Métodos para detectar Planetas Extrasolares 1

En los últimos años se han descubierto cientos de planetas orbitando otras estrellas, son los llamados exoplanetas o planetas extrasolares. Casi ninguna de estas detecciones ha sido de forma directa, es decir a través de una imagen en un telescopio. Cazar planetas alrededor de otras estrellas es bastante difícil y para ello se utilizan principalmente métodos indirectos.

Repasemos los métodos para la detección de planetas extrasolares.

1. El método astrométrico

La astrometría es el método más antiguo para detectar planetas extrasolares. El método astrométrico consiste en medir la posición de una estrella en el cielo y observar cómo cambia a través del tiempo. Si la estrella tiene un planeta entonces éste producirá una oscilación en su línea de movimiento.

Esto es debido a que la estrella y el planeta se atraen mutuamente con sus fuerzas gravitatorias y giran en torno a un centro de masas común llamado baricentro. La estrella es mucho más masiva que el planeta, por lo que describe una órbita en torno al baricentro mucho más pequeña.

Esperaríamos que el movimiento propio de una estrella visto desde la tierra fuera una línea recta, pero en el caso de tener un planeta con una masa suficiente produciría un efecto combinado entre movimiento propio de la estrella y el giro alrededor de este baricentro de la estrella. Con lo cual la línea no sería completamente recta sino con suaves oscilaciones periódicas a uno y otro lado.

Durante las décadas de los 50 y 60, se anunciaron descubrimientos de planetas alrededor de más de 10 estrellas utilizando este método. Sin embargo, los astrónomos han revisado posteriormente sus observaciones, y la mayoría de estos descubrimientos han resultado erróneos. Realmente para detectar una oscilación en el movimiento de una estrella debida a un planeta en sus inmediaciones, son necesarias medidas muy precisas que resultan un auténtico desafío incluso para los más potentes telescopios ubicados en nuestro planeta.

Actualmente resulta un método poco utilizado para la detección de exoplanetas, sin embargo desde el espacio y con instrumentación adecuada puede dar muy buenos resultados. Por ello, la nasa tiene su agenda futura la misión SIM que se trata de un interferómetro espacial que podría detectar gran número de estos planetas de forma astrométrica. La misión SIM está programada para 2014.



Si nos fijamos en este vídeo de esta lanzadora de martillo no sólo gira el martillo sino que gira la propia lanzadora. La lanzadora sería la estrella y el martillo el planeta. Martillo y lanzadora giran por unos segundos en torno a un centro del sistema de masas o baricentro, situado a unos centímetros de la lanzadora. El movimiento circular del martillo es muy amplio, el de la lanzadora es menor puesto que la lanzadora tiene más masa que el martillo.

Una ventaja potencial del método astro métrico es que es más sensible en a los planetas con grandes órbitas. Esto no hace complementario a otros métodos que son más sensibles a planetas con pequeñas órbitas. Sin embargo se necesitan largos tiempos de observación para poder afirmar que existe un planeta alrededor de determinada estrella, puesto que los planetas normalmente tardan años y a veces décadas para describir una órbita completa alrededor de su estrella.

2. El método de la velocidad radial

Al igual que el método astrometrico, el método de la velocidad radial se aprovecha del hecho de que una estrella con un planeta se mueve en una órbita pequeña en respuesta a la gravedad del planeta. La estrategia consiste ahora en medir las variaciones en la velocidad relativa de la estrella con respecto a la Tierra. En otras palabras, las variaciones en la velocidad radial de la estrella con respecto a nuestro planeta. La velocidad radial puede ser medida a través del desplazamiento de las líneas espectrales de la estrella debida al efecto Doppler.

Esquema de como funciona el método de la velocidad radial, a través del efecto Doppler

La velocidad de la estrella alrededor del baricentro es mucho menor que la del planeta, debido a que el radio de su órbita con respecto al baricentro es mucho más pequeño. Sin embargo en los modernos espectrómetros pueden detectarse variaciones por debajo de 1 m/s de la velocidad radial.

Este método ha sido de lejos el más exitoso de entre todos los que han utilizado los astrónomos cazaplanetas. También es conocido como Espectroscopía Doppler. El método es independiente de la distancia a la que se hallen estrella y planeta, pero está técnicamente limitado puesto que se necesita captar espectros de alta precisión. Por ello generalmente se utiliza para estrellas cercanas hasta un máximo de 160 años luz de la tierra.

El método encuentra fácilmente planetas masivos y cercanos a sus estrellas, sin embargo para detectar los que se hayan a distancias mayores es necesario muchos años de observación.

Es importante advertir que los movimientos orbitales de estrellas y planetas tienen tres dimensiones, por lo tanto los planetas con órbitas casi perpendiculares a la línea de visión desde la Tierra producen desplazamientos muy pequeños, por lo que son más difíciles de detectar que los que describen órbitas oblicuas o paralelas en torno a su estrella, visto desde la perspectiva de un observador de la tierra.

na de las principales desventajas de este método es que solamente es posible estimar la masa mínima de un planeta. Normalmente la verdadera masa del planeta se sitúa un 20% arriba de lo abajo de este valor mínimo, pero si la órbita del planeta es casi perpendicular a la línea de visión entonces la verdadera masa será mucho mayor.

El método de la velocidad radial puede utilizarse para confirmar hallazgos de planetas que utilizan el método de tránsito. Cuando ambos métodos se usan combinadamente, entonces puede estimarse la masa real del planeta.

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