Bienvenido de nuevo a la última entrega de nuestra serie sobre métodos de búsqueda de exoplanetas. Hoy comenzamos con el método muy difícil, pero muy prometedor, conocido como Direct Imaging.
En las últimas décadas, la cantidad de planetas descubiertos más allá de nuestro Sistema Solar ha crecido a pasos agigantados. Al 4 de octubre de 2018, un total de 3.869 exoplanetas se han confirmado en 2.887 sistemas planetarios, con 638 sistemas que albergan múltiples planetas. Desafortunadamente, debido a las limitaciones con las que los astrónomos se han visto obligados a lidiar, la gran mayoría de estos han sido detectados usando métodos indirectos.
Hasta ahora, solo se han descubierto un puñado de planetas al ser fotografiados mientras orbitaban sus estrellas (también conocido como. Imágenes directas ). Si bien es un desafío en comparación con los métodos indirectos, este método es el más prometedor cuando se trata de caracterizar las atmósferas de los exoplanetas. Hasta aquí, 100 Se han confirmado planetas en 82 sistemas planetarios. utilizando este método, y se espera encontrar muchos más en un futuro próximo.
Descripción:
Como sugiere el nombre, Direct Imaging consiste en capturar imágenes de exoplanetas directamente, lo que es posible buscando la luz reflejada desde la atmósfera de un planeta en longitudes de onda infrarrojas. La razón de esto es que en las longitudes de onda infrarrojas, es probable que una estrella sea aproximadamente 1 millón de veces más brillante que un planeta que refleja la luz, en lugar de mil millones de veces (lo que suele ser el caso en las longitudes de onda visuales).
Ventajas:
Una de las ventajas más obvias de Direct Imaging es que es menos propensa a falsos positivos. Mientras que el Método de Tránsito es propenso a falsos positivos en hasta el 40% de los casos que involucran un sistema de un solo planeta (que requiere observaciones de seguimiento), los planetas detectados utilizando el Método de velocidad radial requieren confirmación (de ahí por qué generalmente se combina con el Método de tránsito ). Por el contrario, Direct Imaging permite a los astrónomos ver realmente los planetas que están buscando.
Si bien las oportunidades para usar este método son escasas, dondequiera que se puedan realizar detecciones directas, puede proporcionar a los científicos información valiosa sobre el planeta. Por ejemplo, al examinar los espectros reflejados por la atmósfera de un planeta, los astrónomos pueden obtener información vital sobre su composición. Esta información es intrínseca a la caracterización de exoplanetas y a determinar si es potencialmente habitable.
En el caso de Fomalhaut b, este método permitió a los astrónomos aprender más sobre la interacción del planeta con el disco protoplanetario de la estrella, imponer restricciones a la masa del planeta y confirmar la presencia de un sistema de anillos masivo. En el caso de HR 8799, la cantidad de radiación infrarroja reflejada desde la atmósfera de su exoplaneta (combinada con modelos de formación planetaria) proporcionó una estimación aproximada de la masa del planeta.
Direct Imaging funciona mejor para planetas que tienen órbitas amplias y son particularmente masivas (como los gigantes gaseosos). También es muy útil para detectar planetas que están colocados 'cara a cara', lo que significa que no transitan frente a la estrella en relación con el observador. Esto lo hace complementario a la velocidad radial, que es más eficaz para detectar planetas que están 'de borde', donde los planetas hacen tránsitos de su estrella.
Desventajas:
Comparado con otros métodos, Direct Imaging es bastante difícil debido al efecto de oscurecimiento que tiene la luz de una estrella. En otras palabras, es muy difícil detectar la luz reflejada en la atmósfera de un planeta cuando su estrella madre es mucho más brillante. Como resultado, las oportunidades para la obtención de imágenes directas son muy raras con la tecnología actual.
En su mayor parte, los planetas solo pueden detectarse utilizando este método cuando orbitan a grandes distancias de sus estrellas o son particularmente masivos. Esto lo hace muy limitado cuando se trata de buscar planetas terrestres (también conocidos como 'similares a la Tierra') que orbitan más cerca de sus estrellas (es decir, dentro de la zona habitable de sus estrellas). Como resultado, este método no es particularmente útil cuando se trata de buscar exoplanetas potencialmente habitables.
Ejemplos de encuestas de imágenes directas:
La primera detección de exoplanetas realizada con esta técnica se produjo en julio de 2004, cuando un grupo de astrónomos utilizó el Observatorio Europeo Austral (ESO) Matriz de telescopio muy grande (VLTA) para obtener imágenes de un planeta varias veces la masa de Júpiter en las proximidades de 2M1207, una enana marrón ubicada a unos 200 años luz de la Tierra.
Imagen de un objeto de masa planetaria en órbita alrededor de la enana marrón 2M1207, tomada por un grupo de astrónomos dirigido por Gael Chauvin en julio de 2004. Crédito: NaCo / VLT / ESO
En 2005, nuevas observaciones confirmaron la órbita de este exoplaneta alrededor de 2M1207. Sin embargo, algunos se han mantenido escépticos de que este sea el primer caso de “Direct Imaging”, ya que la baja luminosidad de la enana marrón fue lo que hizo posible la detección del planeta. Además, debido a que orbita una enana marrón, algunos han argumentado que el gigante gaseoso no es un planeta adecuado.
En septiembre de 2008, se tomó una imagen de un objeto con una separación de 330 AU alrededor de su estrella anfitriona, 1RXS J160929.1-210524, que se encuentra a 470 años luz de distancia en la constelación de Scorpius. Sin embargo, no fue hasta 2010 que se confirmó que era un planeta y un compañero de la estrella.
El 13 de noviembre de 2008, un equipo de astrónomos anunció que capturaron imágenes de un exoplaneta orbitando la estrella Fomalhaut utilizando el telescopio espacial Hubble . El descubrimiento fue posible gracias al grueso disco de gas y polvo que rodea a Fomalhaut y al borde interior afilado que sugiere que un planeta había limpiado los escombros de su camino.
Las observaciones de seguimiento con Hubble produjeron imágenes del disco, lo que permitió a los astrónomos localizar el planeta. Otro factor que contribuye es el hecho de que este planeta, que tiene el doble de la masa de Júpiter, está rodeado por un sistema de anillos que es varias veces más grueso que los anillos de Saturno, lo que hizo que el planeta brillara con bastante luz visual.
Imagen compuesta de falso color tomada por el Telescopio Espacial Hubble, que muestra el movimiento orbital del planeta Fomalhaut b. Crédito: NASA / ESA / P. Kalas (UC Berkeley y SETI Institute)
El mismo día, los astrónomos que utilizaron los telescopios de ambos Observatorio Keck y Observatorio Géminis anunció que habían captado imágenes de 3 planetas orbitando HR 8799. Estos planetas, que tienen masas 10, 10 y 7 veces la de Júpiter, fueron detectados en longitudes de onda infrarrojas. Esto se atribuyó al hecho de que HR 8799 es una estrella joven y se cree que los planetas a su alrededor aún retienen algo del calor de su formación.
En 2009, el análisis de imágenes que datan de 2003 reveló la existencia de un planeta en órbita alrededor de Beta Pictoris. En 2012, los astrónomos que utilizaron el Telescopio subaru en el Observatorio de Mauna Kea anunció la formación de imágenes de un 'Super-Júpiter' (con 12,8 masas de Júpiter) orbitando la estrella Kappa Andromedae a una distancia de aproximadamente 55 AU (casi el doble de la distancia de Neptuno al Sol).
Se han encontrado otros candidatos a lo largo de los años, pero hasta ahora, permanecen sin confirmar como planetas y podrían ser enanas marrones. En total, se han confirmado 100 exoplanetas utilizando el método de imagen directa (aproximadamente el 0,3% de todos los exoplanetas confirmados), y la gran mayoría eran gigantes gaseosos que orbitaban a grandes distancias de sus estrellas.
Sin embargo, se espera que esto cambie en un futuro cercano a medida que estén disponibles los telescopios de próxima generación y otras tecnologías. Estos incluyen telescopios terrestres equipados con óptica adaptativa, como el Telescopio de treinta metros (TMT) y el Telescopio gigante de Magallanes (GMT). También incluyen telescopios que se basan en coronógrafos (como el Telescopio espacial James Webb (JWST), donde se utiliza un dispositivo dentro del telescopio para bloquear la luz de una estrella.
Otro método que se está desarrollando se conoce como 'sombra estelar', un dispositivo que se coloca para bloquear la luz de una estrella incluso antes de que entre en un telescopio. Para un telescopio espacial que busque exoplanetas, una pantalla estelar sería una nave espacial separada, diseñada para posicionarse a la distancia y el ángulo correctos para bloquear la luz de las estrellas que los astrónomos estaban observando.
Tenemos muchos artículos interesantes sobre la caza de exoplanetas aquí en Universe Today. Aquí está ¿Qué es el método de tránsito? , ¿Qué es el método de velocidad radial? , ¿Qué es el método de microlente gravitacional? , y El universo de Kepler: más planetas en nuestra galaxia que estrellas .
Astronomy Cast también tiene algunos episodios interesantes sobre el tema. Aquí está Episodio 367: Spitzer hace exoplanetas y Episodio 512: Imágenes directas de exoplanetas .
Para obtener más información, asegúrese de visitar la página de la NASA en Exploración de exoplanetas , la página de Planetary Society en Planetas extrasolares y la NASA / Caltech Archivo de exoplanetas .
Fuentes:
