Algunos Exoplanetas notables

A continuaci´on, mencionaremos algunos exoplanetas en particular, que han resul- tado de inter´es. En 1999, fue anunciado el descubrimiento de Upsilon Andromedae, el primer sistema planetario m´ultiple. El sistema contiene 3 planetas, con masas de 0.687, 1.97, y 3.93 MJup sen i, orbitando a 0.0595, 0.830, y 2.54 AU, respectivamente, de la fuente central. Estos datos fueron confirmados por Butler et al. (2006). El mis- mo a˜no, se descubri´o el primer planeta mediante el m´etodo de tr´ansito alrededor de HD 209458 (Henry et al. 2000, Charbonneau et al. 2000), el cual previamente ya se hab´ıa detectado por el m´etodo de las velocidades radiales. De este modo, la detecci´on del eclipse confirm´o efectivamente las mediciones efectuadas de velocidad radial.

Charbonneau et al. (2002) realizaron la primer detecci´on de elementos qu´ımicos en la atm´osfera de un exoplaneta, mediante mediciones espectrofotom´etricas realizadas con el Hubble Space Telescope (HST). Estos autores encontraron que, cuando el ex- oplaneta de HD 209458 produce un tr´ansito, aparece una leve absorci´on adicional (_∼5 %) en el doblete del Sodio neutro (589.3 nm). Esta absorci´on adicional ser´ıa pro- ducida por la presencia del mismo elemento en la atm´osfera del exoplaneta. Luego, se detect´o H at´omico (Vidal-Madjar et al. 2003), Ox´ıgeno y Carbono (Vidal-Madjar et al. 2004), en el mismo exoplaneta. En la Figura 1.14 se muestra la variaci´on de la l´ınea Lyman αantes y despu´es del tr´ansito tomada con el HST. Por otro lado, en la Figura 1.15 mostramos una comparaci´on de los espectros de la estrella HD 209458, durante el tr´ansito y fuera del tr´ansito, mediante l´ıneas finas y gruesas, respectivamente. En el rango de longitud de onda observado aparecen algunas l´ıneas de emisi´on, las cuales no se pueden resolver individualmente debido a la baja resoluci´on empleada (_∼ 2.5 ˚

A/pix). Sin embargo, se aprecian claramente variaciones en la intensidad total de las l´ıneas de OI y CII. En el panel del medio se muestran las bandas de error, y en el panel inferior observamos un espectro de comparaci´on de mayor resoluci´on, donde podemos ver las mencionadas l´ıneas. Finalmente, mencionamos el trabajo de Tinetti et al. (2007), quienes detectaron vapor de agua en el exoplaneta de la estrella HD 189733, tambi´en durante los tr´ansitos.

Figura 1.13: Esquema de lo que ocurre en un evento de lente gravitacional. Panel superior: mientras la estrella de fondo se desplaza por detr´as de la estrella lente (equivalente a desplazarse verticalmente la figura), el observador recibe una imagen “magnificada” de la estrella de fondo. Panel inferior: variaci´on del brillo de la estrella de fondo, debido al efecto de lente gravitacional. Se aprecia la anomal´ıa en la curva debido a la presencia de un exoplaneta en la estrella lente. Im´agenes tomadas de la p´agina www.exoplanets.org.

Figura 1.14: Variaci´on del 15 % de la l´ınea Lyman α antes y despu´ıes del tr´ıansito, observada con el HST. Imagen tomada de la p´agina http://www2.iap.fr/exoplanetes/. gigante: Iota Draconis (Frink et al. 2002). Luego, se encontr´o el primer exoplaneta en un c´umulo globular (M4), por lo cual constituye el exoplaneta m´as viejo encontrado hasta el momento (Sigurdsson et al. 2003), con una masa de_∼2 MJup. Este peque˜no objeto se encuentra asociado a un sistema binario compuesto por un p´ulsar y por una enana blanca. Tambi´en, ya mencionamos la primer detecci´on de un exoplaneta medi- ante imagen directa en el IR, como mostramos en la Figura 1.12 (Chauvin et al. 2004). Fischer et al. (2007) realizaron el descubrimiento de lo que ser´ıa el 5to _{planeta or-} bitando a la estrella 55 Cnc, mediante la t´ecnica Doppler. Las variaciones peri´odicas en la curva de velocidad radial de una estrella, se analizan para obtener los datos de un primer exoplaneta. Luego, se restan a esta curva los efectos producidos por este primer compa˜nero. Si los residuos tambi´en muestran signos de una variaci´on peri´odi- ca, esto puede ser indicativo de un segundo compa˜nero, y as´ı sucesivamente. Este an´alisis se debe realizar con mucha precauci´on, debido a que los residuos pueden ser muy peque˜nos, de pocos m/s. De este modo, 55 Cnc es al momento la estrella con mayor cantidad de exoplanetas conocidos, y representa pr´acticamente un an´alogo de nuestro propio Sistema Solar. En la Figura 1.16 mostramos una ilustraci´on donde se

Figura 1.15: Comparaci´on de los espectros de la estrella HD 209458, tomado de Vidal- Madjar et al. (2004), durante el tr´ansito y fuera del tr´ansito (l´ıneas finas y gruesas, respectivamente). En el panel del medio se muestran las bandas de error, y en el panel inferior observamos un espectro de comparaci´on de mayor resoluci´on, donde podemos ver las l´ıneas individuales.

Tabla 1.3: Datos m´as importantes de los cinco planetas que orbitan alrededor de la estrella 55 Cnc

Nombre M sen i a e P planeta [MJup] [pc] [d´ıas] 55 Cnc b 0.82 0.11 0.014 14.6 55 Cnc c 0.16 0.24 0.086 44.3 55 Cnc d 3.83 5.77 0.025 5218.1 55 Cnc e 0.03 0.04 0.070 2.8 55 Cnc f 0.14 0.78 0.200 260.1

compara el aspecto que tendr´ıa el sistema m´ultiple de la estrella 55 Cnc, con respecto a nuestro Sistema Solar. Por otro lado, en la Tabla 1.3 listamos los datos m´as impor- tantes de los planetas que orbitan a esta estrella. En particular, las masas m´ınimas var´ıan entre 0.03–3.8 MJup, y las distancias entre 0.03–5.77 AU.