Por Eduardo Mafla*, Camilo Delgado-Correal**, Carolina von Essen***
* Egresado de Licenciatura en Física de la Universidad Pedagógica Nacional.
** Department of Physics and Earth Sciences, University of Ferrara-IRAP.
*** Stellar astrophysics Centre - Aarhus University.
El 24 de Agosto de 2016, la humanidad demostró que trabajando en cooperación se puede llegar a generar nuevos caminos de esperanza. Primero al conocer la noticia del descubrimiento de un planeta con una masa de 1.3 veces de la Tierra que se encuentra orbitando en su zona de habitabilidad a una de las estrellas del vecindario solar. Y en el segundo, el mismo día se realizó la firma de un tratado del fin de uno de los conflictos armados más duraderos en la historia de la humanidad. Como astrónomos nos sentimos con más criterio de hablar del contexto del primer evento y preferimos dejar la divulgación del segundo a nuestros amigos de ciencias políticas y afines.
Planetas extrasolares
Los planetas extrasolares o exoplanetas son aquellos que orbitan en torno a otras estrellas distintas al Sol, y en consecuencia, forman parte de sistemas planetarios distintos al nuestro. Si la estrella huésped esta previamente catalogada, el nombre del exoplaneta comienza con el nombre de su estrella. Sino, se nombran mediante el sistema de detección que los descubrió, mas un número en orden creciente indicando el orden de descubrimiento. Ejemplos de estrellas que hospedan exoplanetas son Kepler-36, WASP-33, Qatar-1, etc. En ambos casos, al nombre del exoplaneta se le agrega una letra minúscula ordenada alfabéticamente según el orden del descubrimiento del planeta en el sistema planetario y no su distancia a la estrella, empezando por la letra “b” [1]. Ejemplos de exoplanetas serian entonces Kepler-36b,c,d, WASP-33b y Qatar-1b.
En 1995 se dio a conocer a la comunidad científica, y sobre todo a la humanidad, la existencia de planetas fuera del sistema solar, en particular orbitando estrellas muy parecidas a nuestro Sol. Michel Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Ginebra, mostraron su descubrimiento, llamando a este planeta 51 pegasis b, siendo el primero fuera del sistema solar detectado por el hombre que orbita la estrella Pegasi, que está en la constelación Pegaso, a 47,9 años luz del Sol [2]. En enero de 1996, R. Paul Butler, de la Universidad de California en Berkeley, y un investigador en la Universidad de San Francisco, anunciaron que habían hallado dos nuevos planetas en torno a una estrella similar al Sol [3]. Así, desde el 2011, los astrónomos vienen descubriendo un promedio de tres exoplanetas por semana. Algunos se encuentran en la zona de habitabilidad de su estrella, región en la cual la temperatura de un planeta es ideal para encontrar agua [4].
Al 25 de agosto del 2016, se conocen 2951 planetas confirmados, 2503 planetas candidatos, para un total de 5454 planetas [5]. Estos descubrimientos impulsan a muchos jóvenes científicos a la caza de estos, convirtiéndose en la especialidad astrofísica de moda. Para esto, se pusieron en marcha muchos proyectos como la red SONG ( Stellar Observations Network Group), dirigida por la Universidad de Aarhus (Dinamarca) y en la que colaboran la Universidad de Copenhague y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) con el fin de encontrar planetas y estudiarlos para poder resolver interrogantes relacionados con la formación planetaria [6].
MÉTODOS DE DETECCIÓN DE PLANETAS EXTRASOLARES
Los planetas no emiten luz propia, sino que reflejan parte de la luz que recibe de su estrella anfitriona. Esto hace que su observación sea difícil, ya que el brillo del planeta con respecto al de la estrella es muy sutil, es como tratar de ver una pequeña llama muy cerca de un incendio ubicado a kilómetros del observador. A pesar de esto, existen técnicas para la detección directa e indirecta; la mayoría de los métodos fueron previamente utilizados para el estudio de estrellas dobles [8] y sus mejoras permitieron observar objetos de masa subestelar. A continuación se detallan los métodos más usados para la detección de planetas fuera del sistema solar.
VELOCIDAD RADIAL
Este método mide el desplazamiento de las líneas espectrales de la estrella cuando se aleja o acerca en su movimiento en torno al centro de masa del sistema. Usando el efecto Doppler, se puede calcular la velocidad de alejamiento y acercamiento de la estrella como se aprecia en la figura 2. La detección de planetas alrededor de estrellas de muy baja masa mediante el método de la velocidad radial (VR) se ve obstaculizada debido que las longitudes de onda son débiles, y la mayoría de los espectrómetros de alta precisión no pueden detectarlas. Una forma de solucionarlo, es hacer medición en el infrarrojo, así se puede obtener la masa del exoplaneta que interactúa con la estrella [9].
Figura 2. Velocidad radial. La estrella y el planeta se mueven en torno a su centro de masas. Si se aleja o se acerca la estrella con respecto al observador (Tierra), las líneas espectrales se desplazan al rojo (la estrella se aleja) o al azul (la estrella se acerca). También es posible observar el cambio de posición de la estrella respecto al fondo [4].
ASTROMETRÍA
Éste método mide el cambio de posición de la estrella en su movimiento en torno al centro de masa, como se muestra en la figura 3. Esta técnica es más sensible en planetas masivos con órbitas lejanas a la estrella, y que no se encuentren muy lejos de la Tierra (20-25 pc) debido a las limitaciones en la calidad de observación. Así se logra determinar la masa del planeta y la inclinación de la órbita. Un punto en contra es que requiere de mucho tiempo de observación (décadas) para detectar el planeta y estudiar su periodo [4].
Método del tránsito.
Éste método utiliza la variación de brillo observado de la estrella. Cuando un planeta transita (cruza) frente a su estrella, desde la línea de visión de la Tierra se detecta una disminución de su brillo. Solo se puede ver si el planeta tiene un plano orbital que permita observar el tránsito desde la Tierra. Usando la curva de luz como se ve en la figura 4 y conociendo el tamaño de la estrella, puede saberse el tamaño del planeta y la inclinación orbital. En combinación con el método de velocidad radial, se puede obtener la masa del planeta y, con su tamaño, su densidad promedio y una idea de la estructura interna [4].
* Egresado de Licenciatura en Física de la Universidad Pedagógica Nacional.
** Department of Physics and Earth Sciences, University of Ferrara-IRAP.
*** Stellar astrophysics Centre - Aarhus University.
El 24 de Agosto de 2016, la humanidad demostró que trabajando en cooperación se puede llegar a generar nuevos caminos de esperanza. Primero al conocer la noticia del descubrimiento de un planeta con una masa de 1.3 veces de la Tierra que se encuentra orbitando en su zona de habitabilidad a una de las estrellas del vecindario solar. Y en el segundo, el mismo día se realizó la firma de un tratado del fin de uno de los conflictos armados más duraderos en la historia de la humanidad. Como astrónomos nos sentimos con más criterio de hablar del contexto del primer evento y preferimos dejar la divulgación del segundo a nuestros amigos de ciencias políticas y afines.
Planetas extrasolares
Los planetas extrasolares o exoplanetas son aquellos que orbitan en torno a otras estrellas distintas al Sol, y en consecuencia, forman parte de sistemas planetarios distintos al nuestro. Si la estrella huésped esta previamente catalogada, el nombre del exoplaneta comienza con el nombre de su estrella. Sino, se nombran mediante el sistema de detección que los descubrió, mas un número en orden creciente indicando el orden de descubrimiento. Ejemplos de estrellas que hospedan exoplanetas son Kepler-36, WASP-33, Qatar-1, etc. En ambos casos, al nombre del exoplaneta se le agrega una letra minúscula ordenada alfabéticamente según el orden del descubrimiento del planeta en el sistema planetario y no su distancia a la estrella, empezando por la letra “b” [1]. Ejemplos de exoplanetas serian entonces Kepler-36b,c,d, WASP-33b y Qatar-1b.
En 1995 se dio a conocer a la comunidad científica, y sobre todo a la humanidad, la existencia de planetas fuera del sistema solar, en particular orbitando estrellas muy parecidas a nuestro Sol. Michel Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Ginebra, mostraron su descubrimiento, llamando a este planeta 51 pegasis b, siendo el primero fuera del sistema solar detectado por el hombre que orbita la estrella Pegasi, que está en la constelación Pegaso, a 47,9 años luz del Sol [2]. En enero de 1996, R. Paul Butler, de la Universidad de California en Berkeley, y un investigador en la Universidad de San Francisco, anunciaron que habían hallado dos nuevos planetas en torno a una estrella similar al Sol [3]. Así, desde el 2011, los astrónomos vienen descubriendo un promedio de tres exoplanetas por semana. Algunos se encuentran en la zona de habitabilidad de su estrella, región en la cual la temperatura de un planeta es ideal para encontrar agua [4].
Al 25 de agosto del 2016, se conocen 2951 planetas confirmados, 2503 planetas candidatos, para un total de 5454 planetas [5]. Estos descubrimientos impulsan a muchos jóvenes científicos a la caza de estos, convirtiéndose en la especialidad astrofísica de moda. Para esto, se pusieron en marcha muchos proyectos como la red SONG ( Stellar Observations Network Group), dirigida por la Universidad de Aarhus (Dinamarca) y en la que colaboran la Universidad de Copenhague y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) con el fin de encontrar planetas y estudiarlos para poder resolver interrogantes relacionados con la formación planetaria [6].
Figura 1. Numero de planetas descubiertos por año [7].
MÉTODOS DE DETECCIÓN DE PLANETAS EXTRASOLARES
Los planetas no emiten luz propia, sino que reflejan parte de la luz que recibe de su estrella anfitriona. Esto hace que su observación sea difícil, ya que el brillo del planeta con respecto al de la estrella es muy sutil, es como tratar de ver una pequeña llama muy cerca de un incendio ubicado a kilómetros del observador. A pesar de esto, existen técnicas para la detección directa e indirecta; la mayoría de los métodos fueron previamente utilizados para el estudio de estrellas dobles [8] y sus mejoras permitieron observar objetos de masa subestelar. A continuación se detallan los métodos más usados para la detección de planetas fuera del sistema solar.
VELOCIDAD RADIAL
Este método mide el desplazamiento de las líneas espectrales de la estrella cuando se aleja o acerca en su movimiento en torno al centro de masa del sistema. Usando el efecto Doppler, se puede calcular la velocidad de alejamiento y acercamiento de la estrella como se aprecia en la figura 2. La detección de planetas alrededor de estrellas de muy baja masa mediante el método de la velocidad radial (VR) se ve obstaculizada debido que las longitudes de onda son débiles, y la mayoría de los espectrómetros de alta precisión no pueden detectarlas. Una forma de solucionarlo, es hacer medición en el infrarrojo, así se puede obtener la masa del exoplaneta que interactúa con la estrella [9].
Figura 2. Velocidad radial. La estrella y el planeta se mueven en torno a su centro de masas. Si se aleja o se acerca la estrella con respecto al observador (Tierra), las líneas espectrales se desplazan al rojo (la estrella se aleja) o al azul (la estrella se acerca). También es posible observar el cambio de posición de la estrella respecto al fondo [4].
ASTROMETRÍA
Éste método mide el cambio de posición de la estrella en su movimiento en torno al centro de masa, como se muestra en la figura 3. Esta técnica es más sensible en planetas masivos con órbitas lejanas a la estrella, y que no se encuentren muy lejos de la Tierra (20-25 pc) debido a las limitaciones en la calidad de observación. Así se logra determinar la masa del planeta y la inclinación de la órbita. Un punto en contra es que requiere de mucho tiempo de observación (décadas) para detectar el planeta y estudiar su periodo [4].
Figura 3: Astrometría. Es similar a la técnica de la velocidad radial en que se mide el movimiento de la estrella debido a la influencia gravitacional del planeta. Sin embargo, la astrometría mide el movimiento de la estrella en el plano del cielo, en contraste con la técnica de la velocidad radial, que mide el movimiento de la estrella en la línea de visión [4].
Método del tránsito.
Éste método utiliza la variación de brillo observado de la estrella. Cuando un planeta transita (cruza) frente a su estrella, desde la línea de visión de la Tierra se detecta una disminución de su brillo. Solo se puede ver si el planeta tiene un plano orbital que permita observar el tránsito desde la Tierra. Usando la curva de luz como se ve en la figura 4 y conociendo el tamaño de la estrella, puede saberse el tamaño del planeta y la inclinación orbital. En combinación con el método de velocidad radial, se puede obtener la masa del planeta y, con su tamaño, su densidad promedio y una idea de la estructura interna [4].
Figura 4. Fotometría. Tránsito y ocultación planetaria y la curva de luz de la estrella.
Cuando el planeta se oculta, el 100 % de la luz captada es de la estrella. Cuando el planeta transita frente de ella, se puede notar variaciones leves (1-2 % para Júpiter calientes) de la luz [4].
Cuando el planeta se oculta, el 100 % de la luz captada es de la estrella. Cuando el planeta transita frente de ella, se puede notar variaciones leves (1-2 % para Júpiter calientes) de la luz [4].
MICROLENTES
GRAVITACIONALES
La
mayor parte de Planetas extrasolares son descubiertos usando los
métodos de velocidad radial y de tránsito.
Ambos están
dirigidos hacia planetas que están relativamente cerca de sus
estrellas. Los estudios revelan que alrededor del 17 al 30 % de las
estrellas similares al Sol,
albergan un planeta [10].
El método de microlentes gravitacionales, por otro lado, explora
planetas que están lejos de sus estrellas.
Éste
método usa un fenómeno predicho por la Teoría de la Relatividad
General. Según esta teoría, la masa produce una curvatura en el
tejido espacio-tiempo.
Cuando un exoplaneta pasa por delante de una estrella diferente a su
estrella anfitriona, los rayos de luz de esta, se desvían por efecto
gravitatorio
del planeta. Esto causa un pequeño aumento aparente en la
luminosidad de la estrella [8],
ya que sus rayos de luz se concentran de igual manera que pasa con
una lupa, como se ve en la figura
5.
Figura
5.
Microlente. Una estrella que pasa frente de una estrella alejada,
actúa como una lupa, dirigiendo los rayos de luz a la Tierra [4].
OBSERVACIÓN
DIRECTA
El
método de observación directa puede ayudar a complementar las
búsquedas realizadas con el método de velocidad radial. En primer
lugar, por el contrario a la técnica de VR, las imágenes no
dependen del tipo espectral de la estrella, la masa o la inclinación
del sistema. En segundo lugar, puede poner a prueba los métodos de
formación estelar. En tercer lugar, no requiere largos periodos de
observación como el método VR que necesita periodos mayores o
iguales a 1000 días [11].
Los
nuevos telescopios espaciales han permitido encontrar un gran número
de cuerpos que cumplen con la condición de planeta. Aunque la razón
de brillo es desfavorable en el rango visible, puede ser favorable en
el infrarrojo, ya que una estrella típica es “solo”
1 millón de veces más brillante que un planeta en este espectro. La
detección directa de la luz reflejada por los planetas aporta datos
para conocer la composición atmosférica. [4].
Figura
6.
Observación directa. Tres exoplanetas orbitando la joven estrella HR
8799 [12].
PLANETAS
EN LA ZONA HABITABLE
Conociendo
la distancia planeta-estrella, la radiación de la estrella y la
reflexión de la radiación del exoplaneta, se puede calcular la
temperatura de la atmósfera. Calculando la temperatura superficial
de equilibrio, se logra definir para una estrella una zona en la
cual, si un planeta órbita en ella, es posible encontrar agua en
estado líquido en su superficie, como se ve en la figura 7.
Esta región
se conoce como zona habitable del sistema planetario [1].
Figura
7.
Zona de habitabilidad. Comparación de los sistemas Kepler-452,
sistema Kepler-186 y el sistema solar [14].
A
mediados del 2015 los exoplanetas potencialmente habitables son los
siguientes cuadro [13]:
-
Kepler-438 b: Pertenece al sistema Kepler-438, situado a 472,9 años luz, su masa es de 1,27 MTierra y está a una distancia de 0,1717 U.A. de su estrella principal, su periodo orbital es de 35,23319 días. Presenta un índice de similitud con la Tierra del 88 %. Fue detectado por el método del tránsito. La masa de su estrella principal es de 0,54 MSolar.
-
Kepler-296 e: Fue detectado por le método de transito astronómico. Su semieje mayor es de 0,2060 U.A., su masa es de 3,32 MTierra y su periodo orbital es de 34,1423 días. Su índice de similitud con la Tierra es del 85 %. La masa de su estrella principal es de 0,45 Msolar.
-
GJ
667C c:
Fue descubierto el 21 de noviembre de 2011 mediante el método de
velocidad radial. Su masa es de 3,80 MTierra.
Su periodo orbital es de 28,100 días, su semieje
mayor es de 0,1250 U.A., su índice de similitud con la Tierra es del
84 %. La masa de su estrella principal es de 0,33 Msolar.
-
Kepler-442
b:
Fue confirmado a principios de enero del 2015. Su masa es de 2,34
MTierra.
Su semieje mayor es de 0,3861 U.A. con un periodo orbital de 112,3053
días. La masa de su estrella principal es de 0,61 Msolar
y
su índice de similitud con la Tierra es del 84 %
Hoy
el nuevo integrante de la familia exoplanetaria llamado Próxima b
encabeza el listado de exoplanetas potencialmente habitables.
-
Proxima b: Su masa mínima es de 1.27 veces la masa de la Tierra, con un periodo de 11.2 días y un semieje mayor del orden de 0.05 unidades astronómicas, detectado por el método de velocidad radial usando datos acumulados de los instrumentos HARPS y UVES por 16 años.
La
importancia de este descubrimiento radica en la proximidad de su
estrella con respecto al Sol, además del valor de su masa, que es
muy cercano al de la Tierra. Eso hace posible pensar en poder tener
información más detallada de su composición en escalas de tiempo
humanas e incluso no es descabellado pensar en visitarlo en un futuro
cercano.
Figura
8.
Representación artística del planeta Próxima centauri b. [15]
Para
recibir mayor información sobre el reciente descubrimiento
recomendamos visitar el comunicado oficial de prensa de la ESO:
Nota
de los autores:
Este documento es una reproducción parcial del segundo capítulo de
la tesis del primer autor para optar por su título de licenciado en
física cuyos directores de tesis fueron el segundo autor y el Prof.
Néstor
Méndez de la
UPN.
Este
texto es dedicado a las mamás de los autores que forjaron en
nosotros la luz de la esperanza, esa misma que muestra como la vida
se abre camino en el transcurso del tiempo.
“The
name Pale Red Dot reflects Carl Sagan’s
famous reference to the Earth as a pale blue dot” ESO team.
https://www.youtube.com/watch?v=4PN5JJDh78I
_________________________________________________________________________
Referencias.
[1]
Isaias
Rojas Peña. Astronomía Elemental. USM ediciones, 2012, Av. España
1680 Valparáıso,
Chile, 2015.
[2]
Michel Mayor y Didier Queloz. A
jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature,
378(6555):355–359,
1995.
[3]
Michael
D Lemonick. El amanecer de los exoplanetas. Investigación y ciencia,
(444):16–23, 2013.
[4]
Sara Seager. Is
There Life Out There? The Search for Habitable Exoplanets. Cambridge,
Inglaterra, 2009.
[6]
María
Cruz y Robert Coontz. Exoplanets. 2013.
[8]
P.P.C.
Díaz.
Dinámica de exoplanetas y exosatélites: trabajo de fin de máster,
Máster Universitario en Matemáticas.
P.P. Campo, 2012.
[9]
A Reiners, JL Bean, KF Huber, S Dreizler, A Seifahrt, y S Czesla.
Detecting planets around very low mass stars with the radial velocity
method. The Astrophysical Journal, 710(1):432, 2010.
[10]
Arnaud
Cassan, D Kubas, J-P Beaulieu, M Dominik, K Horne, J Greenhill, J
Wambsganss, J Menzies, A Williams, Uffe Grae
Jorgensen,
et al. One or more bound planets per milky way star from microlensing
observations. Nature, 481(7380):167–169, 2012.
[11]
A-M Lagrange y C Moutou. Direct imaging of extrasolar planets. En
Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, tomo 321, pa ́g. 23. 2004.
[12]
Christian Marois, B Zuckerman, Quinn M Konopacky, Bruce Macintosh, y
Travis Barman. Images
of a fourth planet orbiting hr 8799. Nature, 468(7327):1080–
1083, 2010.
[13]
Laboratorio
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phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog.
[14]
NASA’s
to Kepler Earth. Mission 58 Discovers Bigger, Older Cousin
http://www.nasa.gov/press-release/nasa-kepler-mission-discovers-bigger-older-cousin-to-earth
[15]
A.,
Hatzes,
“Earth-like planet around Sun’s
neighbour”, Nature, Vol. 536, 409, (2016).
[16]
Anglada-Escude et al., “A terrestrial Planet candidate in a
temperate orbit around Proxima Centauri”, Nature, Vol. 536, 437,
(2016).
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