Los planetas que orbitan alrededor de otras estrellas son fuentes de luz muy débil en comparación con su estrella madre, por lo que la observación directa y la detección de exoplanetas es todo un desafío. Además de la gran dificultad de detectar una fuente de luz tan débil, surge un problema adicional relacionado con el hecho de que el brillo de la estrella madre es muchos órdenes de magnitud mayor que la magnitud del planeta que brilla con la luz reflejada por la estrella madre. y por lo tanto hace que las observaciones ópticas de exoplanetas sean extremadamente difíciles de observar. Debido a esto, solo alrededor del 5% de todos los exoplanetas descubiertos hasta noviembre de 2011 se observaron directamente. Todos los demás planetas se encuentran por métodos indirectos, que consisten en detectar la influencia del planeta en los cuerpos circundantes [2] .
El método Doppler ( velocidades radiales, radial velocities ) es un método para la detección de exoplanetas , que consiste en la medida espectrométrica de la velocidad radial de una estrella. Una estrella que posea un sistema planetario se moverá en su pequeña órbita en respuesta a la atracción del planeta . Esto, a su vez, dará lugar a un cambio en la velocidad a la que la estrella se acerca y se aleja de la Tierra (es decir, un cambio en la velocidad radial de la estrella con respecto a la Tierra). Tal velocidad radial de una estrella se puede calcular a partir del desplazamiento de las líneas espectrales causado por el efecto Doppler [3] .
La velocidad de una estrella alrededor de un centro de masa común es mucho menor que la de un planeta, ya que el radio de su órbita es muy pequeño. Sin embargo, la velocidad de una estrella a partir de 1 m/s puede determinarse con espectrómetros modernos : HARPS ( Eng. High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ), instalado en el telescopio ESO en el Observatorio La Silla o el espectrómetro HIRES en el Keck . Telescopio del observatorio . Un método sencillo y económico para medir la velocidad radial es la "interferometría dispersiva externa" [4] .
Para lograr una precisión de medición aceptable, es necesaria una alta relación señal-ruido y, por lo tanto, el método de velocidad radial, por regla general, se usa solo para estrellas relativamente cercanas (hasta 160 años luz y 11 magnitudes). El método Doppler facilita la búsqueda de planetas masivos cerca de sus estrellas. Los planetas con órbitas muy inclinadas (en relación con la línea de visión de la Tierra) producen menos oscilaciones estelares en la dirección de la Tierra y, por lo tanto, también son más difíciles de detectar.
Una de las principales deficiencias del método de la velocidad radial es la posibilidad de determinar solo la masa mínima del planeta. El método de velocidad radial se puede usar como una forma adicional de probar la presencia de planetas al confirmar los descubrimientos realizados con el método de tránsito. Además, cuando ambos métodos se usan juntos, es posible estimar la verdadera masa del planeta.
Ahora el método está cerca de agotar sus capacidades. Es de poca utilidad para determinar con precisión los parámetros de sistemas multiplanetarios (especialmente aquellos que incluyen planetas de baja masa o que exhiben fuertes interacciones planetarias) y sistemas de estrellas con una fotosfera activa (en particular, enanas rojas y naranjas tardías), ya que toma la actividad de una estrella para señales planetarias.
El método de pulsaciones periódicas (pulse timing ) es un método para detectar exoplanetas cerca de púlsares , basado en la detección de cambios en la regularidad de los pulsos. Un pulsar es una fuente cósmica de radiación de radio ( radio pulsar ), óptica (optical pulsar), rayos X ( X-ray pulsar ) y/o gamma (gamma pulsar) que llega a la Tierra en forma de ráfagas periódicas (pulsos) . Una característica de los púlsares de radio es una emisión de pulsos muy precisa y regular, dependiendo de la velocidad de rotación de la estrella . La propia rotación del púlsar cambia muy lentamente, por lo que se puede considerar un valor constante, y las pequeñas anomalías en la periodicidad de sus pulsos de radio se pueden utilizar para rastrear el propio movimiento del púlsar. Dado que un púlsar con un sistema planetario tendrá poco movimiento en su propia órbita (similar a una estrella ordinaria), los cálculos basados en la observación de la periodicidad de los pulsos pueden revelar los parámetros de la órbita del púlsar [3] [5] .
Este método no estaba destinado originalmente a la detección de planetas, pero su altísima precisión para determinar el movimiento de los púlsares hizo posible su uso en la detección de planetas. Por ejemplo, el método le permite detectar planetas de masa mucho más pequeña que cualquier otro método: hasta 1/10 de la masa de la Tierra . También es capaz de detectar perturbaciones gravitatorias mutuas entre varios objetos del sistema planetario y, por lo tanto, obtener información adicional sobre estos planetas y sus parámetros orbitales.
La principal desventaja del método es la baja abundancia de púlsares en la Vía Láctea (alrededor de 1790 radio púlsares se conocen en 2008) y, por lo tanto, es poco probable que se pueda encontrar una gran cantidad de planetas con este método. Además, la vida tal como la conocemos no podría sobrevivir en un planeta que orbita alrededor de un púlsar debido a la radiación muy intensa .
En 1992, Alexander Volshchan y Dale Freil utilizaron este método para detectar un planeta cerca del púlsar PSR 1257+12 [6] . Su descubrimiento fue rápidamente confirmado y se convirtió en la primera confirmación de un planeta fuera del sistema solar .
El método de tránsito ( método de los tránsitos ) es un método de búsqueda de exoplanetas, basado en la detección de una caída en la luminosidad de una estrella durante el paso de un planeta frente a su disco [3] . Este método fotométrico te permite determinar el radio del planeta, mientras que los métodos anteriores te permiten obtener información sobre la masa del planeta. Si un planeta pasa frente al disco de una estrella, su luminosidad observada cae ligeramente, y este valor depende de los tamaños relativos de la estrella y el planeta. Por ejemplo, durante el tránsito del planeta HD 209458 , la estrella se atenúa un 1,7%.
El método de tránsito tiene dos inconvenientes principales. Primero, el tránsito se observa solo para aquellos planetas cuya órbita pasa a través del disco de la estrella. La probabilidad de que el plano de la órbita del planeta esté directamente en línea recta con la estrella y el observador desde la Tierra es la relación entre el diámetro de la estrella y el diámetro de la órbita del planeta. Es decir, cuanto mayor sea el tamaño de la estrella y cuanto más cercana sea la órbita del planeta a ella, más probable es que para un observador desde la Tierra el planeta atraviese el disco de la estrella, y esta probabilidad disminuye a medida que la aumenta la órbita del planeta. Para un planeta que gira a una distancia de 1 UA. alrededor de una estrella del tamaño del Sol , la probabilidad de una posición orbital que permita observar el tránsito es del 0,47%. Por lo tanto, este método no permite responder a la pregunta de la presencia de planetas en una estrella en particular. Sin embargo, la observación de grandes áreas del cielo que contienen miles e incluso cientos de miles de estrellas permite encontrar un número significativo de exoplanetas [8] . Durante el mismo período de tiempo, el método de tránsito te permite encontrar muchos más planetas en comparación con el método de velocidades radiales . La segunda desventaja del método es un alto nivel de falsos positivos, por lo que los tránsitos detectados requieren una confirmación adicional (generalmente mediante la acumulación de estadísticas e imágenes de alta resolución de la estrella madre para excluir los binarios de fondo) [9] .
La principal ventaja del método de tránsito radica en la posibilidad de determinar el tamaño del planeta en función de la curva de luz de la estrella . Así, en combinación con el método de las velocidades radiales (que permite determinar la masa del planeta), es posible obtener información sobre la estructura física del planeta y su densidad . Por ejemplo, los exoplanetas más estudiados de todos los conocidos son aquellos que han sido estudiados por ambos métodos [10] .
Una oportunidad adicional en el estudio de los planetas en tránsito es el estudio de la atmósfera del planeta. Durante el tránsito, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera superior del planeta, por lo tanto, al estudiar el espectro de esta luz, es posible detectar los elementos químicos presentes en la atmósfera del planeta. La atmósfera también se puede detectar midiendo la polarización de la luz de una estrella cuando pasa a través de la atmósfera o cuando se refleja en la atmósfera del planeta.
Además, un eclipse secundario (cuando un planeta es bloqueado por su estrella) permite mediciones directas de la radiación del planeta. Si se resta la intensidad fotométrica de una estrella durante un eclipse secundario de su intensidad antes o después del eclipse, entonces solo queda la señal relacionada con el planeta. Esto hace posible medir la temperatura del planeta e incluso detectar señales de la presencia de nubes en él. En marzo de 2005, dos equipos de científicos del Telescopio Espacial Spitzer realizaron mediciones utilizando esta técnica. Equipos del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian , dirigido por David Charbonneau, y del Centro de Vuelo Espacial Goddard, dirigido por L. D. Deming, estudiaron los planetas TrES-1 y HD 209458b , respectivamente. Las mediciones mostraron que la temperatura de los planetas es de 1060 K (790 °C ) para TrES-1 y de unos 1130 K (860 °C ) para HD 209458b [11] [12] . Sin embargo, debido a la posible excentricidad , no todos los planetas en tránsito orbitan de tal manera que se produzcan eclipses secundarios. El planeta HD 17156 b tiene más del 90% de probabilidades de ser este tipo de planeta.
En 2006, la agencia espacial francesa lanzó el satélite COROT a la órbita terrestre para buscar tránsitos planetarios. El satélite basado en el espacio permite una mayor precisión debido a la ausencia de centelleos atmosféricos. Los instrumentos COROT pueden detectar planetas "varias veces el tamaño de la Tierra" y los resultados de la misión se evalúan actualmente como: "mejor de lo esperado" [13] . A finales de 2011, el satélite descubrió 17 exoplanetas.
En marzo de 2009, la NASA lanzó el telescopio espacial Kepler , que hasta mayo de 2013 observó continuamente una región del cielo en la constelación de Cygnus que contiene unas 150.000 estrellas. Al mismo tiempo, la precisión de la medición permitió a Kepler detectar planetas del tamaño de la Tierra . Uno de los objetivos del telescopio era detectar planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de su estrella. Además de detectar planetas similares a la Tierra, Kepler proporcionó a los científicos estadísticas sobre la frecuencia de dichos planetas alrededor de estrellas similares al Sol . En mayo de 2013, debido a problemas de estabilización, Kepler finalizó su misión principal.
También existen proyectos terrestres, como el proyecto MEarth .
Actualmente, el método de tránsito es el único método para detectar exoplanetas con alta confiabilidad.
Si el planeta se encuentra por el método de tránsito, entonces las desviaciones en la periodicidad de los tránsitos observados hacen posible detectar planetas adicionales en el sistema [3] . Al mismo tiempo, la precisión del método es bastante alta y permite encontrar planetas del tamaño de la Tierra [14] [15] [16] . Por primera vez, se descubrió un planeta que no transita utilizando el método TTV (método de variación de tiempo de tránsito inglés ) como resultado del análisis de datos del telescopio Kepler : el cambio en la frecuencia de los tránsitos del planeta Kepler-19 b fue de aproximadamente 5 minutos con un período de 300 días, lo que indicaba la presencia de un segundo planeta, Kepler-19 c con un período que es un múltiplo casi racional del período del planeta en tránsito [17] [18] .
El método TTV se basa en determinar el tiempo de inicio del tránsito y deducir si el tránsito del planeta ocurre con una periodicidad estricta o si hay algunas desviaciones. El método TDV (método de variación de la duración del tránsito ) se basa en el cálculo de la duración del tránsito. El cambio en la duración del tránsito puede deberse a la presencia de satélites alrededor de exoplanetas [19] .
Los planetas gigantes que orbitan alrededor de sus estrellas experimentarán cambios de fase de luz reflejada (como la Luna ), es decir, pasarán por todas las fases: desde iluminación total hasta eclipse y viceversa. Dado que los telescopios modernos no pueden separar el planeta de la estrella, observan su luz combinada y, por lo tanto , es probable que el brillo de la estrella cambie periódicamente [3] . Aunque este efecto es pequeño, la precisión fotométrica requerida para la detección es casi la misma que para detectar planetas del tamaño de la Tierra en tránsito por una estrella de tipo solar. De esta forma, se pueden detectar planetas del tamaño de Júpiter utilizando telescopios espaciales (por ejemplo, Kepler). Muchos planetas pueden ser encontrados por este método, ya que el cambio en la fase orbital de la luz reflejada es independiente de la inclinación de la órbita del planeta, y por lo tanto no se requiere el paso del planeta frente al disco de la estrella. Además, la función de fase de un planeta gigante también es función de sus características térmicas y atmósfera, si las hay. Así, la curva de fase puede determinar otras características del planeta [20] .
Ambos telescopios ( COROT 'u [21] y Kepler [22] ) lograron detectar y medir la luz reflejada de los planetas, pero estos planetas ya eran conocidos, ya que pasan frente al disco de la estrella. Los primeros planetas descubiertos por este método son los candidatos de Kepler: KOI 55.01 y 55.02 [23] .
La microlente gravitatoria ocurre cuando el campo gravitacional de una estrella cercana magnifica la luz de una estrella distante, actuando como una lente . Si, además, la estrella en primer plano tiene un planeta, entonces el propio campo gravitatorio del planeta puede contribuir significativamente al efecto de lente. La desventaja de este método es que el efecto solo aparece cuando las dos estrellas están exactamente alineadas a lo largo de una línea recta. Otro problema es el hecho de que los eventos de formación de lentes son breves y duran solo unos pocos días o semanas, porque la estrella distante, la estrella cercana y la Tierra se mueven continuamente entre sí. Sin embargo, a pesar de esto, los científicos han registrado más de mil eventos de este tipo en los últimos diez años. Este método es el más productivo para encontrar planetas ubicados entre la Tierra y el centro de la galaxia , ya que hay una gran cantidad de estrellas de fondo en el centro galáctico.
En 1991, los astrónomos Shude Mao y Bogdan Pachinsky de la Universidad de Princeton propusieron por primera vez el uso de microlentes gravitacionales para buscar exoplanetas, y el éxito de esta técnica se confirmó en 2002 durante la implementación del proyecto OGLE ( Eng. Optical Gravitational Lensing Experiment - optical experimento de lentes gravitacionales). En un mes, los científicos encontraron varios planetas posibles, aunque las limitaciones de observación impidieron su confirmación exacta. A mediados de 2011, se han descubierto 13 exoplanetas confirmados utilizando microlentes [24] .
Una desventaja significativa de este método es el hecho de que el evento de formación de lentes no se puede repetir, ya que la probabilidad de realineación de la Tierra y 2 estrellas es casi cero. Además, los planetas encontrados a menudo se encuentran a varios miles de años luz de distancia , por lo que generalmente no es posible realizar observaciones de seguimiento utilizando otros métodos. Sin embargo, si se observa continuamente una cantidad suficientemente grande de estrellas de fondo, entonces el método puede ayudar en última instancia a determinar la abundancia de planetas similares a la Tierra en la galaxia.
La detección de eventos de formación de lentes generalmente se lleva a cabo utilizando una red de telescopios automáticos. Además del proyecto OGLE , el grupo de Observaciones de Microlente en Astrofísica está trabajando para mejorar este enfoque . El proyecto PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet es aún más ambicioso. Realiza un estudio casi continuo del cielo las 24 horas del día utilizando una red mundial de telescopios y permite detectar la contribución al evento de microlente de un planeta con una masa similar a la Tierra. Esta estrategia condujo al descubrimiento de la primera supertierra de órbita amplia ( OGLE-2005-BLG-390L b ) [24] .
Los planetas son fuentes de luz extremadamente débiles en comparación con las estrellas, y la luz sutil que emana de ellos es muy difícil de distinguir debido al alto brillo de la estrella madre. Por lo tanto, la detección directa de exoplanetas es una tarea muy difícil.
En julio de 2004, un equipo de astrónomos utilizó el telescopio VLT del Observatorio Europeo Austral en Chile para obtener una imagen del objeto compañero 2M1207 b de la enana marrón 2M1207 [25] y, en diciembre de 2005, se confirmó el estado planetario del compañero [26] . Se supone que el planeta es varias veces más masivo que Júpiter y tiene un radio orbital de más de 40 UA. En septiembre de 2008, a una distancia de 330 AU de la estrella 1RXS J160929.1-210524 , se capturó por observación directa un objeto comparable en tamaño y masa a un planeta, y en 2010 se confirmó el objeto [27] . En 2007, los telescopios de los observatorios Keck y Gemini fotografiaron el primer sistema multiplanetario . Alrededor de la estrella HR 8799 , los científicos han observado tres planetas con masas aproximadamente 10, 10 y 7 veces mayores que Júpiter [28] [29] . Y el 13 de noviembre de 2008, se anunció que el telescopio Hubble observó un exoplaneta con una masa de no más de 3MJ cerca de la estrella Fomalhaut [30] . Ambos sistemas están rodeados por discos similares al cinturón de Kuiper . En noviembre de 2009, usando el instrumento HiCIAO del Telescopio Subaru , fue posible fotografiar el sistema GJ 758 con una enana marrón [31] .
Hasta 2010, los telescopios solo podían obtener imágenes de un exoplaneta en condiciones excepcionales. La forma más fácil de obtener una imagen fue cuando el planeta es bastante grande en tamaño (significativamente más grande que Júpiter), está significativamente alejado de su estrella madre y tiene una temperatura alta, emitiendo radiación infrarroja . Sin embargo, en 2010, los científicos del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA demostraron que el coronógrafo proporciona una buena oportunidad para la fotografía directa de los planetas [32] . Obtuvieron imágenes del planeta HR 8799 (fotografiado anteriormente) utilizando solo la sección de 1,5 metros del telescopio Hale. Otro método prometedor para fotografiar planetas es la interferometría de anulación [33] .
Otros objetos que se han observado directamente ( GQ Volka b , AB Pivotsa b y SCR 1845 b ) son probablemente enanas marrones [34] [35] [36] . En 2018, el telescopio Subaru fotografió un joven planeta gigante 2M0437 b con una masa de 318 masas terrestres, ubicado a 400 ly. años del Sol y circulando a una distancia de 100 UA. de la estrella madre, cuya edad se estima en 2-5 millones de años, y la masa - en 0,15-0,18 masas solares (enana roja) [37] .
Hay proyectos en marcha para equipar telescopios con instrumentos de imágenes planetarias: Observatorio Gemini (GPI), VLT (SPHERE) y Telescopio Subaru (HiCiao).
El método astrométrico consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y determinar cómo cambia esta posición con el tiempo. Si un planeta gira alrededor de una estrella, su efecto gravitatorio sobre la estrella hará que la estrella misma se mueva en una pequeña órbita circular o elíptica . De hecho, la estrella y el planeta rotarán alrededor de su centro de masa mutuo ( baricentro ) y su movimiento será descrito por la solución del problema de los dos cuerpos , y dado que las estrellas son mucho más masivas que los planetas, el radio de su órbita es muy pequeño y muy a menudo el centro de masa mutuo se encuentra dentro de un cuerpo más grande [38] . La dificultad para detectar planetas astrométricamente se debe al hecho de que los cambios en las posiciones de las estrellas son tan pequeños y las distorsiones atmosféricas y sistemáticas son tan grandes que incluso los mejores telescopios terrestres no pueden realizar mediciones suficientemente precisas y todas las afirmaciones de un planetario. compañero menos de 1/10 masas solares tomadas antes de 1996 y encontradas usando este método son probablemente falsas.
Una de las ventajas potenciales del método astrométrico es la mayor sensibilidad para la detección de planetas con órbitas grandes , pero esto requiere un tiempo de observación muy largo: años y posiblemente incluso décadas, ya que los planetas lo suficientemente lejos de su estrella para ser detectados mediante astrometría tienen un período orbital también lleva mucho tiempo.
La astrometría es el método más antiguo para encontrar exoplanetas y ha sido popular debido a su éxito en la descripción de binarios astrométricos . Se cree que la astrometría surgió a finales del siglo XVIII, y su fundador fue William Herschel , quien afirmó que un compañero invisible afecta la posición de la estrella 70 Ofiuco . El primer cálculo astrométrico formal fue realizado por W. S. Jacob en 1855 para la misma estrella [39] [40] [41] . Inicialmente, las medidas astrométricas se hacían visualmente y se registraban a mano, pero a finales del siglo XIX se empezaron a utilizar placas fotográficas , mejorando mucho la precisión de las medidas y permitiendo además la acumulación de un archivo de datos. Las afirmaciones que circularon durante dos siglos sobre el descubrimiento de compañeros invisibles en órbita alrededor de estrellas cercanas [39] culminaron en un anuncio de 1996 de George Gatewood sobre el descubrimiento de varios planetas que orbitan alrededor de la estrella Lalande 21185 [42] [43] . Esta información se basó en el análisis de datos fotográficos del período 1930-1984 y datos sobre el movimiento de la estrella de 1988 a 1996 . Pero ninguno de los descubrimientos fue confirmado por otros métodos, y el método astrométrico adquirió una reputación negativa [44] . Sin embargo, en 2002 el Telescopio Espacial Hubble logró utilizar la astrometría para describir un planeta previamente descubierto cerca de la estrella Gliese 876 [45] , y en 2009 se anunció el descubrimiento de un objeto cerca de la estrella Wolf 1055 utilizando la astrometría. Se calculó que el objeto planetario tenía una masa 7 veces mayor que la de Júpiter y un período orbital de 270 días [46] [47] , pero estudios Doppler recientes han descartado la presencia del planeta anunciado [48] [49] .
Los futuros observatorios espaciales (como el Gaia de la Agencia Espacial Europea ) pueden tener éxito en la detección de nuevos planetas usando el método astrométrico, pero por el momento solo hay un planeta confirmado encontrado por este método: HD 176051 b.
Si un sistema de estrellas binarias se ubica de tal manera que, desde el lado de un observador de la Tierra, las estrellas pasan periódicamente frente al disco de cada una, entonces el sistema se denomina " estrellas binarias eclipsantes ". El momento de mínima luminosidad (cuando la estrella más brillante queda al menos parcialmente oscurecida por el disco de la segunda estrella) se denomina eclipse primario . Después de que la estrella ha pasado aproximadamente la mitad de su órbita, se produce un eclipse secundario (cuando la estrella más brillante cubre parte de su compañera). Estos momentos de brillo mínimo (eclipse central) representan una marca de tiempo en el sistema de manera similar a los pulsos de un púlsar . Si un planeta gira alrededor de un sistema binario de estrellas, entonces las estrellas bajo la influencia de la gravedad del planeta se desplazarán en relación con el centro de masa de la estrella-planeta y se moverán a lo largo de su pequeña órbita. Como resultado, los tiempos de los mínimos de los eclipses cambiarán constantemente: primero tarde, luego a tiempo, luego antes, luego a tiempo, luego tarde, etc. Estudiar la periodicidad de este cambio puede ser el método más confiable para detectar exoplanetas que orbitan sistemas binarios. [50] [ 51] [52] .
La luz emitida por las estrellas no está polarizada , es decir, la dirección de oscilación de la onda de luz es aleatoria. Sin embargo, cuando la luz se refleja en la atmósfera de un planeta, las ondas de luz interactúan con las moléculas de la atmósfera y se polarizan [53] .
Se puede realizar un análisis de la polarización de la luz combinada de un planeta y una estrella (aproximadamente una parte por millón) con una precisión muy alta, ya que la polarimetría no se ve afectada significativamente por la inestabilidad de la atmósfera terrestre .
Los instrumentos astronómicos utilizados para la polarimetría ( polarímetros ) son capaces de detectar la luz polarizada y aislar la radiación no polarizada. Los grupos ZIMPOL/CHEOPS [54] y PlanetPol [55] actualmente usan polarímetros para buscar exoplanetas, pero hasta la fecha no se han encontrado planetas usando este método.
La aurora surge de la interacción de partículas cargadas con la magnetosfera del planeta y es un resplandor en la atmósfera superior. Los cálculos de los astrónomos muestran que muchos exoplanetas emiten al mismo tiempo ondas de radio bastante potentes , que pueden ser detectadas por radiotelescopios terrestres desde una distancia de 150 sv. años _ En este caso, los exoplanetas pueden estar bastante distantes de su estrella (como Plutón en el sistema solar) [56] .
Discos de polvo cósmico ( discos de polvo ) rodean muchas estrellas y pueden detectarse debido a la absorción de la luz ordinaria por el polvo y su reemisión en la región infrarroja . Incluso si la masa total de partículas de polvo es menor que la masa de la Tierra, pueden ocupar un área lo suficientemente grande y eclipsar a la estrella madre en el infrarrojo [57] .
Los discos de polvo pueden ser observados por el Telescopio Espacial Hubble con su instrumento NICMOS (cámara infrarroja cercana y espectrómetro multiobjeto), pero las mejores imágenes hasta ahora las han obtenido los telescopios espaciales Spitzer y Herschel , que son capaces de observar mucho más profundo en el infrarrojo que el Hubble. En total, se han encontrado discos de polvo alrededor de más del 15% de las estrellas similares al Sol cercanas [58] .
Se cree que el polvo es producido por colisiones entre cometas y asteroides , y la presión de la luz de la estrella empuja las partículas de polvo hacia el espacio interestelar en un período de tiempo relativamente corto. Por lo tanto, la detección de polvo indica colisiones constantes en el sistema y proporciona evidencia indirecta confiable de la presencia de pequeños cuerpos (cometas y asteroides) que orbitan alrededor de la estrella madre [58] . Por ejemplo, el disco de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti muestra que la estrella tiene objetos similares a los del cinturón de Kuiper , pero el disco es diez veces más grueso [57] .
Ciertas características de los discos de polvo indican la presencia de un gran planeta. Por ejemplo, algunos discos tienen una cavidad central, que puede ser causada por la presencia de un planeta que ha "limpiado" el polvo dentro de su órbita. Otros discos contienen grumos, cuya presencia puede deberse a la influencia gravitacional del planeta. Ambas características están presentes en el disco de polvo alrededor de la estrella Epsilon Eridani , lo que sugiere la presencia de un planeta con un radio orbital de aproximadamente 40 AU. (además del planeta interior descubierto usando el método de la velocidad radial ) [59] . Este tipo de interacciones planeta-disco se pueden simular numéricamente utilizando el método de "preparación de colisión" [60] .
El análisis espectral de la atmósfera de las enanas blancas , realizado con el telescopio espacial Spitzer , reveló su contaminación con elementos pesados ( magnesio y calcio ). Estos elementos no se pueden producir en el núcleo de la estrella, y es posible que la contaminación provenga de asteroides que están demasiado cerca ( más allá del límite de Roche ) de la estrella debido a la interacción gravitatoria con planetas grandes y que finalmente son desgarrados por las fuerzas de marea de la estrella. . Los datos del telescopio Spitzer muestran que alrededor del 1-3% de las enanas blancas tienen esta contaminación [61] .
En el futuro, se planean varias misiones espaciales que utilizarán métodos ya probados para detectar planetas. Las mediciones realizadas en el espacio son potencialmente más precisas porque no existe el efecto distorsionador de la atmósfera y es posible estudiar objetos en el infrarrojo , que no penetra en la atmósfera. Algunas de las naves espaciales planificadas tendrán la capacidad de detectar planetas similares a la Tierra .
La misión de interferometría espacial de la NASA tenía la intención de utilizar la astrometría, pero ahora ha sido cancelada. Podría detectar planetas terrestres alrededor de algunas estrellas cercanas. Los proyectos " Darwin " de la Agencia Espacial Europea y el Buscador de Planetas Terrestres de la NASA [62] están diseñados para obtener imágenes directas de los planetas, pero están suspendidos y no se prevé su implementación en un futuro próximo. Como parte de la Misión New Worlds , se supone que lanzará un dispositivo especial al espacio diseñado para bloquear la luz de las estrellas, lo que permitirá la observación de planetas alrededor de otras estrellas, pero en la actualidad el estado de este proyecto sigue sin estar claro.
Los telescopios terrestres de la clase de 30 metros en construcción son capaces de detectar exoplanetas e incluso fotografiarlos. El Observatorio Europeo Austral ha comenzado recientemente la construcción del Telescopio Europeo Extremadamente Grande en Chile, con un diámetro de espejo de 39,3 metros. La presencia de un coronógrafo , así como de óptica adaptativa , muy probablemente nos permitirá obtener imágenes de planetas del tamaño de la Tierra cerca de estrellas cercanas.
El Instituto de Investigación Espacial con el Telescopio Espacial propone el proyecto ATLAST Large Space Telescope , uno de cuyos objetivos es detectar y obtener imágenes de planetas alrededor de estrellas cercanas. Dependiendo del concepto final del telescopio, que se adoptará en una fecha posterior, ATLAST también podrá caracterizar atmósferas planetarias e incluso detectar posibles cambios en la vegetación que cubre los continentes.
El proyecto Transiting Exoplanet Survey Satellite ( TESS ) es un satélite espacial que rastreará las estrellas más brillantes y cercanas a la Tierra (alrededor de 500.000 estrellas) para detectar planetas rocosos a través del método de tránsito. TESS podrá encontrar planetas rocosos en tránsito más cercanos a la Tierra, ubicados en la zona habitable de su estrella. Este proyecto está siendo desarrollado por el Instituto Tecnológico de Massachusetts y el Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian . El lanzamiento de TESS a la órbita terrestre está previsto para marzo de 2018.