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Las perturbaciones gravitatorias de la posición de una estrella debidos a un acompañante no detectado proporcionan una firma que se puede detectar mediante astrometría de precisión. Mientras que la muy precisa astrometría de ángulo amplio sólo puede llevarse a cabo desde el espacio con misiones como la Misión de Interferometría Espacial (Space Interferometry Mission, SIM), la astrometría de ángulo reducido, con una precisión de decenas de miliarcosegundos, es posible desde la superficie terrestre con un instrumento optimizado. Utilizando los telescopios 'de balancín' ('outrigger', ver LBTI) proyectados, el interferómetro Keck podría examinar cientos de estrellas próximas, hasta 25 pársecs de distancia, en busca de la presencia de planetas.

Una búsqueda amplia proporcionaría valores estadísticamente significativos del número de planetas orbitando estrellas de distintos tipos. El interferómetro Keck complementaría a SIM en la búsqueda astrométrica de planetas: SIM proporcionará precisión ultra-alta para la detección de planetas sólo unas pocas veces la masa de la Tierra, mientras que el interferómetro Keck proporcionaría una escala de tiempo más larga para la detección de sistemas de periodo mayor. La técnica astrométrica es también complementaria al método de velocidad radial, que ha sido usado para la mayor parte de las detecciones de planetas realizadas hasta ahora. La astrometría es el método de mayor sensibilidad para detectar planetas en órbitas exteriores, más lentas, mientras que la técnica de velocidad radial tiene mayor sensibilidad en la detección de planetas en órbitas interiores, más rápidas. La técnica astrométrica es también importante porque resuelve la masa del planeta sin ambigüedad atribuible a la inclinación de la órbita.

Astrometría de ángulo reducido

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

La astrometría busca la oscilación transversal de la posición de una estrella que resulta de un planeta que orbite a su alrededor. La magnitud del desplazamiento se calcula fácilmente: Júpiter alrededor del Sol visto a 10 pársecs produciría una oscilación de 0,5 milisegundos de arco de amplitud. La figura de la derecha muestra el movimiento aparente que mostraría nuestro Sol a lo largo de los años. Este movimiento del Sol no solamente es atribuible a la atracción gravitatoria de Júpiter, sino también a la de los otros planetas masivos del Sistema Solar.

La astrometría utilizando un pequeño telescopio terrestre que mida la posición relativa de las estrellas en un campo de 0,5 grados tiene su precisión limitada a unos pocos milisegundos de arco (mas, 10^-3segs.) en una medición de 1 hora. Esta limitación se debe a las turbulencias atmosféricas, que provocan fluctuaciones de la posición de las estrellas a lo largo del tiempo. Sin embargo, si dos estrellas están suficientemente próximas en el cielo, el movimiento de ambas será casi idéntico, ya que la luz proveniente de cada una de ellas recorrerá caminos casi idénticos al atravesar la atmósfera.

La medición precisa del diferencial de líneas de retardo proporciona una medida de precisión del ángulo entre las dos estrellas, lo que permitirá a los astrónomos detectar la oscilación de la estrella en el tiempo.

Para telescopios pequeños o interferómetros de línea de base pequeña, la cantidad de movimiento inducido por la atmósfera es prácticamente independiente del tamaño del instrumento. Pero cuando el tamaño del telescopio o la longitud de la línea de base es mayor que la separación de los haces de luz en el límite superior de la troposfera (unos 10 Km. de altitud), el comportamiento cambia, y la precisión aumenta rápidamente con el tamaño del instrumento. En estas condiciones la precisión también se incrementa a medida que se reduce el tamaño del campo. Los interferómetros permiten disponer de las larguísimas líneas de base necesarias para sacar provecho de este comportamiento. El objetivo de precisión del interferómetro Keck es de 30 µas (micro-segundos de arco, 10^-6 segs.).

La astrometría con el interferómetro Keck mide la posición de la estrella objetivo respecto a una o dos estrellas de referencia. Mientras que la estrella objetivo normalmente será próxima y brillante, las estrellas de referencia serán en general lejanas y relativamente débiles. El interferómetro Keck utilizará referencia de fase, que sigue a la brillante estrella objetivo para estabilizar el interferómetro y así lograr suficiente sensibilidad para detectar las estrellas de referencia, más débiles. En la mayoría de los casos son necesarias dos estrellas de referencia para resolver ambigüedades en la firma astrométrica: con una única estrella de referencia no es posible distinguir la firma de un planeta girando alrededor de la estrella cercana próxima de la correspondiente a un objeto más masivo que gire alrededor de la estrella de referencia, más distante. Con dos estrellas de referencia, se dispone de dos mediciones, y se atribuyen a la estrella objetivo las componentes de la firma astrométrica si está presente en ambas. Para hacer posible la detección de sistemas con cualquier orientación en el cielo, el interferómetro Keck realizará medidas simultáneas con líneas de base ortogonales.