Un planeta extrasolar no es otra cosa que un planeta que orbita en torno a una estrella diferente del Sol, es decir, está fuera de nuestro sistema solar. Durante muchos años/siglos sólo fuimos capaces de observar y medir ciertas características de los planetas que orbitan nuestro Sol. Sin embargo, la curiosidad humana y, sobre todo, el deseo de saber si estamos solos en el universo nos llevaron a desarrollar nuevos telescopios más potentes, así como nuevas técnicas de detección, para poder buscar planetas orbitando estrellas diferentes a la nuestra. Algunos de estos telescopios están en órbita alrededor de nuestro planeta para poder salvar las dificultades observacionales que nos plantea la atmósfera. Tal es el caso de, por ejemplo, el telescopio Kepler.

Fuente: NASA/JPL-Caltech/P. Tyle

Vamos a dar una definición más formal de lo que se considera un planeta extrasolar, para entender el razonamiento que siguen los astrónomos profesionales.

Según el grupo de trabajo en planetas extrasolares (WGESP por Working Group on Extrasolar Planets) de la Unión Astronómica Internacional (IAU por International Astronomical Union) se definen como:

1. Objetos con masas ciertas por debajo de la masa límite para la fusión termonuclear del deuterio (actualmente calculada como 13 masas de Júpiter para objetos con metalicidad solar) que orbitan estrellas o restos de estrellas son planetas (sin importar cómo se formen). La masa/tamaño mínimo que se requiere para que un objeto extrasolar se considere planeta debería ser la misma que la usada en nuestro sistema solar.

2. Objetos subestelares con masas ciertas por encima del límite de fusión termonuclear del deuterio son enanas marrones, sin importar como se forman o donde se encuentran.

3. Objetos flotando libremente en cúmulos estelares jóvenes con masas por debajo del límite de fusión termonuclear del deuterio no son planetas sino “sub-enanas marrones” (o cualquier nombre que sea más apropiado)

De 1) extraemos que un planeta extrasolar es un objeto que no tiene reacciones nucleares que fusionen deuterio en su interior. Esto lo cumplen todos los planetas que hay en nuestro sistema solar, incluido Júpiter. De 2) extraemos que si tiene reacciones nucleares de fusión de deuterio se convierte en un objeto substelar conocido como enana marrón. Por último, de 3) se extrae que si el objeto está flotando libremente en un cúmulo estelar, es decir, no está asociado gravitatoriamente a una estrella en concreto, a pesar de estar por debajo de límite de fusión del deuterio no es un planeta.

Los primeros planetas extrasolares se descubrieron en 1992 orbitando alrededor del pulsar PSR B1257+12. En 1995 se confirmó el descubrimiento de un planeta extrasolar orbitando una estrella de la secuencia principal similar a nuestro sol. Desde entonces se han descubierto más de 1800 planetas extrasolares.

Detectando un planeta extrasolar

Cualquier método de detección requiere observación. Sin embargo, a la hora de observar se pueden medir diferentes parámetros que dependen de las condiciones del objeto que se esté observando. Estos parámetros observables son los que definirán el método de detección.

Velocidad radial

Este método se basa en el efecto Doppler. La longitud de onda de la luz que emite un objeto que se aproxima a nosotros se desplaza hacia longitudes de onda más pequeñas (lado azul del espectro electromagnético) y si se aleja de nosotros lo hace hacia longitudes de onda más largas (lado rojo del espectro). Cuando una estrella tiene un planeta a su alrededor, el centro de masas del sistema completo no se encuentra en el centro de la estrella, sino que está desplazado. El efecto Doppler tiene lugar porque la estrella se mueve alrededor del centro de masas, por lo tanto la estrella en ciertos momentos se aproximará hacia nosotros y en otros se alejará. Observando la luz que emite la estrella con un espectroscopio podemos determinar el desplazamiento del espectro hacia el azul o el rojo. Para usar este método con fiabilidad el sistema estrella y planeta deben de estar en el plano de la órbita del planeta es decir, la órbita no está inclinada con respecto a nuestra línea de observación, de ahí que el método se base en la velocidad radial.

Además midiendo las velocidades, podemos calcular la masa del planeta usando la siguiente ecuación (sencillita)

M₀v₀=m_pv_p

Los subíndices 0 indican la masa y la velocidad de la estrella y los subíndices p la masa y la velocidad del planeta. La masa de la estrella se estima usando modelos de evolución estelar.

En realidad, es prácticamente imposible observar directamente el plano de la órbita del planeta, ya que siempre existirá una cierta inclinación. En este caso, lo que podemos hacer es poner un límite inferior a la masa del planeta ya que la masa real es la masa observada corregida por la inclinación según la siguiente ecuación (y es la última de hoy)

m_p = m_{p, real} x sen (i)

donde sen (i) es el seno de la inclinación i. Normalmente no podemos determinar el valor de i.

Este método genera unas incertidumbres muy altas para estrellas con múltiples planetas.

Tránsitos

Todo sabemos lo que es un eclipse. Un cuerpo (por ejemplo, la luna), pasa por delante de otro (por ejemplo, el sol) observado desde la posición de otro (por ejemplo, la tierra). Cuando un cuerpo pasa por delante de otro, se reduce la cantidad de luz que llega al observador. En el caso de los planetas extrasolares la situación es la misma si durante un tiempo observamos la cantidad de luz que nos llega de una estrella y en ciertos momentos esta disminuye se debe a que “algo” ha pasado por delante. Este método se ha usado también para detectar estrellas binarias eclipsantes, es decir, una estrella que orbita alrededor de otra la oculta en determinados momentos. Sin embargo la curva de luz que se observa en el caso de una binaria eclipsante es diferente a la de un planeta que pasa por delante de la estrella, principalmente porque la estrella emite luz propia y el planeta no.

Curvas de luz observadas para los planetas Kepler 4b, 5b, 6b, 7b y 8b (Fuente: William Borucki, investigador principal de la misión Kepler)

Este método es muy usado por los telescopios espaciales como Kepler ya que, al librarse de la atmósfera terrestre, puede medir con precisión las curvas de luz.

Microlentes gravitacionales

Se basa en un efecto predicho por la relatividad general. Si tenemos una estrella en la dirección de observación alineada con la tierra y otra estrella u objeto brillante en la misma línea de observación detrás de la estrella anterior, en teoría no podríamos verlo ya que la estrella que está en primer término la taparía. Sin embargo, el campo gravitatorio que genera esta estrella hace que la luz de la que está detrás se curve al llegar a ella y se produce un incremento en la luminosidad de la estrella en primer término. Si ésta tuviera un planeta orbitando a su alrededor el aumento de brillo sería menor, ya que el planeta bloquearía el paso de una cierta cantidad de luz. De esta manera se detectaría la existencia del planeta.

Efecto de lente gravitacional (Fuente: ESA/Hubble y NASA)

Usando modelos teóricos se puede incluso calcular la masa y órbita del planeta.

Imágenes directas

Este método no requiere prácticamente explicación, ya que se trata de, usando telescopios, tomar imágenes del planeta directamente. Aunque parezca imposible, se han detectado varios planetas con este método, el primero en 2004. Los planetas detectados así hasta ahora son planetas muy masivos cuyas órbitas están muy alejadas de la estrella a varios cientos de unidades astronómicas. Una unidad astronómica equivale a aproximadamente 150.000.000.000 km. Júpiter, por ejemplo, se encuentra a “sólo” 5 UAs.

Imagen de un planeta cerca de Beta Pictoris (Fuente: ESO/A.-M. Lagrange et al.)

Pulsos de radio de un pulsar

Los púlsares son núcleos de estrellas muertas que giran a gran velocidad. A través de eje de rotación emiten unos haces de radio que pueden ser detectados en la tierra. Como el pulsar está rotando lo que se detecta son “pulsos” de radio cada vez que el haz pasa por delante de nosotros. Cuando el pulso pasa por delante de un planeta que se encuentra alrededor del pulsar se produce una pequeña variación en la cantidad de energía que detectamos.

Este fue el método que se usó para detectar el primer planeta extrasolar.

Debido a que la existencia de púlsares en la Vía Láctea es escasa, este método se ha abandonado relativamente a favor de alguno de los métodos anteriores.

Existen algunos otros métodos utilizados para la detección de planetas extrasolares, pero estos son quizás los más importantes.

Quien sabe, quizás algún día detectemos un planeta habitable al cual poder “emigrar” o incluso alguno en el que habiten unos vecinos cósmicos a los que todavía no conocemos…

Referencias

Introduction to extrasolar planets. Goldman
Exoplanet App