Métodos de detección de exoplanetas
Conjunto de técnicas que permiten inferir la existencia y propiedades de planetas alrededor de otras estrellas. Casi siempre se trata de detección indirecta: se observa la estrella y se infiere el planeta por su efecto sobre la luz o el movimiento estelar. La imagen directa es la excepción. Cada método tiene sesgos propios (qué tipo de planeta detecta mejor, qué arquitecturas orbitales privilegia), por lo que el catálogo del zoológico de exoplanetas refleja la combinación de métodos usados para construirlo, no una muestra imparcial.
Tránsito
El planeta pasa por delante de su estrella desde el punto de vista del observador y bloquea una fracción de su luz. La caída es pequeña, del orden del 1 % para un planeta como Júpiter frente a una estrella como el Sol y del 0.01 % para un planeta como la Tierra. Repitiendo la observación se obtiene el periodo orbital; del fondo de la curva de luz se obtiene el radio del planeta en unidades del radio estelar. Es el método responsable de la mayor parte de los exoplanetas confirmados, en particular gracias a las misiones espaciales Kepler (2009) y TESS (2018). Sus sesgos: privilegia planetas grandes con órbitas cortas y geométricamente alineadas con la línea de visión (la fracción de sistemas con tránsito visible es baja).
Velocidad radial
El planeta y la estrella orbitan el centro de masa común. La estrella, mucho más masiva, traza una órbita pequeña pero detectable como un bamboleo periódico. Ese bamboleo desplaza las líneas espectrales de la estrella por efecto Doppler (corrimiento al rojo cuando se aleja, al azul cuando se acerca). De la amplitud y el periodo del corrimiento se extrae el periodo orbital y un límite inferior a la masa del planeta (la masa real depende del ángulo orbital, que el método solo no resuelve). Fue el método del primer exoplaneta confirmado alrededor de una estrella de secuencia principal (51 Pegasi b, 1995). Sesgos: privilegia planetas masivos cercanos a su estrella.
Imagen directa
Se fotografía el planeta separado de la luz de su estrella con técnicas de coronografía o interferometría que enmascaran la estrella. Solo funciona para planetas muy luminosos en infrarrojo (es decir, jóvenes, calientes y masivos) y muy separados de su estrella. Es la única técnica que da espectros directos de la atmósfera del planeta sin pasar por la luz estelar. Pocos casos confirmados.
Espectroscopía de tránsito
Durante un tránsito, una fracción de la luz estelar atraviesa la atmósfera del planeta antes de llegar al observador. Esa luz lleva impresas las firmas espectrales de las moléculas atmosféricas. Comparando el espectro durante el tránsito con el espectro fuera del tránsito se obtienen detecciones de moléculas como vapor de agua, metano, monóxido y dióxido de carbono, sodio, potasio y candidatos a biofirmas como el sulfuro de dimetilo (DMS). Es el método que ha dado los resultados más comentados del telescopio espacial James Webb (JWST).
Otros métodos
Tres técnicas complementarias amplían el panorama. La microlente gravitatoria detecta huellas secundarias en la curva de amplificación de una estrella de fondo cuando una estrella en primer plano (con un planeta orbitándola) la cruza; es el único método sensible a planetas errantes y a planetas en órbitas amplias. La astrometría mide el bamboleo posicional de la estrella en el plano del cielo (no espectral); es sensible a planetas masivos en órbitas largas, y la misión Gaia (ESA) ha empezado a entregar resultados. La variación del tiempo de tránsito (TTV) aprovecha que en sistemas con varios planetas en tránsito las interacciones gravitatorias mutuas alteran ligeramente los tiempos esperados; permite inferir masas y la presencia de planetas no transitantes, y es la técnica que reveló las masas anómalamente bajas de los planetas Kepler-51 (súper-puffs).
Combinación de métodos
La caracterización completa de un exoplaneta suele requerir más de un método. El tránsito da el radio; la velocidad radial o la TTV dan la masa; con ambos se obtiene la densidad y, por tanto, una estimación de la composición. La espectroscopía de tránsito añade la atmósfera. La imagen directa añade el espectro térmico.
Dónde aparece en Nuevas Ciencias
- Exoplanetas: estampas y paisajes: la sección “El zoológico exoplanetario” enumera tránsito, velocidad radial e imagen directa, y describe la espectroscopía de tránsito sin nombrarla (“lo que sabemos de su atmósfera lo arrancamos a la luz que cruzó sus nubes durante segundos antes de viajar décadas hasta nosotros”).