La pequeña estrella de la derecha es GL229B, la cual fue encontrada a 100 años luz orbitando alrededor de la estrella grande de la izquierda, GL229A. Es una enana marrón, levemente más masiva que Júpiter.

En los últimos años se han vivido las detecciones, a través de precisas velocidades radiales, de planetas masivos alrededor de estrellas próximas (por parte del Extrasolar Planet Search de la UC Berkeley). Adicionalmente, se descubrió una enana marrón orbitando a la estrella GL229. Estos descubrimientos han permitido entender la estructura y evolución de los planetas y sistemas planetarios. Los planetas con un radio orbital menor de 0.3 UA (El de Mercurio es de 0.4 UA) son a menudo denominados “Júpiter calientes” (Hot Jupiters). 51 Peg B, el primero de estos descubierto, es el prototipo de “Júpiter caliente”. Estos planetas están muy cerca de la estrella madre de manera que la temperatura de su superficie es bastante alta, 900 º K (627º C) o más, y pueden ser detectados por su emisión directa.

Un planeta del tamaño de Júpiter a una temperatura de 627º C es unas 10 000 veces menos luminosa que una estrella de tipo solar. Nuestro propio Júpiter, por otro lado, es millones de veces más débil que el Sol en el infrarrojo térmico, y miles de millones de veces más débil en el visible y en el infrarrojo cercano. La detección directa de un “Júpiter frío” únicamente puede hacerse desde el espacio pero la detección directa de un Júpiter caliente puede ser realizada con el Interferómetro Keck. El Interferómetro Keck tendrá la capacidad de detectar la luz irradiada desde planetas del tamaño de Júpiter con una separación de 0.15 UA a sus estrellas matrices y a una distancia de 10 parsecs, con el uso de interferometría multicolor de diferencia de fase.

El método de detección ideada para el Interferómetro Keck es un método complementario a la técnica de alta precisión de velocidad radial que primeramente fue utilizada para descubrir estos objetos. También permite, por ejemplo, determinaciones inequívocas de masa y validaciones de modelos atmosféricos. La medida es difícil debido a la debilidad relativa del planeta comparado con la estrella. No obstante, con telescopios grandes la relación señal a ruido es buena y la técnica de medida debe enfrentarse principalmente a errores sistemáticos. La técnica (en la figura inferior) explota el desplazamiento de fase dependiente de la longitud de onda en la posición de banda del sistema estrella-planeta: a mayores longitudes de onda, el centro de gravedad del sistema estrella-planeta se mueve hacia el planeta más frío. Las medidas simultáneas de la banda de interferencia en múltiples longitudes de onda mediante un sólo combinador de haz hacen que muchos de los errores sean de modo común. Las múltiples longitudes de onda son también empleadas para calibrar la turbulencia que pueda aparecer por la temperatura residual y por el vapor de agua.

Diagrama que muestra el principio de la técnica de fase diferencial. El centro de luz del sistema estrella – planeta se desplaza hacia el planeta para las longitudes de onda más largas. Ampliar Imagen