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Planetas exosolares

Planetas exosolares

Hasta Copérnico se creía que la Tierra era el centro del Universo. Copérnico colocó al Sol en el lugar de la Tierra. Luego pudo comprobarse que tampoco el Sol era el centro del Universo, sino que compartíamos vecindario con cientos de miles de millones de otras estrellas que entre todas conforman la Vía Láctea. Tampoco estábamos en el centro de la Vía Láctea, sino bastante apartados, en uno de los brazos laterales. Durante cierto tiempo se pensó que la Vía Láctea era todo cuanto había en el Universo, pero resultó que el Universo era muchísimo mayor de lo imaginado, y que existían miles de millones de otras galaxias. Y la nuestra, la Vía Láctea, evidentemente no sólo no estaba en el centro de nada, sino que era más bien vulgar: una más entre millones de otras galaxias similares. Todo esto ha dado lugar a lo que se conoce como “principio copernicano” que viene a indicar que ni la Tierra, ni el Sol, ni nuestro Sistema Solar, ni posiblemente nosotros mismos como especie inteligente, somos especialmente particulares en el Cosmos, sino que simplemente somos ejemplos representativos de lo que es habitual y común encontrar.

Los astrónomos pudieron comprobar que no sólo existían millones de estrellas a parte del Sol, sino también que nuestra estrella no tenía nada que la hiciera destacar entre las demás. Ni era de las más grandes, ni de las más pequeñas, ni de las más calientes, ni de las más frías, ni de las más viejas, ni de las más recientes. O sea lo mismo de antes: nada especialmente remarcable. Una estrella vulgar y corriente entre tantos otros millones de estrellas. Siguiendo estas evidencias, y en base al principio copernicano, si el Sol tiene una extensa familia planetaria, también podrían tenerla otras estrellas, con sus planetas capaces de dar vida1 .

Hasta 1995, la posibilidad de que hubiera planetas dando vueltas alrededor de otras estrellas había sido pura especulación. Al final de ese año se produjo el espectacular anuncio del primer descubrimiento. Unos meses después se descubrieron otros cuatro y, finalmente, se fueron encontrando mundos nuevos cada vez más deprisa. En la actualidad se conocen varios miles de planetas exosolares orbitando alrededor de otras estrellas. Los astrofísicos saben de la existencia de estos planetas, han deducido sus masas, las distancia a sus estrellas respectivas, el tiempo que tardan en completar sus órbitas e incluso la forma de dichas órbitas, pero ¿cómo podemos saber tantas cosas de planetas tan lejanos?

La respuesta está en los grandes avances y sofisticación alcanzada en el estudio espectrográfico de la luz de las estrellas. En la actualidad se usan dispositivos que registran digitalmente cuanta luz de cada color concreto llega a la Tierra. Ahora los astrofísicos saben determinar con facilidad, midiendo el espectro de color estelar, qué estrellas se parecen más al Sol, cuáles son más calientes y luminosas, y cuáles son más frías y tenues. Si los astrofísicos observan un patrón familiar en la intensidad de la luz medida para miles de colores diferentes, pero comprueban que todas las longitudes de onda del patrón son, por ejemplo, el 1% más largas o cortas de lo habitual, llegan a la conclusión que este cambio se debe al efecto Doppler y que el objeto que emite la luz está alejándose o acercándose a nosotros. Estudiando una estrella con atención, se puede medir cuidadosamente cualquier cambio que aparezca en el desplazamiento Doppler. Si los cambios resultan ser cíclicos, se llega a la razonable conclusión de que la estrella debe estar moviéndose en una órbita que gira una y otra vez alrededor de cierto punto del espacio.

Pero ¿qué impulsa a una estrella a moverse así? Por lo que sabemos, solo puede ser la fuerza gravitatoria ejercida por otro objeto. Evidentemente, los planetas tienen una masa muy inferior a la de una estrella, por lo que sus fuerzas gravitatorias son moderadas. Júpiter, por ejemplo, modifica la velocidad del Sol en sólo 12 metros por segundo. Cuando los astrónomos intentaban detectar planetas exosolares, sabían que para descubrir uno parecido a Júpiter, que diera vueltas entorno a su estrella a una distancia comparable a la de Júpiter al Sol, deberían medir desplazamientos Doppler con una precisión suficiente para revelar cambios de velocidad de aproximadamente 12 metros por segundo, en otras palabras tenían que ser capaces de medir cambios en la longitud de onda de una parte por millón.

Estas mediciones dieron como resultado no sólo la detección de planetas. Como el método de detección consiste en hallar una repetición cíclica en los cambios de velocidad, la duración de cada ciclo mide el período orbital. A su vez, este período orbital revela la distancia del planeta respecto a su estrella, será más rápido cuanto más cerca esté y más lento cuanto más lejos. Además, cuando se conoce la distancia planeta-estrella, los investigadores pueden deducir también la masa del planeta. Estudiando minuciosamente los ritmos de cambios en la velocidad orbital, se puede deducir también la forma de ésta, si es más o menos elíptica o casi circular. Y todos estos conocimientos se llegan a saber captando los colores de la luz de estrellas que se encuentran a muchos años-luz de distancia.

Evidentemente, una estrella puede tener más de un planeta orbitándola, cada uno marcando su ritmo y su influencia, lo que complica substancialmente las mediciones y los cálculos. Pero, a estas alturas, los astrónomos han acumulado muchos datos y experiencia interpretando las observaciones. Mediante la observación durante un tiempo lo bastante largo, y el empleo de programas informáticos con una enorme capacidad de cálculo, es posible diferenciar el efecto causado por cada mundo en órbita alrededor de una estrella.

No obstante, el método de detección de planetas exosolares que hemos explicado adolece de una pega. Como se basa en detectar pequeñísimos acercamientos o alejamientos de una estrella, ocasionados por la influencia gravitatoria del planeta en cuestión, únicamente permite detectar planetas gigantes, tipo Júpiter, y que estén próximos a su estrella. Solo así se producen perturbaciones que nuestra actual tecnología permita revelar.

Afortunadamente se conoce otro método para detectar planetas exosolares más pequeños. Es el método llamado del “tránsito”, que consiste en detectar la leve disminución en la intensidad de luz de una estrella cuando un astro pasa por delante y se interpone entre ella y nosotros. Si la disminución se repite de manera cíclica, suele tratarse de un planeta en órbita alrededor de la estrella. No hace falta esforzarse mucho para imaginar la gran sensibilidad y precisión que deben tener los instrumentos para poder medir la disminución en la intensidad de la luz de una estrella, que puede encontrarse a miles de años-luz, por el hecho que se interponga un pequeño planeta y tape un poco de esa luz. Buscando un símil, sería como si un barco que estuviese en alta mar divisase a lo lejos la luz de un faro, y le fuera posible percatarse del paso de una mosca que se pasease por el proyector. Y que además, pudiera saberse si se trata de una mosca grande o una mosca pequeña, y la velocidad de su vuelo y a que distancia del proyector está volando. Utilizando este método, el telescopio espacial Kepler ha descubierto 2.600 planetas en estrellas de todo tipo que se encuentran a distancias de hasta 3.000 años-luz de la Tierra. 

A medida que el “zoo” de exoplanetas ha ido creciendo, ha aumentado la diversidad y casuística en la tipología de los planetas. Algunos son anómalos, en el sentido de que su características no se ajustan bien a la teoría sobre la formación de planetas que se daba por bastante bien establecida. Por poner un ejemplo, alrededor de una estrella parecida al Sol llamada HD73256, hay un planeta con una masa casi dos veces mayor que la de Júpiter que la orbita en dos días y medio, pero desde una distancia inferior a una décima parte de la de Mercurio al Sol. Incluso, durante cierto tiempo, se llegó a pensar que, pese al principio copernicano, el anómalo era nuestro Sistema Solar. Pero lo que ocurría era que la tipología de planetas descubiertos estaba sesgada por las limitaciones tecnológicas de los medios empleados que hacían más fácil encontrar planetas grandes y próximos a sus estrellas. A medida, que se han ido conociendo más planetas, la estadística los acerca a la ortodoxia. Aun así, existen las suficientes excepciones y rarezas que evidencian las muchas incógnitas que hay en las teorías sobre la formación de los sistemas planetarios y que aseguran trabajo para los teóricos por muchos años.

El verdadero interés de los “cazadores” de planetas es descubrir planetas lo más parecidos posible a la Tierra. Es decir, pequeños planetas rocosos, orbitando alrededor de una estrella similar al Sol, y a una distancia apropiada para permitirle la existencia de vida. Los astrónomos han estimado la existencia de 40.000 millones de planetas del tamaño de la Tierra orbitando sus estrellas en la zona de habitabilidad (de ellos, 11.000 millones en torno a estrellas similares al Sol). Estas cifras suponen que el exoplaneta habitable más cercano podría estar a tan sólo 12 años luz de distancia. Una vez descubiertos candidatos satisfactorios, el siguiente paso será tener tecnologías que permitan analizar sus estructuras y composiciones, especialmente de sus atmósferas. Encontrar un planeta con una atmósfera con oxígeno o metano lo haría particularmente prometedor como poseedor de vida y merecedor de un estudio especial.

 


[1] Por expresar esta opinión de una manera que no gustó a la autoridad papal, en 1600 Giordano Bruno acabó en la hoguera.

Espectroscopía y efecto Doppler

Espectroscopía y efecto Doppler

Hay dos fenómenos físicos o técnicas, llamémoslo como queramos, que por su importancia para entender muchas de las cuestiones que nos encontramos en astronomía son especialmente necesarios conocer. Son el efecto Doppler y la espectroscopia.


ESPECTROSCOPIA

Todos hemos visto el arco iris y sabemos que se produce al refractarse la luz del Sol en las gotas de agua suspendidas en la atmósfera, y que si se hace pasar un rayo de Sol a través de un prisma de vidrio, la luz se descompone en múltiples colores, formando lo que se denomina espectro.

Hoy sabemos que la luz es una onda electromagnética1 caracterizada por una longitud de onda y una frecuencia. Cada color tiene una longitud de onda que le es propia. La luz del Sol es blanca por estar formada por la superposición de todas las longitudes de onda de los colores visibles y, cuando pasa a través de las gotas de agua o de un prisma de vidrio, cada longitud de onda es refractada en un ángulo diferente lo que, visualmente, produce un espectro continuo de colores. Pero es obvio que esto no se supo hasta después de muchos estudios, teorías y experimentos. El estudio del espectro solar se inició entre finales del siglo XVII y principios del XVIII y estuvo evidentemente ligado a muchas especulaciones sobre la naturaleza de la luz. El mismo Newton, que se interesó por el tema e hizo importantes descubrimientos, tuvo que esforzarse en demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca.

En 1854 el químico alemán Robert Bunsen, que dio su nombre al mechero empleado en los laboratorios, y el también alemán Gustav Kirchhoff empezaron a trabajar juntos. Descubrieron que todo elemento, cuando se calienta hasta la incandescencia y se refracta su luz en un espectro, tiene una “firma” característica. El sodio puro, por ejemplo, muestra una doble raya de color amarillo claro.

Gracias al mechero Bunsen, que produce una llama de temperatura muy elevada, ambos científicos comenzaron a clasificar los elementos según la firma espectral. En el curso de estos experimentos, observaron que la raya clara producida por una llama de alta temperatura se invertía –o sea, se convertía en una raya oscura- si la luz atravesaba la llama de baja temperatura del mismo elemento. Parecía que esta última llama absorbía la raya clara de alta temperatura. Desde comienzos del siglo XIX, los científicos venían observando que el espectro del Sol presentaba muchas rayas oscuras. Gracias a una intuición genial, Kirchhoff concluyó que eran las rayas de los elementos existentes en la atmósfera solar.

Mediante un instrumento especial que combinaba un espectroscopio y dos telescopios, Kirchhoff vio que el espectro solar contiene miles de rayas reunidas en diversos grupos. El instrumento le permitió comparar el espectro solar con los resultados de laboratorio con lo que consiguió identificar las rayas correspondientes al hierro, el magnesio, el cromo y el níquel. Otros científicos identificaron el resto de rayas con sus correspondientes elementos, salvo una que no fue posible emparejar con ningún elemento o substancia.

Espectro con la composición química del Sol. Es una franja coloreada, cruzada a intervalos por rayas oscuras. Los colores representan la luz emitida por la capa superficial del Sol o fotosfera. Las rayas son algunas longitudes de onda absorbidas por los gases de su atmósfera. Algunos elementos pueden presentar diversos niveles energéticos, por lo que aparecerán varias rayas. El espectro solar de la ilustración es muy esquemático. Si fuera completo, tendría miles de rayas y, a la misma escala, mediría varios metros de longitud.

 

Entonces el astrónomo británico Norman Lockyer concluyó que se trataba de un nuevo elemento desconocido, al que decidió llamar “helio”, palabra proveniente del griego y que significa Sol. Este fue el primer elemento descubierto antes fuera de la Tierra que en ella, pues aún se tardó otros veintisiete años en hallarlo en una clase de mineral de uranio llamado cleveita. Posteriormente se encontró helio en el gas natural.

Cada vez que una radiación emitida encuentra, durante su propagación en la misma atmósfera de la estrella, un vapor que contiene átomos del mismo elemento, es absorbida por uno de estos. Por consiguiente, en el espectro de aquella estrella que se obtendrá en la Tierra cada uno de los puestos correspondientes a las longitudes de onda interceptadas quedará falto de luz y en él aparecerá una raya oscura. Así, en lugar del espectro de emisión se obtendrá un espectro de absorción que contendrá en forma de rayas las huellas de todos los elementos químicos existentes en el astro.

La espectroscopia abrió nuevas vías para el estudio del Sol y de las estrellas, al proporcionar datos de gran valor, no sólo sobre su constitución química, sino además sobre la temperatura, densidad, magnetismo y dinámica de sus gases y elaborar teorías de precisión increíble sobre el nacimiento y evolución de las estrellas, las galaxias y del propio Universo.


EL EFECTO DOPPLER

El efecto Doppler es llamado así en reconocimiento al físico austriaco Christian Doppler (1803-1953). El efecto Doppler tiene lugar para todo tipo de ondas cuando el emisor y el receptor se mueven relativamente uno con respecto al otro.

Este efecto suele ilustrarse con el silbido de una locomotora o la sirena de una ambulancia que, primero está acercándose a nosotros para alejarse a continuación. La sirena de la ambulancia produce un sonido uniforme, de una frecuenta constante y si nosotros somos el conductor de la ambulancia, así lo percibiremos puesto que nos desplazamos junto a la fuente del sonido. Pero un peatón externo que, sin moverse de donde esté, oiga aproximarse a la ambulancia percibirá un sonido más agudo que el que percibe el conductor y, una vez sobrepasado por la ambulancia, al alejarse ésta lo que notará es que el sonido es más grave. Esto se debe a que, si bien el sonido emitido tiene una longitud de onda y frecuencias constantes, al estar en movimiento con respecto al observador, el frente de ondas se va “apretando” a medida que se aproxima a éste ya que cada nueva onda es producida un poco más cerca de lo que hubiese sido caso de estar inmóvil el emisor y, en consecuencia, el sonido se percibe como más agudo de lo que es en realidad. Al ir alejándose la ambulancia ocurre lo contrario, las ondas en vez de “apretarse” se van distanciando cada vez más a medida que la sirena se aleja y, por tanto el sonido se percibe como más grave.

Como la luz es una onda, también está sometida al efecto Doppler. Su efecto se aprecia muy bien si nos fijamos en cualquiera de sus rayas espectrales. Cuando una raya espectral no aparece en su posición sino desplazada, podemos sospechar que se debe a un movimiento de la fuente con respecto a nosotros. Si el objeto observado se aleja de nosotros la longitud de onda aumenta, manifestándose entonces un “desplazamiento al rojo”. Si el objeto se acerca la longitud de onda disminuye y entonces el desplazamiento es al azul. Además, de la cantidad de desplazamiento se puede deducir la velocidad de acercamiento o alejamiento y conocer la velocidad de cualquier astro.

Este fenómeno ha tenido utilísimas aplicaciones en astronomía. El efecto Doppler es reconocible en el hecho de que los patrones conocidos de las líneas de absorción no aparecen siempre coincidiendo con las frecuencias que se obtienen a partir del espectro de una fuente de luz estacionaria. Estudiando los espectros de luz de las estrellas y galaxias y midiendo los desplazamientos al rojo o al azul de las bandas de absorción se ha podido, por ejemplo, demostrar de una nueva forma la rotación del Sol. Las líneas espectrales que se originan a partir de los bordes de la corona solar y se dirigen a nosotros, se desplazan al azul. Las líneas del borde opuesto muestran un desplazamiento al rojo, ya que esta parte se aleja de nosotros. Este efecto puede usarse también para determinar la rotación de objetos sin detalles llamativos que faciliten observar su movimiento, como los anillos de Saturno. El efecto Doppler sirve también para detectar estrellas binarias, para medir la velocidad de giro de las estrellas y galaxias, o para detectar exoplanetas.

Pero tal vez el mayor descubrimiento astronómico realizado gracias al efecto Doppler, sea el realizado en los años 20 del siglo pasado por Edwin Hubble, de que las galaxias están alejándose todas unas de otras, a mayor velocidad aparente cuanto más distanciadas estén, mostrando un acusado desplazamiento al rojo en sus espectros2. Esto probó que el Universo está en expansión, evidencia que revolucionó toda la cosmología y llevó a la idea del Big Bang.

Otra aplicación más “terrenal” del efecto Doppler son los radares de carretera que miden la velocidad de los vehículos calculando el adelanto o retardo en el reflejo de las ondas que emiten y que son reflejadas por estos.

 


[1] Aunque también tiene características de partícula, la famosa dualidad onda-partícula, tema muy controvertido y de suma importancia en física cuántica.

[2] No el 100% de las galaxias están alejándose de nosotros. Algunas muestran un desplazamiento al azul en sus espectros, lo que significa que se están acercando. Es el caso de la galaxia de Andrómeda, la más próxima a nosotros, que dentro de “unos pocos” miles de millones de años acabará colisionando con la Vía Láctea.