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.
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  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.

II Carnaval de la Física: un paseo por Venus

Venus. Imagen de R. Nunes.

Venus siempre ha sido uno de los objetos más fascinantes que se podía contemplar en el cielo desde la antigüedad, ya que a pesar de que no alcanzaba el brillo del Sol o la Luna, tampoco era una estrella típica, pues su brillo era muy superior al de éstas y se iba moviendo alrededor del Sol a lo largo del año (es el tercer cuerpo más brillante que vemos, por detrás del Sol y la Luna).

Todo esto le daba un encanto especial, algo que seguramente contribuyó a que sea el único planeta que ha recibido un nombre femenino (ya sabéis, estos se guardan para cosas verdaderamente especiales… o catastróficas, como los huracanes. Para el resto de cosas mundanas ya están los nombres masculinos), en concreto, el de la diosa del amor y de la belleza.
Su importancia causó también que algunos calendarios, como el de los Mayas, estuvieran basados en su movimiento, y no en el del Sol o la Luna, como normalmente se hacía.

Debido al extraordinario brillo que presenta, y que únicamente se puede ver en los atardeceres y amaneceres (depende de la época del año), Venus suele ser blanco de numerosos «cazadores de OVNI’s» (no sabría qué nombre darles…) ya que se suele comenzar a ver cuando aún está el crepúsculo y no se ven el resto de estrellas.

Venus a través del telescopio

Conocemos a Venus desde la prehistoria, como un punto muy luminoso en el cielo, pero… ¿cómo lo vemos a través del telescopio?.

Dicho de una forma simple: como la Luna pero sin cráteres.

Así es, en Venus observamos las mismas «fases» que vemos en la Luna: creciente, llena, menguante, nueva,… todo ello como consecuencia de que como es un planeta más cercano al Sol que el nuestro, por lo que podemos verle iluminado por el Sol desde todas las posiciones posibles (cuando se encuentra entre el Sol y la Tierra: «Venus nuevo»; cuando se encuentra en el otro extremo de la órbita: «Venus lleno»; y cuando se encuentra en algún punto de los lados: creciente o menguante, como podemos ver en la imagen).

En cambio, guarda una importante diferencia con la Luna (a parte de las diferencias de tamaño de ambos cuerpos): no vemos ni un solo cráter.
En Venus únicamente vemos un tono uniforme por todo el planeta, sin prácticamente ninguna diferencia de brillo.

Dado que es prácticamente imposible que un cuerpo sea tan homogéneo, la respuesta era clara: está rodeado de una gran capa de nubes que cubren todo el planeta. Además, esto explicaba también que brillase tanto, ya que las nubes aumentan de una forma notable el albedo (cantidad de luz que el planeta refleja en lugar de absorber).

Otra de las peculiaridades de este planeta es que su día (el tiempo que tarda en realizar una rotación) es mayor que su año (tiempo en dar una vuelta alrededor del Sol): unos 243 días terrestres frente a 225 (eso sí que es tener una jornada laboral agotadora). Además, en contra del resto de planetas, Venus rota en dirección contraria al resto. Es decir, el Sol en lugar de salir por el este (en el caso de que quitásemos las nubes…), sale por el oeste y hace el camino contrario hasta meterse por el este.

Especulaciones y exploración

Debido a que Venus tiene un tamaño prácticamente igual al de la Tierra, y que su distancia al Sol no es muy diferente (unas dos terceras partes de la distancia que nos separa a nosotros de éste), siempre ha sido considerado como el hermano gemelo de la Tierra, ya que si tienen unas condiciones bastante similares… es fácil suponer que sus evoluciones han debido de ser similares.

Por este motivo, y basándose en que está recubierto por nubes y que al estar algo más cerca del Sol debe tener una temperatura algo más alta que la de la Tierra, se pensó rápidamente en que Venus debería ser similar a una selva tropical, donde habría fuertes lluvias (como consecuencia de tantas nubes) y reinaba una alta temperatura.

Así pues, se inició la exploración espacial de Venus con altas expectativas de encontrar un «lugar acogedor», con quizá una gran cantidad de flora.
El hecho de que estuviera totalmente cubierto de nubes obligaba a que para examinar su superficie hubiera que mandar sondas que descendieran al planeta.

Así, la clásica guerra NASA – URSS siguió por la exploración de Venus. Principalmente la NASA con sus misiones Mariner y la URSS con las Venera (aunque también tuvieron otras misiones que fueron a Venus).

Después de varias misiones con más o menos éxito (algunas llegaron, otras explotaron en el lanzamiento, muchas otras se averiaron por el camino…), llegaron, a partir del ’63, las Venera 3, 4, 5 y 6, con cápsulas que descendían a la superficie.
Si algo suelen tener las naves rusas es que suelen ser más duras que el pecho de Superman (prueba de ello son las Soyuz, que ahí aguantan sin ningún problema), así que cuando todas estas naves llegaban a la atmósfera de Venus, entraban, y durante la caída dejaban de funcionar, algo malo pasaba.

Por supuesto, salvo la 3, todas fueron enviando datos de la atmósfera, los cuales indicaban que más que tropical, el clima era infernal:
una presión entre 70 y 100 atmósferas (70-100 veces la presión que tenemos nosotros aquí, aproximadamente la que hay en torno a 1 km de profundidad en el océano), temperaturas de más de 200ºC (y eso que descendían «por la noche», en la zona no iluminada del planeta) y una atmósfera compuesta en su mayor parte (97%) de CO2.

Así que con esa presión y temperatura, era lógico que dichas naves no aguantasen ni para llegar a tierra, las cuales literalmente se derretían. Adiós a la idea de junglas tropicales…

Hubo que esperar a la llegada de la Venera 7 el 15 de diciembre del ’70 para tener una sonda en la superficie, la cual consiguió funcionar durante unos 40 minutos.
Las posteriores misiones ya aterrizaron en la parte «de día» de Venus, por lo que ya se las equipó de cámaras fotográficas para retratar la superficie.

Después de todo esto, se supo que la temperatura en la superficie del planeta era «acogedora»: casi 500ºC, y una presión de unas 90 atmósferas, suficientemente alta como para espachurrar cualquier turista que se pasara por ahí.
Además, como cálida bienvenida nos encontramos la capa de nubes de unos 20 km de espesor formadas por ácido sulfúrico y otros elementos «ligeramente corrosivos», las cuales son responsables del efecto invernadero «a lo bestia» que sufre el planeta.

Finalmente, gracias a los mapas que realizó las misiones Magallanes con radar, conocemos cómo es la superficie total de Venus: con grandes llanuras, pocas montañas y una superficie muy reciente (en términos geológicos).

Últimos apuntes

Para finalizar, comentar que Venus, a pesar de su tamaño, no genera ningún campo magnético, como lo hace la Tierra, probablemente debido a la lenta rotación del planeta.
A su vez, esta inédita rotación se piensa que es debida a algún impacto con algún gran objeto en los comienzos del Sistema Solar, lo que provocó que se «girase» casi 180º (de forma que inicialmente sí giraba como el resto, pero al darse media vuelta parece que gira al revés).
Siendo bastante probable que aún sea geológicamente activo, es decir, que también hay grandes erupciones en la superficie del planeta.

Y por último, decir que a partir de los meses de mayo-junio será cuando le volveremos a ver en todo su esplendor en los atardeceres, ya que actualmente se encuentra junto al Sol, desde nuestra perspectiva.

Más información:

En Wikipedia (y en la versión inglesa, que tiene un gran número de referencias).

Exploración rusa de Venus, en espacial.org.

Página sobre Venus.

Imágenes de la NASA.

imágenes de las Venera.

Carnaval de la Física.

Cuando entra en juego el doblaje de los rovers

Más de 250 millones de kilómetros de distancia, un desierto árido con una presión mucho menor a la atmosférica. A su alrededor, únicamente rocas y arena, con un cielo con tonalidad rojiza, y, por supuesto, ni una gota de agua a su alrededor.

Afortunadamente, tampoco lo necesitan. Sobre la superficie, y en lados opuestos del planeta, dos rovers de menos de 200 kg de peso y metro y medio de altura llevan ya más de 3 años de vida con muchos kilómetros a sus espaldas (la duración esperada de la misión era de 3 meses, lo que demuestra la resistencia de estas «criaturas» alimentadas por paneles solares).

Pero la llegada hasta aquí ha sido dura, ya que después de pasar por un largo camino desde la Tierra hasta Marte, en donde son vulnerables al viento solar, estas dos sondas fueron soltadas sobre la atmósfera marciana.
Durante la caída, el escudo térmico evitó que las sondas se achicharrasen por el calor producido por la fricción entre la atmósfera y la alta velocidad de la sonda, ya que aunque la atmósfera de Marte sea mucho más débil que la nuestra, es suficiente para abrasar la nave, a la vez que reduce su velocidad de los iniciales 19.000 km/h hasta «solo» 1.600 km/h en aproximadamente un minuto.

Una vez el escudo térmico hizo su trabajo, fue soltado y pasó el relevo a los paracaídas y retrocohetes, que frenaron la nave lo suficiente para que a pocos metros de la superficie, dejasen caer ésta, y que fuera rebotando, gracias a los 7 airbags que la cubrían, por la superficie hasta que finalmente se paró, comunicando el éxito del descenso.

A continuación, un duro trabajo de investigación recorriendo la superficie marciana y «curioseando» todas las rocas y accidentes geográficos que se encontraban.
Dado la lejanía de las naves, sus comunicaciones tardan, en promedio, un cuarto de hora en venir, lo que hace que cualquier posible orden sea recibida en una media hora (nos envía la señal y nosotros le retornamos la orden), aunque en el peor de los casos esto puede ascender hasta una hora (o descender hasta unos 10 minutos). Por ello, y dado que no se puede realizar un control remoto de una nave con una hora de retraso, estas naves tienen una navegación autónoma, lo que les permite salvar la mayoría de los obstáculos ellas mismas.

A pesar de esto, siempre hay ciertos encontronazos o decisiones que se deben de tomar desde Tierra, como cuando alguna de las naves queda atascada en alguna zona del desierto marciano.

En estas ocasiones, la decisión de cómo liberar la nave debe tomarse considerando cualquier posible consecuencia, ya que puede que no haya una segunda oportunidad y no se puede corregir en directo, ya que cualquier orden tarda bastante tiempo en llegarle.

Aquí es donde entra en juego el equipo práctico, con el objetivo de buscar la mejor forma de liberar la nave. Para ello, recrean lo más parecido posible el lugar donde se ha atascado la nave, usando arenas y sustancias lo más parecidas posibles a las presentes en Marte, y sitúan la réplica de la nave en la misma posición.
A partir de aquí, un exhaustivo trabajo de observación y estudio hasta dar con la forma de liberarla.

La primera vez que entró en juego este equipo fue con la Opportunity en 2005, y ahora vuelven a ser el centro de atención con el bloqueo que ha sufrido la nave gemela, la Spirit, desde principios de mayo.
Para ello, se siguen barajando varias alternativas (la más considerada quizá, la que se usaría el propio brazo de la nave para elevarla un poco y que las ruedas traccionen).

Por supuesto, las posibles decisiones son estudiadas con detenimiento para que la nave pueda seguir su camino por la superficie marciana mientras sus paneles solares se lo sigan permitiendo, aunque de momento gozan de una buena salud.

Más información:

Visto en Microsiervos.

Información sobre las MER (Mars Exploration Rovers) en Wikipedia.

Página oficial sobre las misiones de las MER. (en inglés)

El equipo de Free Spirit. (en inglés)

Impacto sobre Júpiter

Parece que se confirma lo que se venía rumoreando desde hace dos días, cuando el astrónomo aficionado Anthony Wesley obtuvo una imagen de Júpiter con su telescopio y observó cómo había aparecido una nueva mancha oscura sobre el planeta (visible cerca del polo superior del planeta en la imagen).

Para empezar, recordemos que Júpiter es un gigante gaseoso (lo de gigante porque es unas 300 veces la Tierra), con lo que no tiene una superficie sólida como lo tiene nuestro planeta o la Luna, sino que todo él es una bola de gas (a excepción quizá de su núcleo, que se piensa pueda estar en fase sólida debido a las altas presiones existentes).
Esto hace que al observarle, solo veamos las capas nubosas que recubren su superficie (con vientos de unos 500 km/h), en la cual predomina la Gran Mancha Roja, vista ya por Galileo que es una formación nubosa al estilo de un huracán que aún hoy continúa moviéndose por el planeta. Además de ésta, cabe añadir varias formaciones adicionales similares que suelen aparecer cada cierto tiempo y con vidas de meses incluso.

La sorpresa vino de la nueva «mancha oscura» que se observó, ya que estas suelen ser provocadas por la entrada en dicha atmósfera de algún cuerpo extraterrestre, como ya ocurrió en el pasado con el cometa Shoemaker-Levy (en 1994).
Al analizar dichas imágenes más las que han tomado otros observadores y observatorios, se ha podido deducir que ésto se debe efectivamente a la colisión de algún cuerpo, como puede ser un cometa o asteroide.

Esto es relativamente frecuente (en términos astronómicos) observarlo en planetas grandes como es Júpiter, ya que debido a su gran gravedad, atraen a multitud de cuerpos que al pasar cerca de él, suelen ser desintegrados por las grandes fuerzas de marea a la que se ve sometido.

Análogo al caso del cometa Shoemaker-Levy en 1994

En 1994 se produjo un fenómeno parecido a éste, solo que por aquel entonces era la primera vez que observábamos este tipo de fenómenos (principalmente porque ya estábamos en una época donde teníamos medios para observarlos). En este caso, dicho cometa, descubierto por la astrónoma Shoemaker y por Levy, pasó bastante cerca de Júpiter en su camino alrededor del Sol, lo que provocó que no pudiera soportar las intensas fuerzas de marea de dicho planeta y se fracturó en múltiples fragmentos (del orden de 20 principales).

Después de esto, dichos fragmentos fueron cayendo paulatinamente sobre el planeta, en un fenómeno que tenía a varios observatorios, incluido el Hubble, observando dicho planeta, ya que se esperaba con entusiasmo el primer impacto observado de un cuerpo del Sistema Solar sobre un planeta como Júpiter.

Al caer sobre el planeta, se observó cómo se formaban unas nubes negras que iban expandiéndose (eran el resultante de la onda de expansión provocada por la entrada de los fragmentos del cometa sobre la atmósfera joviana), y que, después de varias semanas, fueron desapareciendo.

Atención a la prensa

Como suele ser habitual en este tipo de noticias y como consecuencia de tener en los medios un sector científico (cuando le hay) en donde solo habitan periodistas que prácticamente nunca tienen el mínimo de cultura general científica, se puede encontrar noticias como esta de El Mundo donde anuncian que el cuerpo ha dejado un cráter sobre Júpiter mayor que el tamaño de la Tierra, lo cual es totalmente imposible ya que como hemos visto, Júpiter no tiene superficie sólida, y por tanto, cualquier cuerpo que «choque» contra dicho planeta, irá adentrándose cada vez más en la capa de nubes hasta que por fin sea totalmente destruido; o esta de 20 Minutos , donde aseguran que el objeto (cometa a asteroide como recalcan después) era mayor que la Tierra, lo cual lo convertiría, para empezar, en un planeta más que en un asteroide o cometa, y a continuación, en el 9º planeta del Sistema Solar (o difunto 9º planeta) que nunca se habría observado a pesar de su tamaño (no he tenido en cuenta a Plutón al decir lo de 9º planeta, que conste).
De ser un planeta el que habría colisionado, (además de estar preparados todos los astrónomos de la Tierra con sus telescopios observando tal acontecimiento, ya que dicho planeta se conocería desde hace mucho tiempo) las consecuencias sobre la atmósfera de joviana hubieran sido bastante más notorias.

Noticia vista en Eureka.

Más información sobre la confirmación de este impacto en Universe Today (en inglés).

Gran información sobre el impacto del cometa Shoemaker-Levy en el JPL (NASA) (en inglés).

Primera imagen de un planeta extrasolar

Al parecer, después de muchas noticias que aseguraban haber captado el primer planeta extrasolar durante estos últimos años, y que todas hayan resultado ser enanas marrones en vez de planetas, por fin tenemos una imagen que parece que sí ha captado planetas.

¿Qué es un planeta extrasolar?

Un planeta extrasolar no es más que un planeta (como Júpiter, la Tierra, Saturno…) que orbita a una estrella diferente del Sol.
Cada estrella tiene una región alrededor de ella donde cualquier objeto está influenciado solamente por la gravedad de dicha estrella (la de las demás es despreciable por estar muy lejos). Si durante su formación se dan las condiciones apropiadas, se originarán planetas, que orbitarán a dicha estrella (se tiene constancia de que es un fenómeno muy habitual el que una estrella tenga planetas orbitando), formando un sistema solar (como el nuestro), compuesto por dicha estrella más los planetas y demás cuerpos.

Así, los 8 planetas (o 9 para los encariñados con Plutón) que hemos estudiado todos, orbitan en torno al Sol, formando así nuestro Sistema Solar. (podemos hacer la analogía de que un sistema solar es como un barrio, donde el Sol es la calle y los planetas los vecinos, que se sitúan alrededor de dicha calle, y cada barrio cuenta con su calle: su estrella, y sus vecinos: los planetas).

¿Si son tan abundantes, porqué no se habían visto?

El problema principal es que todas las estrellas están muy lejanas (mirar esta entrada para hacerse una idea de la escala, señalando que la mayor parte de las estrellas que consideramos cercanas están mucho más lejos que Próxima Centauri).
Además, un planeta normalmente es mucho más pequeño que su estrella, así que además de estar muy lejos (por lo que es muy débil) suele estar ocultado por la luz de la estrella.

Como sí se habían detectado es indirectamente, unos 300 ya, a través del movimiento de bamboleo que provocan en su estrella, o midiendo la caída de brillo de la estrella cuando el planeta pasa por delante de ella (entre otros métodos).

¿Cómo se ha observado?

Para captar una imagen del planeta, normalmente lo que se hace es enfocar a una estrella que no sea excesivamente brillante, además de tapar su luz con un instrumento en el telescopio (imitando un eclipse de Sol). Así, se consigue ver lo que hay alrededor de la estrella. Si a esto unes utilizar el Telescopio Espacial Hubble, consigues una mayor resolución.
En la imagen superior lo que se ve es una zona oscura en el centro, correspondiente a donde está la estrella, y el disco de polvo que tiene a su alrededor, con una ampliación de la posición del planeta en su movimento en torno a la estrella.

¿Qué había pasado en las anteriores noticias fallidas?

Lo que ocurre es que el límite entre estrella y planeta no es definido, sino que hay una cierta región donde no hay apenas diferencia (es como decir a qué edad exactamente pasas de ser bebé a niño, hay una franja de edad, pero no puedes definir una fecha exacta).
Cuando un «planeta» es lo suficientemente masivo, comienza a haber reacciones nucleares en su interior, con lo que se convierte en una estrella marrón (hay reacciones nucleares, pero no suficientes como para hacer brillar a la estrella suficientemente). Así, resulta fácil confundir un planeta masivo con una estrella marrón pequeña (el límite donde comienza a desvanecerse la diferencia entre uno y otro ocurre cuando el objeto tiene una masa de unas 8 a 13 veces Júpiter).
Para objetos con una masa muy inferior (y en este caso se habla de unas 3 veces la de Júpiter) no hay duda de que son planetas. Y para masas mayores, son estrellas, más brillantes cuanto más masa tengan.

Aunque solo el tiempo dirá si de verdad es un planeta, como en otras ocasiones.
Mas información (en inglés).

Recuerdo de la Phoenix

Bueno, hoy comentaré una muerte anunciada, que ha ocurrido hace unos días: la de la sonda Phoenix.

Ésta, era una sonda que ha estado posada en Marte en los últimos 5 meses. A diferencia de otras, no se podía mover por la superficie marciana (simplemente aterrizó, que no es poco), investigando con un brazo robótico todo lo que tenía «a mano».

La novedad fue que por primera vez (con éxito) se colocó una sonda en un lugar bastante cercano al polo norte marciano. Y entre sus éxitos está la primera imagen donde claramente se observa hielo de agua en Marte.
Se sabía desde hace varios años que existía hielo de agua en sus polos (visible por imágenes desde satélite por radar o infrarrojos), aunque lo que no se había conseguido era una imagen visible con el hielo ahí cerquita… (sí, el logro fue más sentimental que otra cosa y por ello consiguió salir en todos los medios de comunicación).

Otra de las «novedades» de la misión, aunque más que novedad fue vuelta al pasado, fue que la sonda utilizó unos retrocohetes para aterrizar (unos cohetes que encendía para ir frenando en el descenso), al igual que las primeras misiones marcianas, «venusianas» o lunares, al igual que las Apolo.
En las últimas misiones a Marte, la de los robots Spirit y Opportunity y la de la sonda Pathfinder, éstas se recubrían de varios airbags, que inflaban antes de chocar contra la superficie, y hacía que la sonda fuera rebotando hasta que por fin se paraba, momento en el cual podía deshacerse de los airbag y comenzar su trabajo (antes de llegar a la superficie se valía también de unos paracaídas, ya que por muy buenos que fueran los airbags, si cayese directamente se destrozaría sin apelativos).

¿Airbags o retrocohetes?

He explicado por encima qué es cada cosa, pero ¿por qué se utiliza uno u otro?.
La ventaja de los airbags es que reducen mucho peso en la nave (no necesitas el combustible para los retrocohetes), además de que suelen ser más fiables, ya que no tienes que calcular a qué altitud tiene que encenderse, durante cuanto tiempo, etc. Tú los abres antes de llegar a tierra, y no necesitas preocuparte por mucho más, saliendo mucho más económicos.

Visto esto, es fácil pensar que es mejor utilizar éstos siempre. Pero la principal pega viene cuando pensamos en mandar un hombre a Marte (o donde sea vamos).
¿Os le imagináis aterrizar en Marte y comenzar a dar tumbos por toda la superficie metido dentro de una cápsula rodeada de airbags?. Además hay que comentar que la gravedad de Marte es bastante menor a la de la Tierra, además de que su atmósfera es más débil, así que obtendríamos que la sonda daría tumbos por mucho más tiempo de lo que estamos acostumbrados en la Tierra (en el caso en que viéramos dichas naves caer por aquí, claro).

A parte de ésto, también entran otras consideraciones como el diseño de la nave, su movimiento, etc.

Fin de la misión

Como viene siendo habitual en estas misiones, la sonda dura más tiempo del que se ha planteado para la misión (más que las sondas funcionen mejor de lo esperado, yo me declino por el «vamos a reducir el tiempo esperado por si falla antes…»), de los tres meses previstos, a durado 5.
Aunque al alargar la misión, pensaban que el fin ocurriría dentro de unas 3 semanas, ya que como está en el polo, el Sol comienza a dejarse de ver por estas fechas (entraba en el otoño).
Pero varias tormentas de polvo bastante extendidas por la superficie marciana han ocultado antes de tiempo la luz del Sol y llenado los paneles de polvo.

Así, pasado día 2 se dejó de recibir contacto con la nave, y hace unos días finalmente han dado por terminada la misión, aunque se seguirá a la escucha por si resucita.

Más información.

Tamaños y distancias del Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por una estrella: el Sol, en torno a la cual dan vueltas varios planetas, entre ellos la Tierra, además de otros cientos o miles de cuerpos menores (asteroides, cometas…) los cuales voy a ignorar en esta entrada (acción bastante frecuente cuando se habla del Sistema Solar).

Normalmente vemos los tamaños que tienen los diferentes planetas, sus distancias al Sol, pero… ¿alguien consigue imaginarse esas distancias?

Aquí vamos a explicar de forma intuitiva y con una analogía estas distancias y tamaños, para que puedas imaginarlas mejor.

El Sol

Reduzcamos el tamaño del Sol al de un balón de fútbol, a partir de aquí veamos dónde está cada planeta y qué tamaño tiene. Además, coloquémosle en el centro de la portería de un campo de fútbol.

Mercurio

Ahora llegamos al planeta más cercano al Sol: Mercurio. ¿A qué distancia lo situamos? Pues algo más cercano que el punto de penalti, a unos 9 m del Sol. Menos mal que es el planeta más cercano al Sol.

Y falta su tamaño. Si el Sol es una balón de fútbol, Mercurio será… como la cabeza de un alfiler, con un diámetro de menos de 1 mm. Coged las gafas para verlo…

Venus

A continuación tenemos a Venus, nuestro «hermano». Le situamos a una distancia de 17 m, justo a la misma distancia del punto de penalti que Mercurio, pero a la otra parte.

¿Y tamaño? Pues lo que nos encontraremos en un grano de arena (de tamaño medio-grande) de 2 mm de diámetro, con un color similar: ocre o amarillento.

Tierra

Y llegamos a nuestro gran planeta. Situado en el borde exterior del área, a unos 25 m de la portería, encontramos otro grano de arena, esta vez de color azulado, de unos 2 mm de diámetro.

Y eso que nos parece grande… menuda birria de planeta! (recuerdo que el Sol es un balón de fútbol).

Marte

Y ahora toca Marte, el otro planeta que se podría adecuar para la vida.

Estaría situado cerca del centro del campo, a unos 35 metros del Sol, y tendría aproximadamente un tamaño de la mitad de la Tierra: 1 mm.

Cinturón de asteroides

Cerca de la otra portería tendríamos al cinturón de asteroides, de los cuales no espereis tener una banda llena de pequeños granos, porque solamente contendrá unas 100 partículas de arena muy fina (de unos 0.1 mm) repartidas por cada metro.

Así que despedíos de la idea de un cinturón de asteroides donde las naves van esquivándolos y si no chocan contra uno… aquí tienen que ir a lo kamikaze a por algún asteroide para darse contra él (sí son unos 100 asteroides en un metro, pero cada uno es de 0.1 mm así que imagínate cómo de separados están…).

Júpiter

Y llegamos a los gigantes gaseosos. Estos al menos tienen unos tamaño que permiten… verlos.

Júpiter lo encontramos en las gradas opuestas a la portería solar (por tener el Sol ahí vamos…), a unos 120 m de éste, y con un tamaño de unos 2.5 cm: una aceituna vamos.

Saturno

Al planeta de los anillos le encontraríamos en los aparcamientos, a unos 220 m del Sol, y con un tamaño de una aceituna un poco más pequeña: de unos 2 cm. Eso sí con unos anillos alrededor de ésta (mi estómago está intrigado…).

Urano

A unos 450 m encontraríamos el hueso de la aceituna (¿quién ha sido?), de unos 8 mm de diámetro, de color azul claro… ése es Urano.

Neptuno

Y alejándonos un poco más, a unos 710 m encontramos otro hueso azulado, éste ligeramente inferior al anterior, llamado Neptuno.

Plutón

Y para los nostálgicos, pongamos a Plutón también.

Se encontraría a 1 km del Sol, con el tamaño de unos 0.5 mm, una punta (gorda) de alfiler.

Así que veamos: una punta de alfiler colocada a 1 km de un Sol que es un balón de fútbol… ¡normal que no le tengan en cuenta para planeta!. Parece bastante complicadillo encontrarlo.

Estrella vecina: Próxima Centauri

Por último, encontremos la posición de la estrella más cercana al Sol, que es Próxima Centauri.

La encontraremos como una pelota de golf (unos 4 cm de diámetro) a unos 160 km. ¡Más lejos que Bilbao de Santander! 6300 km de distancia, ¡la misma distancia que tiene el radio de la Tierra! Como para quedar para hacer un trabajo con nuestros vecinos…

Y con esto acabamos nuestro recorrido por nuestro mini Sistema Solar.

• Artículo original hecho por Rafa Ortega.

Actualización: como bien apuntó Robin en los comentarios, la cifra inicial para Próxima Centauri era errónea. Ya está correjida.