Planetas Extrasolares Informe que es y cuales son los metodos para detectarlos

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Esto comenzódesde que fuerondescubiertoslosprimeros planetasfuerade nuestroSistemaSolar
en1995 este estudiose haconvertidoenunode losmás cambiantesenel mundode la
astronomía.
El conocimientoacercade estosplanetasextrasolareshaaumentadotantoenmanerade cómo se
formaron,ensu desarrolloyenlasmanerasque se han usadopara poderconocerlosy
detectarlos.
Primeramentedescribiremosque esunplaneta,estossonformacionesuobjetosque giran
alrededorde unaestrella,tal comonuestrosistemasolarloscualessonlosde nuestrointeréspor
lassimilitudesque contienenconel mismo.El cual reúne lasuficiente masaparaalcanzaruna
formacasi circularo esféricaymantenerse enórbitaalrededorde unaestrella.
En el año de 1992, losastrofísicosAleksanderWolszczanyDale Frail realizaronel descubrimiento
de tres planetasextrasolares. Estosfueronencontradosenunentornoinesperadoparaellos,
estabanorbitandoel púlsarPDR1257+12.

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En el año de 1995 oficialmente,Michael MayoryDidierQueloz,haciendoestudiosenel
Observatoriode Ginebra,lograrondetectarel primerplanetaextrasolaralrededorde unaestrella
“normal”similaral sol de secuenciaprincipal,estaeralaestrella51Pegasi.
Este planetallamado51 Pegasi b,tiene aproximadamentede lamitadde lamasa de Júpiter,
Alrededorde suestrellaentansólocuatro días terrestresunarápidavelocidadyse encuentra
ocho vecesmáscerca de laestrellaque Mercuriodel Sol.Desde 1995 estaárea de investigaciónes
muycambiante,cada día se hacen más descubrimientosasombrososylosastrónomoshan
encontrado másde 1800 planetasextrasolares utilizandodiferentes métodosparasuhallazgo.
Los exoplanetassonde granayuda ya que nosayudana resolverenigmasde lavidaque están
relacionadosconel sistemasolar,conla gran cantidadde galaxiasestrellasnoshaayudadoa
formularteoríase hipótesissobre nuestracreación yformacióndel universoconocido,noshan
servidoparaclasificarnuestragalaxiayaque esimposibleparanuestracienciapodersaliryverlaa
simple vista.
La relaciónde laformaciónde estosexoplanetasexplicaque laspartículasde polvocomienzana
colapsarpor acción de la gravedadycomienzana unirse formandogranoscadavezmayores.Si
estosdiscos puedenconlaradiaciónestelaryel impactode meteoritosse formaunplanetoide,
luegounosmillonesde añosdespués habránacumuladomasadel polvohastaformarse un
planeta.
La mayoríade losexoplanetassongaseosos,cercanosasuestrellayde gran tamaño estoshan
sufridolamigraciónorbital estabanlejosde suestrellayestoslentamentehansidoatraídospor la
mismahaciendoalgosimilaraunaespiral.
Debidoa laslimitacionesenlosmétodosde detecciónsolohansidodescubiertosplanetasgrandes
con una masa similarala de júpiteryhasta mayoresque este. Esmás difícil detectarplanetas
pequeñosporlaluzque reflejanperose haencontradosplanetasconel tamañode menorque
dos veceslamasa de la tierra,hayvariasclasesde exoplanetasalgunosardientesofríos,con
anillos ysatélitescomolalunaperosoncaracterísticasdifícilesde detectar.

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Buscar planetasextrasolaresesalgomuycomplejodebidoque losplanetasemitenpocaoninguna
luzobservable loque lohace extremadamentedifícil.
Hasta la fechase conocen6 técnicaspara su detección.
 DetecciónDirecta:
 Imagen
 DetecciónIndirecta:
 VelocidadRadial
 Astrometria
 Cronometríade Pulsares
 Tránsitos
 MicrolentesGravitacionales
La maneramás difícil de poderdetectarunplanetaextrasolaresobtenerunaimagendirecta.Esto
esdebidoa laenorme diferenciaentre laluzemitidaporlaestrellaanfitrionayladébil luzdel
planetaque sololarefleja.Parapoderobtenerunaimagen del planeta,laluzde laestrelladebe
ocultarse ocubrirse de algúnmodo para que losobservadorespuedan investigarenlazonaque es
la sombra.Un métodoes el de usar la radiacióninfrarrojaenvezde laluz visible.Laemisiónde luz
visible de unplanetadel tamañode Júpiteresunabillonésimaparte de lade su estrellacercana,
mientrasque enel infrarrojoel cambioesde sólounospocosde miles.
Otro maneraesla de bloquearfísicamente laluzde laestrellausandouncoronógrafoque cubrael
brillocentral de laestrella,dejandovisible sólolacorona,lazonaexteriordel plasmade la
atmósferade laestrella,permitiendoverlaluzde losplanetascercanos.
La imagendirectaayudamuchoya que sucalidadde imagenesaltay revelaalgunascosascomo:
la cantidadde agua enla superficie delexoplaneta,ylaspropiedadesdel entornocomoloessu
biosferaparaversimilitudesconel modeloeneste casolatierratal como la conocemos

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La mayorparte de losexoplanetashansidodescubiertospormétodosindirectosenloscualesse
lograidentificarlapresenciade estosdebidoalaestrellaanfitrionayel efectoque estoscausan
sobre la misma,comoel planetahace su órbitaalrededorde laestrellael observadorve los
cambiosenla luminosidadestoscambiosson muyimportantesparalaspersonaque realizane
estudioyaque sonlosque ayudana la detecciónporel métodoindirectode exoplanetas.
Se puede obtenerinformaciónde unaestrellamediante su espectro.Cadavezque laestrella
realizasumovimientoprovocadaporel planetaextrasolarhace que desde latierrase calcule su
velocidadradial debidoalalíneade visiónylavelocidadde lamisma.
En el espectrose observaque loscambiosde velocidadradial hace que laslíneasse desplacen
hasta longitudesde ondamásrojas cuandola mismase alejade la tierra.Y a las longitudesde
anda azulescuandoestase acerca a latierra estoesel efectodopplerel cual nosexplicael
movimientode losplanetasyestrellas.
Los cambiosenla velocidadradial de unplanetadependende sumasay la inclinaciónde laórbita
con la vistadel observador.
Este métodoha sidounode losmás exitososenlabúsquedade exoplanetasyel instrumentomás
usadoy efectivoeneste métodoesel:HARPS(Buscadorde planetasporvelocidadradial de alta
precisión,HighAccuracyRadial VelocityforPlanetarySearcher) elcual se encuentaenLa SillaChile
enel telescopioESO.

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Este métodoessimilaral de la velocidadradial,este se usaparadetectarexoplanetasatravésde
la mediciónde regulares perturbaciones enlaestrellalascualessonprovocadasporsuinvisible
acompañante.

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La estrellarealizasu órbitadependiendode lamasadel exoplanetayladistanciade estaal
exoplanetaperonodepende de lainclinación,hastaahoranose ha detectadoningúnexoplaneta
con estatécnica.
La presenciade unexoplanetaafectalaregularidaddel periodode laseñal emitidaporuna
estrella.Eneste casose usa para detectarexoplanetasorbitandocercade pulsaresestosamedida
que realizansu órbitaemitenondasde radiocreandounrayo de pulsosregulares,si un
exoplanetaafectael movimientode laestrellalaluzque se emite tambiénseráafectaday así es
como se detectaronlosprimerosplanetasextrasolares.

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Para comprenderlostránsitosse puede usareste ejemplo:cuandounplanetapasaentre latierra
y el sol se refiere atránsito,el planetaque bloqueaciertaparte de laluzsolary se crea una
disminuciónenel brillode lamisma.Estose mide confotometríala cual mide lacantidadde luz
que se reflejade loscuerposcelestes,graciasaeste métodopodemosestudiarlacomposiciónde
la atmosferade unexoplanetaesdecirque cuandoel exoplanetapase delantede su estrellalaluz
de esta mismapasaray penetrarala atmosferadel exoplanetaenlacual se absorberán ciertos
elementos.Comparandoconel antesydespuésde losdatosdel espectrode laestrella se puede
deducirlacomposiciónquímicade laatmosferadel exoplaneta.

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El experimentoOGLE(Experimentode lentesópticasgravitacionales,Optical Gravitational Lensing
Experiment),ubicadoenLasCampanas,Chile,se utilizóparaencontrarel primerplanetahaciendo
fotometríadel tránsito(llamadoOGLE-TR-54).Últimamente,satélitesespacialescomoCOROTy
Keplerhanencontradonumerososplanetasentránsito.
Debidoa estose ha hecho más precisaslasbúsquedasde planetasextrasolares yaque conla
técnicade velocidadradial másfotometríay tránsitosse pueden determinarlamasa,suradio y
densidaddel planetaestudiado.
Un gran objetoysugravedadcurvan la luzque viene de objetosdistantesylaamplificaestoes
como unalente de aumento,laluzque proviene de objetosmuylejanosse curvalapasar cerca de
objetos cercanosalineadosconlafuente de luz máslarga.En este efectoque afectalaradiación
del objeto máslejano,este métodose puede usarparaestudiarobjetosque tiene pocaonulaluz
como por ejemplo:agujerosnegrosoplanetasque girenalrededorde estrellasque esténmuy
lejosde latierra.
El primerexoplanetaencontradoconestatécnicaOGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53, hallado
enel año del 2003.

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Un problemaencontradoeneste métodoesque solopasaunavezy se tiene unasolaoportunidad
de alineamientode lasestrellasdel fondoconlasde enfrenteyse debe de usarotros métodos
para poderconfirmarla presenciade exoplanetas.