planetas de otros soles: nuevos candidatos

PLANETAS DE OTROS SOLES: NUEVOS CANDIDATOS
Mario Pedreros A.
Departamento de Física - Facultad de Ciencias
Universidad de Tarapacá, Casilla 7-D, Arica
Resumen
Presentamos aquí los resultados y la descripción general de algunos métodos que se están usando en
nuestros días para la detección de posibles planetas, no pertenecientes a nuestro sistema solar, que
orbitan alrededor de estrellas con características similares al sol y otras no tan similares. También se
discute acerca de la relación que estos métodos tienen con la física, en especial con la teoría de la
relatividad general y la fotometría. Otros métodos de detección fueron mencionados en un artículo
anterior [1]. Se consigna también el reciente descubrimiento del planeta con características más
similares a la tierra descubierto hasta el momento.
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1. INTRODUCCION
Desde mediados de los años 90 se han venido detectando pequeños objetos que orbitan
otras estrellas más allá de nuestro Sol, los asi llamados “exo-planetas” (o “planetas extra solares”).
A medida que se han ido refinando las técnicas de detección y el interés de los astrónomos ha ido
creciendo, el número de exo-planetas descubiertos ha ido también creciendo exponencialmente.
Hasta el presente, se ha llegado a detectar más de 200 de estos objetos ubicados en más de
180 sistemas planetarios, algunos de extremo interés, ya sea por la similitud de su tamaño con la
tierra, o por su inusual densidad, en comparación con cualquiera de los planetas de nuestro sistema
solar. Hasta ahora ha sido imposible ver directamente estos objetos, debido al brillo de la estrellamadre, su detección se ha hecho, más bien, de forma indirecta por los efectos que su presencia
causa en ésta.
Las primeras detecciones fueron a través de la observación del movimiento oscilante de las
líneas del espectro de la estrella-madre, lo que acusaba la presencia de objetos en órbita alrededor
de ella, debido a las oscilaciones producidas por éstos en su movimiento radial (a lo largo de la
línea de visión).
Algunas otras detecciones se basaron en el monitoreo del movimiento transversal de la
estrella (aquella parte del movimiento de una estrella que se proyecta en el cielo y que es
perpendicular a la línea de visión), el que es influido, en forma de “bamboleo”, por la presencia de
objetos orbitando la estrella. Estas dos técnicas pueden entregar solamente la masa mínima y la
orbita del planeta detectado indirectamente y fueron discutidas en detalle en un volumen previo de
esta revista [1]. De todas formas estos métodos de detección dejan muchas preguntas sin respuesta
como por ejemplo ¿son estos planetas principalmente gaseosos como Júpiter y Saturno o son
rocosos como la Tierra y Marte?, ¿o son algo intermedio?, ¿cuál es la naturaleza y composición de
sus atmósferas?, ¿tienen anillos, como Saturno, o satélites, como Júpiter?. Desafortunadamente con
estos objetos no se puede usar la herramienta típica que se usa en estos casos la cual es tomar
espectros en forma directa, ya que el brillo de la estrella-madre supera con creces el
extremadamente débil brillo del planeta.
Con el advenimiento de nuevos telescopios, nuevos detectores y nuevas técnicas de
observación, que se discutirán aquí, se ha podido detectar un gran número de estos objetos y
determinar algunas de sus características físicas, siendo, algunos de ellos cada vez más cercanos en
tamaño, a nuestro planeta tierra, lo que ha despertado todavía más interés en la comunidad
astronómica ya que es cada vez más probable que las condiciones físicas imperantes en ellos se
parezcan un poco más a las de la tierra, lo que a su vez trae como consecuencia una mayor
probabilidad de existencia de vida en ellos.
2. LENTES GRAVITACIONALES
La Teoría de la Relatividad General (1916) de Albert Einstein predice que el espacio se curva ante
la presencia de materia, más específicamente, de la masa asociada con esa materia. Por otra parte, la
luz, consistente en ondas electromagnéticas, siempre escoge el camino más corto para desplazarse
entre dos puntos. En un espacio plano (sin curvatura) la luz se desplaza en línea recta, como nuestra
experiencia cotidiana lo indica, ya que aunque el espacio fuese curvo, nuestro entorno nos parecería
plano ya que la curvatura no sería muy pronunciada, a nuestra escala humana. Para ilustrar este
fenómeno, sabemos que la Tierra es esférica, es decir su superficie es curva, sin embargo a nosotros
nos parece plana debido a que a nuestra escala de tamaños la curvatura aparece como pequeña.
Volviendo al tema de la curvatura del espacio debida a la presencia de masa, por el hecho de que el
espacio se curva, la luz ya no se desplazará en línea recta, puesto que el camino más corto entre dos
puntos en un espacio curvo no es una recta sino que una línea curva (llamada geodésica). Esta
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predicción de la Teoría de la Relatividad fue comprobada por los astrofísicos Eddington y Dyson
durante el eclipse de sol de 1919, al observar cerca del sol una estrella que a pesar que debería
haberse encontrado detrás del sol en esos momentos, era sin embargo visible. La explicación está en
que el sol, al curvar el espacio a su alrededor, desvió la luz de la estrella, haciéndola visible, a pesar
de encontrarse “detrás” de éste en esos momentos (ver Figuras 1 y 2). Como para el ojo (o el
telescopio) la luz viaja en línea recta, entonces lo que se ve es la “imagen” de la estrella en la
dirección en que llegan los rayos al observador.
Figura 1. Curvatura de un rayo de luz, proveniente de una estrella, producida por un cuerpo masivo (el
sol, por ejemplo) ubicado entre el observador y la estrella. Este fenómeno hace ver la estrella en una
posición diferente a la que realmente está. Este efecto fue predicho por teoría general de la relatividad
debido a la curvatura del espacio producida por la presencia de un cuerpo masivo en el espacio [2].
Sesenta años después, en 1979, Dennis Walsh descubrió el primer caso de una imagen
doble de una fuente lejana, el quasar 0957+561, producida por una “lente gravitacional” (ver similar
en Fig. 3). Diez años después de este descubrimiento, en 1989 Lynds y Petrosian observaron
imágenes en forma de arco debidas al efecto “lente gravitacional” producido por objetos extensos
(como galaxias o cúmulos de galaxias), de fuentes colocadas detrás del objeto-lente. (ver Figs. 3 y
4). En este último caso el objeto-lente es llamado Macrolente.
También una estrella, como lo veíamos en el caso del Sol, puede actuar como lente
gravitacional y producir imágenes de un objeto detrás de ella. En este caso la estrella-lente se
denomina Microlente. Ahora si este microlente es una estrella que posee uno (o varios) planetas
orbitándola, este hará que la luz de la fuente presente un aumento de brillo inesperado cuando el
planeta esté alineado con la estrella-madre respecto del observador.
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Figura 2. Ilustración del efecto mencionado en la Fig. 1, durante un eclipse de sol. Panel A: configuración entre el sol la
luna y la tierra (en el mismo orden de izquierda a derecha) durante el eclipse, también se observa una estrella lejana en la
posición E. Panel B: Como debería observarse la estrella desde la tierra durante el eclipse si no existiera el efecto de
curvatura de la luz. Panel C: Aquí se muestra la curvatura de un rayo de luz proveniente de la estrella E. Panel D: Como
se ve realmente la estrella durante el eclipse; notar que esta mucho más alejada del centro del eclipse que lo que se ve en
el panel B, debido a la curvatura del rayo de luz [3].
Figura 3. La fotografía muestra la imagen cuadruple del cuasar Q2237+030 el que se encuentra detrás de la galaxia
espiral mostrada. Esta última es la responsable de las imágenes del cuasar que aparecen en su núcleo ya que su masa
actúa como lente gravitacional curvando los rayos de luz del cuasar, formando así las imágenes mostradas. La
fotografía fue obtenida en el Observatorio Kitt Peak en Tucson, Arizona con el telescopio WIYN de 3,5 metros, por
J. Rhoads, S. Malhotra y I. Dell’Antonio en 1999 (NOAO)/WIYN/NOAO/NSF
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Figura 4. La imagen muestra al cúmulo de galaxias Abell 2218 donde, aparte de apreciar las galaxias
individuales, se puede también ver unas formaciones tipo arcos que son imágenes gravitacionales de
galaxias ubicadas detrás de las galaxias elípticas masivas que se colocan en el centro de curvatura de los
arcos. Imagen del Telescopio Espacial Hubble (NASA)
La Figura 5 muestra el aumento de la intensidad de la luz proveniente de la fuente luminosa
lejana, a medida que ésta se alinea con la estrella-madre (que es la que contiene el o los planetas
buscados) y que a su vez hace las veces de “lente gravitacional”. En el momento de mayor
alineación se observa un máximo de intensidad. Este es un fenómeno que puede durar desde unas
semanas a varios meses, dependiendo del movimiento relativo entre la fuente luminosa y la estrellamadre.
Figura 5. Magnificación de la intensidad luminosa (en forma de campana) de una estrella lejana,
producida por el efecto lente que provoca la masa de una estrella cercana. También se aprecia el
pequeño aumento de la luz (el peak observado al lado derecho de la campana) producido por un exoplaneta orbitando alrededor de la estrella cercana. Diagrama adaptado de [2].
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Al mismo tiempo, en la Fig 5, se puede observar una pequeña desviación (peak) de la
intensidad luminosa sobre la figura (tipo campana) de fondo. Esta desviación ocurre cuando el o los
planetas orbitando la estrella-madre están alineados con la tierra, incrementando de esta manera el
efecto lente, visible al observador, sobre la fuente luminosa principal. Como se puede apreciar la
observación de este fenómeno requiere de al menos dos alineamientos simultáneos, el de la fuente
(estrella lejana), la estrella-madre (estrella cercana) y la tierra (o el observador) y también el de la
estrella-madre, el o los planetas y la tierra. Esto también requiere que todas estas componentes se
encuentren aproximadamente en el mismo plano en el momento de ocurrir el fenómeno.
Es por lo anterior que las probabilidades de observar un fenómeno como este son bastante
escasas. Las probabilidades de detección de un exo-planeta por este método son de un 17% para
planetas del tamaño de Júpiter, de un 3% para planetas como Saturno y de sólo un 2% para planetas
como la Tierra, conservando todos las mismas distancias que tienen en nuestro sistema solar.
Agregado a esto, se requiere un constante monitoreo de la fuente luminosa ya que como el planeta
se mueve, el tiempo en que aparece la pequeña desviación (peak) es muy corto (de 1 o 2 días) y
podría pasar desapercibido si no se está atento.
Esto ha hecho que hasta la fecha solo existan dos exo-planetas detectados de esta forma, a
saber, OGLE-235/MOA-53b y OGLE-2005-BLG-390Lb ambos descubiertos y analizados por los
equipos de los proyectos internacionales OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) y
MOA (Microlensing Obsrvations in Astrophysics). El primero de ellos, descubierto en el año 2004,
es entre 1,5 y 2,5 veces más masivo que Júpiter y orbita a una estrella enana roja a una distancia
entre 2,8 y 3,0 veces la distancia Tierra-Sol, el sistema está a unos 17000 años-luz de distancia. El
segundo, descubierto en Junio del 2005, es unas 5,5 veces mas masivo que la Tierra y orbita
también una estrella enana roja a una distancia de una 2,9 veces la distancia Tierra-Sol. La distancia
a que este exo-planeta está de la estrella-madre y el hecho que ésta sea una enana roja, con
temperaturas superficiales aproximadamente la mitad de la de nuestro Sol, hacen de este último
planeta una versión aumentada del planeta Plutón de nuestro sistema solar (cuya masa es sólo el 2%
de la de la Tierra), con temperaturas de alrededor de 200 grados bajo cero, obviamente inhabitable
para nuestros estándares.
Sin embargo, lo que hace a este método tan interesante es que, por ahora, es uno de los
pocos métodos que pueden, eventualmente, detectar un planeta de similares características a la
Tierra (con alguna probabilidad que esté habitado si la estrella-madre es similar al sol). Además este
método permite la determinación de la masa y la distancia del planeta a la estrella-madre, datos
fundamentales para una comparación con la Tierra.
3. EXO-PLANETAS EN TRANSITO
Este es el tipo de planetas que pasan por frente a la estrella-madre produciendo así un
pequeño eclipse en la luz proveniente de ella. Este no es exactamente un método para descubrir
nuevos exo-planetas sino mas bien sirve para buscar, dentro de los planetas ya descubiertos, alguno
que muestre evidencias de este fenómeno. Sería mucha la casualidad que observando la luz de una
estrella cualquiera, con propósitos distintos a la búsqueda de un exo-planeta, un observador se tope
con uno de ellos en tránsito, ya que las probabilidades de que esto ocurra son mínimas.
Cuando un planeta pasa frente a su estrella-madre se produce un pequeño eclipse, lo que a
su vez produce una ligera disminución en la luz proveniente de ésta. Esta disminución de luz
depende del área del planeta relativa a la de la estrella. Esto permite la determinación del tamaño
del planeta, el que junto con la masa del planeta, previamente determinada, permite el cálculo de su
DENSIDAD. La Fig. 6 muestra al planeta Venus transitando frente al Sol, en nuestro sistema solar.
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Figura 6. La fotografía muestra al planeta Venus pasando frente al disco solar (Junio 2004), tal como
lo haría un exo-planeta en tránsito.
El primer planeta extra-solar en tránsito fue descubierto en 1999, en la estrella HD209458b,
con una órbita de 3,5 días. Desde entonces ha sido tomado como modelo para la caracterización de
los exo-planetas. Un número creciente de exo-planetas están ahora siendo encontrados. En la Fig. 7
se muestran las curvas de luz observadas para los exo-planetas en tránsito OGLE-TR-113 y OGLETR-132, respectivamente.
Figura 7. La figura muestra los decrementos de intensidad de la luz de las estrellas OGLE-TR-113
(panel superior) y OGLE-TR-132 (panel inferior) observadas durante el Survey OGLE. Estos
decaimientos son causados por exo-planetas en tránsito en frente de las estrellas mencionadas. Ambos
corresponden al tipo de planetas llamados “Júpiter calientes”. El eje horizontal representa la fase
orbital (posición del planeta en su órbita) y el eje vertical la intensidad luminosa relativa [4].
En estos momentos los únicos exo-planetas cuyas características físicas pueden ser
determinadas son aquellos en tránsito. Del monto de oscurecimiento que se produce en curvas de
luz similares a las mostradas en la Fig. 7 es posible determinar el área del disco planetario ya que el
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primero (oscurecimiento) depende directamente del área del planeta relativa al área del disco de la
estrella. Por otra parte, como la masa puede ser determinada de la órbita del planeta a través de las
Leyes de Kepler [1], se puede entonces derivar la DENSIDAD (masa/volumen) del planeta, la que
indica la masa promedio contenida en una unidad de volumen.
De esta forma sabemos que 8 de los 9 planetas en tránsito conocidos tienen baja densidad,
lo que indica que son cuerpos principalmente gaseosos, como los planetas Júpiter y Saturno de
nuestro sistema solar. Uno de ellos mencionado anteriormente, HD209458b tiene un diámetro 35%
mayor que Júpiter, pero su masa es sólo dos tercios de la éste. Esto se traduce en una densidad de
0,33 gramos/ cm3, que corresponde prácticamente a la mitad de la densidad de Saturno, que es el
planeta de menor densidad del sistema solar. Los planetas nacen de gran tamaño y con altas
temperaturas, pero a medida que pasa el tiempo se contraen y enfrían. HD209458b debe haberse
contraído y enfriado hasta el tamaño de Júpiter pero, probablemente, alguna otra fuente de calor
(además de la estrella-madre) debe haber proporcionado calor adicional desde su interior
manteniendo asi al planeta “inflado”. Lo interesante sería saber cuál es esa fuente de calor
adicional; lo más probable es que tenga que ver con calentamiento por efecto de mareas, es decir,
por deformación periódica del planeta por la fuerza gravitatoria de la estrella-madre. Similar a lo
que sucede con el satélite Io de Júpiter, el que mantiene una alta temperatura debido a este
fenómeno, en este caso mareas producidas por Júpiter sobre él.
El otro exo-planeta extraño es HD149026b. Este objeto es muy denso para su gran tamaño
(1,4 gramos/cm3) lo que indica que su composición química debe consistir en un 50 a 70 % de
elementos pesados. Esto lo hace drásticamente diferente a los otros exo-planetas los que están
hechos principalmente de Hidrógeno y Helio. Aun no hay una explicación clara de este caso.
Además de poder determinar densidades, los astrónomos pueden detectar las atmósferas de
los exo-planetas ya que parte de la luz de la estrella pasa por la atmósfera superior del planeta y
ésta absorbe parte de la luz en longitudes de onda específicas, que corresponden a los elementos que
componen la atmósfera, esto agrega algunas líneas espectrales de absorción al espectro de la
estrella-madre. Comparando el espectro de la estrella mas el del planeta en tránsito con el espectro
de la estrella sola se pueden detectar lo elementos químicos en la atmósfera del planeta. De estos
elementos el que más se destaca en el espectro visible, es el Sodio.
También es posible medir la radiación infrarroja, emitida por el planeta mismo, la que
permite medir su temperatura. Esto se hace aprovechando que el planeta también pasa por “detrás”
de la estrella-madre. Un poco antes de esconderse por atrás de la estrella, la radiación infrarroja que
se recibe en la tierra es la que emite la estrella misma más la emitida por el planeta. Una vez que el
planeta se esconde, se recibe solo la radiación de la estrella. Si se sustrae esta última de la primera,
se obtiene lo que emite el planeta solo. De esta radiación se pudo determinar que la temperatura de
HD209458b y de TrES-1, otro de los exo-planetas descubiertos de tamaño similar a Júpiter y de
densidad 0,73 gramos/cm3, es 1130ºK y 1060ºK (grados Kelvin), respectivamente. Estas
temperaturas están dentro del rango producido por el calentamiento del planeta por su estrellamadre.
4. UN NUEVO EXO-PLANETA DE TIPO TERRESTRE
Curiosamente, en Mayo 2007 se reportó, por un equipo liderado por S. Urdí del
Observatorio de Génova y usando el telescopio de 3,6 metros del Observatorio La Silla, en Chile, la
detección de un nuevo exo-planeta de similares características a la tierra, orbitando la estrella
“enana roja” Gliese 581. Este planeta es un 50% mas grande en diámetro que la tierra y tiene 5
veces mas masa que ésta. Lo mas importante es que sus temperaturas van desde los 0° a unos 40°
Celsius lo que, junto al hecho de que, por su masa y por ende por su atracción gravitatoria, debería
tener una atmósfera, implica que hay grandes posibilidades de que contenga agua líquida, requisito
fundamental para que exista vida, como la conocemos aquí en nuestro planeta. Decíamos
curiosamente ya que el método de detección no es ninguno de los descritos aquí como los mas
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sensibles a la detección de planetas de pequeña masa, sino que es el método espectroscópico
mencionado anteriormente y descrito en un artículo anterior [1]. El secreto está en que se usó un
espectroscopio ultra sensible (el High Accuracy Radial Velocity for Planetary Searcher, HARPS)
que puede detectar oscilaciones de la estrella madre (provocadas por el nuevo planeta) que
corresponden a menos de un metro/segundo en velocidad, lo que permite la detección de planetas de
masas muy pequeñas, que son comparables a la de la tierra. La estrella madre, Gliese 581, está a
20,5 años-luz de distancia y ya era conocida por tener un planeta del tamaño de Neptuno (de 15
masas terrestres) [1] y se sospecha que tiene otro, de unas 8 masas terrestres, por lo que éste
correspondería a un sistema de tres planetas. Aunque la estrella es una enana roja de temperatura
mucho menor que la del sol, el planeta queda en la llamada “zona habitable” de la estrella madre
por el hecho de que está 14 veces más cerca de la estrella que lo que está la tierra del sol, lo que
hace que pueda captar más calor de ella. He ahí la importancia de este descubrimiento. Otro dato es
que el nuevo planeta orbita alrededor de la estrella madre con un período de 13 días, lo que significa
que esa es la duración de su “año”.
Dentro de éste y los próximos años se espera una avalancha de datos que permitirán un
análisis detallado de las atmósferas exo-planetarias. Estos datos pueden provenir, entre otros, del
Telescopio Espacial Spitzer de NASA, en radiación infrarroja, del pequeño telescopio espacial
canadiense MOST (Microvariability and Oscillations of Stars), en radiación visible, o de espectros
tomados algunos años atrás, durante tránsitos, con el Telescopio Espacial Hubble. Todos estos datos
nos podrían dar una idea de la presencia de vapor de agua, monóxido de carbono y metano en las
atmósferas exo-planetarias. Esto unido al descubrimiento de nuevos planetas extra-solares con
nuevas y excitantes características físicas, hechos desde tierra o el espacio, con nuevos instrumentos
programados para los años venideros.
REFERENCIAS
[1] M.Pedreros, "Planetas de otros soles", Charlas de Fisica No. 13,
pg. 1, 1996.
[2] http://perso.wanadoo.es/antoni.salva/microlent_cas.html
[3] http://www.iac/cosmoeduca/gravedad/fisica/fisicaeclipses.htm
[4] http://www.eso.org./public/outreach/press-rel/pr-2004/pr-11-04.html
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