Planetas extrasolares by Aniceto Porcel Rosales

PLANETAS EXTRASOLARES Parte I

Que sabemos T茅cnicas de detecci贸n

Aniceto Porcel Rosales

Sociedad Astron贸mica Granadina

Planetas Extrasolares : QUE VAMOS A VER … Parte 1 - Que sabemos - Técnicas de detección        

Primeros descubrimientos Definición de planeta Que es un exoplaneta Censo de planetas extrasolares Parámetros generales de los exoplanetas y sus estrellas madre Métodos de detección Programas y proyectos en busca de exoplanetas Que se nos escapa (que no sabemos)

Parte 2 - Observaciones y estudios de exoplanetas al alcance de los amateurs  Fotometría aplicada al método de Tránsitos de planetas extrasolares  Programa FotoDif  Ejemplo de práctica

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PRIMEROS DESCUBRIMIENTOS 1992 Varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12.

1995 Primera detección de un exoplaneta orbitando una estrella tipo solar, es decir, en la secuencia principal de clase espectral F, G o K y sin compañeros estelares, se hizo en 1995, con el planeta 51 Pegasi b (informalmente llamado Belerofonte) orbitando la estrella 51 Pegasi.

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DEFINICIÓN DE PLANETA Definición de la UAI de todos los cuerpos integrantes del Sistema Solar

PLANETA: es un cuerpo celeste que… (a) Está en órbita alrededor del Sol. (b) Tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que adquiera un equilibrio hidrostático (forma prácticamente redonda). (c) Ha limpiado la vecindad de su órbita.

Esto no es aplicable a exoplanetas

PLANETA ENANO: es un cuerpo celeste que…

(a) Está en órbita alrededor del Sol. (b) Tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que adquiera un equilibrio hidrostático (forma casi redonda). (c) No ha limpiado la vecindad de su órbita. (d) No es un satélite.

CUERPOS PEQUEÑOS DEL SISTEMA SOLAR: Todos los demás objetos que orbitan al Sol.

Pero… SAG

QUE ES UN EXOPLANETA Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol La UAI no tiene una definición oficial para exoplaneta… definición de trabajo: 1. Los objetos con masas reales por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada en 13 masas de Júpiter para objetos de metalicidad solar), que orbitan estrellas o remanentes estelares, son planetas, no importa cómo se formaron. La mínima masa/tamaño requerido para que un objeto extrasolar sea considerado como un planeta debe ser la misma que la utilizada en nuestro sistema solar. 2. Los objetos que flotan libremente en cúmulos de estrellas jóvenes con masas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio, no son planetas, pero son subenanas marrones.

3. Los objetos sub-estelares con masas reales por encima de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio, son "enanas marrones", no importa cómo se formaron ni dónde están ubicados. SAG

CENSO DE PLANETAS EXTRASOLARES (Marzo de 2012)

Hasta la actualidad se han hallado 760 exoplanetas Agrupados en 609 sistemas planetarios

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LOCALIZACIÓN …

A L G U N O S D AT O S / R E C O R D D E L O S E X O P L A N E TA S C O N O C I D O S PROPIEDAD

PLANETA

ESTRELLA

DESCRIPCIÓN

Más antiguo

Matusalén (PSR B1620-26c)

PSR B1620-26

12.700 millones de años.

Más pesado

COROT-exo-3b

COROT-exo-3

Posee 20 MJ ¿enana marrón muerta?

Más ligero

PSR 1257+12 A

PSR 1257

2,01 MTierra

Mayor

Osiris (HD 209458 b)

HD 209458

Radio 1,32 RJúpiter

Más pequeño

Gliese 581 c

Gliese 581

Radio 1,32 RTierra

Más lejano

OGLE 2003-BLG-235

17.000 años luz

Más cercano

ε Eridani b

ε Eridani

10,4 años luz

Mayor periodo orbital

2M1207 b

2M1207

2450+ años

Menor periodo orbital

OGLE-TR-56b

OGLE-TR-56

1,2 días

Órbita más excéntrica

HD 80606 b

HD 80606

excentricidad= 0,93366

Menos excéntrica

PSR 1257+12 A

PSR 1257+12

excentricidad= 0,0

Más parecido a la Tierra

Gliese 581 g

Gliese 581

en radio y masa

Masa más cercana a la Tierra

PSR 1257+12 C

PSR 1257+12

3,9 Mterrestres

HD 142 b

HD 142

0,980 UA

HD 28185 b

HD 28185

1,0 UA

HD 128311 b

HD 128311

1,02 UA

Órbitas más cercana a 1 UA

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PARÁMETROS GENERALES DE LOS EXOPLANETAS Y SUS ESTRELLAS MADRE

ESTIMACIÓN DEL NÚMERO DE ESTRELLAS CON PLANETAS

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La fracción total de estrellas con planetas es incierta debido a los efectos de selección observacional.

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Muchos exoplanetas conocidos son del tipo “júpiter caliente".



El número de estrellas con planetas más pequeños o más alejados es más difícil de estimar, pero extrapolando se sugiere, que los planetas con masa similar a la de la Tierra, son más comunes que los planetas gigantes.



De acuerdo con esto, se estima que quizás el 20% de las estrellas tipo Sol tienen al menos un planeta gigante, y el 40% pueden tener planetas de masas más bajas.



Sea cual sea la fracción real de estrellas con planetas, el número total de estos debe ser muy grande. Nuestra galaxia, que tiene unos 100 mil millones de estrellas, es probable que contenga una cifra de exoplanetas que oscile entre miles de millones y cientos de miles de millones de estos. SAG

CARACTERÍSTICAS DE LAS ESTRELLAS QUE ALBERGAN PLANETAS 

La gran mayoría de los exoplanetas encontrados orbitan estrellas similares a nuestro Sol. Esto se debe, en gran medida, al diseño de los programas de observación.



No obstante, el análisis estadístico indica que las estrellas de menor masa son menos propensas a tener planetas o tienen planetas de menor masa difíciles de detectar.



Recientes observaciones del Telescopio Espacial Spitzer indican que las estrellas de categoría estelar O (más calientes que nuestro Sol), producen un efecto de foto-evaporación que no permite la formación planetaria.



La metalicidad de una estrella, es la proporción que esta posee de elementos más pesados que el hidrogeno y el helio. Las estrellas con más alta metalicidad, son más propensas a tener planetas, y cuanto más alto es su valor, los planetas tienden a ser más masivos.



Se ha demostrado también que las estrellas con planetas, tienen más probabilidades de ser deficientes en litio. SAG

TEMPERATURA DE LOS EXOPLANETAS



Es posible calcular la temperatura de un exoplaneta a partir de la intensidad de la luz que recibe de su estrella.

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Pero este cálculo se vuelve incierto por el desconocimiento de parámetros tales como el albedo planetario o el efecto invernadero, entre otros.

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En algunas ocasiones, pocas, ha sido posible medir su temperatura por la variación de la radiación infrarroja a medida que el planeta se mueve en su órbita y es eclipsado por su estrella madre.



Este es el caso de HD 189733b, al que se la ha calculado una temperatura media de 932 ± 9 ° C en su lado diurno y 700 ± 33 ° C en su lado nocturno.

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ATMÓSFERAS DE LOS EXOPLANETAS 

Por medio de las mediciones espectroscópicas se puede estudiar la composición atmosférica de un planeta en tránsito.

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Se han detectado así, vapor de agua, vapor de sodio, metano y dióxido de carbono en las atmosferas de algunos exoplanetas.

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Este tipo de información es muy relevante para los estudios de la posibilidad de vida fuera del Sistema Solar.

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COMPOSICIÓN DE LOS EXOPLANETAS

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La detección de exoplanetas por el método de la velocidad radial y de tránsito, nos da información sobre su masa y radio, con lo que se puede inferir su densidad.

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Se estima que los planetas con baja densidad están formados principalmente por hidrógeno y helio, mientras que los planetas de densidad intermedia tienen el agua como un componente principal.

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Una alta densidad indicaría un planeta rocoso, como la Tierra.

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DISTRIBUCIÓN DE MASAS 

Por el método de la velocidad radial no es posible determinar la masa cierta de un planeta, pero si su masa mínima, sin embargo, métodos estadísticos apuntan a que en la mayoría de los casos la masa estimada es la masa cierta, ya que esta tiene un valor muy cercano a la masa mínima.

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En el caso de la detección por el método de transito si es posible determinar la masa real.

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Sabemos que la mayoría de los planetas extrasolares detectados hasta el momento tienen masas elevadas, esto se debe en gran medida a la falta de sensibilidad del instrumental.

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El método de velocidad radial favorece el descubrimiento de planetas masivos muy cercanos de su estrella en orbitas, menores incluso, a la de Mercurio.

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Esto es un sesgo importante para aplicar el análisis estadístico, pero hay indicios de que los planetas menos masivos, son en realidad más comunes. SAG

DISTRIBUCIÓN DE MASAS (cont...)

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En los últimos años el refinamiento de las técnicas y tecnologías de observación han permitido detectar sistemas planetarios más parecidos al nuestro, con exoplanetas de masas del orden de unas 16 veces la terrestre, comparables a Neptuno, y en algunos casos candidatos con dos veces la masa de la Tierra, denominados Supertierras.



Todo esto parece indicar que la distribución de masas, de una proporción significativa de sistemas planetarios, puede ser muy similar a la de nuestro Sistema Solar, en este sentido, algunos cálculos apuntan a que en la Vía Láctea puede haber del orden de unos 100 millones de planetas de tamaño similar al de la Tierra.

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PARÁMETROS ORBITALES 

La excentricidad orbital es la medida de cuan elíptica es una órbita. Si su valor es cercano 1, indica que tenemos orbitas muy elípticas, y si es 0 indica que son circulares.

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En nuestro Sistema Solar, las orbitas planetarias tienen una excentricidad muy baja, en el caso de la Tierra esta es menor que 0,2, y el planeta, es este caso menor, que muestra mayor electricidad es Plutón, con un valor de 0,25.

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Los primeros exoplanetas encontrados tenían orbitas muy pequeñas (sesgo instrumental) con una baja excentricidad.

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Pero hoy se sabe que la mayoría de los exoplanetas de gran masa tienen órbitas grandes con gran excentricidad.

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Esta tendencia a orbitas marcadamente elípticas, que no se deben a la selección observacional, es un enigma que contradice los modelos de formación planetaria . SAG

PARÁMETROS ORBITALES (cont…)

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Algunas hipótesis sugieren la presencia de compañeros pequeños, tales como enanas T (enanas marrones con alto contenido de metano) ocultas en estos sistema planetarios, que inducen alteraciones gravitacionales.

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En cualquier caso, no debemos obviar, que la baja excentricidad de nuestro sistema planetario, pudiera no ser la norma.

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Por la combinación de mediciones de la velocidad astrométrica y la radial, se constata que los planetas no deben moverse necesariamente en órbitas en el mismo plano orbital alrededor de su estrella.



Por otro lado, se ha encontrado que varios Júpiter calientes, al menos seis, tienen una órbita retrógrada. Esto choca frontalmente con las teorías sobre formación de sistemas planetarios.

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EXOPLANETAS: TIPOLOGÍA

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

GIGANTE GASEOSO Planeta gigante que no está compuesto mayoritariamente de roca u otra materia sólida, sino de fluidos, aunque dichos planetas pueden tener un núcleo rocoso o metálico. Tal núcleo probablemente es necesario para que un gigante gaseoso se forme, pero la mayoría de su masa es gas, o gas comprimido en estado líquido.

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Concepto artĂstico de Gliese 876b

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

JÚPITER CALIENTE Clase de planeta extrasolar cuya masa está cerca, o excede la de Júpiter (1,9 × 1027 kg), aunque a diferencia de este, que órbita a 5 UA del Sol, los planetas del tipo júpiter caliente lo hacen unas 100 veces más cerca de sus estrellas madre (alrededor de 0.05UA). La existencia de planetas de este tipo de planeta ya fue propuesta en 1925 por Otto Struve, quien también propuso el uso de la medición de la velocidad radial de la estrella madre como un método de detección plausible.

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

JÚPITER FRÍO Son una clase de planetas extrasolares cuya masa está cerca o supera a la de Júpiter (1.9 × 1027 kg), y orbitan sus soles a distancias similares a este. En nuestro Sistema Solar, Júpiter y Saturno serían los principales ejemplos de esta clase planetaria.

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

NEPTUNO CALIENTE Planeta extrasolar hipotético en órbita cercana a su estrella, generalmente a una distancia menor a 1 UA. La masa de un neptuno caliente es similar al núcleo y envoltura de Urano y Neptuno.

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

NEPTUNO FRÍO Planeta con una masa que oscila desde unas diez masas de la Tierra (supertierra) a menos de la masa de Saturno. Los neptunos fríos deberían ubicarse en una zona donde las temperaturas permiten a los compuestos de hidrógeno, como el agua, el amoníaco y el metano condensarse en granos de hielo sólido. Los cuatro únicos neptunos fríos conocidos son Urano y Neptuno en nuestro Sistema Solar y los exoplanetas OGLE-2005-BLG-169Lb y OGLE-2007-BLG-368Lb.

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA C I R C U M B I N A R I O Planeta que orbita alrededor de dos estrellas. Ya que algunas estrellas binarias se encuentran muy próximas entre sí, la única posibilidad de que se formen planetas, es que estos lo hagan fuera de la órbita de las dos estrellas. En la actualidad hay cinco sistemas confirmados de planetas circumbinarios.

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Recreaci贸n art铆stica de Gliese 667

Recreaci贸n art铆stica de HD 98800

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA C T Ó N I C O Planeta que resulta de la pérdida total de la atmósfera de un gigante gaseoso. Esta pérdida puede ser provocada por la proximidad del planeta a su estrella (evaporación), quedando solo un núcleo rocoso o metálico, similar, en ciertos aspectos, a un planeta terrestre. Se sugiere que Mercurio es un cuerpo de esta clase, por su alta densidad y núcleo rico en metales.

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Representaci贸n art铆stica de Kepler 20e

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA D E C A R B O N O También denominado planeta de diamante o planeta de carburo, es un tipo teórico de planeta terrestre con capas internas de diamante de varios kilómetros de espesor.

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA D E H E L I O Planeta teórico compuesto principalmente por helio, y formado a partir de enanas blancas de baja masa, con lo que carecería prácticamente de hidrógeno, en contraste con los planetas gigantes como Júpiter y Saturno, compuestos principalmente de hidrógeno y helio. Se piensa que los planetas de helio serán de diámetro y masa más o menos similar a la de los planetas de hidrógeno.

P L A N E TA D E H I E R R O Planeta constituido principalmente por un núcleo rico en hierro, con poco o ningún manto. Mercurio es un ejemplo de este tipo de planeta, aunque es probable que existan exoplanetas de hierro puro.

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA D O B L E Término usado para referirse a dos planetas que orbitan el uno al otro, en torno a un centro de masas que no está localizado en el interior de ninguno de los dos planetas. La denominación más correcta de este tipo es sistema binario.

Sistema Plutón y Caronte

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA O C É A N O Hipotético tipo de planeta cuya superficie está completamente cubierta por un océano de agua.

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TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA R I C I T O S D E O R O Planeta Ricitos de Oro es un término coloquial para categorizar un mundo que se ubica en la zona habitable de una estrella, con tamaño cercano al de la Tierra. Este tipo de planetas pueden permitir la vida, tal y como la conocemos, ya que no se encuentra ni demasiado cerca ni demasiado lejos de su estrella.

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Representaci贸n art铆stica del atardecer en Gliese 581 c

Representaci贸n art铆stica del atardecer en Gliese 581 d

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA S I N N Ú C L E O Tipo teórico de planeta terrestre, que aunque ha sido objeto de diferenciación planetaria, no tiene, sin embargo, un núcleo metálico. En realidad, es un mundo con un manto gigante de roca.

P L A N E TA T E R R E S T R E También denominado planeta telúrico o planeta rocoso, es un planeta formado fundamentalmente por silicatos. Los planetas terrestres tienen aproximadamente la misma estructura: un núcleo metálico mayoritariamente férreo, y un manto de silicatos que lo rodea. Los planetas terrestres tienen cañones, cráteres, montañas y volcanes. Además tienen atmósferas secundarias (no capturadas de la nebulosa solar original), procedente de sus procesos geológicos internos. El prototipo de esta categoría es la Tierra. Mercurio, Venus, y Marte, también pertenecen a esta categoría, así como algunos asteroides, Ceres, y algunas lunas., pero solo en un caso, la Tierra, se da una hidrosfera activa. SAG

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

P L A N E TA S P Ú L S A R Son un tipo de planetas que orbitan entorno a un púlsar. Fue el primer tipo de exoplaneta descubierto. Las pequeñas variaciones de periodo de emisión de radio del pulsar PSR B1257+12 sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica, que los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale A. Frail interpretaron como causadas por un grupo de tres planetas.

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Representaci贸n art铆stica de un planeta orbitando el pulsar PSR B1257, el primer exoplaneta encontrado

TIPOLOGÍA DE EXOPLANETAS

SÚPER TIERRA Planeta extrasolar de tipo terrestre, que posee entre una y diez veces la masa de la Tierra. Una característica de este tipo, es que se encuentran muy cerca de la estrella a la que orbitan, pues de haber estado más alejados hubieran perdido menos gas en su formación, dando lugar a un gigante gaseoso.

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

MÉTODOS DE DETECCIÓN 

Visión directa



Velocidad radial



Tránsitos

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Variación en el tiempo de tránsito (VTT)

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Astrometría

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Medida de pulsos de radio de un púlsar



Binaria eclipsante



Microlentes gravitacionales



Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo SAG

MÉTODOS DE DETECCIÓN

VISIÓN DIRECTA La detección de un planeta extrasolar por visión directa no nada es fácil, por eso hay muy pocos hallazgos por este método. Son fuentes de luz muy tenue, sobre todo en comparación con el brillo de la estrella que orbitan. Pero la información que nos revelaría una imagen de un planeta, ya sea visual o infrarroja, sería mucho más completa que la obtenida por otros métodos. Pocos de los panetas extrasolares descubiertos han sido por visón directa, y esto porque , en general, son muy grandes, brillantes y calientes, además de encontrarse en una órbita alejada de su estrella. En algunos casos, su elevada temperatura, los ha hecho detectables en el infrarrojo.

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Primera imagen directa confirmada de un planeta extrasolar. La toma, reproducida aquĂ en falso color, fue captada en el infrarrojo por el Very Large Telescope. El cuerpo central (azul) es la enana marrĂłn 2M1207, tiene un compaĂąero de masa planetaria (rojo), 2M1207b

Primera vista de un objeto parecido a un planeta alrededor de estrella similar al sol

Î˛ Pictoris

Planeta

1RXS J160929.1-210524

Imagen del VLT NACO, tomada en la banda-Ks, de GQ Lupi. El punto débil de luz a la derecha de la estrella es el compañero frío recién descubierto GQ Lupi b. Es 250 veces más débil que la propia estrella y situado 0,73 arco-segundos al oeste. A la distancia de GQ Lupi, esto corresponde a una distancia de aproximadamente 100 UA. El norte está arriba y el este a la izquierda.

Sistema HR 8799

MÉTODOS DE DETECCIÓN

VELOCIDAD RADIAL Un planeta que orbita una estrella, induce en esta una alteración gravitacional que provoca que ambos, planeta y estrella, giren sobre un centro de masa común. Esto hace que la estrella oscile levemente, en el sentido de alejarse y aproximarse en nuestra dirección. Por el efecto doppler, este movimiento es detectado en las líneas espectrales con un corrimiento hacia el azul, cuando la estrella se nos aproxima, y hacia el rojo, cuando se aleja. La medición de estos corrimientos espectrales nos da información de ciertos parámetros del sistema planetario estudiado. Este método solo es aplicable a planetas gigantes con una órbita cercana a su estrella. SAG

VELOCIDAD RADIAL

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VELOCIDAD RADIAL

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

TRÁNSITOS Consiste en observar fotométricamente una estrella para detectar cambios en la intensidad de la magnitud fotométrica.

Si un planeta que orbite entorno a ella se interpone (eclipse) el flujo de luz desciende. Su estudio nos dará como resultado una curva de luz estelar, que indica la existencia de un cuerpo orbitando entorno a este astro. Este método en combinación con el de velocidad radial, es muy útil para caracterizar la atmosfera de un exoplaneta. La la aplicación de esta técnica es más adecuada para encontrar planetas de grandes dimensiones, pero en este caso, la distancia en que estos orbiten la estrella, no es relevante. Así y todo, los detectores de última generación que porta la sonda espacial Kepler, se espera que puedan encontrar planetas del tamaño de la Tierra por el método de tránsitos. SAG

TRÁNSITOS DE EXOPLANETAS

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TRÁNSITOS DE EXOPLANETAS

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

VARIACIÓN EN EL TIEMPO DE TRÁNSITO (VTT) Consiste en la aplicación del método de transito, pero teniendo en cuenta que las variaciones en el tránsito de un planeta, pueden ser utilizadas para deducir la existencia de otro planeta orbitando la misma estrella.

Esta técnica es potencialmente capaz de detectar planetas como la Tierra o exolunas.

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

ASTROMETRÍA Consiste en medir (astrometría) las oscilaciones (extremadamente pequeñas) inducidas gravitacionalmente en una estrella, por un planeta o planetas que la orbiten. Cuanto más masivo sea un planeta, mayor es la magnitud de la oscilación de la estrella en torno a la que gira.

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

MEDIDA DE PULSOS DE RADIO DE UN PÚLSAR Un pulsar es el remanente ultradenso de una supernova, que emite pulsos de radio extremadamente regulares conforme gira. Si se detectan anomalías en la regularidad de estos pulsos se puede inferir la presencia de planetas que lo orbiten.

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

BINARIA ECLIPSANTE Si un sistema estelar doble de estrellas eclipsantes tiene un planeta con una órbita de gran tamaño que gira en torno a amabas estrellas, el planeta es susceptible de ser detectado midiendo las variaciones que se dan en el momento de los eclipses de las estrellas entre sí.

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

MICROLENTES GRAVITACIONALES Se puede dar el conocido efecto de lente gravitacional en un sistema planetario, cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella u objeto distante.

Naturalmente, para que esto funcione, los tres cuerpos implicados tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal problema de este método, es que las detecciones no son repetibles, por lo que si un planeta es descubierto con esta técnica, tendrá que ser confirmado adicionalmente con otro método detección.

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MICROLENTES GRAVITACIONALES

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MÉTODOS DE DETECCIÓN

PERTURBACIONES GRAVITACIONALES EN DISCOS DE POLVO Las estrellas jóvenes poseen a su alrededor discos circumestelares de polvo, en los que es posible detectar irregularidades en la distribución de material que lo integra, por la interacción gravitacional inducida por un planeta. De este modo se pudo detectar la presencia de un planeta orbitando la estrella Beta Pictoris. En estrellas extremadamente jóvenes, la presencia de un planeta en formación sería detectable a partir del hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de acrecimiento.

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PERTURBACIONES GRAVITACIONALES EN DISCOS DE POLVO

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PERTURBACIONES GRAVITACIONALES EN DISCOS DE POLVO

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Programas y proyectos de bĂşsqueda de exoplanetas

PROGRAMAS Y PROYECTOS EN BUSCA DE EXOPLANETAS

CON BASE EN TIERRA HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher). El Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión es un espectrógrafo Échelle de alta precisión instalado en 2002 en el telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio de La Silla, Chile HATNet (Hungarian Automated Telescope Network). La Red Automática de Telescopios Húngaros es un proyecto astronómico de búsqueda de planetas extrasolares húngaro.

SuperWASP (Wide Angle Search for Planets). El programa de Búsqueda Gran Angular de Planetas es una búsqueda automatizada de planetas extrasolares a través del método de tránsito astronómico. Su objetivo final es cubrir todo el firmamento, analizando estrellas de hasta magnitud 15. Programa de Búsqueda de Planetas de Lick-Carnegie. Se trata de la detección de planetas extrasolares por velocidad radial. La búsqueda está utilizando los telescopios de los observatorios Lick y Keck.

Telescopio XO. Es un telescopio situado a 3054 m en Maui, Hawái, formado por dos teleobjetivos de 200 mm. Utiliza el método de tránsito. SAG

PROGRAMAS Y PROYECTOS EN BUSCA DE EXOPLANETAS

CON BASE EN TIERRA TrES (Inspección Trans-Atlantica por Exoplanetas). Utiliza tres telescopios de 4 pulgadas ubicados en el Observatorio Lowell, Observatorio Palomar y las Islas Canarias. Utiliza el método del tránsito. ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observations). El Espectrógrafo Echelle para Exoplanetas Rocosos y Observaciones Espectroscópicas Estables es un espectrógrafo echelle disperso cruzado, de nueva generación y alta resolución, situado en el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral. Trabaja por el método de velocidad radial. APF (Automated Planet Finder). Es un telescopio óptico automatizado para la búsqueda de planetas, de 2,4 m de diámetro, localizado en el Observatorio Lick, y diseñado para buscar planetas extrasolares en el rango de cinco a veinte veces la masa de la Tierra. El instrumento examina 25 estrellas por noche. MEarth es un observatorio robótico de búsquedas de planetas súper-Tierra en tránsito alrededor de estrellas enana rojas del tipo M.

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PROGRAMAS Y PROYECTOS EN BUSCA DE EXOPLANETAS

ESPACIALES COROT (COnvection ROtation et Transits planétaires). Es una misión espacial liderada principalmente por la Agencia Espacial Francesa (CNES) y la ESA. Su objetivo principal es la búsqueda de planetas extrasolares, especialmente de aquellos de un tamaño similar al terrestre. Fue lanzada el 27 de diciembre de 2006 convirtiéndose en la primera misión de su tipo. Kepler sonda especial diseñada para buscar planetas extrasolares, especialmente aquellos de tamaño similar a la Tierra. Fue lanzado por la NASA el 6 de marzo de 2009. PEGASE. El objetivo de esta misión es el estudio de los Júpiter calientes, enanas marrones y el interior de los discos protoplanetarios. La misión se llevaría a cabo por el Centre National d'Études Spatiales y su lanzamiento se prevé entre 2010-2012

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PROGRAMAS Y PROYECTOS EN BUSCA DE EXOPLANETAS

ESPACIALES El Proyecto Espacial Darwin de la ESA es un programa para descubrir planetas extrasolares similares a la Tierra en órbita alrededor de estrellas que estén a una distancia de nosotros que no supere los 25 parsecs, y para la búsqueda de pruebas de la existencia de vida en estos planetas. La fecha prevista de lanzamiento será después del 2014. TPF (Terrestrial Planet Finder). El buscador de planetas terrestres es un proyecto de la NASA que consiste en un sistema de telescopios capaz de detectar planetas extrasolares terrestres. Su horizonte temporal es de 2015 a 2020. PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars). Tránsitos Planetarios y oscilaciones de las estrellas es una misión propuesta por ESA para un observatorio espacial que va a utilizar un grupo de fotómetros para descubrir y caracterizar planetas extrasolares de todos los tamaños y tipos en torno a enanas frías (como nuestro Sol) y estrellas subgigantes. Su lanzamiento está previsto para el 2017.

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OBSERVATORIO ESPACIAL KEPLER

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