Existen varios métodos utilizados para detectar y medir planetas extrasolares, cada uno con sus propias fortalezas y limitaciones:
1. Método de velocidad radial (espectroscopía Doppler):
* Principio: Detecta el bamboleo de una estrella causada por la atracción gravitacional de un planeta en órbita.
* Cómo funciona: Mide el cambio en las líneas espectrales de la estrella debido al efecto Doppler.
* Fortalezas: Puede detectar planetas con masas relativamente pequeñas, particularmente aquellas en órbitas cercanas.
* Limitaciones: Requiere mediciones de alta precisión y puede verse afectado por una actividad estelar (manchas solares, bengalas).
* Ejemplos: Descubrimiento de 51 Pegasi B, el primer Exoplanet confirmado.
2. Método de tránsito:
* Principio: Detecta la ligera atenuación de la luz de una estrella cuando un planeta pasa frente a ella.
* Cómo funciona: Mide el cambio en el brillo con el tiempo.
* Fortalezas: Puede detectar planetas de diferentes tamaños, incluidos los de órbitas anchas.
* Limitaciones: Requiere que la órbita del planeta esté abordado a nuestra línea de visión, limitada a la detección de planetas que transiten.
* Ejemplos: Descubrimiento de Kepler-186F, el primer planeta del tamaño de una tierra en la zona habitable de otra estrella.
3. Astrometría:
* Principio: Detecta el bamboleo de una estrella causada por un planeta en órbita midiendo su posición en el cielo con el tiempo.
* Cómo funciona: Mide el cambio en el movimiento y el paralaje adecuados de la estrella.
* Fortalezas: Puede detectar planetas de varios tamaños, incluidos los de órbitas lejanas.
* Limitaciones: Requiere mediciones muy precisas y es un desafío debido a los pequeños movimientos estelares involucrados.
* Ejemplos: Detecciones exitosas limitadas debido a dificultades técnicas, pero prometedores para futuros telescopios espaciales.
4. Imágenes directas:
* Principio: Observando directamente la tenue luz emitida o reflejada por un exoplaneta.
* Cómo funciona: Uso de telescopios e instrumentos especializados para bloquear la luz de la estrella.
* Fortalezas: Proporciona información directa sobre la atmósfera, la temperatura y la composición del planeta.
* Limitaciones: Requiere que el planeta sea grande, joven y lejos de su estrella, lo que limita el número de planetas detectables.
* Ejemplos: Planetas de imágenes como HR 8799 B, C, D y E.
5. Microlleización:
* Principio: Detecta el efecto de lente gravitacional de un planeta, aumentando la luz de una estrella distante.
* Cómo funciona: Mide el brillo de una estrella de fondo cuando un planeta pasa frente a ella.
* Fortalezas: Puede detectar planetas de varios tamaños, incluidos los de órbitas anchas.
* Limitaciones: Los eventos son raros y de corta duración, lo que hace que sea difícil observar.
* Ejemplos: Descubrimiento de Ogle-2005-BLG-390LB, el primer planeta detectado por la microlente.
6. Variaciones de tiempo:
* Principio: Detecta el bamboleo del tiempo de un pulsar causado por la atracción gravitacional de un planeta en órbita.
* Cómo funciona: Mide el momento preciso de los pulsos emitidos por los púlsares.
* Fortalezas: Puede detectar planetas con masas relativamente pequeñas, particularmente aquellas en órbitas cercanas.
* Limitaciones: Limitado a los planetas que orbitan púlsares, un tipo específico de estrella.
* Ejemplos: Descubrimiento de PSR B1257+12 B, C y D, los primeros planetas descubrieron alrededor de un pulsar.
Medición de propiedades del exoplaneta:
Estos métodos no solo detectan exoplanetas, sino que también proporcionan información sobre su:
* Misa: Derivado de los métodos de variaciones de velocidad radial y variaciones de tiempo.
* radio: Determinado a partir de los métodos de transit y imágenes directas.
* Período orbital: Determinado a partir de todos los métodos.
* Excentricidad orbital: Medido utilizando el método de velocidad radial.
* densidad: Calculado a partir de la masa y el radio.
* Composición atmosférica: Analizado a partir de la luz reflejada o emitida por el planeta.
* Temperatura: Inferido desde la distancia del planeta desde su estrella y sus propiedades atmosféricas.
Estos métodos continúan mejorando, lo que lleva al descubrimiento y la caracterización de un número creciente de exoplanetas, proporcionando información sobre la diversidad de sistemas planetarios más allá de los nuestros.
