Astronomía

Detección de exoplanetas

Detección de exoplanetas


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Un método utilizado para detectar exoplanetas es buscar una ligera caída en la luminosidad de la estrella madre a medida que el planeta transita por el disco estelar. Intuitivamente, me parece que si los sistemas planetarios en nuestro vecindario galáctico están orientados al azar, tendría que haber una gran proporción de ellos en los que los tránsitos nunca pueden ocurrir desde el punto de vista de la Tierra. Quizás, sin embargo, la suposición de orientación aleatoria es incorrecta, y hay alguna alineación de los ejes de rotación de los sistemas planetarios, lo que facilitaría la detección de planetas en algún plano preferido (¿el plano galáctico?).

En presentaciones populares sobre la búsqueda de exoplanetas, nunca he visto que se aborde este tema. ¿Qué observaciones y / o suposiciones se utilizan para llegar a una estimación realista del número de exoplanetas en nuestra región de la galaxia?

(Hay preguntas relacionadas en este foro, pero no he encontrado ninguna que pregunte sobre la posible alineación de los ejes de rotación).


La suposición de orientaciones aleatorias es razonable. Una razón por la que no se detectaron exoplanetas en la década de 1980 fue la expectativa de que la mayoría de los sistemas solares serían como el nuestro, con grandes planetas a una gran distancia, lo que hacía que los tránsitos fueran raros, poco frecuentes y difíciles de detectar.

Hot Jupiters cambió eso. La mayoría de los planetas que detecta Kepler están muy cerca de su estrella anfitriona. Esto significa que no se requiere una gran coincidencia para la inclinación del eje de rotación con respecto al sistema solar. Una inclinación axial de entre 80 y 90 grados permitiría un tránsito en muchos de los sistemas descubiertos.

Esto se tiene en cuenta al estimar el número de estrellas con planetas, con la conclusión de que casi todas las estrellas similares al sol tienen sistemas planetarios. Kepler solo puede detectar una fracción de estos, pero examina tantas estrellas que ha encontrado una buena cantidad de sistemas planetarios. Pero la mayoría de las estrellas observadas no han mostrado un tránsito. Extrapolando sus descubrimientos, tenemos que concluir que la principal razón por la que no detectamos planetas alrededor de las otras estrellas se debe a la inclinación de los sistemas exoplanetarios.

Para el análisis de las probabilidades involucradas en el tránsito de exoplanetas, puede consultar Probabilidades de tránsito para estrellas con restricciones de inclinación estelar.


Por lo general, no es un problema porque la mayoría de los experimentos se refieren simplemente a encontrar exoplanetas. Rara vez se diseñan de tal manera que sea fácil estimar las estadísticas de población debido a todo tipo de sesgos que intervienen en la selección de los objetivos. Lamentablemente, la búsqueda de exoplanetas se ha convertido en un deporte donde el descubrimiento lo es todo.

Si se asume una orientación aleatoria de las órbitas (y eso es todo lo que es, una suposición), entonces la probabilidad de un tránsito se escala aproximadamente como $$ P simeq frac {R_p + R_s} {a} $$ donde $ R_p $ y $ R_s $ son el radio del planeta y la estrella caliente respectivamente y $ a $ el radio orbital del planeta (con pequeñas modificaciones para órbitas no circulares). Cuanto mayor sea, más probable es que se produzca un tránsito. Por lo tanto, es más probable que transiten los grandes exoplanetas que orbitan cerca de estrellas grandes. Entonces, en principio, este efecto puede corregirse al calcular las estadísticas y la frecuencia de los exoplanetas.

Entonces, ¿qué tan bueno es el supuesto de inclinación orbital aleatoria? Sinceramente, creo que nadie lo sabe en este momento. He trabajado sobre la posible alineación de los ejes de giro dentro de las estrellas de baja masa de los cúmulos (Jackson y Jeffries 2010) encontrando coherencia con la hipótesis aleatoria. Un trabajo más reciente que utiliza astrosismología sugiere que puede haber alineación para estrellas más masivas (Corsaro et al. 2017). Sin embargo, incluso si los ejes de giro (y, por lo tanto, presumiblemente la mayoría de las órbitas de los planetas) de las estrellas en los cúmulos se alinean, no hay una razón obvia por la que cada cúmulo deba tener el mismo vector de momento angular. , presumiblemente, forman una distribución pseudoaleatoria?

Excepto, y si las mareas galácticas o un campo magnético galáctico a gran escala jugaron un papel en la configuración de la dirección del momento angular de las nubes que formaron los cúmulos. ¿Podría ser posible que algún alineamiento persista hasta la vejez? Corsaro y col. argumentan que las interacciones dentro de un cúmulo no son suficientes para "alterar" los momentos angulares una vez finalizada la formación de estrellas. Las interacciones cercanas entre estrellas se vuelven mucho menos probables después de que emergen de un cúmulo al campo. Un intrigante trabajo de Rees & Zijlstra (2013) encontró que había evidencia de una distribución de orientación no aleatoria para las nebulosas planetarias bipolares hacia el bulbo galáctico. Esto sugirió que los momentos angulares orbitales de los sistemas binarios responsables de la forma bipolar de las nebulosas estaban orientados en el plano galáctico. El resultado es muy significativo desde el punto de vista estadístico, pero hasta donde yo sé no ha sido objeto de seguimiento a pesar de sus obvias implicaciones para las estimaciones de los rendimientos de tránsito de los estudios exoplanetarios.

Creo que habrá una respuesta mucho mejor a esta pregunta una vez que tengamos búsquedas de exoplanetas en todo el cielo de la calidad del satélite Kepler (el estudio principal de Kepler fue en una dirección particular). Debería resultar muy obvio si hay cambios en los rendimientos del planeta en función de la posición del cielo (aunque también debe controlar los tipos de estrellas que se observan) asociados con cualquier alineación a gran escala. Tal vez haya suficiente información en los campos de Kepler K2 que se toman en posiciones alrededor de la eclíptica; no he visto ningún análisis. Sin embargo, estos datos seguramente estarán disponibles con el lanzamiento del satélite TESS de cielo completo de la NASA en 2018.


El IoA está actualmente involucrado en la Encuesta de Tránsito de Próxima Generación (NGTS), que es una búsqueda terrestre de pequeños planetas alrededor de estrellas brillantes, con base en el Observatorio Paranal en el Desierto de Atacama.

Los miembros del departamento también trabajan con datos de la misión Kepler revitalizada (K2) y están desarrollando y estarán operando el Sistema de Análisis de Exoplanetas para la próxima misión ESA PLATO2.


Detección de exoplanetas - Astronomía

Esto es importante por dos razones:

  • Los profesionales pueden descubrir nuevos planetas para agregar a una lista de objetivos.
  • Los aficionados pueden hacer un seguimiento de la lista de objetivos con los datos deseados para el profesional, ya que el profesional tendrá dificultades para asegurar el tiempo del telescopio para una observación continua.

Las búsquedas organizadas como Transitsearch.org pueden proporcionar a los aficionados interesados ​​una lista de objetivos para un estudio continuo. Lo mejor de todo es que estos datos son utilizados por grupos profesionales.

El tipo de recopilación de datos más exitoso por parte del aficionado es a través del cambio fotométrico en el brillo estelar, o el método de tránsito. Solo un puñado de estrellas tendrá un cruce planetario de la superficie de la estrella; no obstante, se necesitan datos continuos de estas fuentes, lo que libera tiempo a los profesionales para concentrarse en los métodos de detección más oscuros.

Cuando un planeta pasa sobre la parte de la estrella que está frente a nosotros, la curva de luz de la estrella desciende por un tiempo. A medida que pasa el planeta, la curva de luz vuelve a la normalidad. La siguiente imagen muestra una configuración típica para que un aficionado capture imágenes del tránsito:

Es un telescopio Schmidt-Cassegrain de 8 pulgadas con una cámara CCD de 765x510 píxeles; el costo total es de aproximadamente $ 4000,00, ¡nada mal! La curva de luz de este telescopio está a continuación:

Compare eso con una curva de luz profesional:

En otras palabras, la curva es idéntica.

Un grupo de Spectrashift.com ha llevado la detección de aficionados al siguiente nivel. Utilizando especificaciones profesionales para un espectrómetro de fabricación casera conectado a un telescopio de 16 pulgadas, este grupo pudo detectar la velocidad radial de Tau Boo II, una estrella con un sistema planetario conocido.

La imagen de arriba muestra su telescopio de 16 pulgadas con cable de fibra óptica hecho a medida (a lo largo del suelo a la izquierda de la imagen). Esta fibra está conectada a un espectrómetro grande montado en una mesa usando este diseño:

Una mirada más detallada a este espectrómetro está disponible en el libro de Stephen F. Tonkin Espectroscopia práctica amateur.


¿Cómo encuentran realmente los astrónomos exoplanetas?

Hace una generación, la idea de un planeta orbitando una estrella distante todavía estaba en el ámbito de la ciencia ficción. Pero desde el descubrimiento del primer exoplaneta en 1988, hemos encontrado cientos de ellos, y los descubrimientos llegaron a un ritmo más rápido con el tiempo.

Contenido relacionado

El mes pasado, en un solo anuncio, los astrónomos de la NASA revelaron el descubrimiento de 715 planetas previamente desconocidos recopilados por el Telescopio Espacial Kepler, lo que eleva el número total de exoplanetas conocidos a 1601771. Dentro de esto hay todo tipo de exoplanetas: algunos que orbitan alrededor de dos estrellas, algunos que están llenos de agua, algunos que son aproximadamente del tamaño de la Tierra y algunos que son más del doble del tamaño de Júpiter.

Pero la gran mayoría de todos estos planetas distantes tienen una cosa en común: con algunas excepciones, están demasiado lejos para que los veamos, incluso con nuestros telescopios más potentes. Si ese es el caso, ¿cómo saben los astrónomos que están allí?

Durante las últimas décadas, los investigadores han desarrollado una variedad de técnicas para detectar los muchos planetas fuera de nuestro sistema solar, que a menudo se utilizan en combinación para confirmar el descubrimiento inicial y aprender más sobre las características del planeta. Aquí hay una explicación de los principales métodos utilizados hasta ahora.

Imagínese mirar un pequeño planeta orbitando una estrella muy, muy lejana. De vez en cuando, el planeta puede pasar entre usted y su estrella, bloqueando brevemente parte de la luz estelar. Si esta atenuación se produjo con suficiente frecuencia, es posible que pueda inferir la presencia del planeta, incluso si no puede verlo.

(Imagen a través de Wikimedia Commons / Nikola Smolenski)

Este, en esencia, es el método de tránsito para detectar exoplanetas, responsable de la mayoría de nuestros descubrimientos de exoplanetas hasta ahora. Por supuesto, para las estrellas distantes, no hay forma de que el ojo humano pueda detectar de manera confiable una atenuación en la cantidad de luz que vemos, por lo que los científicos confían en los telescopios (en particular, el telescopio espacial Kepler) y otros instrumentos para recolectar y analizar estos datos.

Por lo tanto, para un astrónomo, "ver" un exoplaneta distante a través del método de tránsito generalmente termina pareciéndose a esto:

La cantidad de luz de una estrella distante, graficada, desciende a medida que un planeta transita entre ella y nosotros. (Imagen a través de Wikimedia Commons / & # 1057 & # 1072 & # 1084 & # 1087 & # 1086 & # 1089 & # 1095 & # 1080 & # 1090 & # 1072 & # 1083)

En algunos casos, la cantidad de atenuación causada por el paso del planeta entre su estrella y nosotros también puede dar a los astrónomos una estimación aproximada del tamaño del planeta. Si conocemos el tamaño de una estrella y la distancia del planeta a ella ( este último determinado por otro método de detección, la velocidad radial, más abajo en esta lista), y observamos que el planeta bloquea un cierto porcentaje de la luz de la estrella, & # 160podemos calcular el radio del planeta basándonos únicamente en estos valores.

Sin embargo, existen desventajas en el método de tránsito. Un planeta tiene que estar alineado correctamente para pasar entre nosotros y su estrella, y cuanto más lejos orbita, menor es la posibilidad de esta alineación. Los cálculos indican que para un planeta del tamaño de la Tierra que orbita su estrella a la misma distancia que nosotros orbitamos la nuestra (alrededor de 93 millones de millas), hay solo un 0,47 por ciento de probabilidad de que esté alineado correctamente para causar cualquier atenuación.

El método también puede dar lugar a una gran cantidad de falsos positivos & # 8212 episodios de atenuación que identificamos como planetas en tránsito, pero que en última instancia son causados ​​por algo completamente diferente. Un estudio encontró que hasta el 35 por ciento de los grandes planetas en órbita cercana identificados en los datos de Kepler podrían de hecho ser inexistentes, y la atenuación se atribuye al polvo u otras sustancias situadas entre nosotros y la estrella. En la mayoría de los casos, los astrónomos intentan confirmar los planetas encontrados mediante este método con otros métodos de esta lista.

En algunos casos, un planeta que orbita alrededor de su estrella hace que la cantidad de luz que llega a la Tierra aumente, en lugar de descender. Generalmente, estos son casos en los que el planeta orbita muy de cerca, de modo que se calienta hasta el grado en que emite cantidades detectables de radiación térmica.

Aunque no podemos distinguir esta radiación de la de la propia estrella, un planeta que orbita en la alineación correcta estará expuesto a nosotros en una secuencia regular de etapas (similar a las fases de la luna), de manera regular, periódica. Los aumentos en la cantidad de luz que reciben los telescopios espaciales de estas estrellas pueden usarse para inferir la presencia de un planeta.

Similar al método de tránsito, es más fácil detectar grandes planetas orbitando cerca de sus estrellas con esta técnica. Aunque hasta ahora solo se han descubierto un puñado de planetas utilizando únicamente este método, puede terminar siendo el método más productivo a largo plazo, porque no requiere que un exoplaneta pase directamente entre nosotros y la estrella para que lo detectemos. ello, abriendo una gama mucho más amplia de posibles descubrimientos.

Velocidad radial

En la escuela primaria, se nos enseña que un sistema solar es una estrella estacionaria rodeada de planetas, asteroides y otros desechos que orbitan lentamente. La verdad, sin embargo, es un poco más complicada: debido a la atracción gravitacional de los planetas, la estrella se aleja del centro de gravedad del sistema, pero también ligeramente:

(Imagen a través de Wikimedia Commons / Zhatt)

El fenómeno es algo como esto: un planeta grande, si tiene suficiente masa, podría atraer a la estrella hacia él, haciendo que la estrella se mueva de ser el centro exacto del sistema solar lejano. Por lo tanto, los cambios periódicos, predecibles pero aún mínimos en la posición de la estrella pueden usarse para inferir la presencia de un gran planeta cerca de esa estrella.

Los astrónomos se han aprovechado de este fenómeno para detectar cientos de exoplanetas. Hasta hace poco, cuando fue superado por el tránsito, este método (llamado velocidad radial) fue el responsable de la mayoría de exoplanetas descubiertos.

Puede parecer difícil medir movimientos leves en estrellas a cientos de años luz de distancia, pero resulta que los astrónomos pueden detectar cuándo una estrella acelera hacia (o se aleja) de la Tierra a velocidades tan bajas como un metro por segundo debido al efecto & # 160Doppler . & # 160

El efecto es el fenómeno de ondas (ya sean de sonido, luz visible u otras formas de energía electromagnética) que parecen tener una frecuencia ligeramente más alta cuando el objeto que las emite se mueve hacia un observador y un poco más bajas cuando se aleja. Ha experimentado de primera mano si alguna vez ha escuchado el zumbido agudo de la sirena de una ambulancia que se acerca reemplazada por un tono ligeramente más bajo mientras se aleja.

Reemplaza la ambulancia con una estrella distante y el sonido de una sirena con la luz que emite, y ya tienes la idea. Usando espectrómetros & # 160, que miden las frecuencias particulares de la luz emitida por una estrella, los astrónomos pueden buscar cambios aparentes, lo que indica que la estrella se acerca un poco más a nosotros o se aleja un poco.

El grado de movimiento puede incluso reflejar la masa del planeta. Cuando se combina con el radio & # 160 del planeta (calculado mediante el método de tránsito), esto puede permitir a los científicos determinar la densidad del planeta y, por lo tanto, su composición (si es un gigante gaseoso o un planeta rocoso, por ejemplo). & # 160

Este método también está sujeto a limitaciones: es mucho más fácil encontrar un planeta más grande orbitando una estrella más pequeña, porque ese planeta tiene un mayor impacto en el movimiento de la estrella. Los planetas relativamente pequeños del tamaño de la Tierra probablemente serían difíciles de detectar, especialmente a distancias lejanas.

Imágenes directas

En unos pocos casos raros, los astrónomos han podido encontrar exoplanetas de la forma más sencilla posible: viéndolos.

Tres planetas masivos & # 8212 probablemente más grandes que Júpiter & # 8212 fueron fotografiados directamente orbitando la estrella HR8799 en 2010. (La estrella misma está bloqueada con un coronógrafo. (Imagen vía NASA / JPL-Caltech / Palomar Observatory)

Estos casos son tan raros por varias razones. Para poder distinguir un planeta de su estrella, necesita estar relativamente lejos de él (es fácil imaginar que Mercurio, por ejemplo, sería indistinguible del Sol desde lejos). Pero si un planeta está demasiado lejos de su estrella, no reflejará suficiente luz de la estrella para ser visible en absoluto.

Los exoplanetas que pueden ser vistos de manera más confiable por telescopios son grandes (como Júpiter) y muy calientes, por lo que emiten su propia radiación infrarroja, que puede ser detectada por telescopios y utilizada para distinguirlos de sus estrellas. Los planetas que orbitan alrededor de las enanas marrones (objetos que no están clasificados técnicamente como estrellas, porque no son lo suficientemente calientes o masivos para generar reacciones de fusión y, por lo tanto, emiten poca luz) también se pueden detectar más fácilmente.

Las imágenes directas también se han utilizado para detectar algunos planetas particularmente masivos y rebeldes, aquellos que flotan libremente a través del espacio, en lugar de orbitar una estrella.

Lente gravitacional

Todos los métodos anteriores de esta lista tienen algún sentido para un no científico en algún nivel intuitivo. La lente gravitacional, utilizada para descubrir un puñado de exoplanetas, requiere un pensamiento más abstracto.

Imagine una estrella muy lejana y otra estrella a mitad de camino entre ella y la Tierra. En raros momentos, las dos estrellas pueden casi & # 160 alinearse, casi superpuestos uno al otro en el cielo nocturno. Cuando esto sucede, la fuerza de la gravedad de la estrella más cercana actúa como una lente, magnificando la luz entrante de la estrella distante a medida que pasa cerca de ella para alcanzarnos.

Una simulación de lentes gravitacionales, que muestra la luz procedente de una galaxia distante magnificada brevemente por un agujero negro en el medio. (Imagen a través de Urbane Legend)

Si una estrella que tiene un planeta en órbita cercana sirve como lente gravitacional, el campo gravitacional de ese planeta puede agregar una contribución leve pero detectable al evento de aumento. Así, en algunos casos raros, los astrónomos han podido inferir la presencia de planetas distantes por la forma en que magnifican la luz de estrellas aún más distantes.

Un gráfico de los descubrimientos de exoplanetas por año, con el método de detección representado por el color. Verde = tránsito, azul = velocidad radial, rojo = imagen directa, naranja = lente gravitacional. (Imagen a través de Wikimedia Commons / Aldaron)

Sobre Joseph Stromberg

Joseph Stromberg fue anteriormente un reportero digital para Smithsonian.


Sobre el Instituto SETI

Fundado en 1984, el Instituto SETI es una organización multidisciplinaria de investigación y educación sin fines de lucro cuya misión es explorar, comprender y explicar el origen y la naturaleza de la vida en el universo y la evolución de la inteligencia. Nuestra investigación abarca las ciencias físicas y biológicas y aprovecha la experiencia en análisis de datos, aprendizaje automático y tecnologías avanzadas de detección de señales. El Instituto SETI es un socio de investigación distinguido para la industria, la academia y las agencias gubernamentales, incluidas la NASA y la NSF.


Detección planetaria

Los investigadores de la UWAB buscan exoplanetas con telescopios terrestres y espaciales, y han sido pioneros en nuevas técnicas para encontrar y caracterizar planetas. Estos incluyen el uso de interacciones gravitacionales entre planetas en tránsito, que se está aplicando a los datos de la NASA. Kepler misión para descubrir planetas que son solo un poco más masivos que la Tierra. Los estudiantes de la UWAB han aplicado métodos estadísticos sofisticados con modelos estelares para obtener una fotometría similar a la de Kepler con datos de la misión sucesora de menor precisión, K2. La Telescopio espacial Spitzer también ha sido utilizado por profesores y estudiantes de la UWAB para producir el primer mapa térmico infrarrojo de un exoplaneta gigante.


Atmósferas de exoplanetas detectadas desde la Tierra

Dos grupos independientes de astrónomos han detectado atmósferas de planetas alrededor de otras estrellas con telescopios terrestres.

Las observaciones anteriores de las atmósferas de los planetas extrasolares habían sido realizadas casi exclusivamente por instrumentos espaciales, como los telescopios espaciales Hubble y Spitzer, aunque otro equipo detectó el año pasado la firma del sodio en una atmósfera de exoplanetas.

Hasta la fecha, los astrónomos han detectado varios gases clave en las atmósferas de los planetas, que incluyen:

    ? un posible signo de vida, aunque el planeta donde se observó el gas estaba demasiado caliente para ser habitable. ? una molécula clave necesaria para sustentar la vida tal como la conocemos. (combinaciones de silicio y oxígeno)? componentes de la mayoría de las rocas de la Tierra, probablemente en forma de nubes de granos de polvo en exoplanetas masivos.
  • Sodio detectado en 2001, marcó la primera observación espacial de una atmósfera de exoplaneta.

La detección terrestre se está convirtiendo en una prioridad a medida que el Hubble envejece y el Spitzer se queda sin criógenos, que mantienen sus instrumentos lo suficientemente fríos como para detectar la radiación infrarroja (calor), lo que limita sus capacidades.

"Otros han intentado detectar atmósferas planetarias de la Tierra, pero sin éxito", dijo la coautora de uno de los nuevos estudios, Mercedes López-Morales de la Institución Carnegie en Washington, DC "Lo acertamos dos noches el verano pasado. "

López-Morales y su equipo observaron el planeta OGLE-TR056b, un llamado "Júpiter caliente".

Los HotJupiters son planetas gaseosos masivos que orbitan muy cerca de sus estrellas, girando alrededor de ellos en dos o tres días. Su proximidad a sus estrellas parentales indica que los planetas son lo suficientemente calientes como para emitir radiación en las longitudes de onda óptica e infrarroja cercana y que su radiación es detectable desde la Tierra.

ButOGLE-TR056b es débil, se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia y en una parte del cielo nocturno abarrotada, ubicada en la dirección del centro de nuestra galaxia desde la perspectiva de la Tierra. Así que López-Morales y sus colegas utilizaron el VeryLarge Telescope del European Southern Observatory (el 2 de julio) y el telescopio Carnegie Magellan-Baade (el 3 de agosto). Ambos telescopios están ubicados en Chile.

Solo uno de cada 3.000 fotones de la estrella proviene del planeta mismo. El resto proviene de la abrumadora luz de la estrella. Entonces, los astrónomos esperan hasta que el planeta sea eclipsado mientras orbita detrás de la estrella (desde la perspectiva de la Tierra), lo que permite separar las emisiones del planeta de las de la estrella.

"El planeta está al rojo vivo como un quemador de cocina, pero teníamos que saber con precisión cuándo iba a suceder el eclipse y medir el flujo estelar con mucha precisión para que pudiera eliminarse y revelar las termorremisiones del planeta", dijo el autor principal del estudio, David. Cantar del Institutd'Astrophysique de Paris.

El equipo tomó más de 600 imágenes de OGLE-TR056b con ambos telescopios. ¿El planeta está más caliente que cualquiera de los detectados por Spitzer hasta ahora? su atmósfera es de más de 4.400 grados Fahrenheit (2.400 grados Celsius).

Las observaciones también indicaron que el planeta tiene poca o ninguna cobertura de nubes y una atmósfera estática con poca circulación, dijo López-Morales. SPACE.comen un correo electrónico.

Su trabajo se detallará en un próximo número de la revista. Astronomía y anfísica.

En la misma edición de la revista, un equipo holandés explicará su detección de la emisión térmica en el infrarrojo cercano de otro exoplaneta denominado TrES-3b. Su atmósfera se registró en alrededor de 3000 F (1700 C).


Polarimetria

Cuando la luz es reflejada por un planeta, no es solo la longitud de onda la que se puede cambiar. Al ser una onda, cada rayo de luz oscila en una dirección particular. Se dice que los rayos de luz emitidos por una estrella no están "polarizados" porque la dirección de oscilación de cada rayo es aleatoria.

Sin embargo, cuando los rayos de luz rebotan en el planeta, las oscilaciones se fuerzan en una dirección preferida debido a la forma en que la luz interactúa con los átomos y moléculas de la atmósfera del planeta. Se dice que los rayos de luz alineados de esta manera están "polarizados".

Los dispositivos astronómicos conocidos como polarímetros son capaces de detectar solo la luz polarizada y rechazar los rayos no polarizados. Actualmente se están fabricando nuevos polarímetros de alta precisión, con la esperanza de que sean capaces de detectar los débiles haces de luz polarizada provenientes de los planetas extrasolares.


Primera detección de un exoplaneta súper terrestre y atmósfera # 8217

La impresión de este artista muestra la super-Tierra 55 Cancri e frente a su estrella madre. Utilizando observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble de la NASA / ESA y un nuevo software analítico, los científicos pudieron analizar la composición de su atmósfera. Fue la primera vez que esto fue posible para una súper Tierra. 55 Cancri e está a unos 40 años luz de distancia y orbita una estrella un poco más pequeña, más fría y menos brillante que nuestro Sol. Como el planeta está tan cerca de su estrella madre, un año dura solo 18 horas y se cree que las temperaturas en la superficie alcanzan los 2000 grados centígrados. Crédito de la imagen: ESA / Hubble, M. Kornmesser. Por primera vez, los astrónomos pudieron analizar la atmósfera de un exoplaneta de la clase conocida como super-Tierras. Utilizando datos recopilados con el telescopio espacial Hubble de la NASA / ESA y nuevas técnicas de análisis, se revela que el exoplaneta 55 Cancri e tiene una atmósfera seca sin indicios de vapor de agua. Los resultados, que se publicarán en Astrophysical Journal, indican que la atmósfera se compone principalmente de hidrógeno y helio.

El equipo internacional, dirigido por científicos del University College London (UCL), tomó observaciones del exoplaneta cercano 55 Cancri e, una supertierra con una masa de ocho masas terrestres. Se encuentra en el sistema planetario de 55 Cancri, una estrella a unos 40 años luz de la Tierra.

Utilizando observaciones realizadas con la cámara de campo amplio 3 (WFC3) a bordo del telescopio espacial Hubble de la NASA / ESA, los científicos pudieron analizar la atmósfera de este exoplaneta. Esto la convierte en la primera detección de gases en la atmósfera de una super-Tierra. Los resultados permitieron al equipo examinar la atmósfera de 55 Cancri e en detalle y revelaron la presencia de hidrógeno y helio, pero no vapor de agua. Estos resultados solo fueron posibles mediante la explotación de una técnica de procesamiento recientemente desarrollada.

& # 8220 Este es un resultado muy emocionante porque & # 8217 es la primera vez que hemos podido encontrar las huellas digitales espectrales que muestran los gases presentes en la atmósfera de una super-Tierra & # 8221, explica Angelos Tsiaras, estudiante de doctorado en UCL, quien desarrolló la técnica de análisis junto con sus colegas Ingo Waldmann y Marco Rocchetto. & # 8220Las observaciones de la atmósfera de 55 Cancri e & # 8217s sugieren que el planeta ha logrado aferrarse a una cantidad significativa de hidrógeno y helio de la nebulosa a partir de la cual se formó originalmente. & # 8221

Se cree que las super-Tierras como 55 Cancri e son el tipo de planeta más común en nuestra galaxia. Adquirieron el nombre & # 8216super-Earth & # 8217 porque tienen una masa mayor que la de la Tierra, pero aún son mucho más pequeños que los gigantes gaseosos del sistema solar. El instrumento WFC3 en el Hubble ya se ha utilizado para sondear las atmósferas de otras dos supertierras, pero no se encontraron características espectrales en esos estudios anteriores.

55 Cancri e, sin embargo, es una supertierra inusual ya que orbita muy cerca de su estrella madre. Un año en el exoplaneta dura solo 18 horas y se cree que las temperaturas en la superficie alcanzan los 2.000 grados centígrados. Debido a que el exoplaneta está orbitando su brillante estrella madre a una distancia tan pequeña, el equipo pudo utilizar nuevas técnicas de análisis para extraer información sobre el planeta, durante sus tránsitos frente a la estrella anfitriona.

Las observaciones se realizaron escaneando el WFC3 muy rápidamente a través de la estrella para crear una serie de espectros. Al combinar estas observaciones y procesarlas a través de software analítico, los investigadores pudieron recuperar el espectro de 55 Cancri e incrustado en la luz de su estrella madre.

& # 8220 Este resultado da una primera visión de la atmósfera de una super-Tierra. Ahora tenemos pistas sobre cómo es actualmente el planeta y cómo podría haberse formado y evolucionado, y esto tiene importantes implicaciones para 55 Cancri e y otras super-Tierras, & # 8221, dijo Giovanna Tinetti, también de UCL en el Reino Unido.

Curiosamente, los datos también contienen indicios de la presencia de cianuro de hidrógeno, un marcador de atmósferas ricas en carbono.

& # 8220 Esa cantidad de cianuro de hidrógeno indicaría una atmósfera con una proporción muy alta de carbono a oxígeno & # 8221, dijo Olivia Venot, KU Leuven, quien desarrolló un modelo químico atmosférico de 55 Cancri e que apoyó el análisis de las observaciones.

& # 8220Si la presencia de cianuro de hidrógeno y otras moléculas es confirmada dentro de unos años por la próxima generación de telescopios infrarrojos, apoyaría la teoría de que este planeta es realmente rico en carbono y un lugar muy exótico, & # 8221 concluye Jonathan Tennyson. , UCL. & # 8220Aunque el cianuro de hidrógeno, o ácido prúsico, es muy venenoso, ¡quizás no sea un planeta en el que me gustaría vivir! & # 8221


El nexo para la ciencia del sistema de exoplanetas (NExSS)

El estudio de exoplanetas, planetas alrededor de otras estrellas, es un campo relativamente nuevo. El descubrimiento del primer exoplaneta alrededor de una estrella como nuestro sol se realizó en 1995. Desde el lanzamiento del telescopio espacial Kepler de la NASA hace seis años, se han encontrado más de 1.000 exoplanetas, con miles de candidatos adicionales esperando ser confirmados. Los científicos están desarrollando formas de confirmar la habitabilidad de estos mundos y buscar biofirmas o signos de vida.

El programa de investigación de exoplanetas realiza investigaciones para avanzar en nuestro conocimiento y comprensión de los sistemas exoplanetarios. Sus objetivos son la detección y caracterización de exoplanetas (incluidas sus superficies, interiores y atmósferas) y sistemas exoplanetarios, incluida la determinación de sus composiciones, dinámicas, energéticas y comportamientos químicos. Este elemento del programa se comparte entre la División de Ciencias Planetarias (PSD) y la División de Astrofísica de la NASA.

El nexo para la ciencia del sistema de exoplanetas (NExSS)

En 2015, el Programa de Astrobiología de la NASA # 8217 dentro del PSD formó NExSS, una red de coordinación de investigaciones de la NASA dedicada al estudio de la habitabilidad planetaria. Los objetivos de NExSS son investigar la diversidad de exoplanetas y aprender cómo interactúan su historia, geología y clima para crear las condiciones para la vida. Los investigadores de NExSS también se esfuerzan por poner los planetas en un contexto arquitectónico, como sistemas solares construidos durante eones a través de procesos dinámicos y esculpidos por estrellas. Basándonos en nuestra comprensión de nuestro propio sistema solar y del planeta Tierra habitable, los investigadores de la red tienen como objetivo identificar dónde es más probable que ocurran nichos habitables y qué planetas tienen más probabilidades de ser habitables. Aprovechando las inversiones actuales de la NASA en investigación y misiones, NExSS acelerará el descubrimiento y caracterización de otros mundos potencialmente portadores de vida en la galaxia, utilizando un enfoque de ciencia de sistemas.

El Blog de Many Worlds narra la búsqueda de evidencia de vida más allá de la Tierra escrita por el autor y periodista Marc Kaufman. Many Worlds cuenta con el apoyo del Programa de Astrobiología # 8217s de la NASA y NExSS.

Regístrese para recibir las últimas noticias, eventos y oportunidades del Programa de Astrobiología de la NASA.


Detección de exoplanetas - Astronomía

Objetivos científicos para la obtención de imágenes directas y la espectroscopia de planetas gigantes
(2,23 MB .pdf)

Requisitos para la obtención de imágenes directas de planetas gigantes (presentado por Beth Biller)
(25,95 MB .pdf)

Desafíos en los grandes telescopios terrestres: TMT
(8.4 MB .pdf)

Science Opportunities with 1m Class Telescopes (EXO-C/S)
(1.94 MB .pdf)

Day 2: Tuesday, April 10, 2018

Tema
Altavoz

Introduction and State of the Art of Post-processing

Applying Transit Lightcurve Techniques to Direct Imaging Planet Detection
(7.27 MB .pdf)

Instrument Characterization from Telemetry Data for Post-processing
(9.22 MB .pdf)

Synergies Between Post‐processing, Wavefront Sensing and Coronagraph Design
(15.44 MB .pdf)

Day 3: Wednesday, April 11, 2018

Tema
Altavoz

Requirements for Imaging AND Spectroscopy of Habitable Earths
(60.97 MB .pdf)

Large Segmented Apertures in Space: Active vs. Passive
(16.7 MB .pdf)

Coronagraph Fabrication Technologies: Subwavelength Gratings
(9.75 MB .pdf)

Coronagraph Fabrication Technologies: Liquid Crystals
(19 MB .pdf)

Optimized Designs for Segmented Telescopes

Day 4: Thursday, April 12, 2018

Tema
Altavoz

Building the Future: in-Space Servicing & Assembly of Large Aperture Space Telescopes
(5.6 MB .pdf)


Ver el vídeo: Påvisning af protein (Diciembre 2022).