Capacidades de Varios Métodos de Detección

Cronometraje de Pulsars La primera detección de planetas extrasolares ampliamente aceptada fue realizada por Wolszczan (1994). Planetas con la masa de la Tierra, e incluso más pequeños, fueron detectados orbitando pulsars midiendo la variación periódica en el tiempo de llegada de los pulsos. Los planetas detectados orbitan un pulsar, una estrella 'muerta', más que una estrella enana (en la secuencia principal). Los que es esperanzador sobre la detección es que los planetas se formaron probablemente después de la supernova que dió lugar al pulsar. Se demuestra así que la formación de planetas es algo común, y no un fenómeno raro. Los planetas-pulsar se indican en el gráfico inferior como rombos huecos. Espectroscopia Doppler La espectroscopia Doppler se usa para detectar el efecto de velocidad periódica del espectro estelar causados por un planeta gigante orbitando. (También se conoce a este método por método de velocidad radial). Desde observatorios situados en tierra, las espectroscopias pueden medir efectos Doppler mayores que 3m/seg debido al movimiento reflejo de la estrella. Esto corresponde a una masa mínima detectable de 33M_e / sin_i para un planeta a 1 UA (unidad astronómica) de distancia de una estrella con una masa solar (1 M_o) , donde i es la inclinacion del polo de la órbita con la linea de vision (LOS - Line-Of-Sight). Este método puede ser usado para estrellas en la secuencia principal del los tipos medios de F hasta M. Las estrellas más calientes y más masivas que las F medias, rotan más rápido, 'pulsan' y generalmente son más activas y tienen una estructura menos espectral, por eso resulta más difícil medir su efecto Doppler. La masa mínima detectable de un planeta se incrementa en función de la raíz cuadrada del tamaño de la órbita del planeta, como se muestra en la línea inferior (la linea roja ascendente). Los planetas ya detectados por este método se indican con rombos sólidos en la figura inferior. Observe que la masa se indica en masas terrestres,, M_e Astrometría La astrometría se utiliza para buscar la ondulación periódica que el planeta provoca en la posición de su estrella. La masa detectable mínima se vuelve más pequeña en proporción inversa a la distancia del planeta a la estrella. Para un instrumento astrométrico situado en el espacio, como proyecto Space Interferometry Mission (SIM), que podría medir un ángulo tán pequeño como 2 microsegundos de arco, se podría detectar un planeta con un mínimo de masa de 6.6M_e en una órbita de un año alrededor de una estrella con una masa de 1 M_o que este situada a 10 parsecs de la Tierra (linea descendente gris para estrellas hasta 10 parsecs) y un planeta de 0.4 M_J en una órbita de 4 años( línea azul oscura descendente para estrellas hasta 500 parsecs). La misión FAME (Full-sky Astrometric Explorer , Explorador Astrométrico de Cielo Completo) tiene una resolución angular de 50 microsegundos de arco y la masa mínima de planeta detectable para él a 10 parsecs se muestra en la linea descendente naranja. Desde tierra, el telescopio Keck se está equipando para medir ángulos tan pequeños como 20 microsegundos de arco, lo que nos lleva a una masa mínima detectable a una distancia de 1 UA de 66M_e para una estrella de una masa solar a 10 parsecs. Las limitaciones de este método son la distancia a la estrella y variaciones en la posición del centro fotómetrico debido a las manchas solares. Hay sólo 33 estrellas no binarias similares al Sol (F,G y K) en la secuencia principal a menos de 10 parsecs de la Tierra. La distancia máxima a la que se puede detectar un planeta está limitada por el tiempo necesario para observar como mínimo un periodo orbital. Este límite se indica con la línea verticañ discontínua en azul claro en el gráficos inferior. No se ha confirmado la detección de ningún planeta por este método. Fotometría La fotometría mide el oscurecimiento periódico de la estrella causado por un planeta pasando por delante de la estrella en la línea de vision del observador. La variabilidad estelar en la escala del tiempo de un tránsito limita el tamaño detectable a aproximadamente la mitad del de la Tierra para una orbita de 1 UA alrededor de una estrella de 1 Mo o planetas del tamaño de Marte en órbitas como la de Mercurio con cuatro años de observación. Los planetas del tamaño de Mercurio se podrían incluso detectar en la zona habitable de estrellas K y M. Planetas con períodos orbitales mayores que dos años no son facilmente detectables, ya que la posibilidad de que estén adecuadamente alineados con la linea de visión de la estrella es muy pequeña. En el gráfico inferior, la región blanca representa el rango completo de masas de planetas y órbitas que la Mision Kepler puede detectar. Lo planetas exteriores gigantes que producen una señal de tránsito del 1% ( 120 veces la de la Tierra , p.ej., un SNR >1000) pero con periodos orbitales superiores a 2 años se pueden seguir con espectroscopia Doppler en fotometria desde tierra (linea horizontal verde en el gráfico inferior). Los planetas gigantes en órbitas interiores pueden detectarse tambien independientemente de la alineación de la órbita, basándose en la modulación periódica de su luz reflejada. Para el 10% de ellos que tengan tránsitos, la profundidad del tránsito puede ser combinada con la masa encontrada por la datos Doppler para determinar la densidad del planeta como se ha realizado en el caso de HD209458b, y ver si esos gigantes interiores están 'inflados'. Las mediciones por astrometría y espectroscopia Doppler pueden usarse para buscar algún planeta gigante que podría encontrarse en sistemas descubiertos usando fotometría. Como la inclinación orbital debe estar cerca de 90° (sen i=1.) para causar tránsitos, hay muy poca incertidumbre en la masa de cualquier planeta gigante detectado. Límites de Deteccion para Planetas alrededor de Estrellas como el Sol Los limites de sensibilidades para una estrella como el Sol se muestran para :

Fotometría con Kepler (Zona blanca arriba y a la izquierda de las lineas azul claro), COROT (arriba e izquierda de la linea azul lavanda); y fotometría en tierra ( sobre la línea continua verde)

Espectroscopia Doppler a 3 m/s (Encima y a la izquierda de la linea roja); Planetas detectados por este método : Los primeros 49 se muestran como rombos sólidos.(Datos más recientes se pueden encontrar en Extrasolar Planets Encyclopedia) Hasta la fecha (Nov. 2001) se han detectado unos 70.

Astrometria con SIM a 2µas (Encima y a la derecha de las lineas gris y azul oscuro) y FAME a 50µas (Encima y a la derecha de la linea naranja)

Los objetos del sistema solar : Mercurio, Venus , Tierra, Marte, Jupiter, Saturno, Urano y Neptuno se muestran con puntos azules Los límites a las órbitas máximas se relacionan con la longitud del tiempo necesario para observar una o más órbitas completas para ver como el fenómeno períodico repite su firma, o con el tiempo de vida de la misión espacial La Fotometría es el único método práctico para encontrar planetas similares a la Tierra en la zona continuamente habitable. Este espácio único de búsqueda está sombreado en verde en el gráfico.