Medición de púlsares
Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación. Tras una explosión supernova se forma un remanente ultradenso de la antigua estrella. Los púlsares emiten ondas de radio muy regularmente mientras rotan. Debido a que la rotación de un pulsar es extremadamente regular, las ligeras anomalías en su período de rotación que se observan en las señales de radio, pueden usarse para realizar un seguimiento de su movimiento. Igual que las estrellas normales, un pulsar se moverá en una pequeña órbita si tiene un planeta. Los cálculos basados en la observación de los pulsos de radio pueden revelar los elementos de esa órbita.
Este método no fue diseñado originalmente para la detección de planetas, pero es tan sensible que es capaz de detectar planetas mucho menores que los demás métodos, hasta menos de una décima parte de la masa terrestre. También es posible detectar mediante este método las perturbaciones gravitacionales mutuas entre los diferentes miembros del sistema planetario, y por tanto aportar una mayor información sobre esos planetas y sus elementos orbitales.
Imagen artística de un sistema planetario en torno a un púlsar
La principal desventaja del método de medición de púlsares es que los púlsares son relativamente raros, se conocen apenas 1800, en todo el universo de forma que es improbable detectar un gran número de planetas utilizando este método. Además la vida tal y como la conocemos, no podría sobrevivir en planetas que orbiten púlsares puesto la radiación de alta energía que recibirían sería extremadamente fuerte.
En 1992 Aleksander Wolszczan y Dale Frail utilizaron este método para descubrir tres planetas en torno al pulsar PSR 1257+12. Su hallazgo fue rápidamente confirmado, resultando ser el primer descubrimiento confirmado de planetas fuera de nuestro sistema solar.
Este descubrimiento fue bastante sorprendente, puesto que no se creía posible que un sistema planetario pudiera sobrevivir después de un suceso tan violento como una explosión supernova.
El método de tránsito
Mientras que los métodos anteriores proporcionan información sobre la masa del planeta, este método puede utilizarse para estimar el radio del planeta. Si un planeta cruza a través del disco de su estrella (tránsito), el brillo que se observa de la estrella disminuye ligeramente. La caída de brillo depende de los tamaños relativos de la estrella y del planeta por ejemplo en el caso de la estrella HD 209458 el brillo de la estrella decrece un 1.7%.
Éste método tiene dos importantes desventajas.
En primer lugar los tránsitos planetarios sólo pueden observarse planetas cuyas órbitas estén perfectamente alineadas con la línea de visión del astrónomo. La probabilidad de que el plano orbital este directamente alineado con la perspectiva visual es equivalente a la relación entre el diámetro de la estrella y el diámetro de la órbita. Alrededor del 10% de los planetas con pequeñas órbitas presentan este tipo de alineamientos, el porcentaje decrece para planetas con órbitas mayores. La probabilidad de un alineamiento semejante para un planeta que orbite una estrella del tamaño del sol a una distancia de una unidad astronómica (la distancia que separa nuestro sol y la Tierra) y que produzca un tránsito, es de tan sólo 0,47%. Sin embargo al estudiar grandes áreas del cielo que contienen miles o incluso cientos de miles de estrellas a la vez, es posible encontrar mayor cantidad de planetas extrasolares que en el método de la velocidad radial, aunque no respondería a la pregunta si una estrella en particular contiene planetas.
En segundo lugar, el método tiene una alta tasa de detecciones falsas. El método de tránsito necesita de una confirmación adicional que se realiza normalmente a partir del método de la velocidad radial.
La principal ventaja del método de tránsito es que puede estimarse el tamaño del planeta a partir de su curva de la curva de luz. Cuando se combina el método de tránsito con el método de la velocidad radial (que determina la masa del planeta) es posible hallar la densidad del planeta y por tanto saber algo sobre la estructura física del planeta. Los nueve planetas que han sido estudiados mediante ambos métodos son los mejor conocidos de todos los exoplanetas descubiertos.
Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación. Tras una explosión supernova se forma un remanente ultradenso de la antigua estrella. Los púlsares emiten ondas de radio muy regularmente mientras rotan. Debido a que la rotación de un pulsar es extremadamente regular, las ligeras anomalías en su período de rotación que se observan en las señales de radio, pueden usarse para realizar un seguimiento de su movimiento. Igual que las estrellas normales, un pulsar se moverá en una pequeña órbita si tiene un planeta. Los cálculos basados en la observación de los pulsos de radio pueden revelar los elementos de esa órbita.
Este método no fue diseñado originalmente para la detección de planetas, pero es tan sensible que es capaz de detectar planetas mucho menores que los demás métodos, hasta menos de una décima parte de la masa terrestre. También es posible detectar mediante este método las perturbaciones gravitacionales mutuas entre los diferentes miembros del sistema planetario, y por tanto aportar una mayor información sobre esos planetas y sus elementos orbitales.
Imagen artística de un sistema planetario en torno a un púlsarLa principal desventaja del método de medición de púlsares es que los púlsares son relativamente raros, se conocen apenas 1800, en todo el universo de forma que es improbable detectar un gran número de planetas utilizando este método. Además la vida tal y como la conocemos, no podría sobrevivir en planetas que orbiten púlsares puesto la radiación de alta energía que recibirían sería extremadamente fuerte.
En 1992 Aleksander Wolszczan y Dale Frail utilizaron este método para descubrir tres planetas en torno al pulsar PSR 1257+12. Su hallazgo fue rápidamente confirmado, resultando ser el primer descubrimiento confirmado de planetas fuera de nuestro sistema solar.
Este descubrimiento fue bastante sorprendente, puesto que no se creía posible que un sistema planetario pudiera sobrevivir después de un suceso tan violento como una explosión supernova.
El método de tránsito
Mientras que los métodos anteriores proporcionan información sobre la masa del planeta, este método puede utilizarse para estimar el radio del planeta. Si un planeta cruza a través del disco de su estrella (tránsito), el brillo que se observa de la estrella disminuye ligeramente. La caída de brillo depende de los tamaños relativos de la estrella y del planeta por ejemplo en el caso de la estrella HD 209458 el brillo de la estrella decrece un 1.7%.
Éste método tiene dos importantes desventajas.
En primer lugar los tránsitos planetarios sólo pueden observarse planetas cuyas órbitas estén perfectamente alineadas con la línea de visión del astrónomo. La probabilidad de que el plano orbital este directamente alineado con la perspectiva visual es equivalente a la relación entre el diámetro de la estrella y el diámetro de la órbita. Alrededor del 10% de los planetas con pequeñas órbitas presentan este tipo de alineamientos, el porcentaje decrece para planetas con órbitas mayores. La probabilidad de un alineamiento semejante para un planeta que orbite una estrella del tamaño del sol a una distancia de una unidad astronómica (la distancia que separa nuestro sol y la Tierra) y que produzca un tránsito, es de tan sólo 0,47%. Sin embargo al estudiar grandes áreas del cielo que contienen miles o incluso cientos de miles de estrellas a la vez, es posible encontrar mayor cantidad de planetas extrasolares que en el método de la velocidad radial, aunque no respondería a la pregunta si una estrella en particular contiene planetas.
En segundo lugar, el método tiene una alta tasa de detecciones falsas. El método de tránsito necesita de una confirmación adicional que se realiza normalmente a partir del método de la velocidad radial.
La principal ventaja del método de tránsito es que puede estimarse el tamaño del planeta a partir de su curva de la curva de luz. Cuando se combina el método de tránsito con el método de la velocidad radial (que determina la masa del planeta) es posible hallar la densidad del planeta y por tanto saber algo sobre la estructura física del planeta. Los nueve planetas que han sido estudiados mediante ambos métodos son los mejor conocidos de todos los exoplanetas descubiertos.
En la imagen vemos gráficamente el método de tránsito para detectar planetas extrasolares. La gráfica inferior muestra la intensidad de la luz percibida a lo largo del tiempo desde la Tierra.El método de tránsito también permiten estudiar la atmósfera del planeta. Cuando el planeta transita la estrella, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta. Estudiando cuidadosamente los espectros estelares de alta resolución, es posible detectar elementos presentes en la atmósfera planetaria. Una atmósfera planetaria podría detectarse midiendo la polarización de la luz de la estrella mientras atraviesa o se refleja en la atmósfera del planeta.
Además del eclipse secundario (cuando el planeta pasa por detrás de su estrella y su luz es eclipsada) permite la medida directa de la radiación del planeta. Si la intensidad fotométrica durante este eclipse secundario se resta a la intensidad medida antes o después del eclipse, nos queda únicamente la intensidad de luz debida únicamente al planeta. Es posible por tanto medir la temperatura del planeta e incluso detectar posibles señales de formaciones de nubes en él. En marzo del 2005, dos equipos científicos realizaron medidas utilizando esta técnica con el telescopio espacial Spitzer. Cada uno de los dos equipos científicos, estudiaran los planetas TrES-1 and HD 209458b. Las medidas revelaron las temperaturas planetarias: 790° C para TrES-1, y 860° C, para HD 209458b.
La misión de la agencia espacial francesa, COROT, empezó en 2006 para buscar tránsitos planetarios desde la órbita terrestre, donde la ausencia de turbulencias atmosféricas permite una precisión mucho mayor. Esta emisión fue diseñada para detectar planetas varias veces mayores que la tierra y actualmente está rindiendo mejor de lo esperado, con dos planetas extrasolares descubiertos ambos del tipo llamado "Hot Jupiters" (planetas de un mayor al de Júpiter y que orbitan muy próximos a su estrella). La mayoría de planetas descubiertos mediante este método pertenecen a esta categoría.
La misión de la NASA Kepler con fecha de lanzamiento marzo del 2009, tiene como objetivo detectar planetas extrasolares en la constelación del cisne. Para ello analizará con extremada precisión la luz de multitud de estrellas en cada búsqueda, se espera que Kepler sea capaz de detectar planetas de un tamaño similar al de la Tierra.
Continuación
1 comentarios:
Estoy totalmente de coincidir con lo que sea lo que nos han presentado.
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