2 técnicas para la detección de planetas extrasolares
Se requieren técnicas de alta precisión para detectar planetas en órbita alrededor de otras estrellas distintas de nuestro sol.
Las estrellas varían entre 1 millón y 10 mil millones de veces más brillantes que los planetas. Los planetas están demasiado cerca y por lo tanto son insuficientement brillantes para ser detectados directamente por los instrumentos tradicionales. Esto es lo equivalente a detectar una vela a unos milímetros de un faro a una distancia de 10 kilómetros.
Las técnicas indirectas son las más utilizadas hoy en día. Consisten en detectar :
Dos técnicas indirectas complementarias
La observación de un planeta con cualquiera de estas dos técnicas permite la medición de la masa (velocidad radial) y su diámetro (tránsito), sin tratar de capturar la luz que emite. Se puede deducir la densidad del planeta, y por lo tanto la naturaleza: gaseosa (como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) o terrestre (como la Tierra, Venus, Marte y Mercurio). La densidad media de un planeta telúrico es 3 veces mayor que la densidad de los planetas gaseosos.
La estrella y el planeta giran alrededor de su centro de gravedad: la estrella parece moverse en el cielo, se aleja y aproxima al observador, en fase con la rotación del planeta.
Se percibe este movimiento en el espectro de la estrella, que periódicamente se desplaza hacia el rojo luego hacia el azul.
La amplitud de esta variación en la velocidad radial es mayor con la aumentación de la masa y de la distancia del planeta a la estrella central.
Cuando el astrónomo observa un sistema extrasolar de canto, puede discernir el paso - o el tránsito - del planeta en frente del disco de la estrella, debido a la luminosidad ligeramente atenuada.
La importancia del tránsito del planeta es mayor al aumentar el diámetro del planeta.
Es más probable observar este fenómeno en un planeta con período orbital corto o a poca distancia de su estrella.
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