha creado dichas acumulaciones.

Se espera que la Antena Espacial de Interferometría Láser, destinada a la observación de ondas gravitacionales, detecte la presencia de grandes planetas y enanas marrones orbitando sistemas binarios de enanas blancas. Se estima que el número de detecciones de este tipo en la Vía Láctea oscila entre 17 en un escenario pesimista y más de 2000 en un escenario optimista. Incluso podrían ser posibles detecciones extragalácticas en las Nubes de Magallanes, muy por encima de las capacidades actuales de otros métodos de detección. ^[16][17]