Exoplanetas

 

En este artículo  dudaba si medidor en algo profundo y engorroso, como el teorema de Ehrenfest ( mecánica cuántica + millas de ecuaciones) o algo más de carácter divulgativo, como los llamados «exoplanetas». A pesar que trataré el teorema de nuestro viejo amigo Paul Ehrenfest en otra ocasiónFeliz año nuevo !!!

Creo que será mucho más interesante hablar de algo como la búsqueda de planetas que serán capaces de albergar o desarrollar vida. Para ello contaremos con la inestimable colaboración de Rafael Bosch López.

Comencemos, pues, la búsqueda por nuestro universo en búsqueda de planetas similares a la tierra.

La búsqueda de vida fuera de nuestro planeta, o más bien , el deseo de constatar dicha existencia, ha sido desde siempre una idea que ha atraído al ser humano; el descubrimiento de este hecho traería conseguiremos grandes implicaciones filosóficas, tecnológicas e incluso religiosas, lo que induce continuamente al hombre a encontrar nuevas vías para su descubrimiento. Por lo que se conoce hoy en día sobre las condiciones necesarias para la presencia de vida, pese a lo que se tiene que puede ser perdurar en situaciones realmente difíciles, las estrellas quedan, hoy por hoy, descartadas como candidatas a ser lugares que sustenten materia Viva. Por tanto, es necesario encontrar objetos más fríos en los que se pueda desarrollar la vida, es decir, planetas, los cuales como ya sabemos, son pequeños en nuestro sistema solar.

Hace no muchos años resultaba poco menos que impensable la posibilidad de observación de planetas fuera de nuestro sistema solar; Hoy esto ha cambiado sobremanera y de un tiempo a esta parte, existen diferentes métodos que pueden cambiar la detección de planetas extrasolares. Tanto es así, que se contabilizan ya un total de 245 planetas extrasolares, también llamados exoplanetas.

Fue en 1988 cuando los astrónomos Geoffrey W. Marcy y R. Paul Butler inician por primera vez esta búsqueda de un modo sistemático. En 1995, mientras descubría nuevas técnicas de detección que permitían descubrir nuevos planetas y las ponían en práctica, Michel Mayor y Didier Queloz se les adelantaron, detectando el primer exoplaneta situado en “51 Pegasi” a 48 años de luz de nuestro sistema solar. Posteriormente, en abril de 1999 se descubrió el primer sistema planetario formado por más de un planeta; se encontraron tres planetas orbitando alrededor de la estrella Upsilon Andrómeda a 44 años luz dela Tierra. Actualmente se han identificado ya 60 planetas orbitando en diferentes sistemas multiplanetarios.

, en abril de 2007, se halló orbitando alrededor de Gliese 581, un planeta de características bastante similares a las de la Tierra y por tanto buen candidato para albergar vida. Su radio es vez y media el de la Tierra y su órbita mucho menor; pero, debido a que Gliese 581 es una enana roja de temperatura muy inferior a la del Sol, estima que la temperatura de este planeta podría estar entre los 0ºC y los 40ºC, lo que permitiría la presencia de agua y consecuentemente de vida en él .

Pese a lo que pueda parecer con lo dicho hasta el momento, no es tarea fácil el descubrimiento de nuevos planetas y por ello tiene que aplicar diferentes técnicas de detección y diferentes medios de observación, como veremos seguidamente.

TECNICAS DE DETECCION

Existen diferentes técnicas de detección de planetas extrasolares, todas ellas basadas en la comprobación de las desviaciones de la posición de la estrella sobre la órbita o en las variaciones sufridas en la radiación que dicha estrella emite. Este tipo de determinaciones permite, no solo confirma la presencia del planeta, sino también establece los valores de su masa, radio, órbita y otros. Las técnicas más específicas actualmente utilizadas son:

– Detección astrométrica

– Detección por efecto Doppler

– Tránsitoitos planetarios

– Observación directa

– Uso de microlentes

Detección astrométrica

La detección astrométrica se basa en el efecto gravitatorio que un planeta ejerce sobre su estrella. Aunque la idea general con que solemos plantearnos los movimientos en un sistema planetario es la de planetas girando alrededor de su estrella, esto no es exactamente cierto ya que realmente giran, al igual que la estrella, respecto al centro de masas o centro de gravedad del sistema. Si bien la distancia desde el centro de la estrella al centro de masas es muy pequeña, existe y por tanto la estrella sufre un movimiento giratorio que puede ser visto.

Este método es el más antiguo y de hecho el descubrimiento de Neptuno fue debido a él. En 1846 los matemáticos Urbain Jean Joseph Le Verrier y John Couch Adams, de forma independiente, calcularon y predijeron que las desviaciones de la trayectoria de Urano respecto a lo que los cálculos procesados ​​en la mecánica newtoniana decían, eran debidas a la presencia de un planeta aún no descubierto. El astrónomo Johann Gottfried Galle haciendo uso de los datos de posición calculados por Le Verrier comenzó la búsqueda de dicho planeta y en la misma noche en que comenzó pudo observar Neptuno.

El problema principal que presenta esta técnica es que la variación de posición sufrida por la estrella, como consecuencia de la presencia de un planeta, es muy pequeña aun para planetas de grandes masas y por tanto se necesitan instrumentos de alta precisión para su medición.

Detección por efecto Doppler

Este método se basa de nuevo en el movimiento de la estrella debido a la presencia de un planeta. En este caso se comprueba la variación en las longitudes de onda de la luz emitida por la estrella, producidas como consecuencia del efecto Doppler.

El efecto Doppler consiste en la variación de longitud de onda sufrida por la luz que un cuerpo en movimiento emite. Este efecto se presenta también y nos es más familiar, en las ondas sonoras; cuando un tren se nos acerca pitando, las ondas de sonido se comprimen haciendo que percibimos un pitido más agudo que cuando se aleja de nosotros, en cuyo caso las ondas se separan. En el caso de la luz este efecto se pone de manifiesto mediante un desplazamiento de su espectro, hacia el azul cuando el objeto se aproxima y hacia el rojo cuando se aleja.

Cuando el plano de la órbita del planeta contiene o está próximo a la línea que unela Tierracon la estrella observada, la estrella durante su giro respecto al centro de masas del sistema se aproxima a nosotros en un tramo de su trayectoria y se aleja en el tramo opuesto; esto producirá corrimientos al azul y al rojo de modo alternativo, de forma que si somos capaces de observarlos, podremos determinar la presencia del planeta. Este método fue utilizado en el descubrimiento del primer exoplaneta, 51 Pegasi b.

Tránsitoitos planetarios

En este caso la detección no se hace comprobando los movimientos de la estrella sino, midiendo las variaciones de su brillo. Es aplicable cuando el planeta se interpone durante su trayectoria entre la Tierra y la estrella observada.

Cuando el planeta orbita por detrás de la estrella, nos llega el total de la radiación emitida, en cambio cuando transita entre la estrella y el observador, la intensidad recibida controlada; si se comprueba que ésto sucede de forma periódica se concluye la presencia de un planeta, pudiendo determinar su radio en base al valor de la variación en la intensidad de la radiación recibida.

Observación directa

El método de observación directa de planetas mediante telescopios presenta varios problemas. Uno de ellos es la baja intensidad de luz que el planeta refleja, comparado con la intensidad emitida por la estrella; en el espectro visible la radiación que nos llega de la estrella es un billón de veces mayor que la llegada desde el planeta.

Para evitar este problema se pueden realizar observaciones de la radiación infrarroja del planeta. La relación entre la radiación del planeta y de la estrella, es un millón de veces superior en el infrarrojo que en el visible, si bien esta relación sigue siendo muy baja y por la intensidad recibida sigue siendo muy tenue. Pese a todo, es una técnica que está dando buenos resultados y concretamente cabe destacar la identificación de moléculas en la exoplaneta HD 209458b realizada muy recientemente por el telescopio espacial Spitzer y la obtención, en 2005, de la primera imagen del planeta extrasolar 2M1207b.

Microlentes

Esta técnica se basa en el efecto, predicho por Einstein en su Teoría general dela relatividad, por el que un cuerpo de masa considerable produce sobre la luz que pasa por sus proximidades, una desviación de esta hacia él. Este efecto está perfectamente comprobado hoy en día y por tanto es de aplicación en la observación astronómica.

Cuando una estrella se interpone en el camino de la luz que circula desde una estrella lejana hasta nuestro lugar de observación, dicha luz se ve desviada por ambos lados de la estrella intermedia hacia nosotros, de acuerdo al efecto explicado, focalizándola del mismo modo que lo que una lente. Esto produce un aumento del brillo visto, que va disminuyendo poco a poco conforme se pierde la alineación; pero si hay orbitando un planeta alrededor de la estrella intermedia, cuando este se alinee con nosotros y la estrella lejana, la intensidad lumínica volverá a aumentar, aunque en menor medida, como consecuencia del efecto de microlente debido en esta ocasión al planeta. Este efecto permite identificar la presencia del planeta, así como, determinar su radio orbital.

Este es un sistema que facilita la detección de planetas pequeños y no requiere de telescopios grandes, con lo que su costo no es elevado, siendo su principal inconveniente la necesidad de alineación del planeta extrasolar con alguna estrella lejana.

MEDIOS DE OBSERVACION

Actualmente existen o están en proyecto de pronta ejecución, diferentes medios de observación observada en observaciones en diferentes espectros tanto desde la superficie terrestre como desde el espacio. Podríamos resumirlos en:

– Grandes telescopios

– Sistemas de interferometría en el visible

– Telescopios espaciales

– Telescopios infrarrojos

Grandes telescopios

La observación de exoplanetas, dentro del espectro visible, desde la superficie dela Tierra, es una labor difícil y cara, pero no por ello descartable. El problema principal a que se enfrenta este medio es la perturbación que la atmósfera produce sobre la luz captada por los telescopios; esta perturbación enmascara los cambios de brillo durante los tránsitos planetarios y producir movimientos aparentes de las estrellas, superiores a los reales debidos a la acción gravitatoria de los planetas que las orbitanas

La forma de salvar estos inconvenientes pasa por la construcción de grandes telescopios, como el recientemente inaugurado Grantecan del que se esperan importantes aportaciones en el descubrimiento de nuevos planetas. Aun con ellos, el enmascaramiento del movimiento de las estrellas por perturbación atmosférica no parece fácilmente evitable, por lo que su observación es factible usando estrellas lejanas que están «casi» alineadas con la observada, de modo que el movimiento aparente por perturbación mar el mismo para ambas y esta manera la estrella lejana puede ser usada como punto de referencia para observar el movimiento real de la estrella a estudiar.

Sistemas de interferometría en el visible

En este caso se utilizan varios telescopios que operan dentro del espectro visible; su tamaño ya no debe ser tan grande, puesto que lo que se hace es ubicarlos de modo que sus focos queden dentro de una misma superficie parabólica imaginaria. Esta técnica, interferometría requerida, obtiene una resolución equivalente a la de un telescopio de diámetro igual a la distancia existente entre los telescopios utilizados, si bien, la sensibilidad de ser afectada por el mismo orden que la de estos telescopios. Es una técnica aplicada desde hace años en radioastronomía, siendo bastante novedosa en el espectro visible, debido a la dificultad que supone la conducción de la luz captada desde los telescopios hasta el punto de recogida común, donde deben llegar en perfecta correlación.

Como ejemplos actualmente tenemos, de este sistema, tenemos el interferómetro del Observatorio Keck en Hawai que con dos telescopios de10 metrosobtiene una resolución equivalente a uno de100 metrosy el VLT (Very Large Telescope) en Chile, el cual esta constituido por cuatro telescopios de 8,2 metrosde diámetro, con resolución equivalente a 100 metros y sensibilidad equivalente a 16 metros.

Estos sistemas, que tienen telescopios no muy grandes, tienen mayor viabilidad económica que los grandes telescopios, por lo que se espera un crecimiento importante de ellos en los próximos años.

Telescopios espaciales

La colocación de telescopios fuera de la atmósfera terrestre evita por completo el problema de la perturbación que produce, siendo por tanto un medio de observación que presenta múltiples ventajas, aunque también importantes inconvenientes. Entre estos inconvenientes están el alto costo económico que conlleva y la limitación de tamaño que supone su transporte hasta la órbita de trabajo.

Pueden situarse en órbitas alrededor de la Tierraaunque la tendencia es una posición en órbitas heliocéntricas que acompañan a la Tierrade modo que no se interponga nunca en su zona de observación.

Existen múltiples proyectos en marcha o de futuro, Entre ellos podemos especificar los siguientes:

– El satélite COROT de ESA. Lanzado en diciembre de 2006, busca planetas grandes, mediante la técnica de variación de brillo por tránsitos.

– El proyecto Kepler de NASA. Con lanzamiento previsto para 2009, buscará planetas terrestres (masa entre 0,5 y 2 la dela Tierra), también mediante la técnica de variación de brillo por tránsitos.

– Proyecto GAIA de ESA. Será el satélite óptico más preciso. Entre otras misiones, se encargará de la búsqueda de exoplanetas y de la elaboración de un mapa 3D de alta precisión. Su lanzamiento será en 2011.

– Terrestral Planet Finder (TPF) de NASA. Su inicio está programado para 2012. Compuesto por dos observatorios espaciales independientes, observados planetas del tamaño dela Tierra.

– Proyecto SIM de NASA. Utilizará técnicas de interferometría; su lanzamiento está planeado para 2015.

– Proyecto Darwin de ESA. Lanzamiento previsto para 2016. Localizará planetas mediante técnicas astrométricas.

Telescopios infrarrojos

De aplicación tanto en la Tierra como en el espacio, permitir la observación de exoplanetas, dentro del espectro infrarrojo, con mucha mayor facilidad que los telescopios de espectro visible.

Hay que destacar la importancia que en este campo está teniendo el Telescopio Espacial Spitzer, que desde su órbita heliocéntrica está haciendo importantes descubrimientos astronómicos.

EL FUTURO

Ante todo lo visto, el futuro en la exploración de nuevos planetas y la posibilidad de encontrar materia viva en ellos se hace cada vez más plausible a la vez que apasionante. Por esperar, un rápido avance, así como nuevos e importantes descubrimientos, no parece que vayan a hacernos esperar mucho. En este sentido hay que decir que las futuras aportaciones no serán exclusivas de la astronomía profesional, pudiendo contribuir los astrónomos aficionados a su granito, o ¿por qué no ?, su montaña de arena.

Actualmente ya existen datos sobre tránsitos de planetas extrasolares, proporcionados por la astronomía amateur. De hecho, existen asociaciones de astrónomos aficionados, como Transitsearch.org (www.transitsearch.org), de la que se puede ser miembro disponible de un telescopio pequeño equipado con CCD y un software compatible, que organizan y participan en la observación y recopilación de datos relacionados con planetas extrasolares.

Se abre por tanto un amplio y apasionante campo para los amantes y aficionados a la astronomía, que seguro, en un futuro próximo agregará grandes satisfacciones y dará lugar a un aumento considerable en la cantidad de aficionados a este hermoso y enriquecedor hobby.

Pues lo dicho. Interesante, sencillo y divulgativo artículo que nos dará paso a un año lleno de aún más interesantes reflexiones sobre nuestro mundo, ya sea el universo de lo más grande y rápido o de lo más pequeño … o quizás de ambos.

Ser felices