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La aparición de la vida sobre Tierra
La química de la vida
La aparición de la vida sobre la Tierra
La aparición de las células y de la fotosíntesis
La explosión de la vida multicelular
Los planetas extrasolares
Los métodos de detección de exoplanetas
Las observaciones de exoplanetas
Las misiones espaciales CoRoT y Kepler
La búsqueda de vida extraterrestre
Los sistemas planetarios favorables para la vida
Los planetas favorables para la vida
La detección de señales extraterrestres
La búsqueda de señales extraterrestres
La paradoja de Fermi
Los métodos de detección de exoplanetas
Detectar planetas fuera del sistema solar es una empresa extremadamente difícil
con métodos de observación tradicionales. En primer lugar, porque los planetas
apenas emiten luz por sí mismos, y sólo son entonces visibles por reflexión del
resplandor de su estrella. En segundo lugar, porque estos planetas se encuentran
cerca de una estrella, la cual emite muchísima luz y va a ahogar completamente
el escaso resplandor del planeta. Por fin, porque el problema de la
turbulencia
atmosférica va, como de costumbre, a volver mucho más difíciles las medidas para
los telescopios terrestres.
Por todas las estas razones, la búsqueda de planetas extrasolares sólo ha podido
comenzar verdaderamente a finales del siglo XX, con métodos nuevos e instrumentos
de una precisión sin precedentes.
El método de la velocidad radial
El método de la velocidad radial se apoya en las perturbaciones que un planeta
provoca sobre el movimiento de su estrella. En efecto, al igual que la estrella
ejerce una fuerza de atracción gravitacional sobre el planeta, este último
produce una fuerza igual y opuesta sobre la estrella. Obviamente, la estrella es
mucho más masiva que el planeta, y el efecto de esta fuerza recíproca es, así pues,
extremadamente débil.
Las variaciones de posición de la estrella bajo el efecto de esta perturbación
planetaria son muy débiles y demasiado difíciles de detectar actualmente. El
método de la velocidad radial busca, así pues, medir pequeños cambios de velocidad en
vez de posición de la estrella.
Un medio muy eficaz para eso es utilizar el efecto
Doppler. En efecto, las
variaciones de velocidad de la estrella a lo largo de nuestra línea de visión se
traducen, gracias al efecto Doppler, en ligeros desplazamientos en longitud de
onda del
espectro
aparente de la estrella. Basta, pues, en teoría, identificar
algunas líneas de este espectro y observar los cambios débiles de su longitud de
onda con el tiempo, para deducir de eso la presencia de una perturbación
gravitacional por otro cuerpo.
Obviamente, estas fluctuaciones son siempre muy débiles, y sólo son generalmente
detectables cuando el planeta produce importantes perturbaciones
gravitacionales. Esto limita el método de la velocidad radial a los planetas
masivos de tipo gigante gaseoso, y únicamente si estos planetas están más
próximos a su estrella que Mercurio de nuestro Sol. Cuando estas condiciones se
reúnen, observaciones espectroscópicas muy precisas pueden revelar el planeta y
proporcionar aproximadamente su masa e informaciónes sobre su órbita.
La velocidad V(t) de un objeto en la posición x(t)
puede descomponerse en una componente radial VR(t),
y una transversal VT(t), que dependen de la
posición del observador. Crédito:
Ignacio
González Tapia
El método de velocidad radial para detectar exoplanetas se basa en la
detección de las variaciones en la velocidad de la estrella central, debido al
cambio de dirección de la fuerza gravitacional de un exoplaneta (no visible) a
medida que orbita la estrella. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su
espectro es desplazada al azul, mientras que es desplazado hacia el rojo cuando
se aleja de nosotros. Regularmente, mirando el espectro de una estrella —y así,
medir su velocidad— se puede ver si se mueve periódicamente debido a la
influencia de un compañero. Crédito:
ESO/The Radial Velocity
Method
El método del tránsito
El segundo método principal de búsqueda de exoplanetas es la observación de un
posible tránsito, es decir, el paso de un planeta exactamente entre la estrella
y la Tierra durante su órbita. Obviamente, el tránsito del planeta no es
observable directamente, dadas las distancias involucradas. Pero cuando se
produce, la luminosidad aparente de la estrella baja ligeramente, ya que se
oculta temporalmente una pequeña fracción de su superficie, y medidas precisas
pueden detectar esta situación.
Este método proporciona información más precisa que la anterior sobre la masa y
la órbita del planeta. Permite también calcular el tamaño del planeta: cuanto
más grande es este último, más marcada está la reducción temporal de
luminosidad.
El método del tránsito sólo puede desgraciadamente revelar los planetas que
pasan exactamente entre su estrella y la Tierra, lo que es raro. Se limita
también a planetas bastante grandes, ya que un pequeño planeta telúrico no
causaría una reducción de luminosidad fácil de detectar en la actualidad.
La curva de luz de un tránsito de exoplaneta observado por el satélite Corot
en mayo de 2007. Crédito:
CoRoT exo-team
El efecto de microlente gravitacional
Un efecto de lente
gravitacional clásico se produce, por ejemplo, cuando una estrella cercana
pasa exactamente entre la Tierra y una estrella más distante. Según la
relatividad general, los rayos luminosos que nos provienen de la estrella
alejada se desvían ligeramente al paso de la más próxima. Esto puede producir
efectos ópticos como imágenes múltiples de la estrella alejada o un aumento de
su luminosidad aparente.
Una situación mucho más rara se produce cuando la estrella cercana está
acompañada de un planeta que contribuye a la desviación de los rayos luminosos.
En ese caso, el análisis de la imagen final puede revelar las distorsiones que
el planeta ha introducido, y proporciona entonces un método indirecto de detección de
este último.
El efecto de microlente gravitacional permite calcular la masa del planeta y su
distancia aproximada a la estrella. Este método necesita una alineación perfecta
entre dos estrellas, y está, así pues, relativamente limitado. Presenta, sin
embargo, la enorme ventaja de poder detectar planetas más pequeños y más
distantes de su estrella, puesto que no depende ni de perturbaciones
gravitacionales ni de una medida de luminosidad. |
