Nuevos Mundos

Voy a partir esta columna haciendo un descargo: El descubrimiento del primer planeta extrasolar hace rato que merece un Nobel. O al menos, una distinción. Michel Mayor, Didier Queloz y Geoffrey Marcy, descubridores de 51 Peg b, el primer planeta extrasolar, eran, de hecho, candidatos al Nobel este año, pero todos ya aprendimos en una columna anterior en este blog que ese reconocimiento los recibieron otros por el bosón de Higgs... Bueno ya. También es importante.

Pero acaso ¿no es fundamental para la humanidad el descubrimiento de otros planetas y sistemas, similares a nuestro vecindario solar? ¿Y la posibilidad de que haya vida en al menos uno de ellos? Desde el tiempo de los griegos, pasando por Giordano Bruno en el siglo XVI hasta nuestros días, se intuía la presencia de “infinitos soles e infinitos mundos rotando alrededor de esos soles”.

¡Y qué intuición! 

1. Cazadores de planetas

Los planetas extrasolares, tal como lo indica su nombre, son planetas fuera del Sistema Solar. Su detección es difícil, ya que son demasiado pequeños y distantes como para observarlos directamente. La estrategia, entonces, es identificar los efectos que causan éstos en su estrella central. Los métodos más usados (y por supuesto, efectivos) son el de las velocidades radiales y la detección de tránsitos, que explicaré a continuación.

El método de las velocidades radiales se basa en el hecho de que el planeta, en su órbita alrededor de su estrella central, produce un “empuje” sobre ésta debido a la atracción gravitatoria entre ambos cuerpos. Este “empuje” produce que la estrella se mueva en una órbita pequeña. Cuando hacemos pasar la luz de la estrella por un prisma que dispersa la luz (lo que se llama un espectro, ver Figura 1), veremos unas líneas oscuras a longitudes de onda específicas. Estas líneas son producidas por los elementos que componen la superficie de la estrella y que absorben fotones en estas longitudes de onda (Figura 2) que son conocidas y fijas, o como se dice en lenguaje técnico, de laboratorio.

Figura 1: Portada de Dark Side of the Moon y clásico ejemplo para demostrar como un prisma dispersa la luz y produce un espectro

Fuente: Google Images

Figura 2: Espectro del Sol con líneas de absorción

Fuente: Google Images 

Sin embargo, como la estrella se bambolea producto de la interacción con el planeta (Figura 3), estas longitudes de onda aumentan cuando la estrella se está alejando (corrimiento al rojo), y disminuyen cuando ésta se acerca (corrimiento al azul). Este fenómeno es conocido como el Efecto Doppler, y es el mismo fenómeno que causa el cambio de frecuencia (o longitud de onda, las que son inversamente proporcionales) que percibimos en el sonido de una ambulancia, cuando va acercándose y alejándose de nosotros. La diferencia entre el valor de la longitud de onda de laboratorio y el corrimiento que observamos está relacionado con el cambio en velocidad radial (la componente que apunta hacia el observador) en la pequeña órbita de la estrella y es la indicación que hay (al menos) un planeta presente. Si monitoreamos las estrella por un período largo de tiempo, podemos describir la órbita y obtener una masa aproximada del planeta. Esta masa dependerá de la orientación de la órbita del planeta respecto de nosotros, ya que si existe una inclinación, afectará la medida del corrimiento que determinemos. 

Figura 3: Esquema del método de detección por velocidades radiales. La órbita de la estrella está exagerada para efectos de claridad.

Fuente: NASA

Figura 4: Variación en la velocidad radial de 51 Peg encontrada por Marcy & Butler, 1995.

Fuente: Google Images

Además, una vez identificado un planeta, se puede aislar el efecto que produce en la curva de cambio de la velocidad radial para poder identificar perturbaciones en la órbita de la estrella causadas por planetas más alejados y menos masivos. Así, se han descubierto sistemas de planetas, como es el caso del sistema asociado a la estrella 55 Cancri, con 5 planetas conocidos hasta ahora. 

Este método fue el usado por Michel Mayor y Didier Queloz en 1995, astrónomos de la Universidad de Geneve, para encontrar el primer planeta extrasolar, orbitando alrededor de la estrella 51 Peg (Figura 4). Algunos meses después, este descubrimiento fue confirmado por Geoffrey Marcy y Paul Butler, de la Universidad de Berkeley. Y se hizo historia...

La gran restricción que tiene este método es que está limitado por la masa del planeta. Esto quiere decir que mientras mayor es la masa del planeta, mayor es la variación de la velocidad radial, por lo que ha sido muy exitoso en encontrar planetas con masas similares a Júpiter. De hecho, 51 Peg b es un planeta que tiene una masa de alrededor de la mitad de la masa de Júpiter, pero está en una órbita mucho más cercana que la órbita de Mercurio, con un período de 4 días. En cambio, para encontrar planetas tipo Tierra, necesitamos espectros con excelente resolución, es decir, capaz de detectar corrimientos de las líneas muy pequeños. De todas maneras, se ha mejorado mucho la técnica con los años, y hoy en día instrumentos especialmente diseñados para cazar planetas, como el espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), ubicado en La Silla, Chile, o el PFS (Planet Finder Spectrograph), en Las Campanas, Chile, son capaces de encontrar planetas tipo Neptuno, y ya se están anunciando unos pocos tipo Tierra. 

El segundo método más usado es el de los tránsitos. Consiste en monitorear el brillo de una estrella por un periodo de tiempo. En general, este brillo se mantiene constante (excepto para estrellas que varían intrínsicamente, que son un lindo tema para algún post futuro). Sin embargo, cuando la estrella tiene asociado un planeta, cuando éste pasa delante de la estrella respecto del observador (o transita, de ahí el nombre del método), se observa una disminución en el brillo de la estrella (Figura 5). Lo mismo ocurre durante un eclipse de Sol, cuando la luna pasa frente a éste y lo tapa, o en tránsitos como el de Venus delante del Sol, ocurrido el 2012 (Figura 6). De nuevo, el porcentaje de disminución del brillo de la estrella depende del tamaño del planeta. Un planeta tipo Júpiter produce una caída en el brillo de 1% aproximadamente. Para planetas tipo Tierra, se necesitan imágenes de excelente calidad para detectar la caída del brillo de la estrella.

Figura 5: Esquema de un tránsito. El gráfico muestra la curva de luz del brillo de la estrella. Mientras el planeta pasa delante de la estrella, el brillo disminuye.

Fuente: NASA

Figura 6: Ejemplo de un tránsito: Tránsito de Venus (círculo negro grande) delante del Sol, ocurrido en 2012. Los puntos negros pequeños corresponden a manchas solares.

Fuente: Astronomy Picture of the Day

Una forma de mejorar la calidad es observar desde el espacio, donde no está presente la atmósfera terrestre que afecta las observaciones. Una limitación de este método es la orientación de las órbitas de los planetas respecto al observador: Si la órbita está suficientemente inclinada, el planeta no transitará delante de ella y no podremos detectarlo.

La mejor estrategia para encontrar planetas es usar ambos métodos juntos, es decir, buscar los tránsitos y confirmar la presencia del planeta por velocidades radiales. De esta forma se puede obtener una descripción de la órbita y características físicas del planeta.

2. Infinitos planetas alrededor de infinitos soles...

Los dos métodos descritos anteriormente, además de otros usados, han llevado al descubrimiento de más de 1000 planetas (número anunciado el mes pasado), de acuerdo al censo llevado por The Extrasolar Planets Encyclopaedia (www.exoplanet.eu). El número es impactante si pensamos que el primero se descubrió hace sólo 18 años. De estos 1000 planetas, 536 fueron descubiertos por velocidades radiales y 424, por tránsitos.

El tema de detección de planetas es absolutamente hot en la astronomía actual. Tanto así que se han enviado misiones al espacio con el principal objetivo de monitorear estrellas y los posibles tránsitos de planetas. El más reciente fue la misión Kepler, lanzada el 2009, que tenía como misión encontrar planetas tipo Tierra ubicadas en lo que se denomina como la zona de habitabilidad. Esta zona son órbitas alrededor de la estrella que tienen las condiciones necesarias para que los planetas en estas órbitas tengan agua líquida en su superficies. Es decir, Kepler busca vida extraterrestre... vida como la conocemos al menos. Lamentablemente, la misión Kepler tuvo problemas en su funcionamiento, y ya no estará más operativa. En los 3 años de actividad nos entregó al menos 3455 candidatos de planetas. Pero como los seres humanos somos obstinados, una nueva misión, TESS (Transiting Exoplanets Survey Satellite) está planeada por la NASA para lanzarse el 2017, además de otras misiones como Gaia (Agencia espacial europea ESA) y James Webb Telescope, que serán lanzadas este año y el 2022, respectivamente. 

Potenciales planetas habitables, ordenados por similaridad con la Tierra. El número debajo de cada planeta es el índice de similaridad con la Tierra.

Fuente: Kepler

El futuro se ve prometedor. Estamos ad-portas de encontrar un planeta con condiciones similares al nuestro. Condiciones que pueden significar vida. Un descubrimiento que cambiará nuestra forma de ver el universo.

Para terminar, dejo esa frase tan famosa de Carl Sagan: “El Universo es un lugar bastante grande. Si sólo somos nosotros, sería una terrible pérdida de espacio”

Nota tecnológica: Exoplanet (exoplanetapp.com) es un app disponible en el Appstore (lamentablemente no para Android) que tiene la base actualizada de los planetas descubiertos y algunas formas divertidas de visualizarlos. En inglés.