Hasta hace pocos años las únicas evidencias de cuerpos celestes con atmósferas se hallaban el nuestro Sistema Solar. Pero el hecho de encontrar el primer planeta fuera del Sistema Solar en 1992 revolucionó la astronomía y pronto se pensó en poder encontrar un planeta con atmósfera en sistemas extrasolares. Las dificultades técnicas solventadas desde esas fechas para la detección de los planetas extrasolares, han hecho posible este hecho y hoy día conocemos muchos planetas extrasolares con atmósfera (por lo menos con presencia de gases rodeando su superficie). De momento sólo podemos aspirar a esto, detectar moléculas gaseosas en exoplanetas, y utilizar las leyes físicas para inferir algo de su dinámica, pero pronto, debido al ritmo de desarrollo de sistemas de detección, podremos saber algo más de esas atmósferas.

No hay que perder de vista la dificultad técnica que supone poder detectar la existencia de moléculas gaseosas en atmósferas de planetas situadas a decenas o cientos de años luz de distancia. Esto se realiza por el medio de la espectroscopia combinada con el método de detección por tránsito.

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Tránsito de un exoplaneta

El método del tránsito planetario utiliza la disminución de la luz que nos llega de una estrella cuando un planeta de dicha estrella se coloca por delante de nuestra visión. El planeta causa una bajada de brillo característica en una gráfica que represente el brillo frente al tiempo de observación. Una bajada de brillo típica de un planeta del tamaño de Urano pasando por delante de una estrella del tamaño solar es de una milésima en el flujo de luz de la estrella. Esto ya es un reto para los detectores existentes, pero para llegar a detectar que ese planeta transitando posea atmósfera, es rizar el rizo.

Para ello hay que quedarse con el primer contacto del tránsito, que corresponde al inicio de la bajada de la curva de la luz del tránsito. Ese instante es en el cual el grosor de la atmósfera planetaria es el único obstáculo que tiene la luz de la estrella que nos llega. Ahora tiramos de espectroscopia y restamos el espectro natural de la estrella al espectro registrado en ese instante. Los picos de absorción que aparezcan en esa resta corresponderán a los compuestos de la atmósfera planetaria.

Haciendo unos cuantos números, Para un planeta como Urano con un grosor de atmósfera de unos 1000 kilómetros, esto supone en tanto por ciento sobre el área total del planeta un 1,4%. Si el flujo de luminosidad es proporcional al área del planeta, la bajada de brillo causada por la atmósfera es del orden de la cienmilésima sobre el total. Ahí está la dificultad, sacar datos espectroscópicos fiables sobre una variación de flujo luminoso de una cienmilésima parte del total.

A fecha de Enero de 2017 se han logrado detectar 24 exoplanetas con moléculas atmosféricas. Dichas moléculas detectadas son: nitrógeno, oxígeno, agua, dióxido de carbono, amoniaco, metano, monóxido de carbono y ácido cianhídrico.

Tabla 1: Planetas extrasolares con atmósfera detectada
Planeta Distancia Masa Moléculas encontradas
HD 209458 b 153,2 0,69 O2, H2O, CO2, CH4, NH3, CO, H2, CHN
GJ 436 b 33,3 0,07 CH4, CO2, CO, H2O
2M 2236+4751 b 205,5 12,5 CO, H2O
HD 189733 b 62,9 1,1 H2O, CO2, CH4, CO
GJ 1132 b 39,3 0,005 O2, H2, N2, CO2
HD 131399A b 319,6 4 CH4, H2O
WASP-12 b 1392,7 1,4 H2O, CO2, CH4, CO, H2, CHN
K And b 168,3 14 H2O
WASP-121 b 880,6 1,2 H2O
Ross 458AB c 38,2 11,3 H20, CH4, H2
T Boo b 50,9 5,8 H2O
55 Cnc b 40,2 0,026 CHN
GJ 504 b 57,2 4 CH4
WISE 0458+6434 b 34,2 13 CH4, H2O
51 Eri b 95,8 7 CH4, H2O
HAT-P-1 b 453,1 0,52 H2O
51 Peg b 47,9 0,47 CO, H2O
ROXs 428 b 440,1 9 CO, H2O
GU Psc b 156,5 11 CH4
GJ 758 b 50,5 35 CH4
HR 8799 b 128,4 7 CH4, H2O, CO
WISE 1217+16A b 32,6 22 CH4, H2O, H2
1RXS1609 b 472,7 14 H2O, CO
HD 179949 b 88 0,92 H2O, CO

Universo gaseoso

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