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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 27
Tabla 1.2: Datos correspondientes a la estrellas HD 209458 y al planeta gigante asociado
(HD 209458b), obtenidos a partir del método fotométrico de tránsito y de la
espectroscopía Doppler
Estrella
Distancia 47 pc
V 7.65
5942 K
T eff
Planeta
i 86.1 ◦
M 0.69 M Jup
a 0.045 AU
e 0.07
P 3.52 días
R 1.40 R Jup
ρ 0.31 g/cm 3
que que la densidad de Saturno (0.70 g/cm 3 ), por lo cual corresponde a un planeta
de tipo gaseoso. En la Figura 1.11 podemos ver una ilustración, donde se muestra el
aspecto que tendría HD 209458, acompañada de su planeta gaseoso cercano.
El método de imagen directa contribuyó hasta el momento con sólo 1 exoplaneta
detectado. Esto se debe, por un lado, al gran contraste entre la emisión de la fuente
central y del exoplaneta mismo, ∼ 15 magnitudes en el óptico y ∼ 6 magnitudes
en el IR, para un objeto de masa 1 M Jup orbitando a 5 AU de una estrella de tipo
solar. Por otro lado, la separación entre la fuente y el exoplaneta proyectados sobre el
plano del cielo, requiere imágenes con una resolución inferior a 0.5”. En la Figura 1.12
mostramos la primer imagen directa de un exoplaneta alrededor del objeto central,
tomada de Chauvin et al. (2004). El exoplaneta tiene una masa de ∼5 M Jup y se
encuentra orbitando a 55 AU de la fuente, la cual es una enana marrón con una masa
de sólo 25 M Jup . El hecho de que la fuente central sea una enana marrón, y además
que se trate de un objeto relativamente cercano (∼ 70 pc), es lo que ha permitido
a estos autores lograr el contraste suficiente entre los brillos (∼100 en este caso, y
no 10 9 como sucedería entre una estrella y un planeta) como para obtener la imagen
del exoplaneta. Ésta fue tomada con el Very Large Telescope (VLT), utilizando el
instrumento de imágenes del IR cercano (CONICA, Near Infrared Imager and Spec-