Calculadora de detección de exoplanetas

La mayoría de los exoplanetas no pueden distinguirse como puntos de luz separados de sus estrellas anfitrionas, por lo que los astrónomos infieren su presencia mediante efectos periódicos. La fotometría de tránsito detecta una disminución temporal de la luz cuando un planeta cruza el disco estelar. Las observaciones de velocidad radial detectan el movimiento repetido de la estrella hacia el observador y en sentido contrario mientras estrella y planeta orbitan su centro de masas común. Esta calculadora compara las escalas ideales de señal de ambos métodos. El semieje mayor orbital se estima con la tercera ley de Kepler, usando la masa estelar en masas solares y el periodo en años. Si la masa del planeta es pequeña frente a la estelar, se obtiene una relación sencilla: el cubo del semieje es igual a la masa estelar por el cuadrado del periodo, con el semieje en unidades astronómicas. Para compañeros muy masivos hay que sumar su masa a la del sistema, pero esa corrección es despreciable para planetas ordinarios en este modelo de evaluación preliminar. La profundidad del tránsito es el cuadrado del cociente entre el radio planetario y el estelar, expresado como porcentaje. Un planeta de radio terrestre que cruza una estrella de radio solar bloquea solo cerca del 0.0084 por ciento de la luz; uno del tamaño de Júpiter bloquea aproximadamente un uno por ciento. El modelo supone que el planeta queda completamente proyectado sobre un disco estelar de brillo uniforme. Las curvas de luz reales dependen del oscurecimiento del limbo, los tránsitos rasantes, las manchas estelares, la luz de estrellas de fondo, el tiempo de exposición y la respuesta instrumental. La probabilidad geométrica de tránsito se aproxima dividiendo la suma de los radios estelar y planetario entre el semieje mayor. Los planetas cercanos tienen mucha más probabilidad de alinearse para un tránsito que los de órbitas amplias. Esta probabilidad describe orientaciones orbitales aleatorias antes de observar; no es la probabilidad de detectar, en datos ruidosos, un planeta que ya transita. La excentricidad y el argumento del periastro pueden modificarla. La semiamplitud de velocidad radial usa una aproximación de órbita circular vista de canto y masa planetaria baja. Aumenta con la masa del planeta y al acortarse el periodo orbital, y disminuye con la masa estelar. La amplitud real se multiplica por el seno de la inclinación orbital y depende de la excentricidad. La actividad estelar, las oscilaciones, las manchas en rotación, el tipo espectral, la cadencia y la precisión del espectrógrafo determinan si puede medirse. Usa masas y radios solares para la estrella, masas y radios terrestres para el planeta y días para el periodo. Los resultados son adecuados para educación, comparación de objetivos y comprobaciones rápidas de plausibilidad. Validar candidatos requiere observaciones repetidas, análisis de incertidumbre, evaluación de falsos positivos y, normalmente, métodos independientes. El modelado profesional debe ajustar toda la curva de luz o serie temporal de velocidades e incluir inclinación, excentricidad, oscurecimiento del limbo, contaminación, ruido correlacionado e incertidumbres de los parámetros.