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ABC: Ciencia y Tecnología

Fuente: ABC.es

lunes, 10 de octubre de 2011

PLANETAS

Las nuevas tecnologías nos han ayudado a certificar que nuestro sistema solar no es exclusivo ni de nuestra galaxia ni mucho menos del resto del universo o cosmos.
La primera detección confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12.1 La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995 por los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz. El planeta descubierto fue 51 Pegasi b. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas.
Hasta octubre de 2011 se han descubierto 567 sistemas planetarios que contienen un total de 692 cuerpos planetarios, 823 de estos sistemas son múltiples y 31 de estos planetas están por encima de las 13  MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean estrellas enanas marrones.




Los planetas son fuentes de luz muy tenue en comparación con sus estrellas. En longitudes de onda visibles, por lo general tienen menos de una millonésima del brillo de su estrella madre. Es sumamente difícil detectar este tipo de fuente de luz tenue, y, además, la estrella madre tiene una luz deslumbrante que casi lo hace imposible.
Por las razones expuestas, los telescopios han fotografiado directamente no más de una decena de exoplanetas. Esto sólo ha sido posible para planetas que son especialmente grandes (por lo general mucho más grande que Júpiter) y muy distantes de su estrella madre. La mayoría de los planetas con imágenes directas también son muy calientes, por lo que emiten una intensa radiación infrarroja, entonces las imágenes han sido hechas en infrarrojos en vez de longitudes de onda visibles, con el fin de reducir el problema del resplandor de la estrella madre.
Por el momento, sin embargo, la gran mayoría de los planetas extrasolares conocidos sólo han sido detectados a través de métodos indirectos. Los siguientes son los métodos indirectos que han demostrado ser útiles:


Velocidades radiales:

Una estrella (al centro) y un planeta girando alrededor del centro de masa mutuo. Este movimiento estelar es detectable por el método de velocidades radiales.
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 masa 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, pero sólo es eficaz en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal, por lo que sólo puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.


Astrometría:


Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas. En 2002, el Telescopio espacial Hubble tuvo éxito en el uso de astrometría para caracterizar un planeta descubierto previamente alrededor de la estrella Gliese 876.25.

Esta es la foto que realizó el Hubble a la estrella más brillante de la constelación de piscis.









Tránsitos:


Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de 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 HD209458b27 y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Este método, al igual que el de la velocidad radial, encuentra de forma más eficiente planetas de gran volumen, pero tiene la ventaja de que la cercanía del planeta a la estrella no es relevante, por lo que el espectro de planetas que puede detectar aumenta considerablemente. Los avances tecnológicos en fotometría  han permitido que la sonda Kepler  lanzada en 2009, tenga sensibilidad suficiente como para detectar planetas del tamaño de la tierra, hecho que se espera que suceda al término de su misión, a finales de 2012.

Variación en el tiempo de tránsito (VTT):

VTT es una variación sobre el método del tránsito, donde las variaciones en el tránsito de un planeta puede ser utilizado para detectar otro. El primer candidato planetario descubierto de esta manera es el exoplaneta WASP-3c, utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en el Observatorio Rozhen, el Observatorio de Jena y el Centro de Torun de Astronomía.. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas como la Tierra o exolunas. Este método fue aplicado con éxito para confirmar las masas de los seis planetas de Kepler-11.

Medida de pulsos de radio de un pulsar:

Un pulsar (es el pequeño remanente, ultradenso de una estrella que ha explotado como una supernova) emite ondas de radio muy regularmente a medida que gira. Leves anomalías en el momento de sus pulsos de radio que se observan pueden ser utilizadas para rastrear los cambios en el movimiento del pulsar causado por la presencia de planetas..

Binaria eclipsante:

Si un planeta tiene una órbita de gran tamaño que la lleva alrededor de dos miembros de un sistema de estrella doble eclipsantes, entonces el planeta se puede detectar a través de pequeñas variaciones en el momento de los eclipses de las estrellas entre sí. Hasta diciembre de 2009, dos planetas se han encontrado por este método.

Microlentes gravitacionales:

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. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de masa baja en una órbita ancha, designado OGLE-2005-BLG-390Lb.

Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo:

En estrellas jóvenes con discos circumestelares de polvo a su alrededor es posible detectar irregularidades en la distribución de material en el disco circumestelar ocasionadas por la interacción gravitatoria con un planeta. Se trata de un mecanismo similar al que actúa en el caso de los satélites pastores de Saturno. De este modo ha sido posible inferir la presencia de un planeta orbitando la estrella Beta pictoris36 37 y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrellas aún más jóvenes la presencia de un planeta gigante en formación sería detectable a partir del hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de acrecimiento.

Detección visual directa:

Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de los planetas extrasolares ha sido uno de los objetivos más deseados de la investigación exoplanetaria. Las fotografías ya sea de luz visible o infrarrojas podrían revelar mucha más información sobre un planeta que cualquier otra técnica conocida. Sin embargo esto ha revelado ser mucho más difícil técnicamente que cualquiera de las otras técnicas disponibles. Las razones de esto son varias, pero entre las principales, se encuentra la diferencia entre el brillo de las estrellas y el de los planetas. En el espectro de la luz visible, una estrella promedio es miles de millones de veces más brillante que cualquiera de sus hipotéticos planetas, y hasta hace poco ningún detector podía identificar los planetas a partir del brillo estelar.
La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es una fotografía infrarroja tomada a la enana marrón 2M1207 por el Very Large Telescope en 2004. El cuerpo fotografiado (2M1207b), es un joven planeta de gran masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la estrella 2M1207. Este planeta está a unos 2500 Kelvin de temperatura, debido a su reciente formación, calculada en aproximadamente 10 millones de años. Los expertos consideran que 2M1207 y 2M1207b son un ejemplo atípico, pues en este sistema, la estrella y el planeta están lejos (40 veces la distancia de la Tierra al Sol) y ambos emiten cantidades comparables de radiación infrarroja, pues la estrella es una enana marrón, y el planeta es todavía muy cálido, y por tanto, ambas son claramente visibles en la fotografía. Sin embargo, planetas de edad y órbitas comparables a la terrestre son todavía imposibles de detectar.

Este es el mapa estelar donde se han localizado los exoplanetas hasta ahora.














Tres posibles proyectos de la NASA permitirán ver directamente planetas extrasolares, incluso analizar su luz para ver si contienen vida: (2008)

Lyon y otros científicos e ingenieros trabajan en el Goddard Space Flight Center en tres misiones distintas: El Extrasolar Planetary Imaging Coronagraph (EPIC), el New Worlds Observer (NWO) y la misión eXtrasolar Planet Characterization (XPC).
La posibilidad de una misión dedicada a la búsqueda de planetas es tentadora, especialmente desde que hace más de una década empezaran a detectarse planetas extrasolares por métodos indirectos. Muchos de ellos son planetas gigantes gaseosos al estilo de nuestro Júpiter.
Las tres misiones propuestas usarán nueva tecnología que permita ver estos planetas directamente mediante el bloqueo de la luz de su estrella anfitriona. Aunque no es nada fácil.
La supresión de la luz estelar es imprescindible para visualizar planetas porque es demasiado brillante, mientras que los planetas no tienen luz propia y sólo reflejan la de su sol. Sin suprimir esta luz el planeta simplemente está perdido dentro de la luz cegadora de su estrella.
Los coronógrafos tipo VNC son una tecnología prometedora para ver directamente planetas gigantes y poder caracterizarlos, esta es una de las metas de EPIC.
La tecnología VNC suprime la luz estelar mediante la interferencia destructiva de las ondas electromagnéticas que la forman. Si las crestas de las ondas coinciden con los valles las ondas se cancelan. Se basa en un principio simple. La luz proveniente del telescopio se divide en dos haces, un haz recorre un camino ligeramente más largo que el otro y luego ambos se recombinan. La luz de la estrella se cancela y queda sólo la luz del planeta. Bajo este principio basta un telescopio que use este tipo de interferometría para lograr el objetivo y suprimir la luz justo en el punto central de la imagen en el que está la estrella.
Los experimentos que están realizando con este concepto avanzan a buen ritmo y los científicos implicados esperan conseguir el contraste necesario con luz blanca este año.
Por otro lado NWO y XPC buscarían planetas en la zona habitable alrededor de otras estrellas. Es decir, planetas susceptibles de mantener las condiciones para la vida tal y como la conocemos. Aunque estas dos misiones se diferencian en muchos aspectos, ambos sistemas utilizan una sombrilla desplegable para ocultar la luz estelar. La sombrilla y el telescopio volarían en formación en el espacio exterior separados por miles de kilómetros.
El NWO usará una sombrilla en forma de flor cuya sombra proyectada sobre el telescopio permitirá ver planetas situados hasta 50 milisegundos de arco de la estrella. Según Doug Leviton, que trabaja en este proyecto, es como tratar de ver un pelo de la ceja de una señorita al otro lado de un estadio de fútbol a simple vista.
NWO vería directamente exoplanetas y podría analizar su luz (tomar espectros) para de este modo saber si hay oxígeno, agua o metano, que son indicadores de posible vida.
XPC consistiría en un telescopio con un coronógrafo interno que bloquearía la luz de la estrella. Podría resolver planetas que orbitaran a su alrededor y quizás buscar indicadores de vida.

En principio, y según Lyon, cualquiera de estos métodos funcionará, pero hace falta un poco más de trabajo en la integración y en la fase de pruebas. Y naturalmente se necesita el necesario presupuesto.








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