Haz Enciclopedia.com tu página de inicio y aprende algo nuevo cada díaPlanetas extrasolares
Los planetas extrasolares (o exoplanetas) son planetas que orbitan otras estrellas distintas al sol y forman parte de sistemas planetarios distintos del nuestro. El primer planeta extrasolar descubierto orbitando una estrella de la secuencia principal fue 51 Pegasi b, descubierto en 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz del Observatorio de Ginebra. Este planeta tiene una masa comparable a la de Júpiter. Desde entonces más de un centenar de planetas han sido descubiertos por diferentes grupos internacionales. El primer sistema extrasolar con más de un planeta fue Upsilon Andromedae. Aunque ninguno de los planetas orbitando estrellas propiamente dichas ha sido observado directamente (debido a la gran diferencia entre el brillo del planeta) se ha informado recientemente (septiembre 2004) del descubrimiento de un planeta gigante orbitando una enana marrón, una estrella de poca masa y brillo. En este caso el contraste de luz entre ambos objetos es mucho menor, lo que ha permitido obtener la primera imagen de un planeta extrasolar aunque este descubrimiento está bajo proceso de verificación. Este descubrimiento ha sido realizado por astrónomos europeos utilizando el VLT en el European Southern Observatory ESO. Con fecha de noviembre de 2004 se han descubierto 133 planetas extrasolares en 117 sistemas planetarios.
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2 Métodos de detección 3 Características físicas 4 Ver también 5 Enlaces externos |
Historia
Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1993 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR 1257+12. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue toda una sorpresa. Se cree que estos planetas se formarón de los restos de la explosión de supernova que produjo el púlsar.
Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal fueron descubiertos en 1990 en una dura competeción entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde el equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.
Con fecha de septiembre de 2004 se conocen 136 planetas en 108 sistemas planetarios alrededor de estrellas de la secuencia principal. En la actualidad hay numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA de desarrollo de misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas así como de detectar planetas de tipo terrestre. La ambiciosa misión Darwin/TPF propuesta para dentro de 20 años sería capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas.
Este método se basa en el efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de gravedad común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo).
Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas.
Dado que la estrella gira sobre el centro de gravedad se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. Estas variaciones son tan pequeñas sin embargo que el método no ha sido factible por el momento. Históricamente el método astrométrico proporcionó los primeros candidatos a planetas extrasolares, todos ellos desbancados posteriormente. El más famoso de los falsos planetas extrasolares detectados por astrometría fue falsamente detectado en la estrella de Barnard.
Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta gira sobre ella.
El método de tránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden utilizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un planeta como en los casos de HD209458b y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Ambos métodos son más eficaces en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal por lo que sólo pueden caracterizar una leve fracción de los planetas detectados.
El efecto de lente gravitacional ocurre cuando
los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos anteriores.
Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y órbitas excentrícas muy cercanas a la estrella central.
El método de las velocidades radiales favorecía el descubrimiento de planetas gigantes muy cercanos a su estrella central. Algunos de ellos en órbitas más pequeñas que la órbita de Mercurio. Tales planetas se llaman a veces Júpiters calientes. En los últimos años los astrónomos han podido refinar sus métodos encontrando sistemas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo, una fracción importante de los sistemas planetarios posee planetas gigantes en órbitas pequeñas, muy diferentes a nuestro sistema solar. La detección de planetas tipo terrestre permanece fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En todo caso todos los planetas extrasolares detectados hasta la fecha son gigantes gaseosos, sus masas son grandes, comparables a la de Júpiter aunque típicamente más masivos. Recientemente se han descubierto nuevos candidatos planetarios con masas de unas 15 veces la masa terrestre, es decir, comparables a Neptuno.
Los objetos más masivos y cercanos a la estrella principal han revolucionado las teorías sobre formación planetaria. Existe un cierto consenso sobre la formación de estos planetas en órbitas más externas y su migración temprana hacia las órbitas interiores. Esta migración está determinada por la interacción gravitatoria con el disco circunestelar de material en el que se forma el planeta. En este apartado parece haber una cierta relación entre la metalicidad de la estrella central y la presencia de planetas.
El planeta extrasolar del que se conocen más datos recibe el nombre de HD209458b, provisionalmente llamado Osiris. Se trata de un planeta de tipo Júpiter caliente con la masa de un gigante gaseoso pero orbitando muy cerca de su estrella principal. El planeta pasa por delante de su estrella periódicamente ofreciendo tránsitos con los que se ha podido obtener una mayor información sobre su órbita, tamaño y atmósfera.
Métodos de detección
Velocidades radiales
Astrometría
Tránsitos
Microlentes gravitacionales
Características físicas
Ver también
Enlaces externos