Objetivos
Estas páginas presentan un gran descubrimiento de los años 90, los planetas extrasolares, y
describen
- las principales características de estos objetos
- las diferentes técnicas utilizadas para detectar la presencia de uno o varios planetas alrededor de
estrellas de tipo solar cercanas a la Tierra.
Estos métodos se basan en la observación de las perturbaciones producidas en el movimiento de la estrella por
sus compañeros planetarios, o en la disminución del flujo estelar ocultado por un compañero. A
partir de estas perturbaciones somos capaces de obtener ciertas características del planeta.
Las primeras tentativas
Las tentativas de detección de compañeros planetarios han sido numerosas desde el comienzo del siglo
XX por
astrometría,
y no menos numerosas fueron las tentativas infructuosas. Un planeta es en esencia poco masivo con
respecto a su estrella, y excesivamente menos luminoso.
Diversas detecciones fueron anunciadas en 1988 para ser desmentidas poco después. Algunas fueron
confirmadas después (alrededor de
Ceph
Eri)... En 1989, Latham y sus colegas identificaron un compañero de unas 10 veces la masa de Júpiter
alrededor de HAD 114672. Pero estos autores evocaron entonces la detección de una
enana marrón y no de un
planeta.
En 1992 tres planetas fueron detectados sin ambigüedad por Wolszczan & Frail alrededor del pulsar
PSR 1257+12. Pero el entorno de un
púlsar sólo nos permite esperar unos planetas quemados por la evolución de su
estrella.
Alrededor de 51 Peg
En 1995 tiene lugar el descubrimiento del primer planeta extrasolar alrededor de una estrella
semejante a nuestro Sol, por Michel Mayor y Didier Queloz del observatorio de Ginebra. Fue
detectado en el Observatorio de Haute-Provence e inmediatamente confirmado por Geoff Marcy
y Paul Butler de las Universidades de San Francisco y Berkeley, ya que ellos lo habían observado
en el Observatorio Lick en California.
Estas medidas impulsaron verdaderamente uno de los grandes temas de la astrofísica actual: la
búsqueda de exoplanetas. Desde entonces, más de
250 planetas
han sido censados. Este número está en constante crecimiento, dado que los proyectos de investigación
se multiplican.
El descubrimiento de estos planetas aporta a los astrofísicos datos que permiten comprender
mejor la formación de sistemas planetarios con ejemplos distintos del de nuestro sistema
solar.
Qué vemos
Ninguno de estos planetas ha sido visto directamente; sólo ha sido detectada la influencia
gravitacional del planeta sobre la estrella o, en ciertos casos, una débil disminución de
luminosidad de la estrella debida al paso del planeta por la línea de mira.
La búsqueda se hace alrededor de estrellas de tipo solar, cuya masa es del orden de la del Sol.
De hecho es más difícil observar estrellas menos masivas, y su débil luminosidad hace que un
estudio detallado sea imposible; por otro lado la rápida evolución de las estrellas más masivas,
su mayor inercia, el hecho de que su espectro contenga líneas ensanchadas... se conjugan para
hacer menos probable la detección de exoplanetas.
Métodos de detección
Hoy en día (enero 2008), cinco métodos distintos han permitido descubrir o redescubrir lo esencial de
los exoplanetas:
- Velocidad radial de la estrella anfitriona perturbada por el planeta
- Tránsito del planeta delante de su estrella
- Efecto de microlentilla
- Cronometraje (alrededor de un púlsar)
- Imaginería
Los métodos de
velocidad radial
y
tránsito,
los más productivos, son descritos más adelante, al igual que el método por
astrometría.
Introducción 
Requisitos previos