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Esto comenzó desde que fueron descubiertos los primeros planetas fuera de nuestro Sistema Solar
en 1995 este estudio se ha convertido en uno de los más cambiantes en el mundo de la
astronomía.
El conocimiento acerca de estos planetas extrasolares ha aumentado tanto en manera de cómo se
formaron, en su desarrollo y en las maneras que se han usado para poder conocerlos y
detectarlos.
Primeramente describiremos que es un planeta, estos son formaciones u objetos que giran
alrededor de una estrella, tal como nuestro sistema solar los cuales son los de nuestro interés por
las similitudes que contienen con el mismo. El cual reúne la suficiente masa para alcanzar una
forma casi circular o esférica y mantenerse en órbita alrededor de una estrella.
En el año de 1992, los astrofísicos Aleksander Wolszczan y Dale Frail realizaron el descubrimiento
de tres planetas extrasolares. Estos fueron encontrados en un entorno inesperado para ellos,
estaban orbitando el púlsar PDR1257+12.
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En el año de 1995 oficialmente, Michael Mayor y Didier Queloz, haciendo estudios en el
Observatorio de Ginebra, lograron detectar el primer planeta extrasolar alrededor de una estrella
“normal” similar al sol de secuencia principal, esta era la estrella 51 Pegasi.
Este planeta llamado 51 Pegasi b, tiene aproximadamente de la mitad de la masa de Júpi ter,
Alrededor de su estrella en tan sólo cuatro días terrestres una rápida velocidad y se encuentra
ocho veces más cerca de la estrella que Mercurio del Sol. Desde 1995 esta área de investigación es
muy cambiante, cada día se hacen más descubrimientos asombrosos y los astrónomos han
encontrado más de 1800 planetas extrasolares utilizando diferentes métodos para su hallazgo.
Los exoplanetas son de gran ayuda ya que nos ayudan a resolver enigmas de la vida que están
relacionados con el sistema solar, con la gran cantidad de galaxias estrellas nos ha ayudado a
formular teorías e hipótesis sobre nuestra creación y formación del universo conocido, nos han
servido para clasificar nuestra galaxia ya que es imposible para nuestra ciencia poder salir y verla a
simple vista.
La relación de la formación de estos exoplanetas explica que las partículas de polvo comienzan a
colapsar por acción de la gravedad y comienzan a unirse formando granos cada vez mayores. Si
estos discos pueden con la radiación estelar y el impacto de meteoritos se forma un planetoide,
luego unos millones de años después habrán acumulado masa del polvo hasta formarse un
planeta.
La mayoría de los exoplanetas son gaseosos, cercanos a su estrella y de gran tamaño estos han
sufrido la migración orbital estaban lejos de su estrella y estos lentamente han sido atraídos por la
misma haciendo algo similar a una espiral.
Debido a las limitaciones en los métodos de detección solo han sido descubiertos planetas grandes
con una masa similar a la de júpiter y hasta mayores que este. Es más difícil detectar planetas
pequeños por la luz que reflejan pero se ha encontrados planetas con el tamaño de menor que
dos veces la masa de la tierra, hay varias clases de exoplanetas algunos ardientes o fríos, con
anillos y satélites como la luna pero son características difíciles de detectar.
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Buscar planetas extrasolares es algo muy complejo debido que los planetas emiten poca o ninguna
luz observable lo que lo hace extremadamente difícil.
Hasta la fecha se conocen 6 técnicas para su detección.
Detección Directa:
Imagen
Detección Indirecta:
Velocidad Radial
Astrometria
Cronometría de Pulsares
Tránsitos
Microlentes Gravitacionales
La manera más difícil de poder detectar un planeta extrasolar es obtener una imagen directa. Esto es debido a la enorme diferencia entre la luz emitida por la estrella anfitriona y la débil luz del planeta que solo la refleja. Para poder obtener una imagen del planeta, la luz de la estrella debe ocultarse o cubrirse de algún modo para que los observadores puedan investigar en la zona que es la sombra. Un método es el de usar la radiación infrarroja en vez de la luz visible. La emisión de luz visible de un planeta del tamaño de Júpiter es una billonésima parte de la de su estrella cercana, mientras que en el infrarrojo el cambio es de sólo unos pocos de miles.
Otro manera es la de bloquear físicamente la luz de la estrella usando un coronógrafo que cubra el
brillo central de la estrella, dejando visible sólo la corona, la zona exterior del plasma de la
atmósfera de la estrella, permitiendo ver la luz de los planetas cercanos.
La imagen directa ayuda mucho ya que su calidad de imagen es alta y revela algunas cosas como:
la cantidad de agua en la superficie del exoplaneta, y las propiedades del entorno como lo es su
biosfera para ver similitudes con el modelo en este caso la tierra tal como la conocemos
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La mayor parte de los exoplanetas han sido descubiertos por métodos indirectos en los cuales se
logra identificar la presencia de estos debido a la estrella anfitriona y el efecto que estos causan
sobre la misma, como el planeta hace su órbita alrededor de la estrella el observador ve los
cambios en la luminosidad estos cambios son muy importantes para las persona que realizan e
estudio ya que son los que ayudan a la detección por el método indirecto de exoplanetas.
Se puede obtener información de una estrella mediante su espectro. Cada vez que la estrella
realiza su movimiento provocada por el planeta extrasolar hace que desde la tierra se calcule su
velocidad radial debido a la línea de visión y la velocidad de la misma.
En el espectro se observa que los cambios de velocidad radial hace que las líneas se desplacen
hasta longitudes de onda más rojas cuando la misma se aleja de la tierra. Y a las longitudes de
anda azules cuando esta se acerca a la tierra esto es el efecto doppler el cual nos explica el
movimiento de los planetas y estrellas.
Los cambios en la velocidad radial de un planeta dependen de su masa y la inclinación de la órbita
con la vista del observador.
Este método ha sido uno de los más exitosos en la búsqueda de exoplane tas y el instrumento más
usado y efectivo en este método es el: HARPS (Buscador de planetas por velocidad radial de alta
precisión, High Accuracy Radial Velocity for Planetary Searcher) el cual se encuenta en La Silla Chile
en el telescopio ESO.
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Este método es similar al de la velocidad radial, este se usa para detectar exoplanetas a través de
la medición de regulares perturbaciones en la estrella las cuales son provocadas por su invisible
acompañante.
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La estrella realiza su órbita dependiendo de la masa del exoplaneta y la distancia de esta al
exoplaneta pero no depende de la inclinación, hasta ahora no se ha detectado ni ngún exoplaneta
con esta técnica.
La presencia de un exoplaneta afecta la regularidad del periodo de la señal emitida por una
estrella. En este caso se usa para detectar exoplanetas orbitando cerca de pulsares estos a medida
que realizan su órbita emiten ondas de radio creando un rayo de pulsos regulares, si un
exoplaneta afecta el movimiento de la estrella la luz que se emite también será afectada y así es
como se detectaron los primeros planetas extrasolares.
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Para comprender los tránsitos se puede usar este ejemplo: cuando un planeta pasa entre la tierra
y el sol se refiere a tránsito, el planeta que bloquea cierta parte de la luz solar y se crea una
disminución en el brillo de la misma. Esto se mide con fotometría la cual mide la cantidad de luz
que se refleja de los cuerpos celestes, gracias a este método podemos estudiar la composición de
la atmosfera de un exoplaneta es decir que cuando el exoplaneta pase delante de su estrella la luz
de esta misma pasara y penetrara la atmosfera del exoplaneta en la cual se absorberán ciertos
elementos. Comparando con el antes y después de los datos del espectro de la estrella se puede
deducir la composición química de la atmosfera del exoplaneta.
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El experimento OGLE (Experimento de lentes ópticas gravitacionales, Optical Gravitational Lensing
Experiment), ubicado en Las Campanas, Chile, se utilizó para encontrar el primer planeta haciendo
fotometría del tránsito (llamado OGLE-TR-54). Últimamente, satélites espaciales como COROT y
Kepler han encontrado numerosos planetas en tránsito.
Debido a esto se ha hecho más precisas las búsquedas de planetas extrasolares ya que con la
técnica de velocidad radial más fotometría y tránsitos se pueden determinar la masa, su radio y
densidad del planeta estudiado.
Un gran objeto y su gravedad curvan la luz que viene de objetos distantes y la amplifica esto es
como una lente de aumento, la luz que proviene de objetos muy lejanos se curva la pasar cerca de
objetos cercanos alineados con la fuente de luz más larga. En este efecto que afecta la radiación
del objeto más lejano, este método se puede usar para estudiar objetos que tiene poca o nula luz
como por ejemplo: agujeros negros o planetas que giren alrededor de estrellas que estén muy
lejos de la tierra.
El primer exoplaneta encontrado con esta técnica OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53, hallado
en el año del 2003.
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Un problema encontrado en este método es que solo pasa una vez y se tiene una sola oportunidad
de alineamiento de las estrellas del fondo con las de enfrente y se debe de usar otros métodos
para poder confirmar la presencia de exoplanetas.