Otros soles, otros planetas

Lo que hasta hace poco más de una década era apenas una sospecha, hoy ya es una realidad: hay estrellas parecidas al Sol en torno a las cuales giran planetas. Gracias al desarrollo de varias técnicas que se describen aquí, se conocen ocho sistemas planetarios y 117 planetas extrasolares. Por el momento, de estos últimos sólo se han detectado los gigantes, con tamaños similares o mucho mayores que el de Júpiter. Aún falta por descubrir planetas más pequeños, como la Tierra.1

Dante Minniti | Departamento de Astronomía y Astrofísica, Facultad de Física

 

Imaginemos que estamos en Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol: veríamos al astro apenas como una estrellita más en el cielo nocturno, sin sospechar que allí hay planetas, y que en uno de ellos hay seres pensantes. Nosotros tampoco sabemos si alrededor de Próxima Centauri giran planetas: es mucha la distancia. Por ejemplo, el Sol está a ocho minutos luz de la Tierra; Próxima Centauri, a cuatro años luz, unas 250 mil veces más lejos.2
La búsqueda de planetas es una de las empresas científicas más difíciles. Detectar uno orbitando alrededor de una estrella cercana sería como divisar una luciérnaga que está volando alrededor de un faro a cien kilómetros de distancia y que apunta su haz directamente hacia nosotros. ¡Imposible! No sólo la luz de esa luciérnaga es débil a cien kilómetros, sino que está al lado de un tremendo faro que nos encandila. Sin embargo, los astrónomos son muy imaginativos y están desarrollando técnicas avanzadas de búsqueda de planetas extrasolares. Esas técnicas son muy variadas, y todas requieren mediciones de exquisita precisión.
¿Todas las estrellas tienen planetas? ¿Qué tipos de planetas son más numerosos en la Vecindad Solar? ¿Cómo se forman y evolucionan los sistemas planetarios? ¡No sabemos! Nuestro conocimiento sobre sistemas planetarios es muy incompleto, aunque se está progresando mucho. La situación es al mismo tiempo frustrante, porque sabemos tan poco, y excitante, porque cada cosa nueva que aprendemos representa un enorme avance.
Debido al problema de la distancia, recién hace unos diez años se han comenzado a detectar planetas en las estrellas más cercanas (aquéllas que están a menos de 50 años luz); sobre estrellas más lejanas no tenemos información todavía.
Existen seis técnicas que miden los movimientos o brillos de las estrellas en torno a las cuales podrían estar girando planetas:
1. detecciones directas, 2. velocidades radiales, 3. astrometría, 4. tiempos de *pulsares, 5. microlentes y 6. tránsitos. Aquí describiremos cada uno de esos métodos en detalle, para luego discutir los resultados más recientes.

1. Detecciones directas: el ojo atento

Recordando el ejemplo del faro y la luciérnaga, las detecciones directas –con métodos ópticos– de planetas extrasolares son casi imposibles. Un planeta como Júpiter sería unas diez millones de veces menos brillante que el Sol; y la Tierra, aún cien veces menos que Júpiter.
La única excepción para la detección directa son los planetas muy jóvenes. En este caso, se los podría detectar en el infrarrojo del espectro antes de que se enfríen. Pero las regiones de formación de estrellas más cercanas (nebulosas de Tauro, Ofiuco, Orión y Camaleón) se encuentran a cientos de años luz de distancia, y hasta ahora no se han descubierto este tipo de planetas.

2. Velocidades radiales: el meneo de las estrellas

La órbita de un planeta alrededor de una estrella induce una pequeña oscilación en ésta, un meneo respecto del observador; ese movimiento es mayor para planetas del tipo gigante en órbitas pequeñas. Una de las técnicas de búsqueda se basa en mediciones precisas de esas oscilaciones ínfimas en los espectros estelares. Estas detecciones son indirectas, pero están basadas en un principio muy simple de la física llamado efecto Doppler. La frecuencia del espectro observado de un objeto en movimiento cambia dependiendo de si éste se acerca o se aleja. Los acercamientos dan corrimientos hacia el azul del espectro; los alejamientos, hacia el rojo. El efecto Doppler nos permite, entonces, medir las velocidades radiales de las estrellas.
En el Sistema Solar, los planetas orbitan alrededor del centro de masa (o baricentro) de este sistema, que está en el Sol porque éste es muy masivo comparado con los planetas. Seamos precisos: la masa del Sol es de 2x1030 kg; la de Júpiter, mil veces menor que la del Sol (aun así, tiene más del doble de la masa que todos los otros planetas juntos); y la de la Tierra, una tresmillonésima parte de la masa solar. Pero el centro del Sol también orbita alrededor del baricentro –que está cerca, pero no exactamente en el centro de la estrella–, y describe una pequeña órbita interior.
¿Qué observaríamos mirando hacia el Sol si estuviéramos en la estrella Próxima Centauri? Júpiter hace que el Sol se mueva con una velocidad máxima radial de 12,5 metros por segundo (45 km/h) y un período de doce años. Para Saturno, esos valores son de 2,7 m/s y 30 años (la Tierra induce un movimiento en el Sol de apenas algunos centímetros por segundo). Para detectar los corrimientos Doppler minúsculos debidos a planetas gigantes necesitamos medir las velocidades radiales con una precisión mejor que 3 m/s. La tecnología que permite esas mediciones recién está disponible desde hace unos diez años. Las mejores velocidades radiales que se pueden obtener en el presente llegan a 2 m/s, pero esas mediciones de precisión son factibles sólo para las estrellas más cercanas. Las limitaciones para superar esa barrera de 2 m/s son variadas: el gas en las atmósferas de las estrellas tiene movimientos turbulentos, los instrumentos son difíciles de calibrar y de mantener estables, y el análisis de los datos es laborioso. No podemos detectar planetas similares a la Tierra usando este método, ya que el mínimo movimiento que ellos inducirían es imposible de medir en la actualidad.
No es sorprendente que los cien primeros planetas extrasolares descubiertos sean muy grandes y se muevan en órbitas pequeñas, separados de la estrella por no más de tres unidades astronómicas (450 millones de kilómetros) y de masas superiores a la mitad de la de Júpiter.

3. Astrometría: la medida justa

La oscilación descrita antes también puede observarse directamente midiendo de manera muy exacta la posición de la estrella, es decir, obteniendo su astrometría precisa. Para hacer mediciones astrométricas se necesitan precisiones de milisegundos de arco (ángulo), lo cual está más allá del alcance de los instrumentos disponibles en la superficie terrestre.
La diferencia principal con el método de las velocidades radiales es que la astrometría es más sensible a los planetas más separados de las estrellas, con períodos largos. Pero, en general, esto implica hacer observaciones por al menos durante un período entero del planeta, que en el caso de Júpiter, por ejemplo, es de doce años. Por otro lado, la gran ventaja de este método es que se podría detectar los planetas alrededor de estrellas cercanas, independientemente de las inclinaciones de sus órbitas.
Todavía ningún planeta ha sido detectado o confirmado astrométricamente, pero la técnica es muy prometedora para el futuro con el advenimiento de *interferómetros y telescopios espaciales.

4. Tiempos de pulsares: llevar el ritmo

Este método se basa en medir la demora entre los pulsos provenientes de estrellas de neutrones o *pulsares, y también depende de las masas de los planetas. Por efecto de la órbita de un planeta masivo alrededor de una estrella de neutrones, ésta se acerca o se aleja periódicamente, retrasando o acelerando los pulsos.
Los primeros planetas extrasolares fueron descubiertos en 1991 alrededor del pulsar B1257+12. Su formación y supervivencia son un misterio todavía, ya que los pulsares son estrellas producidas por explosiones de *supernovas. Estas explosiones formidables destruirían no sólo la estrella sino que evaporarían los planetas a su alrededor.

5. Microlentes gravitacionales: enanas que magnifican

A principios del siglo pasado, Albert Einstein postuló en su teoría de la relatividad general que la trayectoria de la luz no siempre es una línea recta, sino que se curva al pasar cerca de un objeto masivo como el Sol. Tenía razón: observaciones realizadas por Arthur Eddington en su expedición a África durante un eclipse solar en 1919 probaron que la teoría de Einstein era correcta. La técnica de lentes gravitacionales se basa en ese principio. En nuestra Galaxia, las estrellas o planetas actúan como lentes, provocando una magnificación en el brillo de otras estrellas lejanas. Este fenómeno llamado microlente gravitacional permitiría detectar planetas pequeños (similares en masa a la Tierra) y lejanos, y es sensible a planetas separados de sus estrellas madres por tres a cinco unidades astronómicas (150 a 750 millones de kilómetros).
Se requieren mediciones de los brillos de las estrellas (fotometría) frecuentes y precisas para encontrar la perturbación de corta duración debida a un planeta en órbita alrededor de una lente gravitacional. Como éstos son eventos que ocurren con una frecuencia muy rara, se deben monitorear millones de estrellas. Para ello se elige el bulbo galáctico, la zona más densa en estrellas de nuestra Galaxia, cerca del centro.
Ahí las lentes son típicamente estrellas de baja masa.
En la práctica, este método es muy laborioso: se detectan los eventos de microlentes primero y después se los sigue observando con alta frecuencia (varias observaciones por hora) para detectar planetas alrededor de las lentes. Un detalle interesante es que el centro de la Vía Láctea está en el cielo austral. Entonces se requieren observaciones desde el hemisferio sur, que sean continuas alrededor del mundo. Una red de telescopios pequeños sería ideal, pero el hemisferio sur terrestre está dominado por los océanos, y hay pocos lugares aptos para estas observaciones: América del Sur, Australia-Nueva Zelanda y Sudáfrica.
Como las lentes son «oscuras», deben ser estrellas débiles (enanas), por lo que se estaría explorando un rango de sistemas solares muy distintos al nuestro. Existen dos candidatos hasta ahora pero no han sido confirmados.

6. Tránsitos: seguir la órbita

Si observamos justo en el plano en el que un planeta orbita en torno a una estrella, en algún momento ese planeta puede eclipsar de ella, produciendo una disminución temporal en el brillo estelar. Para detectar estos tránsitos se requieren mediciones fotométricas de extraordinaria precisión. Una limitante es que los tránsitos sólo ocurren si el plano de la órbita coincide con la línea de la visual. Son mucho más probables las detecciones de planetas gigantes con períodos muy cortos. Esos planetas en general están iluminados por las estrellas, lo que ayuda a su detección. No todas las estrellas con planetas pueden ser detectadas: si la órbita no está inclinada favorablemente, no se ven eclipses.

Los primeros 117 planetas extrasolares

Resumiendo, todos los métodos de búsqueda de planetas fuera del Sistema Solar requieren mediciones de mucha precisión, pero son todos importantes porque dan informaciones distintas. Las búsquedas de velocidades radiales, tiempos de pulsares, microlentes gravitacionales y astrometría dependen de las masas de los planetas y las estrellas; las de tránsitos, de sus tamaños; las detecciones directas, de los brillos.
La técnica de velocidades radiales ha resultado ser la más exitosa: ha permitido descubrir más de cien planetas en estrellas cercanas hasta septiembre de 2003. El primer planeta extrasolar detectado usando velocidades radiales se descubrió en 1994, en la estrella 51 Pegaso por los astrónomos suizos Michel Mayor y Didier Queloz. Este descubrimiento cambia nuestra visión: ahora sabemos a ciencia cierta que sí hay otros planetas, y que los sistemas planetarios podrían ser abundantes en nuestra galaxia. Sin embargo, esos primeros planetas extrasolares nos sorprendieron, porque son distintos a los del Sistema Solar. Se descubrieron dos tipos nuevos de planetas que no creíamos posibles que existieran.

  • Primero, los planetas gigantes de tipo 51 PegasoB y HD209458B, que orbitan muy cerca de sus estrellas madres y cuentan con períodos de unos pocos días, lo que no ocurre en el Sistema Solar: aquí el planeta más cercano al Sol es Mercurio, pero se trata de un planeta sólido y pequeño, del tamaño de la Luna. No está claro cómo se pueden formar estos planetas gigantes gaseosos, conocidos como «Júpiteres calientes», tan cerca de las estrellas, ni tampoco cómo pueden sobrevivir sin evaporarse. Sin embargo, hoy se conocen más de veinte de ellos, lo que sugiere que son mundos relativamente comunes.
  • Segundo, los planetas con órbitas muy elípticas, conocidos como planetas excéntricos. Las órbitas de los planetas en el Sistema Solar son todas casi circulares, con excentricidades pequeñas; si no, colisionarían entre sí. No está claro cómo se pueden formar estos planetas excéntricos tan cerca de las estrellas, ni tampoco cómo han sobrevivido.

Las mediciones de velocidades radiales sólo revelan planetas gigantes tipo Júpiter (unas 300 veces más masivos que la Tierra). Estos planetas no sobrevivirían en el Sistema Solar: su gravedad es tan grande que mantienen sus atmósferas primordiales de hidrógeno, helio y otros gases. Pero esos planetas gigantes tal vez representan sólo la punta del iceberg. Aunque por el momento sólo podamos detectarlos a ellos y a sus estrellas madres, no sería inesperado que en esos sistemas también existan otros planetas terrestres menores, con sus lunas, además de otros cuerpos como cometas y asteroides.
Entre los primeros 117 planetas extrasolares descubiertos, no hay ninguno que se asemeje a los de nuestro sistema: la mayoría son más grandes que Júpiter. ¿Es único el Sistema Solar? ¿O todavía no encontramos otro dominado por un Júpiter? Éstas son preguntas importantes que la nueva generación de astrónomos que estamos educando ayudará a responder.

El futuro en el espacio

Es difícil predecir cuáles descubrimientos nos sorprenderán en el futuro. Técnicas de reciente desarrollo, como la *interferometría, incluyendo nuevos telescopios terrestres, como el ALMA (ver artículo de Mónica Rubio en este dossier) y misiones espaciales, como las Kepler, Space Interferometry Mission y Terrestrial Planet Finder, nos permitirán seguir descubriendo otros mundos fuera del Sistema Solar y se podrá detectar planetas más pequeños que Júpiter:

  • La Misión Kepler, planeada para el año 2007, estará dedicada a observar tránsitos de planetas pequeños como el nuestro, cubriendo un campo amplio en la constelación de la Lira.
  • La *interferometría terrestre y espacial nos permitiría detectar planetas incluso más pequeños que Urano.
  • La Space Interferometry Mission (SIM) será una de las misiones que tendrá dos telescopios y durará unos cinco años. Ésta probará nuevas tecnologías, buscando planetas situados en las zonas habitables de 150 estrellas cercanas.
  • El Terrestrial Planet Finder (TPF) será una misión más ambiciosa. Lanzada en 2011, consistirá en un grupo de telescopios sincronizados en un espacio del tamaño de un campo de fútbol. Además de detectar planetas pequeños de tipo terrestre, permitirá saber la composición química de sus atmósferas. Se intentará encontrar oxígeno, ozono y otros indicios de fotosíntesis.

Aunque el descubrimiento de los primeros sistemas planetarios extrasolares estimula la imaginación, debemos ser realistas. La exploración humana de esos planetas es imposible a corto plazo debido a las grandes distancias. Pero ahora que tenemos la certeza de que hay infinidades de otros mundos por explorar, podemos hacer otra pregunta interesante, que discute George Coyne en estas mismas páginas: ¿Habrá vida en otros lugares del universo?

 

NOTAS AL PIE

  1. Este trabajo forma parte del proyecto FONDAP 15.010.003 «Center for Astrophysics».
  2. El año luz es una medida de distancia y no de tiempo, definido como el trayecto recorrido por la luz en un año, equivalente a unos diez billones de kilómetros, 250 millones de veces la circunferencia terrestre.


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