Visita Encydia-Wikilingue.con

Exoplaneta

exoplaneta - Wikilingue - Encydia

Archivo:Planetas extrasolares descubiertos.png
Gráfico del número de descubrimientos de planetas extrasolares por año.
Portal La Wikipédia posee el portal:
Portal de Astronomía
{{{Portal2}}}
{{{Portal3}}}
{{{Portal4}}}
{{{Portal5}}}

Un exoplaneta (o planeta extra-solar (Al 1990: extrassolar) ) es un planeta que orbita una estrella que no sea el Sol y, de esta forma, pertenece a un sistema planetário distinguido de nuestro.

Aunque la existencia de sistemas planetários hay muy ha sido de aventado, hasta la década de 1990 ningún planeta alrededor de estrellas de la secuencia principal había sido descubierto. Sin embargo, desde entonces, algunas perturbações en torno a la estrella atribuidas la exoplanetas gigantes vienen siendo descubiertas con telescopios más possantes. Aún por estimativas, las observaciones cada vez más frecuentes de exoplanetas gigantes refuerzan la posibilidad de que algunos de esos sistemas planetários puedan contener planetas más pequeños y consecuentemente abrigar vida extraterrestre. Hasta 2008, ya habían sido catalogados más de doscientos planetas extra-solares, pero la mayoría indicó siempre condiciones inóspitas a la existencia de vida tal como es concebida en nuestro planeta. Los planetas detectados hasta ahora son, en su mayoría, del tamaño o mayor del que Júpiter, y giran en la mayoría de las veces en órbitas muy próximas de la estrella-madre. Sin embargo, los científicos creen que eso se debe la limitaciones en las técnicas de detección de planetas, y no porque esas condiciones sean más comunes.

Tabla de contenido

Historia de detecciones

Nuestro sistema solar comparado con el sistema 55 Cancri

El descubrimiento de los primeros exoplanetas fue anunciada en 1989,[1][2] cuando variaciones en las velocidades radiales de HD 114762 y Alrai (γ Cephei) fueron explicadas como efectos gravitacionais causados por cuerpos de masa subestelar, posiblemente gigantes gaseosos (11 MJ & 2-3 MJ respectivamente). Alrai fue analizada en un artículo [3] el año anterior, pero la cuestión de un compañero planetário como causa de las variaciones de velocidad fue dejada en abierto. Sin embargo, una investigación subseqüente en 1992 concluyó que los datos no eran robustos el bastante para confirmar la presencia de un planeta,[4] pero, dos años después, técnicas aperfeiçoadas confirmaron su existencia. El caso de HD 114762 aún no fue refutado, pero se considera que su compañero pueda ser una estrella de baja masa en órbita vista de tope.

La primazia del descubrimiento de los primeros exoplanetas también es requerida por el astrónomo polaco Aleksander Wolszczan, que, en 1993, encontró planetas alrededor del pulsar PSR B1257+12. Se cree que ellos hayan sido formados de los remanescentes de la supernova que produjo el pulsar, en una segunda ronda de formación planetária, o de caroços sólidos de los restos de gigantes gaseosos que sobrevivieron a la supernova y espiralaram sus órbitas actuales.

Exoplanetas alrededor de estrellas solares comenzaron a ser descubiertos en gran número en el fin de la década de 1990 como resultado del aperfeiçoamento de la tecnología de los telescopios, tales como el advento de los CCDs y de procesamiento de imágenes por ordenador. Tales avances permitieron medições más precisas del movimiento estelar, posibilitando que los astrónomos detectaran planetas, no visualmente (porque la luminosidad de un planeta es generalmente muy baja para ser detectada de esta forma), pero a través de los efectos gravitacionais que ejercen sobre las estrellas alrededor de las cuales orbitan (vea astrometria y velocidad radial). Exoplanetas también pueden ser detectados a través de la variación de la luminosidad aparente de la estrella a medida que el planeta pasa enfrente de ella (ver eclipse).

Parte de nuestro sistema solar superpuesto a la órbitas de los planetas HD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli ab, y Mu Arae b (estrellas-madre en el centro)

El primer planeta extra-solar definitivo descubierto alrededor de una estrella de la secuencia principal (51 Pegasi) fue anunciado en 6 de Octubre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Ginebra . Desde entonces, decenas de planetas fueron descubiertos y algunas sospechas datadas del fin de los años 1980 fueron confirmadas, muchas por el equipo liderado por Geoffrey Marcy, de la Universidad de California, con datos obtenidos en los observatorios Lick y Keck . El primer sistema a tener más de un planeta detectado fue υ Andromedae. La mayoría de los planetas detectados poseen órbitas muy elípticas. Todos los planetas hasta hoy descubiertos poseen gran masa y la mayoría tiene masa superior a la de Júpiter.

En Julio de 2004 , se anunció que el Hubble posibilitó el descubrimiento de cien exoplanetas adicionales, pero la presencia de ellos aún no pudo ser confirmada. Además, muchas observaciones apuntan para la existencia de millones de cometas en esos sistemas extra-solares.

Hasta Octubre de 2009, había 403 exoplanetas detectados.[5]

En 13 de Noviembre de 2008 fue anunciado por Paul Kalas, astrónomo de la Universidad de Berkeley, que consiguió por primera vez, a través de un telescopio óptico, registrar imágenes de un exoplaneta. Para tal fue utilizada la técnica de eclipsamento artificial [carece de fuentes?], es decir, obstruindo la luz de las estrellas más próximas y posibilitando la visualización de sus planetas, muy menos luminosos. La referida imagen muestra el exoplaneta Fomalhaut b, probablemente con una masa aproximada a la de Júpiter .[6]

La primera fotografía, a través de un telescopio óptico, de un exoplaneta

En la misma ocasión, fue anunciada el descubrimiento, por astrónomos del Instituto de Astrofísica de Victoria, en British Columbia, de tres planetas orbitando la estrella HR 8799.[7]

En Diciembre de 2008, tres estudiantes de la Universidad de Leiden, en los Países Bajos, descubren el primero exoplaneta a orbitar una estrella caliente y de rotación rápida. Meta de Hoon, Remco van dé Burg y Francis Vuijsje [8] estaban probando un método de investigación de la fluctuación de la luz por acción de la gravedad, insertado en la Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE),cuando verificaron que cada dos días y medio la luminosidad de una estrella decrescia en la orden de los 1% a 2%. Al planeta fue atribuido el nombre de OGLE2-TR-L9b poseyendo una masa cinco veces superior a la de Júpiter. La estrella a la vuelta de la cual orbita el planeta es 1000 °C a 7000 °C más caliente que nuestro Sol.[9]

Métodos de detección

En 2008 había seis métodos de detección de planetas extra-solares que son muy débeis, con relación su estrellas azafatas, para ser detectados por métodos ópticos convencionales.

Las futuras misiones espaciales Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder y Darwin planean detectar exoplanetas de un modo más directo.

Cronometria de Pulsar

Visión artística del sistema planetário del pulsar PSR B1257+12

El primer método usado para descubrir exoplanetas consistió en la observación de anomalias en la regularidad de los pulsos de un pulsar. Esto llevó al "descubrimiento" del primer planeta, que tenía periodo orbital de exactamente un año. Ese descubrimiento fue, posteriormente, desmentida, una vez que resultó del fallo en considerar la Tierra al largo de su órbita. Sin embargo, este método de hecho llevó al descubrimiento de los primeros planetas, así como del primer sistema planetário además del nuestro, por Aleksander Wolszczan. También llevó al descubrimiento del exoplaneta más antiguo que se conoce, por el equipo de Steinn Sigurdsson, alrededor del pulsar binario PSR B1620-26. Este planeta es el único planeta conocido que orbita alrededor de dos estrellas.

El método de cronometria de pulsar envuelve medições precisas de la señal del pulsar de modo a determinar se hay cualquier anomalia en el periodo de los pulsos. Cálculos subseqüentes son usados para determinar lo que podría causar esas anomalias. El método es comumente usado para detectar compañeros de pulsar, pero no es usado específicamente para encontrar planetas.

Astrometria

Diagrama mostrando como un objeto más pequeño orbitando un mayor podría producir alteraciones en la posición y velocidad de este último, a medida que orbitan un centro común.

La astrometria consiste en el método más antiguo para la búsqueda de exoplanetas, usado por primera vez en 1943. Una correcta cantidad de estrellas candidatas fueron encontradas desde entonces, pero no hube confirmación en ninguno de esos casos, y muchos astrónomos desistieron de ese método delante de otros más bien-sucedidos. El método envuelve la medição del movimiento propio de la estrella en búsqueda de los efectos causados por sus planetas; sin embargo, variaciones en el movimiento propio son tan pequeñas que aún los mejores instrumentos de 2008 no suministran medições confiables. El método requiere que las órbitas de los planetas sean aproximadamente perpendiculares nuestra línea de visada; de esta forma, planetas detectados por ese método no pudieron ser confirmados por otros métodos.

Velocidad radial

El método de velocidad radial mide variaciones en la velocidad con la cual la estrella se aleja o se aproxima de nodos, i.y., mide la componente de la velocidad estelar al largo de la línea de visada. La velocidad radial puede ser deducida del desplazamiento en las líneas espectrais de la estrella azafata, debido al efecto Doppler. Tales desplazamientos son inducidos por el planeta que orbita la estrella, una vez que ambos orbitan en torno al mismo baricentro (ver problema de dos cuerpos). La velocidad de la estrella alrededor del baricentro es muy más pequeño del que aquella del planeta (los rayos de las órbitas y, por lo tanto, las velocidades de los cuerpos son inversamente proporcionales a la masa de esos). Aún así, variaciones de velocidades tan bajas cuánto pocos m/s pueden ser detectadas.

Esta es la principal y, hasta 2008, más bien-sucedida técnica usada por cazadores de planetas. También es conocida como "método Doppler". Pero ella funciona bien sólo para estrellas relativamente próximas, hasta 160 años-luz. Ella encuentra con facilidad planetas que estén prójimo a la estrella, pero tiene dificultad en encontrar aquellos que orbitan la distancias mayores. El método Doppler puede ser usado para confirmar los descubrimientos emprendidos a través del método de tráfico.

Microlente Gravitacional

Microlente gravitacional

El efecto de microlente gravitacional acontece cuando los campos gravitacionais de un planeta y lo de la estrella azafata actúan de modo a magnificar la luz de una estrella distante que esté en el fondo del cielo. Para que el efecto ocurra, el planeta y la estrella deben pasar casi directamente entre la estrella distante y el observador. Una vez que esos eventos son raros, un número muy grande de estrellas distantes debe ser continuamente monitorado de modo a permitir la deteção de planetas a una tasa razonable. Además de eso, tampoco es posible repetir los experimentos que utilizan ese método, debido a la raridade con que ocurren. Este es el método más promissor para planetas localizados entre la Tierra y el centro de la galáxia, ya que las partes céntricas de la galáxia suministran un gran número de estrellas distantes de fondo.

Microlentes gravitacionais ya habían sido probadas con otros propósitos. En 1986, Bohdan Paczyński, de la Universidad de Princeton, propuso, inicialmente, usarlas para buscar la misteriosa materia oscura, el material invisible que, se cree, domina el universo. En 1991, él sugirió que las microlentes podrían ser usadas para buscar planetas. Éxitos con el método de lentes gravitacionais datan desde 2002, cuando un grupo de astrónomos polacos (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak y Michał Szymański de Varsóvia , y Bohdan Paczyński) aperfeiçoou un método viable en el ámbito del proyecto OGLE (del inglés Optical Gravitational Lensing Experiment, experimento con lentes gravitacionais ópticas). Durante un mes de búsqueda, ellos anunciaron el descubrimiento de diversos objetos, muchos de los cuales podrían ser planetas. Desde entonces, dos planetas extra-solares fueron detectados a través de esa técnica, la cual es considerada de más promissora para el descubrimiento de planetas terrestres alrededor de estrellas solares.

Eventos de microlente son cortos, duran algunas semanas o días, ya que las dos estrellas y la Tierra se mueven unos con relación a los otros. Más de 1000 estrellas fueron observadas en eventos de ese tipo al largo de los últimos diez años. Las observaciones son generalmente emprendidas a través de una red de telescopios robóticos.

La gran ventaja de las microlentes gravitacionais es que se pueden descubrir planetas de baja masa (i.y. terrestres) aún con la tecnología actualmente disponible. Una desvantagem notable es que el evento no puede ser repetido, pues una alineación al acaso nunca ocurre nuevamente. Además, los planetas detectados tienden a localizarse a muchos quiloparsecs de nodos, tal que observaciones de monitoramento posterior no son posibles. Pero, si un número suficiente de estrellas de fondo sean observadas con buena precisión, el método puede informarnos quão ordinarios son los planetas terrestres en nuestra galáxia.

Además del programa OGLE financiado por la NASA y por la National Science Foundation, el grupo MOA (del inglés, Microlensing Observations inAstrophysics , Observaciones de Microlentes en Astrofísica) trabaja para aperfeiçoar esa técnica. Astrónomos creen que sea posible observar planetas del tamaño de la Tierra dentro de media década.

Método de tráfico

Archivo:Planetary transit-pt.svg
Método de tráfico para detectar planetas extra-solares. El gráfico abajo de la figura demuestra los niveles luminosos recibidos en la Tierra al largo del tiempo.

Un método recientemente desarrollado detecta la sombra del planeta cuando este transita delante de la estrella azafata. Este "método de tráfico" funciona sólo con una pequeña porcentagem de planetas cuyos planes orbitales estén perfectamente alineados con nuestra línea de visada, pero puede ser aplicado aún la estrellas muy distantes. Se espera que él llevará al descubrimiento de los primeros planetas terrestres alrededor de estrellas solares cuando sea empleado por el Telescopio Espacial CoRoT y por el Observatorio Kepler, misión especial de la NASA.

Disco circunstelar

Discos de poeira estelar circundan muchas estrellas, y estas pueden ser detectadas, pues absorben la luz visible de la estrella y reemitem como radiação infrarroja. Condensações en determinados puntos del disco sugieren la presencia de planetas.

Referencias

Ver también

Conexiones externas