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| Buscando exoplanetas y nuevas tierras Alberto González Fairén |
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 l número
de planetas descubiertos fuera del Sistema Solar crece cada semana,
y ya está cerca de los 280. Es una cantidad considerable, teniendo
en cuenta que el primero fue descubierto hace menos de 14 años
y que no son fáciles de identificar. La dificultad proviene
de que, por definición, están muy lejos de nosotros
y orbitan estrellas que son mucho más brillantes que ellos.
El contraste de luz entre un planeta y su estrella oscila entre 1010
veces (a longitudes de onda visibles) y 107 (en el infrarrojo). Como
la diferencia de magnitudes es algo menor al considerar las masas,
generalmente entre 103 y 105, la forma más común de
buscar exoplanetas es medir la oscilación de la estrella debida
al efecto gravitacional de un planeta que se encuentre en su órbita,
el conocido efecto Doppler. La medición se lleva a cabo detectando
un pequeño cambio en la longitud de onda en el espectro de
la luz visible emitida por la estrella. El efecto es muy débil,
proporcional a la diferencia de masas entre ambos cuerpos. Además
la oscilación debe ser medida durante al menos una órbita
completa del planeta, lo que hace más difícil la observación.
Es un método que proporciona información sobre el tamaño,
la masa, el periodo y la excentricidad e inclinación respecto
al observador de la órbita del planeta. Otra forma de detectar
la oscilación es determinar la posición de la estrella
respecto a las demás estrellas, una técnica conocida
como astrometría, pero es aún más complicada.Otro método común para detectar planetas extrasolares es el efecto de lente gravitacional, también basado en la diferencia de masas entre el planeta y la estrella. La luz proveniente de otra estrella situada por detrás de la que se investiga, se curva por la gravedad de la estrella analizada, y este efecto de lente es alterado de forma sustancial si la estrella objeto de estudio tiene un planeta en órbita. Aunque el método más detallado de observación es el tránsito estelar, ya que rinde una gran cantidad de información sobre el planeta. Este sistema emplea la diferencia más evidente entre planeta y estrella, esto es, el tamaño, que oscila en un factor entre 10 y 100. A medida que el planeta cruza por el disco estelar, atenúa la luz de la estrella en un factor (Rp/Re)2, donde Rp y Re son el radio del planeta y el radio de la estrella, respectivamente. Para un planeta del tamaño de Júpiter y una estrella como el Sol, la atenuación se acerca al 1%, observable incluso con un equipo de aficionado. Se han detectado ya más de 20 planetas por este sistema. El problema con este método es que requiere que el plano de la órbita del planeta alrededor de la estrella sea casi perpendicular al observador, lo que es muy exótico. Es un sistema que permite describir el radio del planeta y la inclinación de la órbita respecto al observador, con lo que se puede derivar la masa planetaria y como consecuencia determinar la densidad media, lo que permite aventurar su composición elemental. Además, mediante espectroscopía básica, se han detectado hidrógeno y sodio en las atmósferas superiores de algunos exoplanetas, así como se han medido las diferencias de temperatura entre la cara diurna y la nocturna. La mayoría de los planetas descubiertos hasta ahora son gigantes gaseosos tipo Júpiter, con masas que oscilan entre 0.5 y 3 veces la masa de Júpiter (de 150 a 1000 veces la masa de la Tierra) y con radios que oscilan de 0.8 a 1.7 veces el de Júpiter. Parece que Júpiter tiene un pequeño núcleo de elementos pesados, rodeado por capas de hidrógeno con algo de helio. Por esta razón, aunque es sencillo comprender la estructura de planetas extrasolares con una masa similar a la de Júpiter pero menor tamaño, esto es, mayor densidad, como resultado de la presencia de un núcleo más grande, es difícil todavía entender la composición de exoplanetas menos densos que Júpiter, porque algunos son tan poco densos que ni siquiera una composición exclusivamente de hidrógeno puede explicar sus características. Es posible que se deba a que su temperatura es mayor, posiblemente porque orbitan extremadamente cerca de su estrella, algunos en órbitas que serían interiores a la de Mercurio en nuestro Sistema Solar, lo que hace además que siempre muestren la misma cara a su estrella. El transporte de calor en sus atmósferas es claramente un proceso muy efectivo, lo que significa que se trata de atmósferas muy dinámicas. En tres de estos planetas gigantes se ha detectado la existencia de agua: TrES-1, HD 209458 b y HD 189733 b. El agua es muy común en los entornos de baja temperatura donde se forman y evolucionan los planetas, debido a la abundancia cósmica del hidrógeno y el oxígeno. Y la masa de los exoplanetas gigantes es suficiente para evitar la pérdida de agua en las capas interiores de sus atmósferas. A partir de 10 masas terrestres, el hidrógeno puede ser retenido gravitatoriamente por el planeta en acreción, con lo que se convierte en un mundo del tipo de Neptuno (figura 1). Hasta el momento, solo se conocen unos pocos planetas con masas que oscilen entre 5 y 10 veces la masa de la Tierra, con un elevado grado de incertidumbre ya que ninguno se ha detectado por tránsito. Estos planetas deben ser más diversos que los gigantes gaseosos, ya que al ser pequeños y sólidos es posible que tengan mayor variedad de componentes. Algunos de ellos pueden tener agua en cantidades que oscilen entre un 50% de su masa (planetas océano) y un 0.05% (tipo Tierra). Otros se han podido formar en discos protoplanetarios con una alta relación C/O, con lo que en lugar de agua abundarían los hidrocarburos, y los mundos resultantes serían similares a Titán. Y aún otros han podido sufrir grandes impactos que les arrancaran sus mantos rocosos, resultando en mundos de hierro, como Mercurio. |
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| También se conoce la existencia de sistemas planetarios. Por ejemplo, tres planetas orbitan la estrella Gliese 581, y aunque uno de ellos es similar a Neptuno, los otros dos son mundos rocosos con una masa entre 5 y 8 veces la de la Tierra. Orbitan a su estrella a distancias entre el 7% y el 25% del radio de la órbita terrestre, pero como Gliese 581 es una estrella pequeña y fría (75% menos luminosa que el sol), las temperaturas en superficie de estos exoplanetas pueden oscilar entre las típicas de Venus (460 C) y las de Marte (-55 C). La presencia del planeta tipo Neptuno parece indicar que los dos planetas rocosos fueron forzados gravitacionalmente a desplazarse hacia el interior del sistema en el momento de su formación (figura 2), con lo que pueden albergar cantidades ingentes de agua, acretada en forma de hielo inicialmente, que se haya fundido al aproximarse a la estrella. El problema es que, si en algún momento la temperatura en superficie alcanzó el punto crítico del agua (374 C), estos planetas no tendrán agua en absoluto. | |||||||
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| Para localizar algún mundo realmente similar a la Tierra, se ha preparado la misión Kepler: buscará planetas similares al nuestro mediante el análisis de 2014 tránsitos (figura 3). Se espera que, hacia la década de 2020, la espectroscopía a muy baja resolución permita detectar la señal de procesos planetarios globales y dar los primeros pasos hacia la búsqueda de biomarcadores. De hecho, el telescopio espacial Spitzer puede ya analizar las líneas moleculares del agua, del dióxido de carbono y del metano, estudiando los tránsitos en diferentes longitudes de onda del infrarrojo. | |||||||
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| San Francisco (California), EEUU, 04 de Febrero de 2008. |
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