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La búsqueda de señales extraterrestres
La paradoja de Fermi

 

 

 

 

 

 

 

 

The_Earth_seen_from_Apollo_17

“La bola azul”: Fotografía de África, la Antártida y la península Arábiga tomada en ruta para la luna por Harrison Schmitt o Ron Evans durante la misión Apolo 17 el 7 de diciembre de 1972. Este vuelo fue el último en dejar la órbita terrestre, y el único en el cual un geólogo, Harrison Schmitt, volvió sobre la luna. Crédito: NASA

Las observaciones de exoplanetas

La primera detección probada de un planeta extrasolar no estuvo en órbita alrededor de una estrella clásica, sino alrededor de un púlsar, PSR 1257+12, en 1992. El estudio de este púlsar puso en evidencia variaciones débiles de su período de emisión en el radio. Éstas podían explicarse sólo por perturbaciones gravitacionales causadas por tres pequeños cuerpos en órbita. Estos planetas se formaron probablemente después de la explosión de la estrella original en supernova, ya que es difícil imaginar que planetas clásicos puedan sobrevivir a tal cataclismo.

La detección de 51 Pegasi

La primera detección probada de un planeta en órbita alrededor de una estrella normal fue hecha por Michel Mayor y Didier Queloz del observatorio de Ginebra, hacia finales de 1995. Observando con una resolución espectral muy grande la estrella 51 Pegasi, situada a 50 años-luz de nosotros, pudieron poner en evidencia oscilaciones muy débiles de la posición de las líneas espectrales. Determinaron que la velocidad de la estrella variaba con un período de 4,2 días y una amplitud de 70 metros por segundo. Este resultado fue interpretado como la consecuencia de la influencia gravitacional de un gran planeta en órbita alrededor de 51 Pegasi.

A partir del período y de la amplitud de las variaciones, Michel Mayor y Didier Queloz pudieron estimar la masa del planeta, alrededor de la mitad de la de Júpiter, y su distancia a la estrella, alrededor de 7,5 millones de kilómetros, o sea, solamente una vigésima parte de la separación entre la Tierra y el Sol. A partir de esta distancia fue posible calcular la temperatura media del planeta, alrededor de 1300 grados, lo que sugiere que este último está desprovisto de atmósfera y parcial o completamente de líquido.

Una profusión de exoplanetas

Desde el descubrimiento de 51 Pegasi en 1995, numerosos planetas han sido identificados con certeza. A finales de marzo de 2012, se contaban así 763 planetas observados por uno o varios métodos. El método de la velocidad radial había identificado 701 planetas en 559 sistemas planetarios diferentes, 94 de los cuales poseían más de un planeta. El método del tránsito había revelado 230 planetas en 196 sistemas planetarios (numerosos planetas se han observado por los dos métodos). El método de microlente gravitacional, por su parte, probó la existencia de 15 planetas. Otros métodos, como la observación directa o el análisis de la radiación de radio de púlsares, también detectaron varias decenas de planetas.

 

Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO

 

El primer planeta extrasolar en ser observado directamente (a la izquierda) en órbita alrededor de la enana marrón 2M1207 (en el centro). Esta imagen fue tomada en septiembre de 2004 por el telescopio Yepun del VLT, provisto de óptica adaptativa. Observaciones posteriores probaron que los dos cuerpos forman parte de un mismo sistema a 230 años-luz de nosotros. El planeta debe tener alrededor de cinco veces la masa de Júpiter, y se encuentra a una distancia de su estrella de alrededor de dos veces la distancia entre Neptuno y el Sol. Crédito: VLT/NACO

Un poco de análisis

Los planetas descubiertos hasta ahora no son sin duda muy representativos de la población real, ya que las observaciones están afectadas por un efecto de selección. La gran mayoría de los planetas extrasolares observados son, en efecto, gigantes próximos a su estrella, ya que este tipo de planeta es mucho más fácil de detectar. En realidad, probablemente existe una población de planetas mucho más variada, incluyendo, en particular, planetas más pequeños como la Tierra o Marte. Las observaciones actuales ya permiten, sin embargo, llegar a conclusiones muy interesantes.

En términos de masa, la mayoría de los exoplanetas detectados son gigantes gaseosos, cuya masa se encuentra entre alrededor del 0,1 y 30 veces la masa de Júpiter. Se trata, por supuesto, de un efecto de selección, ya que los principales métodos de observación sólo pueden detectar fácilmente los grandes planetas. Desde un punto de vista estadístico, tomando en consideración este efecto de selección, es probable que los planetas de masa baja sean mucho mas comunes en la población real.

En término de órbita, la inmensa mayoría de los planetas están más bien próximos a su estrella, todavía un efecto de selección. Un descubrimiento interesante es el hecho de que la mayoría de los planetas tienen una órbita excéntrica, es decir, más elíptica que circular. Se trata de una diferencia principal con el sistema solar, donde las órbitas planetarias son todas más o menos circulares. Tengamos en cuenta que esto no es el fruto de un efecto de selección, sino un hecho real que coloca un verdadero reto a las teorías actuales de la formación de los sistemas planetarios.

La mayoría de los exoplanetas han sido observados alrededor de estrellas de la secuencia principal, de masa relativamente baja, así pues, de tipo espectral F, G y K (el Sol es de tipo G). Allí todavía un efecto de selección, puesto que las investigaciones se concentran en este tipo de estrellas. Parecería, sin embargo, que la formación de planetas sea difícil alrededor de estrellas más masivas a causa de fenómenos como la fotoevaporación. Las observaciones muestran también que las estrellas que contienen más elementos pesados tienen más oportunidades de rodearse de planetas.

 

Beta_Pictoris

 

La primera observación directa del movimiento de un exoplaneta en torno a su estrella. El punto central representa la posición de la estrella Beta Pictoris (que ha sido quitada de la imagen). Los dos puntos a la izquierda y a la derecha son imágenes del planeta Beta Pictoris b, obtenidas respectivamente en 2003 y 2009 por el Very Large Telescope (VLT) del ESO. Las dos grandes regiones muy alrededor son rastros del disco de polvo que rodea la estrella, una observación del telescopio de 3,6 metros de ESO, la Silla, en 1996. El planeta se encuentra aproximadamente a la misma distancia de su estrella que Saturno de nuestro Sol. Crédito: ESO/A. - M. Lagrange

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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