Astrometría
Dado que la estrella gira sobre el centro de masa se puede
intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella. A
pesar de que estas variaciones son muy pequeñas. En 2002, el Telescopio
espacial Hubble tuvo éxito en el uso de astrometría para caracterizar un
planeta descubierto previamente alrededor de la estrella Gliese 876.
Tránsitos
Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar
sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante
de ella. El método de tránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden
utilizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un planeta, como en los
casos de HD209458b28 y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Este método, al
igual que el de la velocidad radial, encuentra de forma más eficiente planetas
de gran volumen, pero tiene la ventaja de que la cercanía del planeta a la
estrella no es relevante, por lo que el espectro de planetas que puede detectar
aumenta considerablemente. Los avances tecnológicos en fotometría han permitido
que la sonda Kepler, lanzada en 2009 con un coste de operación estimado en 600
millones de dólares, tenga sensibilidad suficiente como para detectar planetas
del tamaño de la Tierra, hecho que sucedió a finales de 2011 con el
descubrimiento de Kepler-20e y Kepler-20f. Se espera que la misión culmine en
2016.
Variación en el tiempo de tránsito (VTT)
VTT es una variación sobre el método del tránsito, donde las
variaciones en el tránsito de un planeta puede ser utilizado para detectar
otro. El primer candidato planetario descubierto de esta manera es el
exoplaneta WASP-3c, utilizando WASP-3b en el sistema de WASP-3 en el
Observatorio Rozhen, el Observatorio de Jena y el Centro de Torun de
Astronomía. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas como
la Tierra o exolunas. Este método fue aplicado con éxito para confirmar las
masas de los seis planetas de Kepler-11.
Medida de pulsos de radio de un púlsar
Un pulsar (es el pequeño remanente, ultradenso de una
estrella que ha explotado como una supernova) emite ondas de radio muy
regularmente a medida que gira. Leves anomalías en el momento de sus pulsos de
radio que se observan pueden ser utilizadas para rastrear los cambios en el
movimiento del pulsar causado por la presencia de planetas.
Binaria eclipsante
Si un planeta tiene una órbita de gran tamaño que la lleva
alrededor de dos miembros de un sistema de estrella doble eclipsantes, entonces
el planeta se puede detectar a través de pequeñas variaciones en el momento de
los eclipses de las estrellas entre sí.34 35 36 Hasta diciembre de 2009, dos
planetas se han encontrado por este método.
Microlentes gravitacionales
El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de
gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de
una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que
estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que
las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así
descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos
anteriores. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de
masa baja en una órbita ancha, designado OGLE-2005-BLG-390Lb.
Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo
En estrellas jóvenes con discos circumestelares de polvo a
su alrededor es posible detectar irregularidades en la distribución de material
en el disco circumestelar ocasionadas por la interacción gravitatoria con un
planeta. Se trata de un mecanismo similar al que actúa en el caso de los
satélites pastores de Saturno. De este modo ha sido posible inferir la
presencia de un planeta orbitando la estrella Beta pictoris y de otro planeta
orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrellas aún más jóvenes la
presencia de un planeta gigante en formación sería detectable a partir del
hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de acrecimiento.
Detección visual directa
Desde el principio, obtener imágenes/fotografías de los
planetas extrasolares ha sido uno de los objetivos más deseados de la
investigación exoplanetaria. Las fotografías ya sea de luz visible o
infrarrojas podrían revelar mucha más información sobre un planeta que cualquier
otra técnica conocida. Sin embargo esto ha revelado ser mucho más difícil
técnicamente que cualquiera de las otras técnicas disponibles. Las razones de
esto son varias, pero entre las principales, se encuentra la diferencia entre
el brillo de las estrellas y el de los planetas. En el espectro de la luz
visible, una estrella promedio es miles de millones de veces más brillante que
cualquiera de sus hipotéticos planetas, y hasta hace poco ningún detector podía
identificar los planetas a partir del brillo estelar.
La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es
una fotografía infrarroja tomada a la enana marrón 2M1207 por el Very Large
Telescope en 2004. El cuerpo fotografiado (2M1207b),es un joven planeta de gran
masa (4 masas jovianas) orbitado a 40 UA de la estrella 2M1207. Este planeta
está a unos 2500 Kelvin de temperatura, debido a su reciente formación,
calculada en aproximadamente 10 millones de años. Los expertos consideran que
2M1207 y 2M1207b son un ejemplo atípico, pues en este sistema, la estrella y el
planeta están lejos (40 veces la distancia de la Tierra al Sol) y ambos emiten
cantidades comparables de radiación infrarroja, pues la estrella es una enana
marrón, y el planeta es todavía muy cálido, y por tanto, ambas son claramente
visibles en la fotografía. Sin embargo, planetas de edad y órbitas comparables
a la terrestre son todavía imposibles de detectar.
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