Bienvenido a mi post, en este te enseñaré uno de los métodos de detección de exoplanetas.
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Tránsitos planetarios
El método de los tránsitos planetarios para detectar planetas extrasolares se basa en una observación de la disminución del brillo de la estrella cuando un cuerpo más oscuro (por ejemplo, un planeta) se sitúa entre la estrella y la Tierra. Un planeta extrasolar emite muy poca luz como para ser observado directamente con las técnicas e instrumentos actuales. Pero si durante su recorrido alrededor de la estrella el planeta pasa justo por delante de ella, entonces sí se puede detectar un descenso en el brillo emitido por ésta.
Este efecto sólo puede observarse si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, es decir, cuando la inclinación de la órbita vista desde la Tierra es de aproximadamente 90º.
Además, si las observaciones correspondientes a una variación en el brillo de la estrella se deben efectivamente al tránsito de un planeta por delante de ella, la disminución de brillo debe ser periódica y con un período que coincida con el período de traslación del planeta.
En noviembre de 1999 se detectó por primera vez el tránsito de un planeta extrasolar a partir del descenso en el brillo observado en la estrella HD 209458, en la constelación de Pegaso, en un sistema en el que ya se había detectado anteriormente el planeta gracias al efecto Doppler producido por las perturbaciones gravitatorias del planeta sobre la estrella. Este hecho confirma la presencia de un planeta girando en torno a dicha estrella.
Una vez localizados los planetas de esta manera, en el futuro se podrán dirigir observaciones más detalladas para obtener imágenes del planeta en el visible o en el infrarrojo.
El tiempo que dura la disminución del brillo de la estrella y la intensidad de dicha variación dependen de varios factores:
El tamaño del planeta. Un planeta mayor «quita» más luz que uno pequeño.
La velocidad del planeta. Cuanto mayor sea la velocidad orbital del planeta, menos tiempo durará la disminución observada en el brillo de la estrella. En general, un planeta tarda varias horas en realizar el tránsito completo.
En la siguiente figura se observa cómo el planeta se interpone entre la estrella y el observador a medida que describe su órbita, siempre y cuando la orientación de ésta sea la adecuada.
Una vez conocida la masa del planeta y su radio, podemos deducir su densidad.
Además, como en todas las ramas de la ciencia, la posibilidad de realizar un descubrimiento por dos vías independientes refuerza los resultados conseguidos. En este caso este método ha ayudado a confirmar la existencia de planetas girando en torno a otros soles.
Curvas de luz
La siguiente gráfica muestra la curva de luz simplificada correspondiente a un hipotético tránsito planetario. Este tipo de gráficas se ha utilizado habitualmente en astronomía, por lo que no es nuevo. Lo que sí es novedoso es su aplicación al caso de los planetas extrasolares. Como vemos en la gráfica, se observa una variación en el brillo observado de la estrella a medida que el planeta se interpone entre ella y los detectores situados en la Tierra.
Primero, el brillo observado de la estrella es constante.
Como el planeta no emite luz, cuando pasa por delante de la estrella, recibimos menos luz. Durante cierto tiempo (el tiempo que tarda el planeta en interponerse totalmente entre la Tierra y la estrella), el brillo observado de la estrella (en lenguaje técnico, su magnitud aparente), disminuye.
Luego, mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece de nuevo aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo.
Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito.
Entonces, el brillo se estabiliza de nuevo. Al final del tránsito, la estrella vuelve a mostrar el mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta.
Actualmente formo parte de un grupo de detección de exoplanetas, en el cual utilizamos este método, cuando tenga imágenes, hago un tutorial bien detallado, con los software que se utilizan
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El método de los tránsitos planetarios para detectar planetas extrasolares se basa en una observación de la disminución del brillo de la estrella cuando un cuerpo más oscuro (por ejemplo, un planeta) se sitúa entre la estrella y la Tierra. Un planeta extrasolar emite muy poca luz como para ser observado directamente con las técnicas e instrumentos actuales. Pero si durante su recorrido alrededor de la estrella el planeta pasa justo por delante de ella, entonces sí se puede detectar un descenso en el brillo emitido por ésta.
Este efecto sólo puede observarse si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, es decir, cuando la inclinación de la órbita vista desde la Tierra es de aproximadamente 90º.
Sin tránsito
En este caso, como la órbita del planeta no cruza la línea que une la estrella con la Tierra, no se observará nunca una disminución en el brillo de la estrella debido a un tránsito del planeta.
Con tránsito
Si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, disminuye la superficie de estrella que podemos ver y, como el planeta no emite luz, disminuye el brillo de la estrella.
En este caso, como la órbita del planeta no cruza la línea que une la estrella con la Tierra, no se observará nunca una disminución en el brillo de la estrella debido a un tránsito del planeta.
Con tránsito
Si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, disminuye la superficie de estrella que podemos ver y, como el planeta no emite luz, disminuye el brillo de la estrella.
Además, si las observaciones correspondientes a una variación en el brillo de la estrella se deben efectivamente al tránsito de un planeta por delante de ella, la disminución de brillo debe ser periódica y con un período que coincida con el período de traslación del planeta.
En noviembre de 1999 se detectó por primera vez el tránsito de un planeta extrasolar a partir del descenso en el brillo observado en la estrella HD 209458, en la constelación de Pegaso, en un sistema en el que ya se había detectado anteriormente el planeta gracias al efecto Doppler producido por las perturbaciones gravitatorias del planeta sobre la estrella. Este hecho confirma la presencia de un planeta girando en torno a dicha estrella.
Una vez localizados los planetas de esta manera, en el futuro se podrán dirigir observaciones más detalladas para obtener imágenes del planeta en el visible o en el infrarrojo.
El tiempo que dura la disminución del brillo de la estrella y la intensidad de dicha variación dependen de varios factores:
El tamaño del planeta. Un planeta mayor «quita» más luz que uno pequeño.
La velocidad del planeta. Cuanto mayor sea la velocidad orbital del planeta, menos tiempo durará la disminución observada en el brillo de la estrella. En general, un planeta tarda varias horas en realizar el tránsito completo.
En la siguiente figura se observa cómo el planeta se interpone entre la estrella y el observador a medida que describe su órbita, siempre y cuando la orientación de ésta sea la adecuada.
Una vez conocida la masa del planeta y su radio, podemos deducir su densidad.
Además, como en todas las ramas de la ciencia, la posibilidad de realizar un descubrimiento por dos vías independientes refuerza los resultados conseguidos. En este caso este método ha ayudado a confirmar la existencia de planetas girando en torno a otros soles.
Curvas de luz
La siguiente gráfica muestra la curva de luz simplificada correspondiente a un hipotético tránsito planetario. Este tipo de gráficas se ha utilizado habitualmente en astronomía, por lo que no es nuevo. Lo que sí es novedoso es su aplicación al caso de los planetas extrasolares. Como vemos en la gráfica, se observa una variación en el brillo observado de la estrella a medida que el planeta se interpone entre ella y los detectores situados en la Tierra.
Primero, el brillo observado de la estrella es constante.
Como el planeta no emite luz, cuando pasa por delante de la estrella, recibimos menos luz. Durante cierto tiempo (el tiempo que tarda el planeta en interponerse totalmente entre la Tierra y la estrella), el brillo observado de la estrella (en lenguaje técnico, su magnitud aparente), disminuye.
Luego, mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece de nuevo aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo.
Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito.
Entonces, el brillo se estabiliza de nuevo. Al final del tránsito, la estrella vuelve a mostrar el mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta.
Actualmente formo parte de un grupo de detección de exoplanetas, en el cual utilizamos este método, cuando tenga imágenes, hago un tutorial bien detallado, con los software que se utilizan
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