Planetas extrasolares

Imagen de Harvard-Smithsonian .

OGLE-TR-56B

Observando el cielo a simple vista, con unos binoculares o un telescopio pequeño en una noche despejada y que se puedan ver mas unas 6,000 estrellas, y éstas están dentro de nuestra Galaxia La Vía Láctea. Ahora se cree que en el universo hay aproximadamente cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con unos cien mil millones de estrellas, en las cuales podría existir un sistema planetario como el nuestro, sin embargo hasta hace muy poco no se tenía indicio de la existencia de planetas, aparte de los nueve del sistema solar. La razón por la cual no se habían descubierto planetas es que los planetas no emiten luz propia y sólo brillan gracias a la luz que reflejan de las estrellas a cuyo alrededor orbitan, por tanto, son objetos de luminosidad muy débil.

Ahora esta luz débil de los eventuales planetas, incluso de los relativamente cercanos, se perdería en la luz mucho más intensa de la estrella alrededor de la cual orbitan, lo cual haría que fuese imposible distinguirlos.

Los métodos para la búsqueda de planetas extrasolares se dividen básicamente en dos categorías: indirectos y directos.

Por Hardy

HD 70642

Los primeros son los que no permiten llegar a ver realmente el planeta, sino sólo deducir su presencia estudiando la estrella alrededor de la cual podría orbitar. Por tanto, las observaciones se dedican a las estrellas cercanas, cuya luz se analiza con diversas técnicas para descubrir eventuales anomalías indicadoras de la presencia de un cuerpo orbitante. En cambio, los segundos (métodos directos) deberían permitir ver el planeta propiamente dicho.

En este caso, se trata de intentos que hay que situar en el límite de lo posible y consisten en separar la luz del planeta de la estrella. Para ello, son muy útiles las mediciones efectuadas en las longitudes de onda del infrarrojo del espectro, electromagnético. Los planetas son objetos fríos, mientras que las estrellas son muy calientes. Los objetos fríos emiten la mayor parte de su energía precisamente en el infrarrojo. En consecuencia, en estas longitudes de onda, la diferencia de emisión entre la estrella y el planeta se reduce, lo que facilita las observaciones.

El movimiento de las estrellas relativamente próximas a nosotros es bastante evidente; en las más lejanas, en cambio, es prácticamente inobservable. En general, estos movimientos son regulares, es decir, se producen a lo largo de trayectorias aproximadamente rectilíneas (al menos a pequeñas escalas temporales) y a velocidades constantes. Efectuando mediciones de astrometría, es decir, medidas de posición muy precisas de los astros, se observa una estrella durante un largo período de tiempo y se intenta descubrir si su movimiento es efectivamente rectilíneo y regular o parece un movimiento en zigzag. En este caso, un planeta podría ser el responsable de esta irregularidad. El otro método indirecto, mucho más aplicado que el anterior, se basa en el intento de medir la velocidad de desplazamiento de la estrella, o al menos el de la componente de esta velocidad en la dirección Tierra-estrella.

Los métodos indirectos clásicos son dos y se basan en mediciones de la posición o la velocidad de la estrella, Todas las estrellas se mueven sometidas a las fuerzas gravitatorias de otras o, sencillamente, porque orbitan alrededor del centro de la Galaxia.

La velocidad medida de esta manera se llama velocidad radial. Si el movimiento de la estrella observada no es perturbado por la presencia de uno o más planetas, su velocidad será uniforme. En cambio, si existiese algún cuerpo masivo en sus proximidades, como un planeta de tipo Júpiter, se podría establecer la hipótesis de que la velocidad de la estrella variaría ligeramente con un período igual al de la rotación del planeta que orbita a su alrededor; este planeta «tiraría» de ella hacia una parte y luego hacia otra, alterando su movimiento.

Discos Circunestelares

Entre los métodos indirectos para la búsqueda de planetas fuera del sistema solar, hay que citar el trabajo del satélite IRAS (Infra-Red Astronomical Satelite), lanzado en 1983. Como su nombre indica, este satélite efectúa mediciones en el infrarrojo y, en unos l0 meses, cubrió con sus observaciones prácticamente toda la bóveda celeste. Uno de sus mayores descubrimientos fueron algunas estrellas que emiten mucha más radiación en el infrarrojo de lo que cabría esperar según las teorías. Este exceso de infrarrojos fue interpretado inmediatamente por los astrónomos como resultado de la presencia de materia fría (polvo y gas) que forma discos o cubiertas alrededor de estas estrellas. Poco tiempo después, dos astrónomos estadounidenses, Smith y Terrile, lograron ver el disco que hay alrededor de la estrella Beta Pictoris utilizando un telescopio que permitía ocultar la luz de la estrella central. Evidentemente, de esta manera no es posible ver los planetas, pero se puede observar que hay muchas estrellas que tienen discos de polvo muy similares al que se piensa que fue el origen de los planetas del sistema solar. En los últimos años, el Hubble ha logrado observar muchos discos de polvo de esta clase en la región de la nebulosa de Orión, discos a los que se ha dado el nombre de proplyd, es decir, proto planetary disk (disco protoplanetario).

51 Pegasi

A finales de 1995, dos astrónomos suizos, que trabajan en el observatorio de Ginebra, anunciaron el descubrimiento de un planeta alrededor de la estrella 51 Pegasi. El método utilizado fue el de medición de la velocidad radial y para ponerlo en práctica, desarrollaron un espectrógrafo muy sensible, capaz de medir variaciones de velocidad de 12 metros por segundo. 51 Pegasi, que es una estrella del tipo espectral G2 (y, por tanto, totalmente similar al Sol) presenta unas oscilaciones de su velocidad radial de casi 50 m/s, un dato que, por su magnitud, atenúa el riesgo del error instrumental. Estas oscilaciones se pueden atribuir a la presencia de un planeta de una masa al menos doble que la de Júpiter, que orbita alrededor de la estrella en un período de poco más de cuatro días. De acuerdo con las leyes de Kepler, este último dato sitúa el planeta a una distancia de tan sólo 7 millones de km de la estrella, es decir, ocho veces más cerca de lo que Mercurio está del Sol. De hecho, se trata de una situación muy extraña: los modelos teóricos, desarrollados por los astrónomos sobre la formación de los sistemas planetarios, parecen demostrar que los planetas grandes como Júpiter no pueden formarse tan cerca de la estrella central donde, si acaso, se formaran planetas de tipo terrestre, mucho más pequeños.

Si esta medición, confirmada, además, por otros grupos de investigación, tuviese un fundamento sólido, seria necesario reconsiderar a fondo todas las teorías sobre la formación de sistemas planetarios en general y por tanto, quizá también la de nuestro sistema solar.

Pero esto sólo fue el inicio. A principios de 1996, Geoffrey Marcy, de la Universidad de San Francisco, y Paul Butier, de la Universidad de California, publicaron unos resultados para las estrellas 70 Virginis y 47 Ursa Majoris similares a los de 51 Pegasi La primera, 70 Virginis, es una estrella ligeramente más fría que el Sol, de magnitud 5 y situada a unos 80 años luz de la Tierra. Parece tener un planeta de masa igual a seis o siete veces la de Júpiter, a una distancia aproximadamente igual a la mitad de la que hay entre la Tierra y el Sol. La segunda, 47 Ursa Majoris, está a unos 46 años luz de nosotros; tiene un planeta de una masa al menos doble de la de Júpiter y a una distancia de cerca del doble de la de la Tierra al Sol. Una vez más, los dos descubrimientos se han hecho con mediciones de velocidad radial.

También a principios de 1996, el astrónomo estadounidense Christopher Burrows orientó el telescopio espacial Hubble hacia el famoso disco de la estrella Beta Pictoris, observando una pequeña deformación imputable a un planeta de pequeña masa que orbitaría alrededor de la estrella.

Entre abril y mayo de 1995, la técnica de la velocidad radial puso de manifiesto la posibilidad de la existencia de planetas alrededor de las estrellas Rho Canci y Tau Bootis. Para la primera, situada a 46 años luz de la Tierra, se trataría de un planeta con una masa equivalente a 0,8 la de Júpiter; para la segunda, de un planeta igual a 3 masas de Júpiter. En ambos casos, los planetas estarían situados a una distancia bastante pequeña de sus respectivas estrellas.

Existe un caso incierto: el de Lalande 21185, una de las estrellas más cercanas al Sol, anunciado en junio de 1995 por el científico George Gatewood durante un congreso de astronomía. Esta estrella es una enana que parece tener un verdadero sistema planetario formado por tres planetas (sería el primer descubrimiento de este género), cada uno de masa similar a la de Júpiter, y cuyos períodos serían, respectivamente, de 5,8 años, 30 años y aún mayor para el tercero.

En este último caso, el descubrimiento se hizo con mediciones de astrometría, es decir, midiendo las variaciones de posición. Finalmente, hay hipótesis, todavía por confirmar, que contemplan la posible presencia de planetas alrededor de las estrellas CM Draconis e, incluso, Proxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro sistema solar. Y hay otras estrellas que están en observación.

Todavía se está muy lejos de poder observar los planetas de otras estrellas. Sin embargo, en los últimos tiempos se han dado pasos de gigante en esta dirección y los resultados ya empiezan a notarse. Es razonable prever que dentro de unos 20 años tendremos indicios precisos de la existencia de sistemas planetarios similares al nuestro y, probablemente, los podremos ver con los grandes telescopios que en la actualidad se están construyendo. Entonces, será muy interesante descubrir si existen planetas similares a la Tierra y si caso albergan vida. Éste es uno de los grandes retos que, en el futuro, habrá de afrontar la astronomía.

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 webmaster - 23. Agosto. 2005
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