Métodos para detectar exoplanetas

Una estrella con un planeta se moverá en su propia órbita pequeña en respuesta a la gravedad del planeta. Esto produce variaciones en la velocidad con la que la estrella se mueve hacia o desde la Tierra, es decir, las variaciones son en la velocidad radial de la estrella con respecto a la Tierra. La velocidad radial se puede deducir del desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella madre debido al efecto Doppler . ^{[ 1 ]} El método de velocidad radial mide estas variaciones para confirmar la presencia del planeta utilizando la función de masa binaria .

La velocidad de la estrella alrededor del centro de masa del sistema es mucho menor que la del planeta, debido a que el radio de su órbita alrededor del centro de masa es muy pequeño. (Por ejemplo, el Sol se mueve a unos 13  m/s debido a Júpiter, pero solo a unos 9 cm/s debido a la Tierra). Sin embargo, se pueden detectar  variaciones de velocidad de hasta 3 m/s o incluso algo menos con espectrómetros modernos , como el espectrómetro HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) en el telescopio de 3,6 metros del ESO en el Observatorio de La Silla , Chile, el espectrómetro HIRES en los telescopios Keck o EXPRES en el Telescopio Discovery de Lowell . Un método especialmente simple y económico para medir la velocidad radial es la "interferometría de dispersión externa". ^{[ 2 ]} 

Hasta alrededor de 2012, el método de velocidad radial (también conocido como espectroscopia Doppler ) era, con diferencia, la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas. (Después de 2012, el método de tránsito del telescopio espacial Kepler lo superó en número). La señal de velocidad radial es independiente de la distancia, pero requiere espectros con una alta relación señal-ruido para lograr una alta precisión, por lo que generalmente se utiliza solo para estrellas relativamente cercanas, hasta unos 160 años luz de la Tierra, para encontrar planetas de menor masa. Tampoco es posible observar simultáneamente muchas estrellas objetivo a la vez con un solo telescopio. Los planetas de masa joviana pueden detectarse alrededor de estrellas a unos pocos miles de años luz de distancia. Este método encuentra fácilmente planetas masivos que están cerca de las estrellas. Los espectrógrafos modernos también pueden detectar fácilmente planetas de masa de Júpiter que orbitan a 10 unidades astronómicas de la estrella madre, pero la detección de esos planetas requiere muchos años de observación. Actualmente, los planetas con masa similar a la de la Tierra solo son detectables en órbitas muy pequeñas alrededor de estrellas de baja masa, por ejemplo, Proxima b .

Es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa por dos razones: primero, estas estrellas se ven más afectadas por la atracción gravitatoria de los planetas. Segundo, las estrellas de baja masa en la secuencia principal suelen rotar relativamente despacio. Una rotación rápida dificulta la obtención de datos de líneas espectrales nítidos, ya que la mitad de la estrella se aleja rápidamente del punto de vista del observador mientras que la otra mitad se acerca. Detectar planetas alrededor de estrellas más masivas es más fácil si la estrella ha abandonado la secuencia principal, puesto que esto ralentiza su rotación.

A veces, la espectrografía Doppler produce señales falsas, especialmente en sistemas multiplanetarios y multiestelares. Los campos magnéticos y ciertos tipos de actividad estelar también pueden generar señales falsas. Mediante el modelado de procesos gaussianos (GP), un modelo GP puede separar las señales planetarias de la actividad estelar aprendiendo la estructura de covarianza del ruido de una estrella y usándola para determinar qué partes de las señales se explican mejor por una señal coherente y estrictamente periódica (el planeta) y qué señales se explican mejor por una señal cuasiperiódica en evolución (la estrella). ^{[ 3 ]} Cuando la estrella anfitriona tiene múltiples planetas, las señales falsas también pueden surgir por tener datos insuficientes, de modo que múltiples soluciones pueden ajustarse a los datos, ya que las estrellas generalmente no se observan de forma continua. ^{[ 4 ]} Algunas de las señales falsas pueden eliminarse analizando la estabilidad del sistema planetario, realizando análisis fotométricos de la estrella anfitriona y conociendo su período de rotación y los períodos del ciclo de actividad estelar.

Los planetas con órbitas muy inclinadas respecto a la línea de visión desde la Tierra producen oscilaciones visibles más pequeñas y, por lo tanto, son más difíciles de detectar. Una de las ventajas del método de velocidad radial es que la excentricidad de la órbita del planeta se puede medir directamente. Una de las principales desventajas del método de velocidad radial es que solo puede estimar la masa mínima de un planeta (${\displaystyle M_{\text{verdadero}}*{\sin i}\,}$La distribución posterior del ángulo de inclinación i depende de la distribución de masa real de los planetas. ^{[ 5 ]} Sin embargo, cuando hay varios planetas en el sistema que orbitan relativamente cerca unos de otros y tienen masa suficiente, el análisis de estabilidad orbital permite limitar la masa máxima de estos planetas. El método de velocidad radial puede utilizarse para confirmar los resultados obtenidos con el método de tránsito . Cuando se utilizan ambos métodos en combinación, se puede estimar la masa real del planeta.

Aunque la velocidad radial de la estrella solo proporciona la masa mínima de un planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las de la estrella, se puede determinar la velocidad radial del planeta y, por consiguiente, la inclinación de su órbita. Esto permite medir la masa real del planeta, descartar falsos positivos y obtener datos sobre su composición. El principal problema radica en que dicha detección solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si refleja o emite mucha luz. ^{[ 6 ]}

Los planetas de período corto en órbitas cercanas a sus estrellas experimentarán variaciones en la luz reflejada porque, al igual que la Luna , pasarán por fases de luna llena a luna nueva y viceversa. Además, como estos planetas reciben mucha luz estelar, se calientan, lo que hace que las emisiones térmicas sean potencialmente detectables. Dado que los telescopios no pueden distinguir el planeta de la estrella, solo ven la luz combinada, y el brillo de la estrella anfitriona parece cambiar periódicamente en cada órbita. Aunque el efecto es pequeño —la precisión fotométrica requerida es similar a la necesaria para detectar un planeta del tamaño de la Tierra en tránsito frente a una estrella de tipo solar—, estos planetas del tamaño de Júpiter con un período orbital de unos pocos días son detectables por telescopios espaciales como el Observatorio Espacial Kepler . Al igual que con el método de tránsito, es más fácil detectar planetas grandes que orbitan cerca de su estrella madre que otros planetas, ya que estos planetas captan más luz de ella. Cuando un planeta tiene un albedo alto y orbita una estrella relativamente luminosa, sus variaciones de luz son más fáciles de detectar en luz visible, mientras que los planetas más oscuros o los que orbitan estrellas de baja temperatura se detectan con mayor facilidad mediante luz infrarroja con este método. A largo plazo, este método podría descubrir la mayor cantidad de planetas que se encuentren en esa misión, ya que la variación de la luz reflejada con la fase orbital es en gran medida independiente de la inclinación orbital y no requiere que el planeta pase frente al disco de la estrella. Sin embargo, aún no puede detectar planetas con órbitas circulares frontales desde la perspectiva de la Tierra, ya que la cantidad de luz reflejada no cambia durante su órbita.

La función de fase del planeta gigante también depende de sus propiedades térmicas y de su atmósfera, si la tiene. Por lo tanto, la curva de fase puede restringir otras propiedades del planeta, como la distribución del tamaño de las partículas atmosféricas. Cuando se detecta un planeta en tránsito y se conoce su tamaño, la curva de variaciones de fase ayuda a calcular o restringir el albedo del planeta . Esto resulta más difícil con planetas muy calientes, ya que el brillo del planeta puede interferir al intentar calcular el albedo. En teoría, el albedo también puede determinarse en planetas que no transitan al observar las variaciones de luz con múltiples longitudes de onda. Esto permite a los científicos determinar el tamaño del planeta incluso si este no está transitando la estrella. ^{[ 30 ]}

La primera detección directa del espectro de luz visible reflejada por un exoplaneta se realizó en 2015 por un equipo internacional de astrónomos. Los astrónomos estudiaron la luz de 51 Pegasi b , el primer exoplaneta descubierto orbitando una estrella de la secuencia principal (una estrella similar al Sol ), utilizando el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) en el Observatorio La Silla del Observatorio Europeo Austral en Chile. ^{[ 31 ] [ 32 ]}

Tanto CoRoT ^{[ 33 ]} como Kepler ^{[ 34 ]} han medido la luz reflejada por los planetas. Sin embargo, estos planetas ya eran conocidos, ya que transitan su estrella anfitriona. Los primeros planetas descubiertos mediante este método son Kepler-70b y Kepler-70c , hallados por Kepler. ^{[ 35 ]}

Un método novedoso e independiente para detectar exoplanetas a partir de variaciones de luz utiliza la emisión relativista del flujo observado de la estrella debido a su movimiento. También se conoce como emisión Doppler o amplificación Doppler. El método fue propuesto por primera vez por Abraham Loeb y Scott Gaudi en 2003. ^{[ 36 ]} A medida que el planeta atrae a la estrella con su gravedad, la densidad de fotones y, por lo tanto, el brillo aparente de la estrella cambian desde el punto de vista del observador. Al igual que el método de velocidad radial, puede utilizarse para determinar la excentricidad orbital y la masa mínima del planeta. Con este método, es más fácil detectar planetas masivos cerca de sus estrellas, ya que estos factores aumentan el movimiento de la estrella. A diferencia del método de velocidad radial, no requiere un espectro preciso de una estrella y, por lo tanto, puede utilizarse más fácilmente para encontrar planetas alrededor de estrellas de rotación rápida y estrellas más distantes.

Una de las mayores desventajas de este método es que el efecto de variación de la luz es muy pequeño. Un planeta de masa joviana que orbita a 0,025 UA de una estrella similar al Sol es apenas detectable incluso cuando su órbita se observa de canto. Este no es un método ideal para descubrir nuevos planetas, ya que la cantidad de luz estelar emitida y reflejada por el planeta suele ser mucho mayor que las variaciones de luz debidas a la emisión relativista. Sin embargo, este método sigue siendo útil, ya que permite medir la masa del planeta sin necesidad de recopilar datos adicionales a partir de observaciones de velocidad radial.

El primer descubrimiento de un planeta utilizando este método ( Kepler-76b ) se anunció en 2013. ^{[ 37 ] [ 38 ]}

Los planetas masivos pueden causar ligeras distorsiones de marea en sus estrellas anfitrionas. Cuando una estrella tiene una forma ligeramente elipsoidal , su brillo aparente varía, dependiendo de si la parte achatada de la estrella está orientada hacia el punto de vista del observador. Al igual que con el método de emisión relativista, ayuda a determinar la masa mínima del planeta, y su sensibilidad depende de la inclinación orbital del planeta. La magnitud del efecto sobre el brillo aparente de una estrella puede ser mucho mayor que con el método de emisión relativista, pero el ciclo de cambio de brillo es el doble de rápido. Además, el planeta distorsiona más la forma de la estrella si tiene una baja relación entre el semieje mayor y el radio estelar, y la densidad de la estrella es baja. Esto hace que este método sea adecuado para detectar planetas alrededor de estrellas que han abandonado la secuencia principal, ^{[ 39 ]} como el planeta Kepler-91b . ^{[ 40 ]}

Un púlsar es una estrella de neutrones: el pequeño y ultradenso remanente de una estrella que ha explotado como una supernova . Los púlsares emiten ondas de radio con extrema regularidad a medida que giran. Debido a la regularidad de la rotación intrínseca de un púlsar, las pequeñas anomalías en la sincronización de sus pulsos de radio observados pueden utilizarse para rastrear su movimiento. Al igual que una estrella ordinaria, un púlsar se moverá en su propia órbita pequeña si tiene un planeta. Los cálculos basados ​​en las observaciones de la sincronización de los pulsos pueden revelar los parámetros de esa órbita. ^{[ 41 ]}

Este método no fue diseñado originalmente para la detección de planetas, pero su sensibilidad le permite detectar planetas mucho más pequeños que cualquier otro método, incluso con una masa inferior a una décima parte de la de la Tierra. También es capaz de detectar perturbaciones gravitacionales mutuas entre los distintos miembros de un sistema planetario, revelando así información adicional sobre dichos planetas y sus parámetros orbitales. Además, puede detectar fácilmente planetas que se encuentran relativamente lejos del púlsar.

El método de cronometraje de púlsares presenta dos inconvenientes principales: los púlsares son relativamente raros y se requieren circunstancias especiales para que se forme un planeta alrededor de uno. Por lo tanto, es improbable que se descubra un gran número de planetas de esta manera. ^{[ 42 ]} Además, es probable que la vida no sobreviva en planetas que orbitan púlsares debido a la alta intensidad de la radiación ambiental.

En 1992, Aleksander Wolszczan y Dale Frail utilizaron este método para descubrir planetas alrededor del púlsar PSR 1257+12 . ^{[ 43 ]} Su descubrimiento fue confirmado en 1994, convirtiéndose en la primera confirmación de planetas fuera del Sistema Solar . ^{[ 44 ]}

Al igual que los púlsares, algunos otros tipos de estrellas variables pulsantes son lo suficientemente regulares como para que la velocidad radial pueda determinarse puramente fotométricamente a partir del desplazamiento Doppler de la frecuencia de pulsación, sin necesidad de espectroscopia . ^{[ 45 ] [ 46 ]} Este método no es tan sensible como el método de variación de tiempo de los púlsares, debido a que la actividad periódica es más larga y menos regular. La facilidad para detectar planetas alrededor de una estrella variable depende del período de pulsación de la estrella, la regularidad de las pulsaciones, la masa del planeta y su distancia de la estrella anfitriona.

El primer éxito con este método se produjo en 2007, cuando se descubrió V391 Pegasi b alrededor de una estrella subenana pulsante. ^{[ 47 ]}

El método de variación del tiempo de tránsito considera si los tránsitos ocurren con periodicidad estricta o si existe alguna variación. Cuando se detectan varios planetas en tránsito, a menudo se pueden confirmar con este método. Esto resulta útil en sistemas planetarios alejados del Sol, donde los métodos de velocidad radial no pueden detectarlos debido a la baja relación señal-ruido. Si se ha detectado un planeta mediante el método de tránsito, las variaciones en el tiempo de tránsito proporcionan un método extremadamente sensible para detectar planetas adicionales que no transitan en el sistema, con masas comparables a la de la Tierra. Es más fácil detectar variaciones en el tiempo de tránsito si los planetas tienen órbitas relativamente cercanas y cuando al menos uno de ellos es más masivo, lo que provoca que el período orbital de un planeta menos masivo se vea más perturbado. ^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}

La principal desventaja del método de medición del tiempo de tránsito es que, por lo general, no se puede obtener mucha información sobre el planeta en sí. La variación en el tiempo de tránsito puede ayudar a determinar la masa máxima de un planeta. En la mayoría de los casos, puede confirmar si un objeto tiene masa planetaria, pero no impone límites precisos a su masa. Sin embargo, existen excepciones, ya que los planetas en los sistemas Kepler-36 y Kepler-88 orbitan lo suficientemente cerca como para determinar con precisión sus masas.

La primera detección significativa de un planeta no transitorio mediante TTV se realizó con el telescopio espacial Kepler de la NASA . El planeta transitorio Kepler-19b muestra TTV con una amplitud de cinco minutos y un período de aproximadamente 300 días, lo que indica la presencia de un segundo planeta, Kepler-19c , cuyo período es un múltiplo casi racional del período del planeta transitorio. ^{[ 51 ] [ 52 ]}

En los planetas circumbinarios , las variaciones en el tiempo de tránsito se deben principalmente al movimiento orbital de las estrellas, en lugar de a perturbaciones gravitacionales causadas por otros planetas. Estas variaciones dificultan la detección de estos planetas mediante métodos automatizados. Sin embargo, facilitan su confirmación una vez detectados.

La "variación de duración" se refiere a los cambios en la duración del tránsito. Estas variaciones pueden deberse a una exoluna , a la precesión apsidal de planetas excéntricos causada por otro planeta en el mismo sistema o a la relatividad general . ^{[ 53 ] [ 54 ]}

Cuando se descubre un planeta circumbinario mediante el método de tránsito, se puede confirmar fácilmente con el método de variación de la duración del tránsito. ^{[ 55 ]} En sistemas binarios cercanos, las estrellas alteran significativamente el movimiento de la compañera, lo que significa que cualquier planeta en tránsito presenta una variación significativa en la duración del tránsito. La primera confirmación de este tipo provino de Kepler-16b . ^{[ 55 ]}

Cuando un sistema estelar binario se alinea de tal manera que, desde la perspectiva de la Tierra, las estrellas se cruzan en sus órbitas, se denomina sistema estelar binario eclipsante. El momento de mínimo brillo, cuando la estrella con la superficie más brillante queda al menos parcialmente oculta por el disco de la otra estrella, se llama eclipse primario . Aproximadamente media órbita después, se produce el eclipse secundario, cuando la estrella con la superficie más brillante oculta parte de la otra estrella. Estos momentos de mínimo brillo, o eclipses centrales, constituyen una marca temporal en el sistema, similar a los pulsos de un púlsar (aunque en lugar de un destello, se trata de una disminución del brillo). Si existe un planeta en órbita circumbinaria alrededor de las estrellas binarias, estas se desplazarán alrededor del centro de masa del sistema binario-planetario . A medida que las estrellas del sistema binario se desplazan por el planeta, los momentos de los mínimos de brillo variarán. La periodicidad de este desplazamiento podría ser la forma más fiable de detectar planetas extrasolares alrededor de sistemas binarios cercanos. ^{[ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]} Con este método, los planetas son más fáciles de detectar si son más masivos, orbitan relativamente cerca del sistema y si las estrellas tienen masas bajas.

El método de cronometraje de eclipses permite detectar planetas más alejados de la estrella anfitriona que el método de tránsito. Sin embargo, las señales alrededor de estrellas variables cataclísmicas que sugieren la presencia de planetas tienden a coincidir con órbitas inestables. ^{[ 59 ]} En 2011, Kepler-16b se convirtió en el primer planeta en ser caracterizado definitivamente mediante variaciones de cronometraje de binarias eclipsantes. ^{[ 60 ]}

El microlente gravitacional se produce cuando el campo gravitatorio de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella distante. Este efecto solo ocurre cuando las dos estrellas están casi perfectamente alineadas. Los eventos de lente son breves, durando semanas o días, ya que tanto las dos estrellas como la Tierra se mueven una respecto a la otra. Se han observado más de mil eventos de este tipo en los últimos diez años.

Si la estrella que actúa como lente gravitacional en primer plano tiene un planeta, el campo gravitatorio de dicho planeta puede contribuir de forma detectable al efecto de lente. Dado que esto requiere una alineación muy improbable, es necesario monitorear continuamente un gran número de estrellas distantes para detectar las contribuciones de microlente planetaria a un ritmo razonable. Este método resulta más eficaz para planetas situados entre la Tierra y el centro de la galaxia, ya que el centro galáctico proporciona una gran cantidad de estrellas de fondo.

En 1991, los astrónomos Shude Mao y Bohdan Paczyński propusieron utilizar el microlente gravitacional para buscar compañeras binarias de estrellas, y su propuesta fue perfeccionada por Andy Gould y Abraham Loeb en 1992 como método para detectar exoplanetas. Los éxitos con este método se remontan a 2002, cuando un grupo de astrónomos polacos ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiak y Michał Szymański de Varsovia , y Bohdan Paczyński ) durante el proyecto OGLE ( Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas ) desarrollaron una técnica viable. Durante un mes, encontraron varios planetas posibles, aunque las limitaciones en las observaciones impidieron una confirmación clara. Desde entonces, se han detectado varios planetas extrasolares confirmados utilizando el microlente. Este fue el primer método capaz de detectar planetas con masa similar a la de la Tierra alrededor de estrellas ordinarias de la secuencia principal . ^{[ 61 ]}

A diferencia de la mayoría de los otros métodos, que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o grandes para imágenes resueltas), el método de microlente es más sensible para detectar planetas a una distancia de entre 1 y 10 unidades astronómicas de sus estrellas. ^{[ 62 ]}

Una desventaja notable del método es que el efecto de lente gravitacional no se puede repetir, ya que la alineación fortuita nunca vuelve a ocurrir. Además, los planetas detectados suelen estar a varios kiloparsecs de distancia, por lo que las observaciones de seguimiento con otros métodos suelen ser imposibles. Asimismo, la única característica física que se puede determinar mediante microlentes gravitacionales es la masa del planeta, dentro de límites poco precisos. Las propiedades orbitales también tienden a ser imprecisas, ya que la única característica orbital que se puede determinar directamente es su semieje mayor actual con respecto a la estrella madre, lo que puede resultar engañoso si el planeta sigue una órbita excéntrica. Cuando el planeta está lejos de su estrella, pasa solo una pequeña porción de su órbita en un estado detectable con este método, por lo que el período orbital del planeta no se puede determinar fácilmente. También es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa, ya que el efecto de microlente gravitacional aumenta con la relación de masa entre el planeta y la estrella.

Las principales ventajas del método de microlente gravitacional son que puede detectar planetas de baja masa (en principio, hasta la masa de Marte con futuros proyectos espaciales como el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman ); puede detectar planetas en órbitas amplias comparables a las de Saturno y Urano, cuyos períodos orbitales son demasiado largos para los métodos de velocidad radial o de tránsito; y puede detectar planetas alrededor de estrellas muy distantes. El método revela que los planetas supertierras son más comunes en la galaxia de lo que se pensaba. ^{[ 63 ]}

Las observaciones suelen realizarse mediante redes de telescopios robóticos . Además del proyecto OGLE, financiado por el Consejo Europeo de Investigación , el grupo de Observaciones de Microlentes en Astrofísica (MOA) trabaja para perfeccionar este método.

El proyecto PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet es aún más ambicioso. Permite una cobertura casi continua las 24 horas del día mediante una red mundial de telescopios, lo que brinda la oportunidad de detectar contribuciones de microlentes gravitacionales de planetas con masas tan bajas como la de la Tierra. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de baja masa en una órbita amplia, denominado OGLE-2005-BLG-390Lb . ^{[ 61 ]}

El telescopio espacial Nancy Grace Roman de la NASA , cuyo lanzamiento está previsto para 2027, incluye un estudio de planetas mediante microlentes gravitacionales como uno de sus tres proyectos principales.

Los planetas son fuentes de luz extremadamente débiles en comparación con las estrellas, y la poca luz que emiten tiende a perderse en el resplandor de su estrella madre. Por lo tanto, en general, es muy difícil detectarlos y distinguirlos directamente de su estrella anfitriona. Los planetas que orbitan lo suficientemente lejos de las estrellas como para ser resueltos reflejan muy poca luz estelar, por lo que se detectan a través de su emisión térmica . Es más fácil obtener imágenes cuando el sistema planetario está relativamente cerca del Sistema Solar y cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter ), está muy separado de su estrella madre y es caliente, de modo que emite radiación infrarroja intensa ; entonces se han tomado imágenes en el infrarrojo, donde el planeta es más brillante que en las longitudes de onda visibles. Se utilizan coronógrafos para bloquear la luz de la estrella, dejando el planeta visible. La obtención de imágenes directas de un exoplaneta similar a la Tierra requiere una estabilidad optotérmica extrema . ^{[ 64 ]} Durante la fase de acreción de la formación planetaria, el contraste estrella-planeta puede ser incluso mejor en H alfa que en el infrarrojo; actualmente se está llevando a cabo un estudio en H alfa. ^{[ 65 ]}

Las imágenes directas solo permiten obtener estimaciones aproximadas de la masa del planeta, la cual se deriva de la edad de la estrella y la temperatura del planeta. La masa puede variar considerablemente, ya que los planetas pueden formarse varios millones de años después de la formación de la estrella. Cuanto más frío sea el planeta, menor deberá ser su masa. En algunos casos, es posible establecer límites razonables para el radio de un planeta basándose en su temperatura, su brillo aparente y su distancia a la Tierra. Los espectros emitidos por los planetas no necesitan separarse de la estrella, lo que facilita la determinación de su composición química.

En ocasiones, se necesitan observaciones en múltiples longitudes de onda para descartar que el planeta sea una enana marrón . La imagen directa permite medir con precisión la órbita del planeta alrededor de la estrella. A diferencia de la mayoría de los demás métodos, la imagen directa funciona mejor con planetas que tienen órbitas frontales que con órbitas de canto, ya que un planeta en una órbita frontal es observable durante toda su órbita, mientras que los planetas con órbitas de canto son más fáciles de observar durante el período de mayor separación aparente de la estrella madre.

Los planetas detectados mediante imágenes directas se dividen actualmente en dos categorías. La primera incluye planetas que orbitan estrellas más masivas que el Sol, lo suficientemente jóvenes como para que sus discos protoplanetarios se hayan convertido en discos de escombros. La segunda categoría comprende posibles enanas marrones submarinas que orbitan estrellas muy tenues, o enanas marrones que se encuentran a una distancia de al menos 100 UA de sus estrellas madre.

Los objetos de masa planetaria que no están ligados gravitacionalmente a una estrella también se detectan mediante imágenes directas.

Primeros descubrimientos

En 2004, un grupo de astrónomos utilizó el conjunto de telescopios Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en Chile para producir una imagen de 2M1207b , un compañero de la enana marrón 2M1207. ^{[ 68 ]} Al año siguiente, se confirmó que el compañero tenía masa planetaria. ^{[ 69 ]} Se estima que el compañero es varias veces más masivo que Júpiter y que tiene un radio orbital mayor de 40 UA.

^{El 13 de noviembre de} 2008 se publicó en línea que el Telescopio Espacial Hubble parecía haber observado directamente un exoplaneta orbitando Fomalhaut , con una masa no mayor a 3 M _J. ^{[ 70 ] [ 71} ] Ambos sistemas alrededor de Fomalhaut y HR 8799 publicados ese día están rodeados por discos similares al cinturón de Kuiper . Sin embargo, estudios posteriores confirmaron que el "planeta" Fomalhaut b es en realidad una nube de escombros en expansión proveniente de una colisión de planetesimales. ^{[ 72 ]} 

El mismo día, 13 de noviembre de 2008, se publicó en línea el primer sistema multiplanetario, visto por primera vez en imágenes de octubre de 2007, utilizando telescopios tanto del Observatorio Keck como del Observatorio Gemini . Se observaron directamente tres planetas orbitando HR 8799 , cuyas masas son aproximadamente diez, diez y siete veces la de Júpiter . ^{[ 73 ] [ 74 ]}

El 21 de noviembre de 2008, tres días después de la aceptación de una carta al editor publicada en línea el 11 de diciembre de 2008, ^{[ 75 ]} se anunció que el análisis de imágenes que datan de 2003 reveló un planeta orbitando Beta Pictoris ^{[ 76 ]} con una masa de ~ 8 M _J . ^{[ 75 ]} En 2010 se confirmó que el compañero no era una alineación casual. ^{[ 77 ]} 

En 2010 se confirmó que un compañero no era una alineación casual ^{[ 78 ] [ 79 ]} que fue fotografiado por primera vez en abril de 2008 a una separación de 330 UA de la estrella 1RXS J160929.1−210524 , publicada por primera vez como detectada el 6 de noviembre de 2008 ^{[ 80 ]} y ya anunciada el 8 de septiembre de 2008. ^{[ 81 ]} Todavía no se ha confirmado si la masa del compañero está por encima o por debajo del límite de combustión de deuterio.

Otros posibles exoplanetas que han sido fotografiados directamente incluyen GQ Lupi b , DH Tauri b , AB Pictoris b , CHXR 73 b y SCR 1845 b . ^{[ 82 ]} Hasta 2006, ninguno había sido confirmado como planeta; en cambio, podrían ser pequeñas enanas marrones . ^{[ 83 ] [ 84 ]}

Instrumentos de imagen

Varios instrumentos capaces de obtener imágenes de planetas están instalados en grandes telescopios terrestres, como Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , el instrumento Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) o Palomar Project 1640. En el espacio, actualmente no existen instrumentos dedicados a la obtención de imágenes de exoplanetas. Si bien el Telescopio Espacial James Webb cuenta con algunas capacidades para obtener imágenes de exoplanetas, no ha sido diseñado ni optimizado específicamente para ese propósito. El Telescopio Espacial Nancy Grace Roman será el primer observatorio espacial en incluir un instrumento dedicado a la obtención de imágenes de exoplanetas. Este instrumento está siendo diseñado por el JPL como demostrador para un futuro gran observatorio espacial que tendrá como uno de sus principales objetivos científicos la obtención de imágenes de exoplanetas similares a la Tierra. Se han propuesto conceptos como LUVOIR o HabEx .

En 2010, un equipo del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA demostró que un coronógrafo de vórtice podría permitir que telescopios pequeños obtuvieran imágenes directas de planetas. ^{[ 86 ]} Lo hicieron obteniendo imágenes de los planetas HR 8799 previamente observados , utilizando solo una porción de 1,5 metros de ancho del Telescopio Hale .

Otro enfoque prometedor es la interferometría de anulación . ^{[ 87 ]}

También se ha propuesto que los telescopios espaciales que enfocan la luz usando placas de zona en lugar de espejos proporcionarían imágenes de mayor contraste y serían más baratos de lanzar al espacio debido a que se puede plegar la placa de zona de lámina ligera. ^{[ 88 ]} Otra posibilidad sería usar un gran ocultador en el espacio diseñado para bloquear la luz de las estrellas cercanas para observar sus planetas en órbita, como la Misión Nuevos Mundos .

Los futuros telescopios terrestres de gran tamaño también son de gran interés para la imagen directa. Actualmente, hay tres telescopios planificados. El Telescopio Gigante Magallanes (GMT) se ubicará en Chile, mientras que el Telescopio de Treinta Metros (TMT) se ubicará en la isla de Hawái; sin embargo, una serie de protestas contra el TMT intentan impedirlo. Es probable que estos telescopios realicen su primera luz a principios de la década de 2030, mientras que el tercero, el Telescopio Extremadamente Grande (ELT) del Observatorio Europeo Austral (ESO), que también se está construyendo en Chile, podría realizar su primera luz en 2028 o 2029.

La luz emitida por una estrella no está polarizada, es decir, la dirección de oscilación de la onda luminosa es aleatoria. Sin embargo, cuando la luz se refleja en la atmósfera de un planeta, las ondas luminosas interactúan con las moléculas de la atmósfera y se polarizan. ^{[ 90 ]}

Al analizar la polarización en la luz combinada del planeta y la estrella (aproximadamente una parte en un millón), estas mediciones pueden realizarse, en principio, con una sensibilidad muy alta, ya que la polarimetría no se ve limitada por la estabilidad de la atmósfera terrestre. Otra ventaja importante es que permite determinar la composición de la atmósfera del planeta. La principal desventaja es que no permite detectar planetas sin atmósfera. Los planetas más grandes y aquellos con mayor albedo son más fáciles de detectar mediante polarimetría, ya que reflejan más luz.

Los dispositivos astronómicos utilizados para la polarimetría, llamados polarímetros, son capaces de detectar luz polarizada y rechazar haces no polarizados. Grupos como ZIMPOL/CHEOPS ^{[ 91 ]} y PlanetPol ^{[ 92 ]} están utilizando actualmente polarímetros para buscar planetas extrasolares. La primera detección exitosa de un planeta extrasolar mediante este método parece haber ocurrido en 2008, cuando HD 189733 b , un planeta descubierto tres años antes, fue detectado mediante polarimetría. ^{[ 93 ]} Sin embargo, las mediciones en luz polarizada han sido posteriormente cuestionadas por dos equipos distintos que utilizan polarímetros más sensibles, ^{[ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]} proporcionando límites superiores de la señal polarimétrica en dichos estudios. En 2021, se encontró una polarización de varias décimas de porcentaje para DH Tau b, un objeto con 11 ± 3 M _J ^{[ 97 ]} que está por encima o por debajo del límite de combustión de deuterio, lo que es improbable que sea causado por polvo interestelar. ^{[ 98 ]} Todavía no se han descubierto nuevos planetas utilizando este método.

Este método consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar cómo cambia esa posición con el tiempo. Originalmente, esto se hacía visualmente, con registros escritos a mano. A finales del siglo XIX, este método utilizaba placas fotográficas, lo que mejoró enormemente la precisión de las mediciones y creó un archivo de datos. Si una estrella tiene un planeta, la influencia gravitatoria del planeta hará que la estrella se mueva en una pequeña órbita circular o elíptica. En efecto, la estrella y el planeta orbitan cada uno alrededor de su centro de masa mutuo ( baricentro ), como explican las soluciones al problema de los dos cuerpos . Dado que la estrella es mucho más masiva, su órbita será mucho más pequeña. ^{[ 99 ]} Con frecuencia, el centro de masa mutuo se encuentra dentro del radio del cuerpo más grande. En consecuencia, es más fácil encontrar planetas alrededor de estrellas de baja masa, especialmente enanas marrones.

La astrometría es el método de búsqueda más antiguo de planetas extrasolares y fue popular originalmente por su éxito en la caracterización de sistemas estelares binarios astrométricos . Se remonta al menos a las declaraciones hechas por William Herschel a finales del siglo XVIII. Afirmó que un compañero invisible estaba afectando la posición de la estrella que catalogó como 70 Ophiuchi . El primer cálculo astrométrico formal conocido para un planeta extrasolar fue realizado por William Stephen Jacob en 1855 para esta estrella. ^{[ 100 ]} Otros repitieron cálculos similares durante otro medio siglo ^{[ 101 ]} hasta que finalmente fueron refutados a principios del siglo XX. ^{[ 102 ] [ 103 ]} Durante dos siglos circularon afirmaciones del descubrimiento de compañeros invisibles en órbita alrededor de sistemas estelares cercanos que supuestamente fueron encontrados usando este método, ^{[ 101 ]} culminando en el destacado anuncio de 1996, de múltiples planetas orbitando la estrella cercana Lalande 21185 por George Gatewood . ^{[ 104 ] [ 105 ]} Ninguna de estas afirmaciones sobrevivió al escrutinio de otros astrónomos, y la técnica cayó en descrédito. ^{[ 106 ]} Desafortunadamente, los cambios en la posición estelar son tan pequeños —y las distorsiones atmosféricas y sistemáticas tan grandes— que incluso los mejores telescopios terrestres no pueden producir mediciones suficientemente precisas. Todas las afirmaciones de un compañero planetario de menos de 0,1 masas solares, como la masa del planeta, hechas antes de 1996 usando este método son probablemente espurias. En 2002, el Telescopio Espacial Hubble sí logró usar la astrometría para caracterizar un planeta previamente descubierto alrededor de la estrella Gliese 876. ^{[ 107 ]}

Se espera que el observatorio espacial Gaia , lanzado en 2013, encuentre miles de planetas mediante astrometría, pero antes del lanzamiento de Gaia , ningún planeta detectado por astrometría había sido confirmado.SIM PlanetQuest fue un proyecto estadounidense (cancelado en 2010) que habría tenido capacidades similares a las de Gaia para la detección de exoplanetas .

Una ventaja potencial del método astrométrico es que es más sensible a planetas con órbitas grandes. ^{[ 108 ]} Esto lo hace complementario a otros métodos que son más sensibles a planetas con órbitas pequeñas. Sin embargo, se requieren tiempos de observación muy largos (años a décadas), ya que los planetas lo suficientemente lejos de su estrella para permitir la detección mediante astrometría también tardan mucho tiempo en completar sus órbitas. Los planetas que orbitan alrededor de una de las estrellas en sistemas binarios son más fáciles de detectar, ya que causan perturbaciones en las órbitas de las estrellas mismas. ^{[ 108 ]} Sin embargo, con este método, se necesitan observaciones de seguimiento para determinar alrededor de qué estrella orbita el planeta.

En 2009, se anunció el descubrimiento de VB 10b mediante astrometría. Se informó que este objeto planetario, que orbita la estrella enana roja de baja masa VB 10 , tenía una masa siete veces mayor que la de Júpiter . De confirmarse, sería el primer exoplaneta descubierto mediante astrometría, de los muchos que se han afirmado a lo largo de los años. ^{[ 109 ] [ 110 ]} Sin embargo, estudios recientes independientes de la velocidad radial descartan la existencia del supuesto planeta. ^{[ 111 ] [ 112 ]}

En 2010, se midieron astrométricamente seis estrellas binarias. Se descubrió con "alta confianza" que uno de los sistemas estelares, llamado HD 176051 , tenía un planeta. ^{[ 108 ]}

En 2018, un estudio que comparó las observaciones de la nave espacial Gaia con los datos de Hipparcos para el sistema Beta Pictoris pudo medir la masa de Beta Pictoris b, limitándola a11 ± 2 masas de Júpiter. ^{[ 113 ]} Esto concuerda bien con las estimaciones de masa anteriores de aproximadamente 13 masas de Júpiter.

En 2019, los datos de la nave espacial Gaia y su predecesora Hipparcos se complementaron con datos de HARPS, lo que permitió una mejor descripción de ε Indi Ab como el segundo exoplaneta similar a Júpiter más cercano, con una masa de 3 Júpiteres en una órbita ligeramente excéntrica con un período orbital de 45 años. ^{[ 114 ]}

A partir de 2022, especialmente gracias a Gaia, la combinación de velocidad radial y astrometría se ha utilizado para detectar y caracterizar numerosos planetas jovianos , ^{[ 115 ] [ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]} incluyendo los análogos de Júpiter más cercanos ε  Eridani b y ε Indi Ab. ^{[ 119 ] [ 114 ]} Además, la radioastrometría utilizando el VLBA se ha utilizado para descubrir planetas en órbita alrededor de TVLM 513-46546 y EQ Pegasi A. ^{[ 120 ] [ 121 ]}

En septiembre de 2020, se anunció la detección de un planeta candidato orbitando el sistema binario de rayos X de alta masa M51-ULS-1 en la Galaxia del Remolino . El planeta fue detectado mediante eclipses de la fuente de rayos X, que consiste en un remanente estelar (ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro ) y una estrella masiva, probablemente una supergigante de tipo B. Este es el único método capaz de detectar un planeta en otra galaxia. ^{[ 122 ]}

Los planetas en formación pueden detectarse por las señales que producen en sus discos protoplanetarios natales . Se pueden observar las velocidades del gas en un disco protoplanetario, y su morfología puede revelar la presencia de planetas. Los planetas perturban las velocidades del gas imprimiendo fuertes variaciones del movimiento kepleriano. ^{[ 123 ] [ 124 ]} Este método ahora se conoce como "cinemática de disco". Ejemplos notables de discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes con señales de planetas incrustados incluyen HD 97048, ^{[ 125 ]} HD 163296 ^{[ 126 ] [ 127 ]} y HD 100546. ^{[ 128 ]}

Los eventos de variabilidad no periódica, como las llamaradas, pueden producir ecos extremadamente débiles en la curva de luz si se reflejan en un exoplaneta u otro medio de dispersión en el sistema estelar. ^{[ 129 ] [ 130 ] [ 131 ] [ 132 ]} Más recientemente, motivados por los avances en las tecnologías de instrumentación y procesamiento de señales, se predice que los ecos de los exoplanetas se pueden recuperar a partir de mediciones fotométricas y espectroscópicas de alta cadencia de sistemas estelares activos, como las enanas M. ^{[ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]} Estos ecos son teóricamente observables en todas las inclinaciones orbitales.

Un conjunto de interferómetros ópticos/infrarrojos (por ejemplo, el conjunto de 16 interferómetros propuesto para el Big Fringe Telescope ^{[ 136 ]} ) no capta tanta luz como un telescopio individual de tamaño equivalente, pero tiene la resolución de un telescopio del tamaño del conjunto. Para estrellas brillantes, este poder de resolución podría utilizarse para obtener imágenes de la superficie de una estrella durante un tránsito y observar la sombra del planeta en tránsito. Esto podría proporcionar una medición directa del radio angular del planeta y, mediante paralaje , su radio real. Esto es más preciso que las estimaciones de radio basadas en fotometría de tránsito , que dependen de estimaciones del radio estelar que, a su vez, dependen de modelos de las características de la estrella. La obtención de imágenes también proporciona una determinación más precisa de la inclinación que la fotometría. ^{[ 137 ]}

Las emisiones de radio aurorales de las magnetosferas de exoplanetas podrían detectarse con radiotelescopios. La emisión podría deberse a la interacción del campo magnético del exoplaneta con un viento estelar, fuentes de plasma adyacentes (como la luna volcánica Io de Júpiter que viaja a través de su magnetosfera) o la interacción del campo magnético con el medio interestelar . Aunque se han anunciado varios descubrimientos, hasta el momento ninguno ha sido verificado. Las búsquedas más sensibles de emisiones de radio directas de campos magnéticos de exoplanetas, o de campos magnéticos de exoplanetas que interactúan con los de sus estrellas anfitrionas, se han realizado con el radiotelescopio de Arecibo . ^{[ 138 ] [ 139 ]}

Además de permitir el estudio de los campos magnéticos de los exoplanetas, las emisiones de radio pueden utilizarse para medir la velocidad de rotación interna de un exoplaneta. ^{[ 140 ]}

En marzo de 2019, los astrónomos del ESO , empleando el instrumento GRAVITY en su Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta , HR 8799 e , utilizando interferometría óptica . ^{[ 141 ]}

Al observar las fluctuaciones de un interferograma mediante un espectrómetro de transformada de Fourier, se podría obtener una mayor sensibilidad para detectar señales débiles de planetas similares a la Tierra. ^{[ 142 ]}

La identificación de cúmulos de polvo a lo largo de un disco protoplanetario demuestra una acumulación de trazas alrededor de los puntos de Lagrange . A partir de la detección de este polvo, se puede inferir que existe un planeta que ha creado dichas acumulaciones. ^{[ 143 ]}

Se espera que la Antena Espacial de Interferometría Láser (LISA), para la observación de ondas gravitacionales, detecte la presencia de planetas grandes y enanas marrones que orbitan sistemas binarios de enanas blancas. Se estima que el número de detecciones de este tipo en la Vía Láctea oscila entre 17 en un escenario pesimista y más de 2000 en un escenario optimista, e incluso podrían ser posibles detecciones extragalácticas en las Nubes de Magallanes , mucho más allá de las capacidades actuales de otros métodos de detección. ^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]}

Discos de polvo espacial ( discos de escombros ) rodean muchas estrellas. Este polvo se puede detectar porque absorbe la luz estelar ordinaria y la reemite como radiación infrarroja . Aunque las partículas de polvo tengan una masa total mucho menor que la de la Tierra, su superficie total puede ser lo suficientemente grande como para brillar más que su estrella madre en longitudes de onda infrarrojas. ^{[ 147 ]}

El Telescopio Espacial Hubble es capaz de observar discos de polvo con su instrumento NICMOS (Cámara de Infrarrojo Cercano y Espectrómetro Multiobjeto). El Telescopio Espacial Spitzer , su instrumento hermano , y el Observatorio Espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea , que puede observar en longitudes de onda infrarrojas mucho más profundas que el Hubble, han tomado imágenes aún mejores. Se han encontrado discos de polvo alrededor de más del 15 % de las estrellas cercanas similares al Sol. ^{[ 148 ]}

Se cree que el polvo se genera por colisiones entre cometas y asteroides. La presión de radiación de la estrella empuja las partículas de polvo hacia el espacio interestelar en un lapso de tiempo relativamente corto. Por lo tanto, la detección de polvo indica una continua reposición mediante nuevas colisiones y proporciona una fuerte evidencia indirecta de la presencia de cuerpos pequeños como cometas y asteroides que orbitan la estrella madre. ^{[ 148 ]} Por ejemplo, el disco de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti indica que esa estrella tiene una población de objetos análoga al Cinturón de Kuiper de nuestro Sistema Solar , pero al menos diez veces más grueso. ^{[ 147 ]}

De forma más especulativa, las características de los discos de polvo a veces sugieren la presencia de planetas de tamaño completo. Algunos discos tienen una cavidad central, lo que significa que en realidad tienen forma de anillo. La cavidad central puede ser causada por un planeta que "limpia" el polvo dentro de su órbita. Otros discos contienen cúmulos que pueden ser causados ​​por la influencia gravitacional de un planeta. Ambos tipos de características están presentes en el disco de polvo alrededor de Epsilon Eridani , lo que sugiere la presencia de un planeta con un radio orbital de alrededor de 40 UA (además del planeta interior detectado mediante el método de velocidad radial). ^{[ 149 ]} Este tipo de interacciones planeta-disco se pueden modelar numéricamente utilizando técnicas de limpieza de colisiones . ^{[ 150 ]}

El análisis espectral de las atmósferas de las enanas blancas suele revelar contaminación por elementos más pesados ​​como el magnesio y el calcio . Estos elementos no pueden provenir del núcleo estelar, y es probable que la contaminación provenga de asteroides que se acercaron demasiado (dentro del límite de Roche ) a estas estrellas debido a la interacción gravitacional con planetas más grandes y fueron desintegrados por las fuerzas de marea estelares. Hasta el 50 % de las enanas blancas jóvenes pueden estar contaminadas de esta manera. ^{[ 151 ]}

Además, el polvo responsable de la contaminación atmosférica puede detectarse mediante radiación infrarroja si existe en cantidad suficiente, de forma similar a la detección de discos de escombros alrededor de estrellas de la secuencia principal. Los datos del telescopio espacial Spitzer sugieren que entre el 1 % y el 3 % de las enanas blancas poseen polvo circunestelar detectable. ^{[ 152 ]}

En 2015, se descubrieron planetas menores transitando la enana blanca WD 1145+017 . ^{[ 153 ]} Este material orbita con un período de alrededor de 4,5 horas, y las formas de las curvas de luz del tránsito sugieren que los cuerpos más grandes se están desintegrando, contribuyendo a la contaminación en la atmósfera de la enana blanca.