Detección de planetas extrasolares

Giordano Bruno (1548-1600) fue el primero en pensar, o al menos publicar, en la posibilidad de que si nos encontrábamos en un Sistema Solar, con una estrella y varios planetas alrededor de ella (Bruno sí apoyaba la descripción de Copérnico), era más que razonable pensar que allí fuera, en el Universo, existiesen muchos (el los citó como infinitos aunque por aquella época el infinito que se manejaba no hay que entenderlo estrictamente) sistemas solares análogos al nuestro, cada uno con su estrella y sus planetas, por lo que podría haber muchos de estos con vida.
Por supuesto, en 1600 fue quemado en la hoguera.

Cuando ya se tuvo un conocimiento mucho mejor de cómo funcionan las cosas, de por qué los cuerpos orbitan en torno a otros y de cómo se forman las estrellas, la idea de que hubiese otras estrellas con planetas orbitando a éstas se convirtió en totalmente plausible.
Sin embargo esto también nos hizo darnos cuenta de que sería muy complicado (imposible para la época) ver dichos planetas, ya que éstos brillan mucho menos que su estrella (consecuencia de que son mucho más pequeños que ésta y de que únicamente reflejan la luz que les llega de ella) y están muy cercanos a ésta, en comparación con la distancia a la que se encuentran que ya para las estrellas más cercanas a nosotros será de decenas de años luz.

Y esto fue la razón de que aunque se supiese que tenía que haber planetas orbitando a muchas otras estrellas, a los que llamamos planetas extrasolares precisamente por estar orbitando a otra estrella que no es la nuestra, no se hubieran descubierto, hasta 1995.

Después de que llegase el primero, como suele ocurrir, se tuvo un rápido avance que nos ha conducido a que en la actualidad ya se tenga conocimiento de algo más de 450 planetas extrasolares. Eso sí, prácticamente todos ellos son planetas gigantes, similares a Júpiter, y sólo es en los últimos años cuando se está comenzando a observar también planetas rocosos, pequeños, como la Tierra.

Cómo se detectan

Hay que decir que ha día de hoy, únicamente hay menos de unas 10 observaciones directas confirmadas. Es decir, solamente se han visto directamente menos de 10 planetas extrasolares en una imagen (como ya comentamos con la primera observación confirmada), aunque este número va creciendo rápidamente en los últimos meses. El resto son «vistos» por métodos indirectos que nos permiten saber que ahí hay un planeta.

• El primero de esos métodos es el del tránsito. Si tenemos la suerte de que un planeta, al orbitar a su estrella, pasa en un momento dado por delante de ésta (es decir, se pone justo entre su estrella y nosotros), ocultará parte de su luz, muy poco porque es mucho más pequeño que la estrella, pero perfectamente detectable con instrumentos actuales.
  Así, mirando el brillo de muchas estrellas podemos observar en cuales de ellas se produce una caída de brillo cada cierto tiempo producida por un cuerpo que pasa delante de ella. Con esta caída de brillo, además, podemos calcular qué tamaño tiene ese cuerpo, por lo que podremos estar seguros de si se trata de un planeta o es otra estrella compañera.
  Ventajas: se consigue determinar el tamaño del planeta, su periodo (año) y su distancia a la estrella «fácilmente», y es posible obtener su composición ya que al pasar por delante de la estrella, pasaremos a ver la composición de estrella + planeta, así que eliminando la contribución de la estrella, obtenido en otro momento en que no está el planeta, obtenemos únicamente la del planeta.
  Inconvenientes: como hemos dicho, necesitamos que el planeta pase exactamente entre su estrella y nosotros, por lo que nos estaremos perdiendo una inmensa cantidad de planetas en donde esto no ocurre. A su vez, se requiere que estos planetas estén muy próximos a la estrella (lo cual facilita también lo anterior) debido a que en otro caso su paso por delante de ésta se producirá cada mucho tiempo, por lo que no veremos periodicidad o incluso no habremos visto ningún eclipse (por ejemplo un planeta que de una vuelta cada 50 años, es muy posible que desde 1995 hasta ahora todavía no haya pasado por delante de la estrella ninguna vez).

• Otros dos métodos muy usados también son el de velocidad radial y/o astrometría: si el planeta es muy grande (de tipo Júpiter) causa una atracción apreciable sobre la estrella, lo que hace que a la vez que el planeta gire, la estrella realice también un pequeño movimiento «siguiendo» al planeta. Esto será más notable desde luego cuando más grande sea el planeta.
  <div style="float:right;text-align:center;"
  Cortesía de Wikipedia.
  Así, si el movimiento es suficientemente grande, podremos ver cómo la posición de la estrella en el cielo varía ligeramente, describiendo un círculo o elipse pequeñas, lo que nos permite deducir que ahí hay un cuerpo compañero que en algunos casos resultará ser un planeta (lo cual se confirmará de nuevo cuando se calcule la masa que tiene dicho cuerpo).
  En el caso en que este movimiento sea demasiado pequeño como para verlo en imagen, podemos echar mano del efecto Doppler, que debido a que la estrella está «oscilando» producirá que su luz se desplace ligeramente al rojo (cuando se aleja) y después al azul (cuando se acerca), lo que nos permitirá determinar dicho movimiento real y el del cuerpo que lo está causando.
  Ventajas: el efecto Doppler tiene una gran precisión por lo que se pueden ver movimientos bastante pequeños, lo que se traduce en que se observará un rango algo mayor de planetas, pero de nuevo se requieren que los veamos desde una perspectiva apropiada para poder verlo. En este caso esto involucra que el movimiento no sea perpendicular a donde estamos nosotros, para que la estrella «vaya y venga» en nuestra dirección de observación.
  Inconvenientes: Se requiere de un planeta lo suficientemente grande para causar un movimiento apreciable en la estrella. Es decir, únicamente planetas gigantes.

• Otro de los más comunes es el de microlente gravitatoria. Si este sistema estrella-planeta se encuentra o pasa por delante de otra estrella más lejana (siempre respecto desde donde miramos nosotros), podrá producirse una lente gravitatoria, es decir, la luz de la estrella lejana se magnifica y distorsiona algo como consecuencia de la gravedad de la estrella cercana. Sin embargo, si esta estrella tiene un planeta, éste puede causar otro efecto de lente (microlente más bien) sobre la misma estrella, por lo que observaremos cómo la luz de la estrella lejana varía de una forma diferente a lo que esperaríamos si sólo hubiese una estrella de por medio.
  Ventajas: Cuando es observada, permite determinar «fácilmente» que ahí hay un planeta y con qué masa.
  Inconvenientes: que el sistema solar considerado pase justo por delante de otra estrella o cuerpo más lejana es un fenómeno raro (poco probable) lo que causa que se observe pocas veces, como atestiguan el poco número de planetas que han sido descubiertos de esta forma.

Como vemos, todos estos métodos tienen un punto en común: en ninguno de ellos se observa el planeta directamente, sino únicamente los efectos que éste causa a otros cuerpos, además de que todos ellos son más fáciles observarlos para planetas gigantes, por lo que siempre se tiene un gran sesgo a favor de este tipo de planetas. Esto es la explicación de que se haya observado un número predominante de planetas gigantes y muy pocos rocosos, no es debido a que éstos sean menos comunes que los primeros.

Por este motivo, el año pasado se lanzó el telescopio espacial Kepler que buscará planetas similares a la Tierra (planetas rocosos) por el método del tránsito y en principio que estén a distancias similares a las de la Tierra, ya que la misión en un principio tiene una vida de 3 años y medio, por lo que se descarta descubrir planetas que tengan periodos más grandes que ésta.

Aunque a esta lista ya habría que añadir la detección directa (es decir haciendo una imagen, ocultando a la estrella, donde ya conseguimos ver al planeta) que últimamente está ya produciendo numerosas confirmaciones de planetas, esta vez vistos realmente en una imagen.

Más información:

Planetas extrasolares, Wikipedia.

Misión Kepler, AstroSeti.