Métodos para detectar planetas extrasolares.

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Los métodos para detectar exoplanetas son diversos y han evolucionado a lo largo de los años, lo que permite hoy descubrir nuevos planetas a un ritmo cada vez mayor. Las metodologías se pueden dividir en dos clases principales:

  • detección directa;
  • detección indirecta.

En la clase de detección directa incluimos todas las técnicas que te permiten observar estos planetas directamente a través del telescopio. En la clase de detección indirecta caen aquellas técnicas que permiten identificar un planeta a partir de los efectos que induce (o son inducidos) sobre (o desde) la estrella anfitriona.

Para confirmar un planeta y definir mejor sus características físicas, es necesario utilizar varias técnicas diferentes. En la actualidad, el método de investigación más fructífero es el de las velocidades radiales, que ha proporcionado 203 planetas de unos 500 conocidos, seguido del de tránsitos. Ya en 1955 Otto Struve había propuesto la posibilidad de descubrir sistemas planetarios extrasolares con precisamente estos dos métodos.

Todos los exoplanetas descubiertos el 31 de agosto de 2004 (abscisas semi-mayores , masas ordenadas de Júpiter ):
Los puntos azules representan planetas descubiertos con el método de velocidad radial.
En rojo los que tienen el método de tránsito.
en amarillo con las microlentes gravitacionales.
La imagen también muestra los límites de las capacidades de detección de los próximos instrumentos (líneas de colores), tanto terrestres como espaciales, de 2006 a 2015.
Finalmente, la imagen también muestra la posición de los planetas del sistema solar son los puntos más grandes con la inicial del nombre en inglés.

Método de velocidad radial

Una estrella alrededor de la cual orbita un planeta se puede considerar como un binario espectroscópico, del cual solo un espectro es visible. En esta situación las líneas de emisión o absorción ya no tienen la longitud de onda correspondiente a las muestras observadas en reposo en el laboratorio, sino que son desplazadas por el efecto Doppler hacia el rojo o el azul, dependiendo de si la velocidad es positiva (distancia) o negativa (aproximación ). Si la órbita del planeta está inclinada con respecto al plano tangente a la esfera celeste, en el punto donde se observa la estrella, entonces el desplazamiento de las líneas varía según el valor de la velocidad y oscila entre los valores extremos. asumido por la velocidad radial. Una vez que hemos obtenido espectros bien distribuidos en el tiempo y deducido las velocidades radiales en cada instante a partir de estos, podemos construir la curva de velocidad radial.

Este es el método que proporcionó la mayoría de los planetas descubiertos durante la primera fase de la investigación. Este método es capaz de identificar fácilmente planetas muy cercanos a su estrella, pero para observar planetas a largo plazo como Júpiter son necesarias observaciones que abarcan muchos años para poder observar un período orbital completo y por tanto inferir una órbita al planeta. La técnica se limita a las estrellas más brillantes de la decimoquinta magnitud, ya que incluso con los telescopios más grandes del mundo es difícil obtener espectros de buena calidad que permitan medir estas pequeñas variaciones de velocidad.

Tránsito

Tránsito de un planeta sobre su estrella. Debajo del gráfico de la curva de luz.

El método más reciente y prometedor es el de tránsito . Consiste en detectar la disminución de brillo de la curva de luz de una estrella cuando un planeta transita frente a la estrella madre. La disminución está relacionada con el tamaño relativo de la estrella madre, el planeta y su órbita. Por ejemplo en el caso de HD 209458 , la disminución de luz es del orden del 1,7%.

Es un método fotométrico que funciona solo para el pequeño porcentaje de planetas cuya órbita está perfectamente alineada con nuestro punto de vista, pero se puede utilizar a grandes distancias. El satélite francés COROT (lanzado el 26 de diciembre de 2006 ) y el Kepler de la NASA (lanzado el 7 de marzo de 2009 ) realizan observaciones de este tipo fuera de la atmósfera terrestre , ya que todo el ruido fotónico inducido por la atmósfera se elimina y pueden obtener curvas de luz con una precisión del orden de 1 mmag, que en teoría es suficiente para observar planetas como la Tierra.

Cambio en el tiempo de tránsito

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Cambio en el tiempo de tránsito .

La variación del tiempo de tránsito (abreviado CTT, English T ransit- t IMing ariation v) es un método para detectar exoplanetas observando las variaciones de los tiempos de un tránsito . Esto proporciona un método extremadamente sensible que puede detectar planetas adicionales en el sistema con masas potencialmente pequeñas como la de la Tierra. En numerosos sistemas planetarios, la atracción gravitacional mutua de los planetas hace que un planeta se acelere y otro planeta se desacelere a medida que orbita su órbita, la aceleración cambia el período orbital de cada planeta. La detección de este efecto midiendo el cambio se conoce como cambios en los tiempos de tránsito. [1] [2] [3] . El análisis de la "variación temporal", si existe, permite por tanto detectar la presencia de un planeta no en tránsito en un sistema donde hay al menos un planeta que pasa por delante de su estrella. [4]

Astrometria

El primer método utilizado históricamente es el astrométrico cuyos primeros intentos se remontan a 1943 . Se han identificado muchos candidatos con este método, pero ninguno ha sido confirmado como planeta, lo que obliga a la mayoría de los astrónomos a renunciar a su uso en favor de otros métodos. Su punto débil se debe a que requiere una medida muy precisa del movimiento propio de una estrella: si tiene un planeta, el movimiento tiene pequeñas oscilaciones periódicas. Desafortunadamente, estos son tan pequeños que los mejores telescopios existentes no pueden producir mediciones lo suficientemente confiables. Además, las mediciones son más fáciles cuando las órbitas de los planetas son perpendiculares a nuestra línea de visión (es decir, se ven desde la cara en lugar de cortarse), lo que hace imposible utilizar los otros métodos para confirmar la observación.

En mayo de 2009, este método condujo a la identificación de VB 10b, cuya existencia real ahora debe ser verificada también con otros métodos. [5] [6]

Microlentes gravitacionales

El efecto llamado microlente gravitacional para la investigación astronómica fue propuesto en 1986 por Bohdan Paczyński de la Universidad de Princeton y en 1991 sugirió que también podría usarse para buscar planetas. Los primeros éxitos se produjeron en 2002 cuando un grupo de astrónomos polacos (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak y Michal Szymanski de Varsovia y el polaco-estadounidense Bohdan Paczynski de Princeton ) perfeccionaron un método que podría usarse dentro del OGLE (Experimento óptico de lentes gravitacionales), financiado por NASA y NSF . En un mes de trabajo, descubrieron 46 objetos, muchos de los cuales podrían haber sido planetas.

El efecto también ocurre cuando los campos gravitacionales de un planeta y su estrella cooperan para enfocar la luz de una estrella distante. Para darse cuenta, el planeta y su sol y la estrella distante deben estar exactamente en línea de perspectiva con el observador. Dado que la alineación perfecta ocurre muy raramente (y el efecto es muy pequeño, de ahí el nombre micro ), se debe mantener bajo vigilancia una gran cantidad de estrellas. Su estudio funciona mejor al enmarcar estrellas entre nosotros y el núcleo galáctico , ya que tenemos una gran cantidad de estrellas en el fondo.

Los eventos lentos son cortos, solo unos pocos días o semanas, porque los cuerpos observados y la Tierra se mueven entre sí. Sin embargo, se han medido más de 1000 eventos lentos en la última década.

Este método permite descubrir planetas de masa comparable a la de la Tierra utilizando las tecnologías disponibles en la actualidad, la observación no se puede repetir ya que la alineación necesaria rara vez ocurre. La mayoría de las estrellas observadas con este método se encuentran a miles de años luz de distancia, lo que dificulta el descubrimiento de estos planetas por medios más tradicionales, pero al observar continuamente un número suficiente de estrellas podemos hacer una estimación de su frecuencia en nuestra galaxia.

Discos circunestelares y protoplanetarios

Disco protoplanetario en la Nebulosa de Orión .

Un enfoque más reciente consiste en el estudio de las nubes de polvo . Muchos sistemas solares contienen una cantidad sustancial de polvo de cometas que pasan y colisiones entre asteroides y planetas. En tales casos el polvo se distribuye como un disco alrededor de la estrella del sistema y al absorber una parte de la luz la reemite con radiación infrarroja . Pero la presión de radiación ejercida por la estrella empujaría las partículas de polvo al espacio interestelar en un tiempo relativamente corto, a escala cósmica. Por lo tanto, una detección constante de polvo puede indicar su reemplazo debido a colisiones continuas y proporciona evidencia indirecta de la presencia de pequeños objetos como cometas y asteroides que orbitan alrededor de la estrella. Además, la detección de una cavidad dentro de este disco apoya la hipótesis de un planeta que ha barrido el polvo a lo largo de su órbita. Incluso la presencia de la acumulación de una masa de polvo puede ser consecuencia de la influencia gravitacional de un cuerpo planetario. Ambas características son observables en el disco de polvo que rodea a ε Eridani, lo que sugiere la existencia de un planeta con un radio orbital de aproximadamente 40 UA .

Este tipo de revelación planetaria se puede realizar con observaciones desde el espacio, porque nuestra atmósfera absorbe la mayor parte de la radiación infrarroja, haciendo imposible observar esas tenues fuentes de la Tierra. Nuestro propio sistema solar contiene una cantidad de polvo difuso igual a una décima parte de la masa de la Luna . Si bien esta cantidad es insignificante, en comparación con la masa total del sistema, el volumen sobre el que se distribuye es tan grande que, desde grandes distancias, la emisión infrarroja del polvo sería 100 veces más intensa que la de todos los planetas. .

El telescopio espacial Hubble puede realizar estas observaciones, utilizando su cámara NICMOS (cámara infrarroja cercana y espectrómetro multiobjeto), pero no pudo hacerlo debido a una falla en el enfriamiento del NICMOS, que lo dejó inutilizable. De 1999 hasta 2002 . En 2003 se tomaron mejores imágenes de una cámara "hermana" montada en el Telescopio Espacial Spitzer (anteriormente conocido como SIRTF, Instalación del Telescopio de Infrarrojos Espaciales). El Spitzer, diseñado específicamente para observaciones infrarrojas, es mucho más poderoso para este tipo de imagen que el Hubble.

Variaciones en los rangos de emisión de un Pulsar

La identificación de exoplanetas que orbitan alrededor de los púlsares se puede deducir del paso de cualquier planeta frente al haz de radiación emitido por el púlsar. Conocer el período de rotación del púlsar El cuerpo en órbita se puede detectar calculando el intervalo de recepción de la emisión que provoca a su paso.

Variaciones en la frecuencia de pulsación de una estrella variable.

Al igual que los púlsares, algunos tipos deestrellas variables pulsantes son lo suficientemente regulares como para poder determinar la velocidad radial de forma puramente fotométrica a partir del cambio Doppler en la frecuencia de las pulsaciones, sin necesidad de un estudio espectroscópico . [7] [8] Este método no es tan sensible como el método de variar los intervalos de emisión de un púlsar, ya que la actividad periódica es más larga y menos regular. La facilidad para detectar planetas alrededor de una estrella variable depende del período de pulsación de la estrella, la regularidad de las pulsaciones, la masa del planeta y su distancia de la estrella anfitriona.

El primer éxito con este método se remonta a 2007, cuando se descubrió V391 Pegasi b alrededor de una estrella enana pulsante. [9]

Detección directa

Imagen directa de exoplanetas alrededor de la estrella HR 8799 , obtenida con un coronógrafo de vórtice en una porción de 1,5 m del Telescopio Hale .
Imagen de ESO de un planeta cercano a Beta Pictoris .

La detección de exoplanetas mediante imágenes directas se hace muy difícil por el hecho de que la observación de estos cuerpos celestes está dominada por la luz de cada estrella alrededor de la cual giran, lo que obviamente oscurece el débil brillo reflejado de los planetas.

Es menos difícil obtener imágenes directas cuando el planeta es particularmente masivo (generalmente más que Júpiter ) y su órbita está muy lejos de su estrella pero es lo suficientemente caliente como para emitir radiación infrarroja perceptible. Precisamente gracias a esta última propiedad, se pueden capturar imágenes de cuerpos que se pueden clasificar como planetas directamente en el infrarrojo .

Primeras observaciones directas

Los primeros intentos de detectar exoplanetas utilizando visualización de alto contraste se realizaron con el telescopio franco-canadiense , en Hawai, a principios de la década de 2000. El astrónomo canadiense Christian Marois , con el apoyo de su colega René Doyon, construyó una cámara infrarroja [10] aplicada al telescopio pero aunque no pudo detectar ningún exoplaneta, fue el primer paso para comprender las técnicas y mejorar la sensibilidad de los instrumentos de alto contraste, desarrollando luego dos técnicas: imagen diferencial angular , o ADI [11] , y la combinación de imágenes optimizadas localmente, o LOCI [12] . Estas nuevas técnicas permitieron llevar a cabo una investigación a mayor escala para cuantificar la presencia de planetas gigantes en la vecindad solar en términos porcentuales, ya que aún no era posible obtener imágenes directas de planetas del tamaño de la Tierra o Neptunianos. La investigación, realizada por David Lafrenière sobre un grupo de estrellas jóvenes pertenecientes a la Asociación Scorpius-Centaurus realizada con el telescopio North Gemini , permitió obtener la primera imagen de un planeta orbitando una estrella similar al Sol, la estrella 1RXS J1609-210524 . El objeto, separado alrededor de 330 UA de su propio cuerpo celeste, fue confirmado en 2010 [13] . En 2008, Lafrenière junto con dos colegas canadienses descubrieron el primer sistema exoplanetario, HR 8799 detectado con el método directo. [14] Los 3 planetas del sistema tienen masas de 10 y 7 veces la de Júpiter [15] . El mismo día 13 de noviembre de 2008, se dio a conocer la noticia de que el Telescopio Espacial Hubble había capturado directamente la figura de un exoplaneta, orbitando la brillante estrella Fomalhaut , con una masa no superior a 3 veces la de Júpiter [16] . Ambos sistemas están rodeados de discos similares al cinturón de Kuiper .

En 2004, un grupo de astrónomos utilizó el Very Large Telescope de ESO en Chile para obtener una imagen de 2M1207b , una compañera de la enana marrón 2M1207 [17] . Al año siguiente se confirmó que la compañera de la enana marrón era de naturaleza planetaria [18] . Se cree que el planeta es varias veces más masivo que Júpiter y que su eje semi-mayor es mayor de 40 UA.

En 2009 se anunció que el análisis de imágenes que se remontaban a 2003 había revelado un planeta en órbita alrededor de Beta Pictoris .

En 2012 se anunció que un planeta súper joviano, con una masa de aproximadamente 12,8 M J en órbita alrededor de Kappa Andromedae , había sido observado directamente con el telescopio Subaru en Hawai [19] . Orbita a su estrella madre a una distancia de aproximadamente 55 AU, equivalente a casi el doble de la distancia de Neptuno al Sol. En noviembre de 2009 se observó un sistema adicional, Gliese 758 , utilizando el instrumento HiCIAO del telescopio Subaru; sin embargo, no se descubrió un planeta sino una enana marrón.

Se han observado directamente otros objetos similares: GQ Lupi b , AB Pictoris b y SCR 1845 b , pero sin haber sido confirmados como planetas, ya que parece más probable que puedan ser pequeñas enanas marrones [20] .

Herramientas de observación directa

Para resolver los problemas derivados de la luz de la estrella madre, la observación directa requiere herramientas y técnicas especiales, como por ejemplo, el uso de coronógrafos que bloquean la luz procedente de la estrella madre y dejan visible la luz procedente del planeta.

Un enfoque que podría resultar prometedor es el que hace uso de la ' cancelación interferométrica (interferometría nula) para oscurecer la luz de la estrella madre. [21]

Entre los proyectos que podrían equiparse con instrumentos para la observación directa de planetas extrasolares se encuentran el Gemini Planet Imager del Gemini Telescope , la óptica adaptativa SPHERE del Very Large Telescope de ESO , el Subaru-HiCIAO y el Proyecto 1640 del Observatorio. del Monte Palomar .

También se ha planteado la hipótesis del uso de telescopios espaciales que, en lugar de los espejos tradicionales, utilizan detectores ( generador de imágenes Fresnel ) que hacen uso de láminas de zona para enfocar la luz: esto permitiría obtener imágenes de mayor contraste y ahorrar en costos de misión, ya que las láminas de la zona podrían plegarse antes del lanzamiento y abrirse solo al llegar a la órbita. [22]

Coronógrafos ópticos de vórtice

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Optical Vortex y Vortex Coronograph .

Una de las posibles técnicas de observación directa hace uso de los llamados vórtices ópticos .

En 2010, un equipo del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA mostró que un coronógrafo de vórtice permitiría pequeñas amplitudes de observación para observar los planetas directamente. [23]

La viabilidad se demostró no al descubrir cuerpos celestes desconocidos, sino al observar algunos exoplanetas ya sujetos a detección directa, orbitando alrededor de la estrella HR 8799 : la observación directa se llevó a cabo utilizando solo una pequeña porción limitada (1,5 metros de diámetro) del telescopio Hale. .

En 2016, el uso combinado de un coronógrafo Vortex con el NIRC-2 del telescopio Keck permitió el estudio de un disco protoplanetario [24] y una enana marrón [25] en órbita a unas 23 UA de la estrella compañera.

Técnica de desenfoque

El desenfoque [26] es una técnica de observación reciente que consiste en distribuir (dispersar) la luz procedente de la estrella, mediante un dispositivo micro óptico, sobre una superficie mayor a la que se obtendría sin difusor . La luz distribuida de esta manera compensa los problemas debidos al centelleo y la distorsión de la imagen, parcialmente resueltos mediante el uso de óptica adaptativa . Además, los errores de inhomogeneidad de los píxeles individuales del detector estresados ​​por la luz entrante disminuyen en proporción al aumento en el número de los mismos (el porcentaje de error se distribuye en un área mayor, obteniendo una imagen de mejor calidad). Esta técnica se utiliza en los casos en que el telescopio o detector no es de excelente calidad y también se utilizará para la misión CHEOPS . [27] [28]

Nota

  1. ^ La técnica de búsqueda de planetas de variación del tiempo de tránsito (TTV) comienza a florecer , en nasa.gov .
  2. ^ Jason H. Steffen y col. , Observaciones de tiempo de tránsito de Kepler - VII. Confirmación de 27 planetas en 13 sistemas multiplanetas a través de variaciones de tiempo de tránsito y estabilidad orbital , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 428, n. 2, 2013, págs. 1077-1087, DOI : 10.1093 / mnras / sts090 , arXiv : 1208.3499 .
  3. ^ Holman y Murray, El uso del tiempo de tránsito para detectar planetas extrasolares con masas tan pequeñas como la Tierra , en Science , vol. 307, n. 1291, 2005, págs. 1288–91, DOI : 10.1126 / science.1107822 , PMID 15731449 , arXiv : astro-ph / 0412028 .
  4. ^ Marco Malaspina, El planeta existe pero no se puede ver , en media.inaf.it , Instituto Nacional de Astrofísica , 2012.
  5. ^ (EN) Steven H. Pravdo, Stuart B. Shaklan, Candidato al planeta de una estrella ultracool en arXiv.org, 2 de junio de 2009, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 700/1/623 .
  6. ^ (EN) El método de búsqueda de planetas tiene éxito al fin , de NOTICIAS de la NASA, COMUNICADO DE NOTICIAS, 28 de mayo de 2009. Consultado el 9 de junio de 2009.
  7. ^ Hiromoto Shibahashi y col. , Estrellas FM: Una vista de Fourier de estrellas binarias pulsantes, una nueva técnica para medir velocidades radiales fotométricamente , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 422, n. 1, 2012, pág. 738, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20654.x .
  8. ^ NASA - Actualización de Mission Manager , en nasa.gov , NASA .
  9. ^ R. Silvotti, Un planeta gigante orbitando la / 'rama horizontal extrema /' estrella V 391 Pegasi , en Nature , vol. 449, n. 7159, 2007, págs. 189-191, DOI : 10.1038 / nature06143 , PMID 17851517 .
  10. ^ (EN) Christian Marois René Doyon et al., TRIDENT: Una cámara diferencial de imágenes infrarrojas optimizada para la detección de compañeros subestelares metanatados en PASP , vol. 117, 16 de junio de 2005, págs. 745-756, DOI : 10.1086 / 431347 .
  11. ^ (EN) David Lafrenière, Christian Marois et al, Un nuevo algoritmo para la sustracción de funciones de dispersión puntual en imágenes de alto contraste: una demostración con imágenes diferenciales angulares en The Astrophysical Journal , vol. 660, n. 1, 25 de enero de 2007, DOI : 10.1086 / 513180 .
  12. ^ (EN) Marois Christian; Lafrenière David et al., Imagen diferencial angular: una técnica poderosa de obtención de imágenes de alto contraste , en The Astrophysical Journal , vol. 641, n. 1, abril de 2006, Bibcode : 2006ApJ ... 641..556M , DOI : 10.1086 / 500401 .
  13. ^ David Lafrenière y col. , El planeta con imágenes directas alrededor del análogo solar joven 1RXS J160929.1-210524: Confirmación de movimiento, temperatura y masa adecuados comunes , en The Astrophysical Journal , vol. 719, n. 1, 2010, pág. 497. arΧiv : 1006.3070
  14. ^ (ES) primeras imágenes directas que identifican un sistema de planetas múltiples alrededor de una estrella normal. , en gemini.edu , 13 de noviembre de 2008.
  15. ^ Christian Marois y col. , Imágenes directas de múltiples planetas que orbitan la estrella HR 8799 , en Science , vol. 322, no. 5906, noviembre de 2008, págs. 1348–52, DOI : 10.1126 / science.1166585 . arΧiv : 0811.2606
  16. ^ Hubble observa directamente al planeta que orbita otra estrella de la NASA
  17. ^ G. Chauvin; AM Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Canción; J.-L. Beuzit; P. Lowrance, Un candidato a planeta gigante cerca de una joven enana marrón , en Astronomy & Astrophysics , vol. 425, n. 2, 2004, págs. L29 - L32, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200400056 . arΧiv : astro-ph / 0409323
  18. ^ Sí, es la imagen de un exoplaneta ESO
  19. ^ Los astrónomos crean imágenes directas de la NASA 'Super-Júpiter' de Massive Star
  20. ^ ¿Es esto una enana marrón o un exoplaneta? ESO
  21. ^ Los planetas similares a la Tierra pueden estar listos para su primer plano
  22. ^ Twinkle, twinkle, little planet , The Economist , 9 de junio de 2012
  23. ^ Un nuevo método podría obtener imágenes de planetas similares a la Tierra , en space.com .
  24. ^ ( EN ) Disco protoplanetario con Keck y el nuevo coronografo de Vortice , en iopscience.iop.org .
  25. Direct Keck Vortex Brown Dwarf Imaging , en iopscience.iop.org , en.
  26. ^ (EN) Gudmundur Stefansson, Suvrath Mahadevan, Leslie Hebb y otros Hacia la precisión fotométrica similar al espacio desde el suelo con difusores de forma de haz , en arXiv.org, 4 de octubre de 2017, DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa88aa .
  27. ^ INAF (editado por), Técnicas de observación de exoplanetas , en media.inaf.it . Consultado el 26 de octubre de 2017 .
  28. ^ (EN) Dando forma al PSF a un perfil casi de sombrero de copa: resultados de laboratorio de CHEOPS en spiedigitallibrary.org, 2 de agosto de 2014.

Artículos relacionados

enlaces externos

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