Como encontrar Exoplanetas
Existen 5 métodos para encontrar exoplanetas:
- Velocidad radial
- Transito
- Imagen directa
- Micro lente gravitacional
- Astrometría
Prácticamente la totalidad de los exoplanetas descubiertos hasta la fecha se han detectado usando los 2 primeros métodos.
Velocidad radial: en este método mide el efecto Doppler de la luz de la estrella al moverse como consecuencia del giro del planeta en torno a ella. Este efecto Doppler se traduce en una velocidad radial de la estrella. La velocidad radial será función de la masa del planeta en comparación con la de la estrella y del radio orbital del planeta.
Cuando un planeta orbita una estrella, ambos cuerpos orbitan un centro común de masa. Este método mide la velocidad radial de la estrella mientras orbita el centro común de masa midiendo el efecto Doppler de su luz visible. El efecto Doppler es un fenómeno físico que se produce cuando un objeto que irradia una onda electromagnética (como la luz) se desplaza con respecto a un observador. Si el objeto se acerca al observador, la longitud de onda de la luz que emite se hace mas pequeña (la frecuencia aumenta) en función de la velocidad del objeto. Si el objeto se aleja del observador, la longitud de onda de luz aumenta (la frecuencia disminuye). Por lo tanto, medimos los cambios de frecuencia de la luz del objeto en movimiento y la traducimos en velocidades.
Dado que la estrella está orbitando de forma circular, la velocidad radial se caracterizará por la función sinusoidal del tiempo. Por lo tanto, el período de la función sinusoidal es el período de órbita tanto del planeta como de la estrella.
El siguiente es un ejemplo de una medición real de una estrella:
Lo primero que vemos aquí que el paneta que orbita esta estrella tiene un período orbital es de: 157 días. Usando la 3a ley Kepler, podemos calcular la distancia orbital como:
a = P^(2/3) donde P es período en años y a será el radio orbital medido en UA.
a = (157/365)^(2/3) = 0,57 UA (órbita similar a la de Venus)
Luego podemos calcular la velocidad del planeta como:
vp = (2 x Pi x a) / P = (2 x 3.14 x 0,57 x 150E6 km)/(157 x 24 x 3600 s) –> a = 39,6 km/s
De la medición obtenemos la velocidad radial de la estrella que es de 4 m/s.
Usando la conservación del impulso, sabemos que mp x vp á me x ve. Podemos estimar la masa del planeta de la siguiente manera:
mp = (me x ve) / vp = (4/39600) x ms –> mp = ms / 9875
La masa del planeta será 9900 veces menor que la masa de estrella. Estimando la masa de la estrella según su luminosidad y color se obtiene la masa del planeta y con ella obtenemos la masa del planeta.
Tránsito: en este método, medimos la reducción en la cantidad de luz que la estrella experimenta cuando el planeta transita frente a ella desde la perspectiva del observador. La reducción de la intensidad de la luz es proporcional a la relación entre el área circular del planeta y el área circular de la estrella, es decir, una función cuadrática de la relación entre sus tamaños.
El siguiente es un ejemplo de una medición real de una estrella:
Desde el gráfico del método de tránsito obtenemos que la atenuación del brillo (A) es de 0,00016. Luego podremos calcular el radio del planeta de la siguiente manera:
rp = rs x sqrt (A) = rs x sqrt(0.00016) –> rp = rs /79
Eso significa que el planeta A es 79 veces más pequeño que su estrella.
Estimando el radio de la estrella en función de su luminosidad y color podemos obtener el radio del planeta.
Si además de tenemos los datos de la medición de velocidad radial, podemos estimar el radio de la estrella, multiplicando la velocidad del planeta por el tiempo de transito, siempre que la orbita del planeta no sea muy pequeña.
El tiempo de transito fue de 4,5 h. Usando los datos del método anterior:
rs = vp x Tt / 2 = 39,6 km/s x 4,5 x 3600 s / s = 320760 km
Entonces, el radio del planeta será:
rp = 320750 km / 79 = 4060 km
Luego teniendo la masa y el radio del planeta se puede calcular su densidad media y con ella estimar la composición del planeta.
Micro lente gravitacional: se observa como la luz de la estrella es curvada por la gravedad del planeta cuando este pasa por delante de ella
Este método es sumamente interesante porque no es tan sensible al tamaño y a la masa del planeta como lo son los 2 métodos anteriores. Pero tiene la desventaja de que es sumamente difícil de ver una ocurrencia de lente gravitacional debido a la enorme cantidad de espacio vacío del universo.
Imagen directa: a través de fotos. Es posible toma fotos del planeta removiendo la poderosa luz de la estrella
Astrometría: minúsculos movimientos de la estrella en relación con estrellas vecinas producidos por la orbita del planeta