Métodos de detecció de planetes extrasolars

Número anual de descobriments de planetes extrasolars fins al 2013. Els colors indiquen el método de detecció:

velocitat radial  trànsit  variacions temporals Plantilla:Multicol-break  detecció directa  microlentes Plantilla:Multicol-end Els métodos per a detectar exoplanetes solen basar-se en estratègies indirectes; és dir, no obtenen imàgens directes del planeta, sino que deduïxen la seua existència a partir d'una atra senyal. Qualsevol planeta constituïx una font de llum extremadament tènue en comparació a l'estrela al voltant de la que òrbita (estrela mare). Detectar una font de llum tan tènue és sumament difícil i la resplandor de la llum de l'estrela mare ho fa encara més complicat. Per estos motius, menys del 5% dels planetes extrasolars coneguts en febrer de 2014 s'han detectat per mig d'observació directa. Per això, els astrònoms han tingut que recórrer per lo general a métodos indirectes per a detectar els planetes extrasolars. Fins a la data, els següents métodos indirectes s'han demostrat útils. Métodos de detecció establits Els següents métodos han segut amprats en èxit en a lo manco una ocasió per a descobrir un nou planeta o detectar un planeta ya conegut: Velocitats radials Artícul principal → Velocitat radial. Erro al crear miniatura: Gràfica de velocitat radial de 18 Delphini b. Una estrela en un planeta es mou en la seua pròpia chicoteta òrbita en resposta a la gravetat del planeta. Açò produïx variacions en la velocitat en la que l'estrela s'acosta o s'allunta de la Terra; és dir, les variacions es produïxen en la velocitat radial de l'estrela sobre la Terra. La velocitat radial pot deduir-se del desplaçament de les llínees espectrals de l'estrela mare pel efecte Doppler. El método de velocitat radial medix estes variacions per a confirmar la presència del planeta per mig de la funció de massa binaria. La velocitat de l'estrela al voltant del centre de masses del sistema és molt menor que la del planeta, per la chicoteta distància que recorre la seua òrbita al voltant de dit centre (per eixemple, el Sol es mou a uns 13 m/s per Júpiter, pero a solament uns 9 cm/s per la Terra). No obstant, es poden detectar variacions de velocitat de fins a 3 m/s o inclús menors en espectrómetros moderns , com l'HARPS (Buscador de Planetes per Velocitat Radial d'Alta Precisió) del telescopi de 3,6 metros del Observatori Europeu Austral en l'Observatori La Cadira (Chile), el HIRES dels telescopis Keck o el EXPRES del Telescopi Lowell Discovery. Un método especialment senzill i econòmic per a medir la velocitat radial és l'interferometría de dispersió externa. Fins a al voltant de 2012, el método de velocitat radial (també conegut com espectroscòpia Doppler) va ser de llunt la tècnica més productiva utilisada pels caçadors de planetes (despuix de 2012, el método de trànsit del telescopi espacial Kepler ho va superar en número). La senyal de velocitat radial és independent de la distància, pero requerix espectres d'alta relació senyal-soroll per a conseguir alta precisió, i per lo tant s'utilisa generalment solament per a estreles relativament propenques, fins a uns 160 anys llum de la Terra, per a trobar planetes de menor massa. Tampoc és possible observar simultàneament moltes estreles objectiu al mateix temps en un sol telescopi. Els planetes de massa joviana poden detectar-se al voltant d'estreles fins a a uns pocs mils d'anys llum de distància. Este método troba fàcilment planetes massius que estan prop de les estreles. Els espectrógrafs moderns també poden detectar fàcilment planetes de massa com Júpiter que orbitan a 10 unitats astronòmiques de l'estrela mare, pero la detecció d'eixos planetes requerix molts anys d'observació. En l'actualitat, els planetes en massa similar a la de la Terra només es poden detectar en òrbites molt chicotetes al voltant d'estreles de baixa massa, com per eixemple Pròxima Centauri b. És més fàcil detectar planetes al voltant d'estreles de baixa massa per dos raons: primer, estes estreles es veuen més afectades per l'atracció gravitatoria dels planetes, segon, perque les estreles de baixa massa de la seqüència principal generalment giren en relativa llentitut. La rotació ràpida fa que les senyes de les llínees espectrals siguen menys clars, ya que la mitat de l'estrela s'allunta ràpidament del punt de vista de l'observador mentres l'atra mitat s'acosta. Detectar planetes al voltant d'estreles més massives és més fàcil si l'estrela ha abandonat la seqüència principal, ya que en fer-ho es ralentisa la seua rotació. A voltes, l'espectrografía Doppler produïx senyals falses, especialment en sistemes multiplanetaris i multiestelares. Els camps magnètics i certs tipos d'activitat estelar també poden donar senyals falses. Usant la modelació del Procés de Gauss, un model que pot desenredar les senyals planetàries de l'activitat estelar en deprendre l'estructura de covarianza del soroll d'una estrela i usar-la per a determinar qué parts de les senyals s'expliquen millor per una senyal coherent i estrictament periòdica (el planeta) i quines senyals s'expliquen millor per una senyal cuasiperiódica en evolució (l'estrela). Quan l'estrela amfitriona té múltiples planetes, les senyals falses també poden sorgir per tindre senyes insuficients, de modo que múltiples solucions poden ajustar-se a les senyes, ya que les estreles generalment no s'observen de forma contínua. Algunes de les senyals falses es poden eliminar analisant l'estabilitat del sistema planetari, realisant anàlisis fotomètrics en l'estrela amfitriona i coneixent el seu periodo de rotació i els periodos del cicle d'activitat estelar. Els planetes en òrbites molt inclinades respecte a la llínea de visió terrestre produïxen oscilacions visibles menors i, per lo tant, són més difícils de detectar. Una de les ventages del método de velocitat radial és que permet medir directament l'excentricitat de l'òrbita del planeta. Una de les principals desventages del método de velocitat radial és que solament permet estimar la massa mínima d'un planeta. La distribució posterior de l'àngul d'inclinament i depén de la distribució real de la massa dels planetes.  No obstant, quan existixen múltiples planetes en el sistema que orbitan relativament prop i tenen suficient massa, l'anàlisis d'estabilitat orbital permet llimitar la massa màxima d'estos planetes. El método de velocitat radial pot utilisar-se per a confirmar les troballes del método de trànsit . En combinar abdós métodos, es pot estimar la massa real del planeta. Encara que la velocitat radial de l'estrela solament proporciona la massa mínima d'un planeta, si es poden distinguir les llínees espectrals del planeta de les de l'estrela, es pot determinar la velocitat radial del propi planeta, lo que proporciona l'inclinament de la seua òrbita. Açò permet medir la seua massa real, descartant falsos positius i proporcionant senyes sobre la seua composició. El problema principal és que dita detecció solament és possible si el planeta orbita al voltant d'una estrela relativament lluenta i si reflectix o emet molta llum. Trànsits Artícul principal → Trànsit astronòmic. Variació de temps de trànsit Modulació orbital del lluïxc Variacions temporals Microlentes gravitacionals Vore també: Lent gravitacional Detecció visual directa Polarimetría Artícul principal → Polarimetría. Astrometría Artícul principal → Astrometría. Uns atres possibles métodos de detecció Detecció d'ecos de centelleigs/centellejos i variabilitat Els events de variabilitat no periòdica, com les llamaradas, poden produir ecos extremadament dèbils en la curva de llum si es reflectixen en un exoplaneta o un atre mig de dispersió en el sistema estelar. Més recentment, motivats pels alvanços en instrumentació i tecnologies de processament de senyals, es prediu que els ecos dels exoplanetes es puguen recuperar a partir de medicions fotomètriques i espectroscópicas d'alta cadència de sistemes estelars actius, com les nanes M. Estos ecos són teòricament observables en tots els inclinaments orbitales. Imàgens de trànsit Un conjunt d'interferómetros òptics/infrarrojos (p. eix., el conjunt propost de 16 interferómetros del Big Fringe Telescope) no capta tanta llum com un sol telescopi de tamany equivalent, pero té la resolució d'un sol telescopi del mateix tamany. En el cas d'estreles lluentes, este poder de resolució podria utilisar-se per a obtindre imàgens de la superfície d'una estrela durant un trànsit i observar l'ombra del planeta en trànsit. Açò podria proporcionar una medició directa del radi angular del planeta i, per mig de paralaje, de la seua ràdio real. Açò és més precís que les estimacions de radi basades en la fotometria de trànsit, que depenen de les estimacions del radi estelar, les quals a la seua volta depenen de models de les característiques de les estreles. L'obtenció d'imàgens també proporciona una determinació de l'inclinament més precís que la fotometria. Emissions de radi magnetosféricas (aurorales) Les emissions de radi aurorales de les magnetosfera d'exoplanetes podrien detectar-se en radiotelescopis. L'emissió podria deure's a l'interacció del camp magnètic de l'exoplaneta en un vent estelar, fonts de plasma adjacents (com Ío, la lluna volcànica de Júpiter, que travessa la seua magnetosfera) o a l'interacció del camp magnètic en el mig interestelar. Encara que s'han anunciat varis descobriments, fins a la data, cap ha segut verificat. Les busques més precises d'emissions de ràdio directes dels camps magnètics d'exoplanetes, o dels camps magnètics d'exoplanetes que interactuen en els de les seues estreles amfitriones, s'han realisat en el radiotelescopi de Arecibo. Ademés de permetre l'estudi dels camps magnètics dels exoplanetes, les emissions de radi poden utilisar-se per a medir la taxa de rotació interior d'un exoplaneta. Interferometría òptica En març de 2019, els astrònoms del Observatori Europeu Austral, amprant l'instrument GRAVITY de l'interferómetri del Very Large Telescope, varen anunciar la primera detecció directa d'un exoplaneta, HR 8799 i, utilisant interferometría òptica. Interferometría modificada En observar les fluctuacions d'un interferograma utilisant un espectrómetro de transformada de Fourier, es podria obtindre una major sensibilitat per a detectar senyals dèbils de planetes similars a la Terra. Detecció d'atrapament de pols al voltant dels punts de Lagrange L'identificació de cúmuls de pols a lo llarc d'un disc protoplanetari demostra l'acumulació de traces al voltant dels punts de Lagrange. A partir de la detecció d'esta pols, es pot inferir l'existència d'un planeta que ha creat dites acumulacions. Ones gravitacionals S'espera que l'Antena Espacial de Interferometría Làser, destinada a l'observació d'ones gravitacionals, detecte la presència de grans planetes i nanes marrons orbitando sistemes binaris de nanes blanques. S'estima que el número de deteccions d'este tipo en la Via Làctea oscila entre 17 en un escenari pessimiste i més de 2000 en un escenari optimiste. Inclús podrien ser possibles deteccions extragalácticas en les Núvols de Magallanes, molt per damunt de les capacitats actuals d'atres métodos de detecció. Referències