Como sucede algunas veces y en particular en la ciencia astronómica, donde los objetos estudiados no están al alcance de nuestros laboratorios, la observaciòn directa de un fenómeno no siempre es posible. Se recurre entonces diversas líneas de análisis, que procuran la deducción, por métodos indirectos, de la existencia de tal fenómeno.
La observación directa de otros planetas que orbiten alrededor de estrellas vecinas al Sol, ha resultado siempre muy difícil, debido a la débil luz que refleja un cuerpo planetario, oscuro por naturaleza. En todo caso, la potente luz de la estrella enmascara cualquier débil luminosidad cercana a ella. Hasta el momento se reconoce una única imagen de un posible planeta, el primero que habría sido fotografiado fuera de nuestro Sistema Solar. Esta imagen fue obtenida por el Telescopio Espacial Hubble en 1997, en luz infrarroja:
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Imagen tomada el 4 de agosto de 1997, con la cámara infrarroja del Telescopio Espacial Hubble. Muestra un sistema de estrellas binarias en el centro de la imagen y una tenue nebulosa apuntando hacia un objeto de débil luz, presumiblemente un planeta extrasolar. |
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Otra
observación directa que revela crecientes indicios de sistemas planetarios
fuera del sistema solar, es la observación de discos de polvo que rodean a
estrellas recién nacidas, y que muy bien podrían ser los discos
progenitores de un futuro sistema planetario.
Desde hace varios años se practica una curiosa técnica, consistente en ocultar o eclipsar la potente luz emanada de una estrella. Esta técnica permite detectar irradiaciones más débiles de aquello que pudiese estar cerca de la misma. Así se descubrió que una buena cantidad de estrellas vecinas están rodeadas por materia oscura con la forma de un disco. Esta materia, por las características de su brillo, se encontraría en la forma de polvo, rocas, o aún protoplanetas, como los que se cree dieron origen a los adultos planetas que hoy habitan el sistema solar. Por esta razón a estos discos se los denomina discos protoplanetarios.
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Imagen de la estrella Beta Pictoris, segunda estrella más brillante en la constelación del Pintor (o Pictor o Pictoris), a 50 años luz de distancia. Fué la primera estrella descubierta en poseción de un disco protoplanetario, en 1995. La imagen inferior es lograda con un telescopio terrestre, con la técnica de ocultación estelar, y la imagen superior corresponde al telescopio espacial Hubble. |
El hallazgo fascinante que produjo grandes avances en la búsqueda de
otros sistemas planetarios, y aún en el conocimiento de la formación del
nuestro, se ve hoy avalada por las imágenes logradas con el telescopio espacial
Hubble. A continuación se presenta una galería de estas imágenes. Son
estrellas nacientes rodeadas de discos protoplanetarios.
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Discos protoplanetarios rodeando estrellas nacientes en la nebulosa de Orión (Telescopio Espacial Hubble) |
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Imagen en falso color de un sistema estrella-disco en forma de lágrima y sistemas vecinos inmediatos. El disco tiene un diámetro aproximadamente igual al de la órbita de Plutón, y es un fuerte candidato para ser progenitor de planetas. Telescopio Espacial Hubble |
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Galería de imágenes de sistemas estrella-disco en Orión. Telescopio Espacial Hubble |
Son varios los métodos indirectos propuestos para la búsqueda de planetas extrasolares, y algunos de ellos han sido muy fructíferos. Pueden ver los diferentes programas en observatorios e instituciones dedicados a estas búsquedas, así como futuros proyectos espaciales, en The Extrasolar Planets Encyclopaedia. También encontrará dentro de esta página, una lista de las Estrellas donde se han descubierto y confirmado la existencia de planetas (más de 70).
Uno de los métodos indirectos más fructíferos utilizado, consiste en la observación de pequeñas variaciones en la velocidad radial de una estrella por efecto Doppler.
Hagamos un paréntesis para ver qué se entiende por velocidad radial y qué es el efecto Doppler:
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Supongan que observan un avión viajando en el cielo. Aquello que ustedes pueden observar, es su desplazamiento sobre el plano de fondo (caso A en el dibujo). Si el avión está muy lejos, les resulta difiícil observar el movimiento en el sentido hacia o desde ustedes, según el avión se acerque o se aleje, a no ser por que lo vean cada vez más grande o más pequeño. Y si el avión viaja en una dirección única hacia o desde donde están ustedes localizados (caso B), lo verán como detenido en un mismo lugar del cielo, sin movimiento aparente. Al movimiento del cuerpo hacia o desde nosotros, se lo denomina velocidad radial. |
Pero el avión está cerca, y su desplazamiento en el cielo es rápido. En el caso de las estrellas, que se mueven por el espacio en cualquier dirección, también el movimiento se puede descomponer en dos. Aquel que la hace cambiar de lugar respecto del fondo, y aquel que la acerca o aleja de nosotros. Sólo que su cambio de posición sobre el fondo, en este caso, es más difícil de observar. Por sus grandes distancias, aún las estrellas cercanas puede moverse pocas centenas de segundos de arco en el cielo por año. En cambio, la velocidad radial de acercamiento o alejamiento de nosotros, es relativamente más sencilla de observar, gracias a una técnica que mide cambios de velocidades en las líneas del espectro de luz (efecto Doppler).
Como se sabe, la luz se puede descomponer en colores (por medio de un prisma, por ejemplo, o por medio de las gotas de agua que actúan como prismas y producen el espectro de colores llamado arco iris).
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En 1817 Franhofer descubrió, observando en detalle la banda del espectro de la luz del Sol, que habían líneas oscuras y brillantes. Bunsen y Kirchhoff encontraron 33 años después que estas líneas resultan ser las huellas digitales de elementos químicos emisores presentes en el astro. |
Ahora bien. En el laboratorio se puede medir exactamente cual es la frecuencia de emisión en el espectro (frecuencia de la línea) de un cierto elemento que se halla en absoluto reposo (sin movimiento).
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Cuando el astro se mueve, la línea se desplaza de lugar en el espectro, o lo que es lo mismo, cambia su frecuencia de emisión con respecto a la frecuencia de laboratorio o de reposo. Así, un cuerpo que se acerca, sus elementos químicos producirán líneas que se corren en frecuencia hacia el azul. |
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Si se aleja, se corren hacia el rojo. El desplazamiento de las líneas en el espectro debido al movimiento del cuerpo emisor, se denomina corrimiento o efecto Doppler. Existe una relación directa entre la velocidad y el desplazamiento de las líneas. Entonces podemos conocer cuanto se mueve el astro en nuestra dirección, midiendo el desplazamiento de las líneas. |
Volvamos a las técnicas aplicadas para detectar planetas extrasolares.
Cuando dos cuerpos están gravitacionalmente ligados, el movimiento de cada uno de ellos se realiza alrededor, nó del otro cuerpo, sino del centro de gravedad común que se genera por la masa de ambos.
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Figura 2 |
Así, la Tierra no gira en torno al Sol exactamente, sino alrededor del centro de gravedad generado por las masas de la Tierra y el Sol (Figura1). El centro de gravedad se situará más cerca del objeto más masivo. En el caso de la Tierra y el Sol, el Sol es mucho más masivo que la Tierra, por lo que el centro de gravedad se sitúa en una posición dentro del mismo cuerpo solar (de aquí que popularmente se diga que la Tierra gira en torno al Sol). En el caso de dos estrellas orbitando juntas (estrellas binarias), de exactamente igual masa (Figura 2), el centro de gravedad se sitúa a igual distancia de cada estrella, y cada cual girará alrededor de este centro. |
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Entonces, cualquier estrella que mantenga un planeta orbitando, se moverá alrededor del centro de gravedad común, con un cierto período de tiempo. La velocidad radial de la estrella cambiará, acercándose a nosotros la mitad del período, y alejándose la otra mitad (ver Figura). Por efecto Doppler, las líneas espectrales de la estrella cambiarán de posición oscilando hacia el azul, luego hacia el rojo, y así sucesivamente. La observación de estos cambios periódicos de posición en las líneas, es el mejor indicio de la presencia de un cuerpo planetario que acompaña a la estrella. |
A partir de esta velocidad radial y del período de oscilación o variación en la velocidad, es posible determinar la masa y la órbita del planeta.
Se comprende que estos movimientos estelares son muy pequeños, produciendo así desplazamientos en las líneas inapreciables para los métodos espectrográficos comunes, por lo fue es necesario afinar las técnicas de detección Doppler. De todas formas, por lo general se detectan sólo los planetas grandes y masivos. Por esta técnica, se han descubierto hasta el momento varias decenas de planetas.
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