Exoplanetas
La primera detección de planetas extrasolares ampliamente aceptada fue realizada por Wolszczan en 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). Lo que es esperanzador sobre la detección es que los planetas se formaron probablemente después de la supernova que dio lugar al pulsar. Se demuestra así que la formación de planetas es algo común, y no un fenómeno raro y exclusivo del Sol.
La espectroscopia Doppler se usa para detectar el efecto de velocidad periódica del espectro estelar causado 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 33Me / sen i para un planeta a 1 UA (unidad astronómica) de distancia de una estrella con una masa solar (1 Mo) , donde i es la inclinacion del polo de la órbita con la linea de visión (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.
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 el Proyecto Space Interferometry Mission (SIM), que podría medir un ángulo tan pequeño como 2 microsegundos de arco, se podría detectar un planeta con un mínimo de masa de 6.6Me en una órbita de un año alrededor de una estrella con una masa de 1 Mo que esté situada a 10 parsecs de la Tierra (línea descendente gris para estrellas hasta 10 parsecs) y un planeta de 0.4 MJ 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 una línea 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 66Me para una estrella de una masa solar a 10 parsecs.
Las limitaciones de este método son la distancia a la estrella y las 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 período orbital. Este límite se indica con una línea vertical discontínua en azul claro en el gráfico correspondiente. 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 visión 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 órbita 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 fácilmente detectables, ya que la posibilidad de que estén adecuadamente alineados con la línea de visión de la estrella es muy pequeña.
Los planetas exteriores gigantes que producen una señal de tránsito del 1% ( 120 veces la de la Tierra, por ejemplo, un SNR >1000) pero con períodos orbitales superiores a 2 años se pueden seguir con espectroscopia Doppler en fotometría desde tierra .
Los planetas gigantes en órbitas interiores pueden detectarse también 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 :
Fotometría con Kepler, COROT y fotometría en tierra.
Espectroscopia Doppler a 3 m/s ; Planetas detectados por este método : Los primeros 49 se muestran como rombos sólidos.(Datos más recientes se pueden encontrar en Extrasolar Planets Encyclopedia) Hasta Noviembre de 2001 se han detectado unos 70.
Astrometria con SIM a 2µas y FAME a 50µas.
La Fotometría es el único método práctico para encontrar planetas similares a la Tierra en la zona continuamente habitable.
TABLA DE ESTRELLAS CON PLANETAS DESCUBIERTOS