GRUPO # 4

PLANETAS EXTRASOLARESLa vida, tal y como la conocemos, no puede desarrollarse en las estrellas, pues las condiciones de presión y, sobre todo, de temperatura, la limitan. Parece que los planetas (o en todo caso sus satélites) son los únicos cuerpos celestes (junto con los cometas) apropiados para albergar vida. Parece, pues, necesario que existan planetas para que la vida pueda desarrollarse.

El descubrimiento de planetas extrasolares es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la búsqueda sistemática comenzó en 1988 por parte de Geoffrey W.Marcy (San Francisco StateUniversity ) y R. Paul Butler (CarnegieInstitution of Washington ), el equipo que más planetas extrasolares ha descubierto hasta el momento, el primer planeta extrasolar o Exoplaneta (51 Pegasi) fue detectado en 1995, por Michel Mayor y Didier Queloz en el Observatoriode Haute- Provence . Desde entonces se han ido sucediendo los descubrimientos sin parar, hasta llegar a los más de 500 planetas extrasolares que se conocen hasta el momento.

Pero observar planetas directamente no es una tarea fácil. La existencia de planetas extrasolares se ha deducido en primera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, existen varios proyectos futuros que permitirán observar estos planetas en el visible o en el infrarrojo. A partir de ahí se podrían obtener algunos datos que permitan deducir si dichos planetas alojan vida o no. En marzo de 2005 el Telescopio Espacial Spitzer observó dos de estos planetas extrasolares en el infrarrojo. Los planetas en cuestión son HD 209458b y TrES-1.Para observar la radiación infrarroja primero se observó la luz procedente dela estrella y el planeta, y, luego, la luz de la estrella cuando el planeta estaba tapado por el astro. Restando ambas observaciones es posible comprobar cuál es la radiación debida a la emisión del planeta.

El telescopio espacial Spitzer de la NASA anunció en febrero de 2006 el descubrimiento de un planeta extrasolar que gira alrededor de una estrella situada a 63 años luz de la Tierra. Se trata del planeta conocido como HD 189733b. Es el planeta extrasolar más cercano al Sistema Solar detectado hasta esa fecha. La temperatura en la superficie del planeta es de unos 844 ºC. Según especialistas de la NASA, HD 189733b presenta la mayor emisión de calor vista hasta ahora en un Exoplaneta. El planeta fue detectado por primera vez en 2005 por un equipo del Laboratorio de Astrofísica de Marsella encabezado por Francois Bouchy. Es 1,26 veces más grande que Júpiter y tiene una densidad de 0,75 gramos por centímetro cúbico. Es decir, es un gigante gaseoso, como Júpiter.

En marzo de 2006 astrónomos del proyecto OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) anunciaron el descubrimiento de un planeta terrestre gigante:OGLE-2005-BLG-169lb. Se trata de un astro situado a 9.000 años que gira alrededor de una estrella enana roja a una distancia parecida a la que separa el cinturón de asteroides del Sol. Se cree que este planeta helado tiene un núcleo rocoso y que su masa equivale a unas 13 masas terrestres. Su temperatura superficial es de unos -200 ºC. Para detectarlo se ha empleado el método de la microlente gravitacional.

En octubre de 2006 se confirmó la existencia de un planeta que gira alrededor de la estrella Epsilon Eridane (eps Eri b), situada a tan solo diez años luz de distancia. Es el planeta extrasolar más cercano descubierto hasta la fecha. Tiene una masa una vez y media mayor que Júpiter y orbita la estrella una vez cada 6,5 años. El descubrimiento ha sido posible gracias las medidas astrométricas llevadas a cabo por el telescopio espacial Hubble. Otro posible planeta alrededor de esta estrella (eps Eri c) aún no ha sido confirmado.

En febrero de 2007 el telescopio espacial Spitzer detectó por primera vez líneas espectrales en el espectro de dos planetas extrasolares: HD209458b (Osiris) y HD 189733b. El método consistió en restar a la luz de la estrella más la del planeta obtenida cuando ambos astros son visibles, la luz de la estrella sola, obtenida cuando el planeta pasa por detrás de ella (eclipse). En HD209458b (Osiris) se han encontrado silicatos. Obviamente, este método solamente puede emplearse en el caso de planetas eclipsantes.

En abril de 2007 los astrónomos encontraron un planeta extrasolar (Gliese c) sólo un poco mayor que la Tierra. Este planeta gira alrededor de la estrella Gliese 581, una estrella enana roja más pequeña que el Sol. El planeta gira a una distancia que hace posible creer que existe agua líquida en su superficie, pues la temperatura superficial podría encontrarse entre los 0 ºC y los 40 ºC. Los astrónomos han utilizado el telescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeo Austral en La Silla (Chile). El instrumento empleado es tan sensible que permite buscar los planetas que más nos interesan: pequeños, rocosos y no demasiado cercanos a su estrella. Es decir, planetas parecidos a nuestra Tierra, lo que hace más posible que alberguen vida. Este planeta tiene un radio estimado de 1,5 veces el radio de la Tierra. Como han dicho los autores del descubrimiento, coordinados por el Observatorio de Ginebra (Suiza), este planeta será probablemente un objetivo importante de las futuras misiones dedicadas a la búsqueda de vida extraterrestre. El planeta de Gliese 581 es el planeta extrasolar más pequeño detectado hasta ahora, aunque su masa es cinco veces mayor que la de la Tierra. Su período orbital es de 13 días, y se encuentra a 20,5 años luz de distancia de la Tierra. El planeta se mueve mucho más cerca de su estrella que la Tierra del Sol, pero, como la estrella es más fría y menos luminosa, se cree que la temperatura de la superficie es parecida a la terrestre. Por eso podría albergar agua líquida.

En septiembre de 2009 se hizo público el descubrimiento, por fin, de un planeta extrasolar rocoso, con una masa de unas cinco masas terrestres y un diámetro de sólo 1,7 veces el diámetro terrestre. Aunque está demasiado caliente para albergar vida, Corot-7b, que así se llama, orbita tan cerca de su estrella (llamada Corot-7) que la temperatura del lado diurno se estima en casi 2000 ºC. Se encuentra a unos 500 años luz de distancia y da una vuelta alrededor de la estrella cada ¡20 horas! Es decir, su año dura 20 horas. El planeta ha sido descubierto por la sonda Corot, lanzada al espacio en diciembre de 2006.

En febrero de 2011 el equipo de la sonda Kepler anunció el descubrimiento de más de mil candidatos a planetas extrasolares, muchos de ellos con un tamaño parecido a la Tierra y situados en la zona habitable de su sistema estelar. Según los expertos de la NASA, muchos de ellos se confirmarán como planetas en los próximos meses o en los próximos años. Lo más destacado es la presencia de un sistema planetario con seis planetas girando alrededor de la estrella, algunos de ellos con un tamaño parecido al de la Tierra.

Estos seis planetas tienen inclinaciones de sus órbitas parecidas, tal y como ocurre con los planetas del Sistema Solar, lo que refuerza la idea de que los sistemas planetarios se forman a partir de un disco. Es decir, que el número planetas extrasolares confirmados pasará ampliamente de los más de 500 conocidos a principios de 2011.

Septiembre de 2011 ha traído un nuevo hallazgo: un planeta situado a unos 36 años luz de la Tierra que se encuentra en la zona habitable, de tal manera que se cree que la temperatura en su superficie podría estar en torno a los 30-50 ºC, con un elevado grado de humedad. Se trata de

HD85512b, una supertierra de entre 1 y 10 masas terrestres. Poco a poco se van descubriendo planetas más pequeños, solo un poco mayores que la Tierra. Tras los últimos hallazgos el número de Exoplanetas catalogados en febrero de 2013 es de 861, y aumenta sin parar.

En febrero de 2013 se ha descubierto un planeta más pequeño que Mercurio, el más pequeño conocido hasta ahora. Kepler-37b tiene un tamaño equivalente al 80 % de Mercurio y se encuentra a unos 210 años luz de distancia. Su "año" es de 13 días terrestres, y orbita muy cerca de sus estrella: a un tercio de la distancia de Mercurio al Sol, lo que le proporciona una temperatura muy elevada: más de 400 ºC en la superficie. Conocemos otros compañeros de su sistema planetario: Kepler 37-c y Kepler 37-d, que orbitan a más distancia de la estrella. Uno es algo más pequeño que la Tierra y el otro es el doble de grande que nuestro planeta.

El próximo paso es intentar localizar planetas habitables. Para ello ya se están diseñando futuras misiones. La idea es restar al espectro observado del conjunto estrella + planeta el espectro de la estrella, obtenido cuando el planeta permanece oculto. Así podremos conocer cómo es la atmósfera o incluso la superficie del planeta.

En febrero de 20014 los científicos que analizan los datos de la sonda Kepler confirmaron la presencia de más de 700 nuevos planetas. Así pues, el catálogo de planetas descubiertos es ahora de más de 1700 planetas.

En abril de 2014 la sonda Kepler descubrió el primer Exoplaneta de tipo terrestre ubicado en la región habitable de su estrella. Se trata del planeta Kepler-186f, que orbita una estrella de tipo M,

menos luminosa que el Sol, situada a unos 500 años luz de la Tierra, en la constelación de Cisne. El planeta tarda unos 130 días en completar su órbita, que lo sitúa cerca del borde exterior de la zona habitable, donde recibe de su estrella aproximadamente un tercio de la energía que la Tierra recibe del Sol. Forma parte de un sistema planetario con otros cuatro compañeros con órbitas más cercanas a la estrella que Kepler-186f.

Dentro de unos años tendremos más información al respecto. ¿Quién se atreve a pronosticar cuándo descubriremos indicios de vida en uno de estos exoplanetas?

METODOS DE DETECCION

Las estrellas son astros que emiten luz propia debido a las reacciones nucleares que se producen en su interior. Sin embargo, los planetas apenas emiten radiación propia, por lo que para observarlos deberíamos recoger la luz que reflejan procedente de la estrella.

Pero el brillo de la estrella hace que sea muy difícil observar la luz emitida por un planeta girando a su alrededor. Una estrella de tipo solar emite en el visible una radiación un billón de veces mayor que un planeta. En el infrarrojo, un planeta emite un millón de veces menos energía que una estrella de tipo solar. Por tanto, si buscamos una observación directa parece más adecuado utilizar telescopios de infrarrojos que telescopios que trabajen en el rango visible del espectro.

Además, dada la dificultad que presentan las observaciones directas, los primeros intentos de búsqueda de planetas que han dado resultado se han basado en observaciones indirectas.

Los métodos utilizados hasta el momento y que han producido los primeros resultados se basan en las perturbaciones gravitatorias causadas por los planetas sobre las estrellas y en el tránsito del planeta por delante de la luz de la estrella.

En el futuro, gracias a nuevos telescopios situados en tierra y a nuevos observatorios espaciales, seremos capaces de recoger luz procedente directamente de los planetas para obtener imágenes. A partir de ahí, con la ayuda de la espectroscopia, podremos conocer cuáles son los componentes principales de las atmósferas o las superficies de los planetas.

Los métodos más destacados por el momento son los siguientes:

Astrometría.Efecto Doppler.Tránsitos planetarios.Observación visual directa.Anomalías en el período de púlsares.Microlentes.

ASTROMETRIA

Uno de los métodos que se pueden emplear para descubrir planetas extrasolares se basa en las perturbaciones causadas por éstos sobre la estrella madre. Las posiciones de las estrellas en el cielo son prácticamente fijas. Pero no completamente. Realmente, las estrellas muestran un «movimiento propio», es decir, un ligero desplazamiento angular sobre la esfera celeste, que puede cuantificarse con medidas precisas.

Cualquier objeto con masa ejerce según la ley de la gravitación universal de Newton una fuerza de atracción sobre otros cuerpos con masa. Así, los planetas extrasolares atraerán también a la estrella alrededor de la cual giran.

Si no existen perturbaciones sobre la estrella, ésta describirá en el cielo una línea recta. Es decir, el movimiento propio observado será una línea recta.

Por el contrario, si existe algún planeta que perturbe el movimiento de la estrella, ésta oscilará periódicamente alrededor de una línea recta.

Este método se ha empleado desde hace mucho tiempo en astronomía. Por ejemplo, para descubrir la estrella compañera de Sirio (la estrella más brillante del cielo), que resultó ser una enana blanca con una luminosidad bastante reducida. Aunque es cierto que hacen falta observaciones bastante precisas.

A medida que el planeta gira alrededor de la estrella, ésta describe a su vez una órbita alrededor del centro de masas del sistema, como muestra la siguiente ilustración. Hay que tener en cuenta que el esquema inferior muestra el sistema visto desde arriba para ilustrar mejor el efecto. La estrella (de color amarillo, más hacia el centro) se desplaza en menor cuantía que el planeta (de color naranja, más hacia la periferia).

Pero para que el movimiento de la estrella pueda ser observado desde la Tierra es necesario que el sistema no esté de cara, es decir, que la inclinación de la órbita (i) no sea de 0º, pues en ese caso

la estrella no se movería en la dirección que la une con la Tierra, es decir, su velocidad radial sería nula.

Así, pues, si se detecta (mediante placas fotográficas sucesivas, etc.) un movimiento oscilatorio en una estrella, podemos llegar a deducir que tiene algún cuerpo girando a su alrededor. El problema es que se requieren mediciones tremendamente precisas para obtener resultados concluyentes utilizando este método. Las observaciones basadas en el efecto Doppler, cuyo fundamento es parecido, son más factibles.

EFECTO DOPPLEROtro método empleado para detectar planetas extrasolares se basa en observaciones del espectro de la estrella, concretamente en la observación del fenómeno conocido como efecto Doppler.

Cuando un planeta gira alrededor de una estrella, produce en ésta un tirón gravitacional, de manera que la estrella mostrará un cierto movimiento de oscilación, muy ligero.Desgraciadamente, este movimiento de la estrella es demasiado tenue. Además, para poder observar este efecto en la estrella es necesario que la órbita del planeta esté orientada adecuadamente hacia la Tierra.

Si la perspectiva que observamos desde la Tierra permite observar la órbita «de cara», entonces no podremos detectar

ningún efecto sobre el movimiento de la estrella y el planeta no podrá ser detectado

por este método.

Por el contrario, si el planeta se mueve como muestra la figura superior, la estrella tendrá un movimiento de vaivén (muy ligero, pero

detectable), en la línea de visión. En este caso podremos detectar el planeta.

Una técnica bastante precisa para cuantificar el desplazamiento de una estrella (concretamente la velocidad radial, es decir, la componente de la velocidad de la estrella proyectada sobre la línea de visión) es la medida del efecto Doppler reflejado sobre el espectro obtenido de la estrella. Este efecto se basa en el hecho de que las sucesivas ondas emitidas por un foco en movimiento relativo con respecto al observador se adelantan o se atrasan, con lo cual se puede observar una variación en la frecuencia de la onda (o en su longitud de onda).

En la luz emitida por una estrella se pueden observar diferentes líneas espectrales que revelan la presencia de distintos elementos químicos. En el laboratorio se han medido con mucha precisión las longitudes de onda correspondientes a dichas líneas espectrales, por lo que comparando el espectro de una estrella con uno obtenido en el laboratorio podemos comprobar si dichas líneas aparecen desplazadas o no. Además, podemos deducir hacia qué lado se han desplazado, y la cuantía del desplazamiento indica cuál es la velocidad del astro.

Si la estrella no se mueve en la dirección radial, entonces las líneas observadas en el espectro estarán en la misma posición que cuando las observamos en un laboratorio terrestre.

Si la estrella se mueve hacia nosotros en la dirección radial, entonces las líneas observadas en el espectro estarán desplazadas hacia la parte azul del espectro (hacia longitudes de onda más cortas) respecto a las observaciones realizadas en un laboratorio.

Si la estrella se aleja de nosotros en la dirección radial, entonces las líneas observadas en el espectro estarán desplazadas hacia la parte roja del espectro (hacia longitudes de onda más largas) respecto a las observaciones realizadas en un laboratorio.

En las siguientes figuras se aprecia este efecto:

Una mayor velocidad de acercamiento de la estrella implica un mayor desplazamiento de las líneas hacia la parte azul del espectro.

Una mayor velocidad de alejamiento de la estrella implica un mayor desplazamiento de las líneas hacia la parte roja del espectro.

Así pues, midiendo estos desplazamientos en las líneas que aparecen en el espectro de una estrella, se puede deducir la velocidad radial de ésta y, observando si existe alguna variación periódica en el desplazamiento de las líneas espectrales, se puede deducir la presencia de planetas girando alrededor de la estrella y que perturban su movimiento.

Este fenómeno también se aprecia en las estrellas pulsantes, estrellas cuyo radio aumenta y disminuye continuamente. Pero no es difícil identificar este tipo de estrellas debido a su luminosidad, variabilidad, características de su espectro, etc., por lo que este método es bastante seguro para detectar cuerpos girando alrededor de las estrellas.

TRANSITOS PLANETARIOSEl método de los tránsitos planetarios para detectar planetas extrasolares se basa en una observación de la disminución del brillo de la estrella cuando un cuerpo más oscuro (por ejemplo, un planeta) se sitúa entre la estrella y la Tierra. Un planeta extrasolar emite muy poca luz como para ser observado directamente con las técnicas e instrumentos actuales. Pero si durante su recorrido alrededor de la estrella el planeta pasa justo por delante de ella, entonces sí se puede detectar un descenso en el brillo emitido por ésta.

Este efecto sólo puede observarse si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, es decir, cuando la inclinación de la órbita vista desde la Tierra es de aproximadamente 90º.

En este caso, como la órbita del planeta no cruza la línea que une la estrella con la

Tierra, no se observará nunca una disminución en el brillo de la estrella debido

a un tránsito del planeta.

Si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, disminuye la superficie de estrella

que podemos ver y, como el planeta no emite luz, disminuye el brillo de la estrella.

Además, si las observaciones correspondientes a una variación en el brillo de la estrella se deben efectivamente al tránsito de un planeta por delante de ella, la disminución de brillo debe ser periódica y con un período que coincida con el período de traslación del planeta.

En noviembre de 1999 se detectó por primera vez el tránsito de un planeta extrasolar a partir del descenso en el brillo observado en la estrella HD 209458, en la constelación de Pegaso, en un sistema en el que ya se había detectado anteriormente el planeta gracias al efecto Doppler producido por las perturbaciones gravitatorias del planeta sobre la estrella. Este hecho confirma la presencia de un planeta girando en torno a dicha estrella.

Una vez localizados los planetas de esta manera, en el futuro se podrán dirigir observaciones más detalladas para obtener imágenes del planeta en el visible o en el infrarrojo.

El tiempo que dura la disminución del brillo de la estrella y la intensidad de dicha variación dependen de varios factores:

El tamaño del planeta. Un planeta mayor «quita» más luz que uno pequeño.

La velocidad del planeta. Cuanto mayor sea la velocidad orbital del planeta, menos tiempo durará la disminución observada en el brillo de la estrella. En general, un planeta tarda varias horas en realizar el tránsito completo.

En la siguiente figura se observa cómo el planeta se interpone entre la estrella y el observador a medida que describe su órbita, siempre y cuando la orientación de ésta sea la adecuada.

Una vez conocida la masa del planeta y su radio, podemos deducir su densidad.

Además, como en todas las ramas de la ciencia, la posibilidad de realizar un descubrimiento por dos vías independientes refuerza los resultados conseguidos. En este caso este método ha ayudado a confirmar la existencia de planetas girando en torno a otros soles.

Curvas de luz

La siguiente gráfica muestra la curva de luz simplificada correspondiente a un hipotético tránsito planetario. Este tipo de gráficas se ha utilizado habitualmente en astronomía, por lo que no es nuevo. Lo que sí es novedoso es su aplicación al caso de los planetas extrasolares. Como vemos en la gráfica, se observa una variación en el brillo observado de la estrella a medida que el planeta se interpone entre ella y los detectores situados en la Tierra.

1. Primero, el brillo observado de la estrella es constante.

2. Como el planeta no emite luz, cuando pasa por delante de la estrella, recibimos menos luz. Durante cierto tiempo (el tiempo que tarda el planeta en interponerse totalmente entre la Tierra y la estrella), el brillo observado de la estrella (en lenguaje técnico, su magnitud aparente), disminuye.

3. Luego, mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece de nuevo aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo.

4. Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito.

5. Entonces, el brillo se estabiliza de nuevo. Al final del tránsito, la estrella vuelve a mostrar el mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta.

OBSERVACION VISUAL DIRECTA

La observación directa de planetas extrasolares es muy difícil debido, por una parte, al poco brillo intrínseco del planeta y, por otra, al efecto cegador de la estrella madre. En el visible, una estrella solar típica emite una radiación 1 billón de veces superior a la del planeta. En el infrarrojo las condiciones son algo más favorables. La estrella «sólo» brilla 1 millón de veces más que el planeta.

Desgraciadamente, hasta el año 2000 no se han obtenido imágenes de estos planetas. No obstante hay bastantes proyectos en marcha para obtener las primeras imágenes.

Detectar la luz reflejada por los planetas aportaría datos para conocer la composición de los mismos y, a partir de ahí, con la precisión suficiente, nos podríamos aventurar a comprobar si las condiciones reinantes en los planetas estudiados son idóneas para el desarrollo de la vida.

Para conseguir observar los planetas extrasolares pueden seguirse varios caminos:

Construir telescopios más grandes, capaces de captar más luz. Pero, desgraciadamente, si los espejos son muy grandes, la estructura no soportará el peso con la precisión necesaria en este tipo de observaciones, por lo que existe un límite físico para el tamaño del espejo principal del telescopio.

Coordinar varios telescopios. Mediante una técnica llamada interferometría es posible obtener un gran poder de resolución empleando varios telescopios alejados entre sí y que estén perfectamente sincronizados. Esta técnica se ha venido usando en radioastronomía desde hace varias décadas, pero su aplicación al rango visible requiere una mayor precisión en la sincronización de los aparatos. No obstante, ya hay telescopios que aplican esta técnica.

Construir telescopios que funcionen desde el espacio. Ésta es quizá la mejor solución, pero también es la más cara, pues el coste inicial es muy elevado y, además, el mantenimiento del telescopio es extraordinariamente caro.

Construir telescopios potentes de infrarrojos. Dado que en el infrarrojo la luminosidad de un planeta es «sólo» un millón de veces menor que la de una estrella de tipo solar, es interesante elaborar detectores para este rango espectral.

Una opción interesante es combinar algunas de estas técnicas; por ejemplo, usando telescopios espaciales de infrarrojos. Existen, no obstante, bastantes proyectos para detectar planetas extrasolares. Unos están basados en observaciones terrestres y otros, de mayor presupuesto en la mayor parte de los casos, están basados en telescopios espaciales. Algunos proyectos en marcha son las misiones Terrestrial Planet Finder de la NASA, cuyo lanzamiento está previsto para el año 2011, el proyecto Darwin o la misión Kepler.

En España, la construcción del Grantecan (Gran Telescopio de Canarias) debe aportar la tecnología suficiente para obtener imágenes de algunos de estos nuevos planetas.

Además de la obtención de imágenes directas, existe otro método para observar la luz reflejada por el planeta. Dado que éste refleja la luz de la estrella, su espectro deberá mostrar las mismas líneas que la estrella. Pero como el planeta se mueve alrededor de la estrella a gran velocidad, estas líneas aparecerán muy desplazadas en el espectro. Este método se ha aplicado al caso del planeta de Tau Boötes.

ANOMALIAS EN EL PERIODO DE PULSARES

Otro método para detectar planetas extrasolares utiliza mediciones realizadas sobre estrellas compactas de neutrones conocidas como púlsares. En 1991 Alexander Wolszczan, profesor de astronomía y astrofísica en Penn State University observó ligeras anomalías en el período del púlsar PSR 1257+12, situado a unos 1.000 años luz de distancia. Wolszczan, que utilizó elradiotelescopio de Arecibo, propuso que había dos o tres planetas girando alrededor del púlsar. En 1994 confirmó que estas anomalías se debían a la existencia de planetas.

Antes ya se había anunciado el descubrimiento de planetas en torno a púlsares, pero un análisis posterior de los datos indicó que no se habían realizado todas las correcciones relacionadas con el movimiento de la Tierra, por lo que el planeta descubierto «se evaporó».

Los púlsares son estrellas de neutrones muy compactas (unos 20 km de diámetro) formadas como consecuencia de la explosión de una estrella en forma de supernova. Tienen fuertes campos magnéticos que hacen que por los polos magnéticos del púlsar salgan unos chorros de radiación en la zona de las ondas de radio del espectro electromagnético. Cuando estos haces emitidos desde los polos magnéticos barren la línea visual de la Tierra (al igual que ocurre con un faro que gira), entonces recibimos pulsos de radiación a medida que la estrella va rotando (el período de rotación de los púlsares es extremadamente corto, del orden de un segundo o incluso una fracción de segundo).

El período de un púlsar es extremadamente preciso, pero la presencia de uno o varios planetas girando alrededor del pulso permite detectar ligeras variaciones en él. Debido a los tirones gravitatorios de los planetas, el púlsar parecerá oscilar ligeramente, lo que repercute en el período observado. La ventaja de este método respecto a otros es que permite detectar planetas del tamaño y masa de la Tierra. Sin embargo, dado que los púlsares no son demasiado abundantes en las inmediaciones del Sol, es difícil obtener más datos de estos planetas.

Otro púlsar, PSR B1620-26, situado a unos 3.000 años luz puede alojar otro planeta. En este caso se cree que existe un solo planeta orbitando, pero los datos no permiten determinar exactamente la órbita.

Dado el origen de los púlsares (explosión de una estrella en forma de supernova), resulta difícil que existan planetas girando a la estrella que hayan sobrevivido a la explosión a tan poca distancia sin desintegrarse o sin ser despedidos. Los hechos, sin embargo, parecen confirmar que existen planetas, por lo que debe explicarse cómo han llegado hasta ahí. Otra posibilidad es que los planetas se hayan formado tras la formación del púlsar; es decir, tras la explosión de supernova.

MICROLENTES

El método de microlentes para observar planetas extrasolares se basa en un fenómeno predicho por la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein. A saber, cuando la luz pasa por las inmediaciones de un objeto con masa, se desvía hacia dicho objeto. Este hecho se ha comprobado en sucesivas ocasiones (eclipses de Sol, lentes gravitacionales con galaxias actuando a modo de lentes, etc.). Incluso se han observado imágenes múltiples de galaxias lejanas producidas al pasar la luz procedente de ellas por las inmediaciones de una galaxia o cúmulo de galaxias situados a una distancia intermedia.

En el caso de los planetas extrasolares, la estrella madre es el cuerpo que actúa como lente al interponerse entre la Tierra y una estrella más lejana. En efecto, si un cuerpo pasa justo por delante de una estrella lejana, en lugar de observarse una disminución en el brillo de ésta, el cuerpo puede actuar como una lente y concentrar los rayos de luz procedentes de la estrella lejana y dirigirlos hacia nuestro planeta, de manera que un telescopio terrestre observaría un ligero aumento en el brillo del astro, como muestra el siguiente esquema.

En el siguiente gráfico se aprecia, además, un desvío en la curva de luz atribuible a la presencia de un cuerpo orbitando la estrella que actúa a modo de lente.

Este método de detección de planetas extrasolares presenta una serie de ventajas:

Al mismo tiempo que se buscan planetas extrasolares, se pueden realizar otros descubrimientos astronómicos de interés. En concreto, las observaciones realizadas pueden servir para descubrir enanas marrones y otros astros que puedan constituir la llamada materia oscura, materia predicha por las curvas de rotación observadas en muchas galaxias pero que, al no emitir luz, es difícil de detectar con nuestros instrumentos.

Permite detectar tanto planetas con masas mucho mayores que la de Júpiter como planetas de tipo terrestre, completándose así las observaciones realizadas mediante efecto Doppler.

Como se realizan observaciones en tiempo real, es posible repetirlas cada pocos minutos y, a partir de estos datos, deducir la relación entre la masa del planeta y la masa de la estrella que actúa como lente. Y después calcular la masa del planeta.

Es un método basado en observaciones terrestres que además, no requiere los telescopios más

grandes para obtener los primeros resultados, lo que le convierte en un método «barato» comparado con otros.

Este método de las microlentes, sin embargo, presenta varios inconvenientes:

Ofrece una estadística algo pobre, pues debe producirse una alineación perfecta entre la estrella, el planeta y la Tierra. Si no se produce una alineación perfecta, no hay forma de descubrir el planeta.

Requiere observaciones de muchas estrellas durante mucho tiempo seguido para obtener resultados de interés.

Las medidas realizadas no pueden repetirse en intervalos demasiado espaciados de tiempo, pues tanto el planeta como la estrella observada se irán moviendo, de manera que se romperá la alineación.

Sólo se detectarán planetas situados en la zona de «microlente», que corresponde a un intervalo de distancias de su estrella madre de 1 a 4 UA aproximadamente (1 UA = 150 millones de kilómetros).

No obstante, ya se han obtenido algunos resultados que parecen apuntar a la existencia de planetas descubiertos por este método. En Microlensing Planet Search Project se puede encontrar más información sobre este método de observación de planetas extrasolares.

DESCUBRIMIENTOSHasta hace poco tiempo los científicos no han dispuesto de técnicas e instrumentos capaces de detectar planetas extrasolares, es decir, sistemas planetarios en torno a otras estrellas. Pero la existencia de nuestro sistema planetario ha fomentado la búsqueda. Así, uno de los primeros pasos hacia el descubrimiento de planetas más allá de nuestro Sistema Solar se produjo en 1983,

cuando se descubrió un disco en torno a la estrella Beta Pictoris. Pero durante mucho tiempo ésta ha sido la única prueba disponible.

Después, la llegada del telescopio espacial Hubble permitió realizar observaciones detalladas de regiones de formación de estrellas, como la existente en la constelación de Orión. Así se detectaron discos protoplanetarios en torno a estrellas jóvenes en formación, y se comprobó que una gran parte de las estrellas que se estaban formando tenían discos que podrían dar lugar a planetas en el futuro.

Hace poco tiempo, al principio de la década de 1990, se anunció el descubrimiento de planetas girando alrededor de púlsares. Los púlsares son estrellas muy compactas y que giran muy rápidamente, emitiendo radiación electromagnética que, si el eje de rotación está orientado convenientemente, puede detectarse desde la Tierra. Más tarde se vio, sin embargo, que existían errores en el análisis de los datos obtenidos y que dichos planetas no existían. (Luego, no obstante sí se ha confirmado la existencia de planetas girando en torno a púlsares.)

Finalmente, en 1995, se anunció el descubrimiento del primer planeta extrasolar girando en torno a una estrella de tipo solar, 51 Pegasi, por parte de Michel Mayor y Didier Queloz. A partir de ese momento, los anuncios de nuevos planetas extrasolares se han ido sucediendo sin pausa hasta llegar a la actualidad. Ahora ya se conocen más de 2500 planetas extrasolares, y el número de planetas conocidos crece cada año.