ASTROBIOLOGÍA:EXOPLANETAS

Autor: Miguel Martínez AlbaladejoAfiliación: Universidad de Murcia;Área de gravitación y Astrofísica.

RESUMEN

El descubrimiento de los primeros planetas alrededor de un pulsar en 1992 ha abierto, tras siglos de especulaciones, una nueva era en la astronomía.Las motivaciones detrás de la búsqueda de nuevos mundos son presentadas, junto con unas pinceladas y comparativas de los métodos más importantes que se tienen hasta ahora para detectar exoplanetas.

INTRODUCCIÓNLa Astrobiología es una nueva ciencia que surge de la necesidad de investigar el origen,

presencia e influencia de la vida en el Universo. Es una rama del conocimiento relativamente reciente, pues su punto de partida se puede situar en 1998, cuando la NASA creó el NASA Astrobiology Institute (NAI).La Astrobiología es, desde su mismo origen, transdisciplinar. Relaciona ciencias tales como la astronomía, la astrofísica, la biología, la química, la geología, la informática, la antropología y la filosofía, entre otras. La esencia del estudio astrobiológico es el análisis de problemas científicos desde el punto de vista de varias disciplinas independientes con sus propios métodos y aproximaciones. Esto es especialmente útil en el caso de fenómenos históricos como la vida, en los que subyacen bases simples como la física y la química que se manifiestan de forma compleja como la biología.No hay una definición consensuada de astrobiología, aunque su campo de interés es perfectamente reconocible: además de todo lo que tiene que ver con la comprensión del fenómeno de la vida tal y como lo conocemos (su emergencia, condiciones de desarrollo, adaptabilidad -extremofilia-, etc.), también involucra la búsqueda de vida fuera de la Tierra (exobiología) y sus derivaciones, como son la exploración espacial o la planetología.

Algunas de las cuestiones que trata de responder la astrobiología son las siguientes: -¿Qué es la vida? -¿Cómo surgió la vida en la Tierra? -¿Cómo evoluciona y se desarrolla?¿Hay vida en otros lugares del Universo?¿Cuál es el futuro de la vida en la Tierra y en otros lugares?

EXOPLANETASLos exoplanetas son aquellos planetas que orbitan una estrella diferente al Sol, que dicho ahora parece algo habitual, aunque hasta la década de los 90 no se tuvo noticias de ninguno. La búsqueda de exoplanetas ha sido increíble desde entonces, y cada año se descubren más. Tanto es así que en la actualidad hay unos 400 exoplanetas descubiertos.

Historia Aleksander Wolszczan y Dale Frail,astrónomo polaco y anunció en 1992 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 formaron de los restos de la explosión de supernova que produjo el púlsar.Hasta entonces o bien se desconocía lo que se estaba observando o bien el desarrollo tecnológico y/o técnicas disponibles eran insuficientes.Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal(región del diagrama de Hertzsprung Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas) fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición 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 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.En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas, así como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero descubierto hasta la fecha:Gliese 876 d). Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot,y la misión norteamericana Kepler, ambas utilizando el sistema de tránsitos. La ambiciosa misión Darwin/TPF, prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

¿En qué nos ayuda la física?La física estelar constituye una valiosa herramienta para descartar algunos tipos de estrellas y seleccionar otras:

---Las estrellas masivas queman su combustible a toda prisa,y al agotarse, estallan de tal forma que en el momento de la explosión su brillo es equiparable al de toda la galaxia en la que se encuentran.Sin duda, las estrellas masivas son imprescindibles para la vida, al fin y al cabo, todo el hierro del Universo,incluyendo el que forma parte de nuestro organismo, se creó a partir del hidrógeno durante la evolución de una estrella de gran masa. A pesar de todo,se cree que estas estrellas no dan opción a que se forme un sistema planetario a su alrededor, y mucho menos vida:su elevada temperatura y la emisión de radiación ultravioleta lo impiden.---Las estrellas menos masivas(estrellas más frías)tienen una vida suficientemente larga para que que se pueda formar un sistema planetario y en alguno de ellos se origine vida, con la restricción de que cuanto mayor sea la masa, menos tiempo tendrá la vida para llegar a la inteligencia.Retrospectivamente,emiten muy poca energía en el espectro visible debido a su baja temperatura superficial.Los planetas de estas estrellas deberían estar muy cerca de ellas para resultar apropiados para la vida a no ser que existan organismos capaces de vivir en condiciones de frío extremo.Estamos interesados, por lo tanto, en estrellas que, aparte de estar cerca de nosotros, contengan planetas que se encuentren en la llamada ZONA HABITABLE.

La "zona habitable" denota la región alrededor de la estrella donde podríamos en un principio encontrar agua líquida, esto es, a una temperatura entre 0 y 100 ºC, con una atmósfera ligada gravitatoriamente.La figura muestra la "zona habitable" en un gráfico de masas estelares(masas solares).Alrededor de masas más masivas, esta región sufre considerables dilataciones.

• Pero volviendo a las características que hay que analizar en un planeta para averiguar si es candidato a albergar vida o no, no solamente debemos fijarnos en el área marcada por la zona de habitabilidad. También hay otras características que han de estar presentes tanto en el planeta como en la estrella. Entre ellas tenemos como patrones a seguir(entender que puede que hayan seres extremófilos capaces de vivir en condiciones extremas insospechadas:- La temperatura superficial de la estrella debe oscilar entre los 4.000 y 7.000 Kelvin. Nuestro Sol se encuentra justo en la mitad de estos valores.- La radiación ultravioleta que emiten estas estrellas no debe superar ciertos valores para así no destruir la atmósfera del planeta.- El planeta no debe mostrar siempre la misma cara a la estrella, fenómeno que se denomina acoplamiento de marea. Así las temperaturas no serán extremas en las superficies expuestas y ocultas a su sol.- La estrella no sufrirá variaciones importantes en cuanto a tamaño o brillo.- Las estrellas ricas en metales son las más propensas a poseer sistemas planetarios.- Los planetas deben tener una masa suficiente para poder conservar su atmósfera.- La excentricidad orbital del planeta no debe de ser muy grande y sus variaciones estacionales deben ser moderadas.- La vecindad galáctica debe ser la adecuada: no tener cerca fuentes de rayos gamma, agujeros negros, etc.

• Las dificultades de observar planetas fuera del Sistema Solar provienen de tres hechos básicos:

---Los planetas no producen nada de luz propia, salvo en su juventud. ---Están a una distancia enorme de nosotros. ---Están perdidos en el cegador resplandor de sus estrellas centrales.

Métodos para detectar Planetas Extrasolares

En los últimos años se han descubierto cientos de planetas orbitando otras estrellas, son los llamados exoplanetas o planetas extrasolares. Casi ninguna de estas detecciones ha sido de forma directa, es decir a través de una imagen en un telescopio. Cazar planetas alrededor de otras estrellas es bastante difícil y para ello se utilizan principalmente métodos indirectos.

Repasemos los métodos para la detección de planetas extrasolares.

1. El método astrométrico

La astrometría es el método más antiguo para detectar planetas extrasolares. El método astrométrico consiste en medir la posición de una estrella en el cielo y observar cómo cambia a través del tiempo. Si la estrella tiene un planeta entonces éste producirá una oscilación en su línea de movimiento.Esto es debido a que la estrella y el planeta se atraen mutuamente con sus fuerzas gravitatorias y giran en torno a un centro de masas común llamado baricentro. La estrella es mucho más masiva que el planeta, por lo que describe una órbita en torno al baricentro mucho más pequeña.Esperaríamos que el movimiento propio de una estrella visto desde la tierra fuera una línea recta, pero en el caso de tener un planeta con una masa suficiente produciría un efecto combinado entre movimiento propio de la estrella y el giro alrededor de este baricentro de la estrella. Con lo cual la línea no sería completamente recta sino con suaves oscilaciones periódicas a uno y otro lado.

Desplazamiento astrométrico del Sol debido a Júpiter tal como se observaría a una distancia de 10 pársecs, unos 33 años-luz.

Durante las décadas de los 50 y 60, se anunciaron descubrimientos de planetas alrededor de más de 10 estrellas utilizando este método. Sin embargo, los astrónomos han revisado posteriormente sus observaciones, y la mayoría de estos descubrimientos han resultado erróneos. Realmente para detectar una oscilación en el movimiento de una estrella debida a un planeta en sus inmediaciones, son necesarias medidas muy precisas que resultan un auténtico desafío incluso para los más potentes telescopios ubicados en nuestro planeta.

Actualmente resulta un método poco utilizado para la detección de exoplanetas, sin embargo desde el espacio y con instrumentación adecuada puede dar muy buenos resultados.A pesar de que estas variaciones son muy pequeñas, la astrometría permitió

encontrar un planeta extrasolar en 2009, denominado VB 10b. Por ello, la Nasa tiene su agenda futura la misión SIM (Space Interferometry Mission)que se trata de un interferómetro espacial que podría detectar gran número de estos planetas de forma astrométrica. La misión SIM está programada para 2014.

Una ventaja potencial del método astrométrico es que es más sensible en a los planetas con grandes órbitas. Esto no hace complementario a otros métodos que son más sensibles a planetas con pequeñas órbitas. Sin embargo se necesitan largos tiempos de observación para poder afirmar que existe un planeta alrededor de determinada estrella, puesto que los planetas normalmente tardan años y a veces décadas para describir una órbita completa alrededor de su estrella.

2. El método de la velocidad radial(oscilación Doppler)

Al igual que el método astrometrico, el método de la velocidad radial se aprovecha del hecho de que una estrella con un planeta se mueve en una órbita pequeña en respuesta a la gravedad del planeta. La estrategia consiste ahora en medir las variaciones en la velocidad relativa de la estrella con respecto a la Tierra. En otras palabras, las variaciones en la velocidad radial de la estrella con respecto a nuestro planeta. La velocidad radial puede ser medida a través del desplazamiento de las líneas espectrales de la estrella debida al efecto Doppler.

Esquema de como funciona el método de la velocidad radial, a través del efecto Doppler

La velocidad de la estrella alrededor del baricentro es mucho menor que la del planeta, debido a que el radio de su órbita con respecto al baricentro es mucho más pequeño. Sin embargo en los modernos espectrómetros pueden detectarse variaciones por debajo de 1 m/s de la velocidad radial.

Este método ha sido de lejos el más exitoso de entre todos los que han utilizado los astrónomos cazaplanetas. También es conocido como Espectroscopía Doppler. El método es independiente de la distancia a la que se hallen estrella y planeta, pero está técnicamente limitado puesto que se necesita captar espectros de alta precisión. Por ello generalmente se utiliza para estrellas cercanas hasta un máximo de 160 años luz de la Tierra.

El método encuentra fácilmente planetas masivos y cercanos a sus estrellas, sin embargo para detectar los que se hayan a distancias mayores es necesario muchos años de observación.

Es importante advertir que los movimientos orbitales de estrellas y planetas tienen tres dimensiones, por lo tanto los planetas con órbitas casi perpendiculares a la línea de visión desde la Tierra producen desplazamientos muy pequeños, por lo que son más difíciles de detectar que los que describen órbitas oblicuas o paralelas en torno a su estrella, visto desde la perspectiva de un observador de la tierra.

Una de las principales desventajas de este método es que solamente es posible estimar la masa mínima de un planeta. Normalmente la verdadera masa del planeta se sitúa un 20% arriba de lo abajo de este valor mínimo, pero si la órbita del planeta es casi perpendicular a la línea de visión entonces la verdadera masa será mucho mayor.

El método de la velocidad radial puede utilizarse para confirmar hallazgos de planetas que utilizan el método de tránsito. Cuando ambos métodos se usan combinadamente, entonces puede estimarse la masa real del planeta.

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.

El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masas 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.

Cuanto menor es el planeta o más lejos de la estrella orbita, menor influencia ejerce y menor es la variación de velocidad que produce.

Para poder detectar esta extremadamente pequeña variación de velocidad los investigadores han

utilizado probablemente el espectrógrafo más preciso del mundo, llamado HARPS, situado en el telescopio de 3.6metros del observatorio de la Silla, en Chile.

3.Medición de púlsares

Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación. Tras una explosión supernova(explosión estelar) 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.Se arrojan cantidades impresionantes de radiación en

concentrada en chorros. Se ha podido descubrir un pequeño número de exoplanetas alrededor de estos remanentes estelares, y ninguno de ellos es apto para la vida, debido a la enorme cantidad de radiación a la que son expuestos.

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.

4.EL MÉTODO DE TRÁNSITO

• Consiste en obserevar fotométricamente a una estrella y detectar cambios sutiles en la intensidad de luz cuando un planeta orbita delante de ella.La disminución en el flujo de la

estrella nos permite conocer parámetros orbitales y algunas otras características físicas del planeta que son inaccesibles mediante otras técnicas

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%.Cuantifiquemos la idea anterior:

• A partir de las características espectrales de la estrella anfitriona es posible suponerle un radio y una masa RE ,M E , a partir del tránsito.Suposiciones puramente geométricas nos informa de la relación:

RP/RE=1−10−m/2.50.5 ,m : variación de la magnitud medida en la curva de tránsito.

• Eclipses(incluso observados por astrónomos “aficionados”)ocurren cada 3.5 días y duran 2.5 horas.

• Primera observación en tránsito en otro sistema planetario tuvo lugar en 1999.

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.

Resaltar 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.

5.Método de microlentes gravitacionales

Una microlente gravitacional es el efecto del campo gravitatorio de una estrella, actuando con una lente y ampliando la luz de las estrella de fondo situada mucho más lejos y que que coincide exactamente con la línea de visión del observador. Éstos efectos son breves, y duran por lo general días o semanas, mientras la Tierra la estrella y la estrella de fondo permanecen alineadas, y desaparece un cuando por los movimientos relativos de los tres astros, termina el alineamiento. En los últimos 10 años han podido observarse más de 1000

eventos similares.

La estrella que está en primer plano (la que produce el efecto de microlente) tiene un planeta, entonces el campo gravitatorio del planeta se sumará al de la estrella y puede producir un efecto detectable. Ya que esto requiere un alineamiento altamente improbable, para detectar una cantidad razonable de estos efectos adicionales de microlente debidos a un planeta, es preciso realizar un seguimiento continuo de un gran

número de estrellas. Éste método es más fructífero para detectar planetas en estrellas ubicadas en regiones con multitud de estrellas de fondo, especialmente el centro galáctico.

En 1991, los astrónomos de la Universidad de Princeton Shude Mao y Bohdan Paczynski propusieron por primera vez este método para la búsqueda de planetas extraescolares. Los éxitos con este método son anteriores a 2002, cuando un grupo de astrónomos polacos durante el proyecto OGLE (Experimento de lentes ópticas gravitatorias) desarrollaron una técnica de trabajo. Durante un mes encontraron varios posibles exoplanetas, aunque las limitaciones de las observaciones no permitieron una confirmación clara. Desde entonces se ha confirmado la detección de cuatro planetas extrasolares utilizando las microlentes. Este es un método capaz de detectar planetas de masa semejante a la tierra alrededor de estrellas de la secuencia principal.

Un notable contratiempo de este método, es que el evento debido a microlentes no puede ser repetido debido a que un determinado alineamiento no se va a volver a repetir. Además, los planetas detectados tienden a estar a miles de años luz, de forma que utilizar otros métodos para continuar las observaciones es normalmente imposible. Sin embargo, si se estudian suficientes estrellas de fondo con suficiente precisión, el método debería finalmente revelar hasta qué punto son comunes los planetas tipo Tierra en la Galaxia.

Las observaciones normalmente se realizan utilizando redes de telescopios robóticos. Además del proyecto OGLE financiado por la Fundación Nacional de Ciencia de la NASA, el grupo de observaciones de microlentes (MOA) está trabajando para perfeccionar esta técnica.

Las gráficas ilustran cómo cambiaría el brillo de una estrella durante un evento de microlente gravitatoria.

Diagrama que permitió detectar el exoplaneta OGLE 235/MOA-35 b. La curva verde corresponde a la magnificación producida por la estrella próxima y los picos son debidos al exoplaneta que la orbita.

VENTAJAS:• Sirve para otros descubrimientos astronómicos: enanas marrones y otros astros que puedan

constituir la llamada materia oscura.• Permite detectar tanto planetas con masas mucho mayores que la de Júpiter como planetas de tipo

terrestre, completándose así las observaciones realizadas mediante efecto Doppler.• Como se realizan observaciones en tiempo real, es posible repetirlas cada pocos minutos y, a partir

de estos datos, deducir la relación entre la masa del planeta y la masa de la estrella que actúa como lente. Y después calcular la masa del planeta.

• No requiere los telescopios más grandes: método «barato» .

VARIOS INCONVENIENTES:

• Requiere observaciones de muchas estrellas durante mucho tiempo seguido para obtener resultados de interés. Sólo se han confirmado el descubrimiento de 4 exoplanetas por microlentes.

• Estadística pobre debido al problema de la alineación.• Las medidas realizadas no pueden repetirse en intervalos demasiado espaciados de tiempo, pues

tanto el planeta como la estrella observada se irán moviendo, de manera que se romperá la alineación.

• Sólo se detectarán planetas situados en la zona de «microlente», que corresponde a un intervalo de distancias de su estrella madre de 1 a 4 UA aproximadamente (1 UA = 150 millones de kilómetros).

• En la actualidad destacar los proyectos OGLE(Optical Gravitational Lensing Experiments) y MOA(Microlensing Observation in Astrophysics).

---OGLE: Encontró los primeros tres planetas por esta técnica. En la actualidad detecta cerca de 500 eventos de este estilo cada año.

---MOA(derecha):localizado en Nueva Zelanda.

6.Análisis de los discos circunestelares

Los discos circunestelares son discos de polvo espacial alrededor de muchas estrellas. El polvo puede detectarse porque absorbe la luz visible de la estrella y la reemite en longitudes de onda infrarroja. Incluso si las partículas de polvo tienen una masa total mucho menor que la de la Tierra, todavía pueden tener suficiente superficie total como para superar en brillo a la estrella en luz infrarroja.

El telescopio espacial Hubble tiene la capacidad de observar discos de polvo a través de su instrumento NICMOS en el infrarrojo cercano. Ahora incluso se están tomando mejores imágenes mediante el Observatorio Espacial Infrarrojo Spitzer, que es capaz de observar longitudes de onda infrarroja en las que el Hubble no puede.

Esta representación artística ilustra una colisión masiva de objetos, quizá del tamaño de Plutón. Ambos cuerpos chocan y crean polvo que crea el anillo de la cercana estrella Vega.

Los discos de polvo han sido hallados hasta ahora alrededor de más del 15% de estrellas cercanas de tipo solar. Se cree que el polvo se genera en colisiónes entre cometas y asteroides. La presión por radiación de la estrella empuja a

las partículas de polvo hacia el espacio interestelar en un tiempo relativamente corto. Por lo tanto la detección de polvo indica nuevos aportes de polvo por nuevas colisiones, que rellenan el vacío dejado. Además nos da una fuerte evidencia indirecta de la presencia de pequeños cuerpos como cometas y asteroides que orbitan alrededor de la estrella. Por ejemplo el disco de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti nos indica que la estrella tiene una población de objetos análoga a nuestro cinturón de Kuiper, pero al menos 10 veces más densa.

De una forma más especulativa algunos aspectos que aparecen en los discos de polvo sugieren a veces la presencia de auténticos planetas. Algunos discos tienen una cavidad central, lo que significa que tienen una forma real de anillo. La cavidad central puede estar causada por un planeta que mantiene a raya el polvo dentro de su órbita. Otros discos contienen aglomeraciones que pueden estar causadas por la influencia gravitatoria de un planeta. éstas causadas. Éstos dos tipos morfológicos están presentes en el disco de polvo alrededor de épsilon Eridani pidió que sugieren la presencia de un planeta con un radio orbital de unas 40 UA (40 veces la distancia Tierra -Sol), además del planeta interior ya detectado a través del método de la velocidad radial.

MÁS METODOS

TÉCNICA DE LA POLARIMETRÍA:• Técnica que se basa en la medición de la rotación óptica producida sobre un haz de luz

polarizada al pasar por una sustancia ópticamente activa. La actividad óptica rotatoria(birrefringencia) de una sustancia, tiene su origen en la asimetría estructural de las moléculas.

• El estudio de la polarización de un planeta estelar es un método muy prometedor para la caracterización del exoplaneta.

• Idea:usando polarización,se puede ocultar la luz estelar, permitiendo una clara detección de los planetas circundantes.

• Además, el grado de polarización,P,proporciona información sobre la composición del planeta .Está determinado por:

,lr

lr

IIIIP

+−=

sean rl II , las intensidades de luz polarizada paralela y perpendicularmente al plano que contiene el centro de la estrella y el exoplaneta problema.Somos capaces de mejorar el contraste exoplaneta/estrella: El flujo y el estado de polarización de la radiación del planeta son descritos genérciamente por el vector de Stokes:

)],(),,(),,(),,([ αλαλαλαλ VUQfF =

,con α el ángulo relativo entre la estrella y el observador visto desde el centro del planeta, y λ la longitud de onda específica.Aquí Q y U describen el flujo polarizado linealmente, mientras que V, circularmente.‘ f’ alude a la intensidad total recogida.

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.

Detección visual directaDesde 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.

CONCLUSIONESLlegado a este punto cuesta no ser filosófico.

A los humanos nos ha costado miles de años explorar nuestro propio planeta y siglos en entender los planetas vecinos, pero en la actualidad descubrimos mundos nuevos cada semana.

• Hasta el momento los astrónomos han localizado más de 400 exoplanetas. Muchos son tan raros que parecen confirmar el famoso comentario:

“El Universo no sólo es más extraño de lo que suponemos, sino más extraño de lo que podemos suponer”

• Entre tanto exotismo, los científicos estamos ansiosos por encontrar un atisbo de algo más familiar: planetas que alberguen vida.

• Ahora,con los avances de la ciencia, se ha hecho evidente que la creatividad de la naturaleza es muy superior a la nuestra. Se levanta el telón para dejarnos ver innumerables mundos nuevos, con diferentes historias que contar

• Hasta ahora no se han encontrado, pero ¿quién sabe? Estamos hambrientos, la CAZA CONTINÚA!!!

REFERENCIAS

• Artículos científicos:--- The Earth as an object of Astrophysical interest in the search for extrasolar planets : M.Vázquez(Instituto de Astrofísca de Canarias), P-Montañés(Big Bear Observatory,New Jersey Institute of Technology), E.Palle(Big Bear Solar Observatory, New Jersey Insitute of Technology) ( http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=2006LNEA....2...49V&db_key=AST&page_ind=0&data_type=GIF&type=SCREEN_VIEW&classic=YES )--- http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0305/0305159v1.pdf

• En la web(entre otros):--- http://www.esa.int/esaCP/index.html --- http://planetquest.jpl.nasa.gov/

--- http://www.adsabs.harvard.edu/

--- http://www.astrosabadell.org/html/pdf/en/008_exoplanetes_2009.pdf

--- Cualquier web de agencias espaciales, grupos de astronomía,foros...