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Misiones destacadas 15 octubre, 2018

Posted by Carlos in Exoplanetas.
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Algunos de los programas espaciales más importantes en la búsqueda de exoplanetas son:

Convección, Rotación y Tránsitos planetarios

Convection, Rotation et Transits planétaires, CoRoT

El 26 de septiembre de 2006, el Centre national d'études spatiales (CNES), en colaboración con la Agencia Espacial Europea, inició la misión CoRot al poner en órbita el satélite que esa misma compañía desarrolló junto con Thales Alenia Space. El dispositivo, de aproximadamente 2 x 4 metros y con un peso de 630 kg (300 kg del equipo de medición), fue lanzado en el cosmódromo de Baikonur, en Tiuramat (Kazajistán), siendo propulsado por un cohete Soyuz-2 (al que se le incorporó una etapa superior Fregat), y proporcionaría información de forma continuada hasta salir del servicio el 17 de junio de 2014. Permaneció casi siete años y medio en la órbita terrestre, enfocando al espacio de forma perpendicular a su plano orbital, y analizando las constelaciones Serpens Cauda (en el centro de la Vía Láctea) y Monoceros (en el anticentro de la misma galaxia) durante los meses de verano y de invierno del emisferio norte respectivamente.

Buscador de planetas por velocidad radial de alta precisión

High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, HARPS

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Modelo 3D del espectrógrafo HARPS. El depósito al vacío se encuentra abierto para percibir mejor su interior.

HARPS se encuentra instalado en el telescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeo Austral, en el cerro La Silla (Chile).

Satélite de sondeo de exoplanetas en tránsito

Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS

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Misión Kepler

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Métodos de detección de exoplanetas 1 octubre, 2018

Posted by Carlos in Exoplanetas.
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A continuación se definirán los procedimientos que han resultado positivos en la detección de planetas extrasolares.1

  1. Velocidad radial (espectroscopía de Doppler):
    Es un método de detección indirecto que permite deducir la presencia de exoplanetas y enanas marrones por la variación del espectro electromagnético de la estrella al paso del cuerpo orbital, producida por el efecto Doppler. Permite obtener información acerca de la masa del cuerpo celeste.
  2. Fotometría de tránsito:
    Consiste en la observación de los niveles de luminosidad que emite la estrella. Si la órbita del exoplaneta se encuentra en el plano del observador, producirá una silueta a contraluz que hará descender la luminosidad aparente en proporción al tamaño del cuerpo, lo que permite determinar su radio.
  3. Modulación de reflexión y emisión:
    De la misma forma que la Luna refleja hacia la Tierra parte de la luz que le llega del Sol, algunos exoplanetas con una órbita muy cercana a su estrella pueden reflejar parte de su luz. Además, la proximidad conlleva un calentamiento que puede producir la emisión de radiación infrarroja detectable. Este método ha resultado eficaz con planetas gigantes que orbitan cerca de una estrella especialmente luminosa.
  4. Emisión relativista (emisión de Doppler):
    Cuando un exoplaneta se traslada en torno a su estrella en una órbita cercana, la atracción producida por su gravedad "tira" de los fotones que ella emite, dando como resultado un descenso en la luminosidad que percibe el observador. A través de este sistema se pueden detectar planetas masivos y obtener datos sobre la excentricidad de su órbita y su masa sin necesidad de realizar una espectrometría detallada (como ocurría en el método de la velocidad radial).
  5. Variaciones elipsoidales:
    Los planetas masivos pueden distorsionar ligeramente la distribución de la masa de su estrella, que adoptará una forma esferoide. Una fotosfera irregular producirá una radiación que puede ser percibida con distinta intensidad según la posición del espectador, por lo que se puede aplicar una técnica de detección similar a la de emisión relativista, recibiendo también información sobre la órbita y la masa del cuerpo. Resulta especialmente indicado para sistemas con estrellas de baja densidad que han abandonado su secuencia principal (región del Diagrama de Hertzsprung-Russell donde se encuentran la mayoría de las estrellas).
  6. Temporización de púlsar:
    Los púlsares son estrellas de neutrones (cuerpos celestes con una alta concentración de materia en un volúmen relativamente pequeño, originados por una supernova) que emiten radiación con extrema regularidad a medida que ejercen su rotación. Debido a esto, es posible identificar anomalías en la temporización de sus emisiones, deducir la presencia de un planeta de púlsar, y determinar características de su órbita. Este método ha permitido detectar algunos de los exoplanetas más pequeños, de hasta una décima de la masa de la Tierra.
  7. Temporización de estrellas pulsantes:
    Además de los púlsares, otros tipos de planetas (como las estrellas enanas) pueden emitir raciación periódicamente, debido a fenómenos de contracción-expansión producidos por su alta gravedad en oposición a las presiones hidrostática y de radiación. De esta forma, se pueden detectar variaciones producidas por el paso de planetas mediante técnicas de fotometría, observando el efecto Doppler sobre la frecuencia de pulsación, aunque las emisiones de la estrella no serán tan regulares como en el caso del púlsar.
  8. Variación de tiempo de tránsito:
    Este sistema se fundamenta en que, si un planeta efectúa su traslación sin que intervengan otras fuerzas, lo hará con una periodicidad estricta. Si varios planetas orbitan su estrella en trayectorias lejanas a ella, podrán sufrir atracción gravitatoria mutua y alterarán su velocidad radial, por lo que su período de tránsito será variable. Aunque con este método no es posible averiguar demasiados datos acerca de los planetas, sí permite confirmar la existencia de sistemas multiplanetarios.
  9. Variación de duración de tránsito:
    Las variaciones de duración del tránsito en un exoplaneta pueden ocurrir en varios casos: cuando éste traza una órbita elíptica y presenta un movimiento de precesión apsidal (eso es, la rotación gradual de la línea que conecta el periapsis con el apoapsis en torno a la estrella) por la influencia de otro exoplaneta; debido a las alteraciones producidas por la atracción de una exoluna (cuerpo que orbita al planeta); o bien, por una forma oblatada de la estrella que genera diferentes niveles de atracción según la región en que se encuentre el cuerpo. La observación del fenómeno también permite corroborar la presencia de planetas circumbinarios (los que orbitan dos estrellas) previamente encontrados con el método de fotometría de transición.

    Aspecto de la precesión apsidal en la órbita de un exoplaneta.

    Diagrama de un sistema binario con un exoplaneta (b).

  10. Temporización mínima de eclipsado en sistemas binarios:
    En un sisema binario, si el plano es perpendicular al observador, la alineación de las dos estrellas en su trayectoria producirá dos eclipses: uno primario, cuando la superficie de la estrella más brillante queda oscurecida por el disco de la otra, y otro secundario, si se da el fenómeno contrario después de recorrer la mitad de su órbita. Los eclipses constituyen un marca de mínima luminosidad que se producirá con cierta frecuencia, como ocurría con los impulsos de los púlsares. Si el sistema presenta un planeta circumbinario, la gravedad tenderá a compensar el centro de masa comprendido entre las estrellas y el planeta, y este desplazamiento hará que la periodicidad de eclipsado varíe. El método es especialmente útil para detectar planetas masivos con órbitas muy cercanas a un sistema con estrellas ligeras.
  11. Microlente gravitacional:
    Cuando dos estrellas se encuentran alineadas con respecto al observador (hecho que prácticamente sólo ocurre una vez, y puede prolongarse durante semanas), el campo gravitatorio de la estrella más cercana actúa como una lente, amplificando la luz emitida por la estrella distante que llega al observador. En el caso de que la estrella central contenga en órbita un planeta, el campo de éste aumenta el efecto lente producido. Ya que se trata de un fenómeno muy puntual y de corta duración, las estrellas susceptibles se monitorizan continuamente. El método resulta más efectivo cuando se buscan exoplanetas (usualmente cercanos a su estrella) comprendidos entre la Tierra y el centro de la galaxia, ya que aparecen muchas estrellas con las que contrastar el efecto lente.

    Efecto lente producido por un cuerpo que atraviesa la trayectoria de la luz entre una estrella y el observador.

    Cuando la estrella que actúa de lente contiene exoplanetas en órbita, el efecto se magnifica.

  12. Observación directa:
    Ya que los planetas que se presentan a cierta distancia de su estrella apenas reflejan luz de ella, un método para determinar su existencia es el examen de las radiaciones que emiten. Los planetas grandes (del tamaño de Júpiter) que se encuentran a una cierta distancia de su estrella y que emanan calor son detectables empleando coronógrafos (que bloquean la luz de la estrella) y analizando la radiación infrarroja que producen. En el caso de planetas más pequeños, del tamaño de la Tierra, la observación requiere un alto nivel de estabilidad optotermal (de la radiación térmica) para poder delimitar su contorno. Este método funciona especialmente bien cuando el plano de la órbita es paralelo al del observador (y, por lo tanto, la trayectoria del exoplaneta no cruza la perpendicular del observador a la estrella), en oposición al resto de métodos, y permite determinar con gran exactitud la trayectoria alrededor de su estrella, aunque resulta difícil concluir información acerca del planeta (como su masa), o bien diferencialo de otros cuerpos como las enanas marrones.
  13. Polarimetría:
    La luz que emana una estrella carece de polarización, eso es, que la dirección de oscilación de la radiación es aleatoria. Cuando esta luz entra en contacto con la atmósfera de un planeta, la emisión reflejada se polariza, por lo que un observador podría discriminarla del resto de luz que reciba de la estrella (en una proporción de 1 a 1.000.000). Este método, que sólo resultará efectivo para detectar exoplanetas con atmósfera (especialmente en el caso de planetas masivos con un gran albedo, que reflejarán mayor cantidad de luz), permite además obtener información acerca de la composición de ésta.
  14. Astrometría:
    Mediante la observación de una estrella a lo largo del tiempo, se pretende determinar si sus cambios de posición se deben a la presencia de un exoplaneta. En el caso de los sistemas con un planeta masivo y con una órbita cercana a una estrella ligera (como una enana marrón), el centro de masas (baricentro) será más lejano al centro de la estrella, provocando también en ella un ligero movimiento orbital, detectable con técnicas de astrometría. Si bien se trata de un método antiguo, su aplicación a la detección de exoplanetas resulta poco precisa debido a los pequeños cambios que se producen en el movimiento estelar y las grandes distorsiones producidas por la atmósfera, en el caso de telescopios situados en tierra, por lo que se suele utilizar junto a otros métodos para aportar mayor precisión a la búsqueda de estos cuerpos.

Referencias

  1. Métodos de detección de exoplanetas (Wikipedia): <https://en.wikipedia.org/wiki/Methods_of_detecting_exoplanets>

Introducción al lenguaje Python 17 septiembre, 2018

Posted by Carlos in Conceptos básicos.
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Python es un lenguaje de programación de alto nivel creado a finales de los años 80 por el científico Guido van Rossum, basado en el lenguaje ABC (ambos desarrollados en el Centrum Wiskunde & Informatica de Ámsterdam). Fue diseñado para tener una sintaxis clara y soporta diferentes tipos de programación (multiparadigma): orientada a objetos, imperativa, reflexiva y funcional (procedimental). Este lenguaje interpretado también está caracterizado por usar tipado dinámico (las variables pueden tomar valores de distinto tipo en momentos diferentes) y ser multiplataforma.

Introducción a los exoplanetas 15 septiembre, 2018

Posted by Carlos in Conceptos básicos.
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Aunque no existe una definición consensuada, ya que la Unión Astronómica Internacional no ha asumido una postura concreta1 y sólo se pronunció en torno a unos criterios básicos entre 2001 y 2003 (sin discriminar cuerpos de origen estelar, como las enanas marrones, ni reconocer a los planetas errantes que pudieron haber formado parte de un sistema planetario),2 podemos afirmar que un planeta extrasolar (también llamado exoplaneta) es un cuerpo planetario que se encuentra fuera del Sistema Solar y que, generalmente, orbita otra estrella como el Sol.3

Si bien se postularon en el S. XX, no fue hasta el año 1992 cuando se pudo demostrar la existencia de un sistema planetario extrasolar, en concreto dos cuerpos —apodados Phobetor y Poltergeist— de al menos 2,8 y 3,4 masas terrestres (más tarde corregidas por 3,9 y 4,3 ± 0,2 masas terrestres) que orbitaban el púlsar Lich (descubierto tan sólo dos años antes), gracias a la tecnología del radiotelescopio de Arecibo.4

Según el portal web "The Extrasolar Planets Encyclopaedia", dirigida por científicos del Observatorio de París, a fecha de 17 de septiembre del 2018 se han detectado 3837 exoplanetas, localizados en 2862 sistemas planetarios (de los cuales 635 cuentan con varios cuerpos orbitales).5

Referencias

  1. Nota de prensa de la Asamblea General de la UAI del 2006, resolución 5A: <https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0603/>
  2. Declaración de la postura sobre la definición de planeta (WGESP-IAU): <https://web.archive.org/web/20060916161707/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html>
  3. Definición en la Enciclopedia Británica: <https://www.britannica.com/science/extrasolar-planet>
  4. Resumen en la revista Nature: <https://www.nature.com/articles/355145a0>
  5. Catálogo de The Extrasolar Planets Encyclopaedia: <http://exoplanet.eu/catalog/>

¡Hola, mundo! 12 septiembre, 2018

Posted by Carlos in Sin categoría.
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Como dijo Neil Armstrong al pisar por primera vez suelo lunar: «Es un pequeño paso para un hombre, pero un gran salto para la humanidad». Comenzamos.