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MÉTODOS PARA DETECTAR EXOPLANETAS

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MÉTODOS PARA DETECTAR EXOPLANETAS

En siglos pasados nuestra visión del firmamento era distinta. Estábamos limitados a lo que nuestros ojos veían en el espectro visible. Gracias a los avances tecnológicos, que han permitido analizar el universo en otras longitudes de onda, y a la utilización de nuevas técnicas de detección indirecta el ser humano ha ido encontrando nuevos mundos extrasolares.

Se estima que aproximadamente una quinta parte de las estrellas tienen planetas en “zonas habitables”. La primera confirmación de la existencia de un exoplaneta no llegó hasta la década de 1990. Denominado técnicamente como 51 Pegasi b tiene una masa aproximada de la mitad de Júpiter, con un periodo orbital de tan solo cuatro días. Actualmente se piensa que los Júpiteres calientes fueron inicialmente gigantes gaseosos alejados, pero con el tiempo migraron hacia las cercanías de su estrella. Por otro lado el exoplaneta más cercano fue descubierto en el año 2016 en la región habitable de Próxima Centauri a tan solo 4,22 años luz de nuestro planeta. A pesar que las técnicas de detección de planetas han mejorado considerablemente y se han encontrado más de 5000 exoplanetas todavía desconocemos que tipo de sistema planetario es el más común. Actualmente se estima que las estrellas que destruyen su litio de forma eficaz suelen formar más sistemas planetarios

El principal problema que encontramos en la actualidad en la búsqueda de exoplanetas es la distancia. Las estrellas se encuentran demasiado lejos y son percibidas por nuestros mejores telescopios como una borrosa mota de luz. Otro de los problemas con lo que tropezamos es el brillo de las estrellas, que supera con creces al del cualquier planeta. Una estrella puede superar en brillo en miles de millones de veces a cualquier planeta que orbite a su alrededor. Por estos motivos el ser humano ha ido aplicando otros métodos de detección indirecta que con el paso de tiempo y el avance de los medios técnicos han permito descubrir nuevos mundos. Hasta la fecha se han  encontrado casi 3000 sistemas planetarios, que se extienden a distancias entre 4,2 y 27.700 años luz de nosotros, con unos radios estimados que van desde los 2000 hasta los 200.000 kilómetros. No obstante en casi un 40% de los exoplanetas confirmados no disponemos de su masa estimada.

Podemos utilizar dos formas para localizar exoplanetas. Una de ellas es mediante la observación directa, la cual ha mejorado considerablemente con la tecnología. Pero la más utilizada es la observación  indirecta de la que disponemos de diferentes métodos: La astrometría, velocidad radial, microlentes gravitacionales, los tránsitos y el cronometraje.

Observación directa

La exploración mediante imagen directa de planetas extrasolares se basa casi de modo exclusivo en el uso de observatorios terrestres y espaciales. Las fotografías, de luz visible o infrarroja, aportan mucha información para su detección. Sin embargo la diferencia entre el brillo de las estrellas y los planetas hace que este método sea técnicamente más difícil que los métodos indirectos. Las estrellas son miles de millones de veces más brillantes que los planetas por lo que se necesita de un detector potente para poder localizar exoplanetas. No obstante, con una tecnología adecuada, este método sería el más eficaz para explorar otros mundos.

Una observación directa, utilizando espectroscopios adecuados aportaría una enorme cantidad de información, como la presencia de una hipotética atmósfera o la existencia de biomarcadores indicadores de vida. A pesar que el ser humano solo percibe en el espectro visible, los avances tecnológicos han permitido observar el universo en otras longitudes de onda. La más adecuada para detectar exoplanetas es la que corresponde al  infrarrojo, donde la diferencia de brillo entre el planeta y la estrella no es tan acusada. Por ejemplo la luz visible que emite el Sol es unos diez millones de veces más intensa que la de nuestro planeta, en cambio se reduce a solo diez millones en el infrarrojo cercano.

El primer exoplaneta localizado mediante la observación directa en el infrarrojo tuvo lugar en 2004 con el descubrimiento de un planeta que orbitaba una enana marrón, conocida como 2M1207, ubicada a unos 170 años luz de distancia de nosotros. También la mejora técnica de los coronógrafos, que permiten bloquear artificialmente la luz de la estrella, ha permitido detectar exoplanetas mediante la observación directa en el espectro visible. Uno de los casos más llamativos fue el descubrimiento de Fomalhaut b en 2008 localizado a 25 años luz de distancia. Hasta la fecha, mediante la observación directa se han descubierto más de 60 exoplanetas, la mayoría con masas superiores a la de Júpiter y orbitando a grandes distancias de su estrella. Actualmente se dispone del buscador de exoplanetas SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) instalado en el Very Large Telescope del ESO. Su objetivo es el estudio de nuevos exoplanetas gigantes orbitando alrededor de estrellas cercanas, utilizando el método de la imagen directa. SPHERE ha sido diseñado para superar el débil resplandor de los planetas, centrándose específicamente en la luz polarizada que se refleja desde la superficie del planeta.

Observación indirecta

 

Astrometría

La astrometría consiste en conocer la posición de un astro en el cielo, en un momento determinado y con la mayor precisión posible con el fin de establecer las coordenadas celestes, sus variaciones en el tiempo y reconstruir los movimientos de las estrellas. Las antiguas observaciones astronómicas fueron exclusivamente de carácter astrométrico. En la antigüedad se sirvieron de alineaciones de rocas o palos para poder efectuar las primeras mediciones sobre la posición del Sol, la Luna y los planetas. Estas mediciones aunque no son fielmente precisas permitieron confeccionar los primeros calendarios, imprescindibles para el desarrollo de la agricultura.

A pesar que la astrometría es una disciplina científica muy antigua, ha ido ganando precisión a lo largo de los siglos gracias a los avances tecnológicos. Actualmente para poder determinar la posición de cualquier objeto utilizando esta técnica se toma como referencia las distancias angulares, estableciendo las coordenadas del objeto para el momento en que se efectuó la toma de la imagen. Repitiendo este proceso durante un período de tiempo se obtiene las posiciones del objeto para calcular la órbita del mismo. La actual astrometría utiliza métodos fotográficos y otros instrumentos que permiten medir las posiciones estelares directamente sobre la película utilizando la interferometría óptica para los objetos débiles y muy próximos entre sí. La astrometría aplicada para detectar planetas extrasolares está basada en el giro del planeta y la estrella en torno al centro de masas común. Al encontrarse el centro de masas mucho más cerca de las estrellas es percibido como un pequeño bamboleo en estas. El efecto del planeta depende del producto de su masa por la distancia a su estrella, es decir, cuanto mayor sea el radio de la órbita del planeta, más alejado estará el centro de masas por lo que el efecto de bamboleo será mejor percibido por los telescopios. El problema lo encontramos en la duración de las orbitas planetarias. En ocasiones hay que esperar años o incluso décadas para detectarlos.  El primer exoplaneta confirmado con esta técnica fue HD176051 b, en el año 2010

 

Velocidad radial

Está basado también en el giro del planeta y la estrella en torno al centro de masas común. El método de velocidad radial mide las variaciones en la velocidad de la estrella debido a la influencia de un planeta en órbita. Consiste en observar el espectro de luz emitido por una estrella con el objetivo de encontrar pequeñas variaciones periódicas que pueden ser indicadores de una alteración en la velocidad radial de la estrella por la presencia de los planetas que la orbitan. Esto provoca que la longitud de onda de las líneas espectrales aumente o disminuya regularmente en un período de tiempo determinado.

Un medio muy eficaz es utilizar el efecto Doppler. Las variaciones de velocidad de la estrella a lo largo de nuestra línea de visión se traducen, gracias al efecto Doppler, en ligeros desplazamientos de la longitud de onda del espectro aparente de la estrella. Observando con el tiempo en las líneas del espectro los cambios débiles de su longitud de onda se puede deducir la presencia de una perturbación gravitacional producida por otro cuerpo. Cuando la estrella se acerca a nosotros las líneas de su espectro se desplazan al azul, mientras que cuando se alejan se desplazan hacia el rojo. Estas fluctuaciones son siempre muy débiles pero tiene gran éxito detectando planetas extrasolares masivos en orbitas cortas y próximas a sus estrellas debido a que existe una mayor influencia gravitaroria del planeta sobre la estrella. La frecuencia del cambio nos indica el periodo orbital del planeta. Por ejemplo un planeta como Júpiter que orbitase una estrella como el Sol a una distancia 20 veces más cerca que la que tiene Mercurio produciría una variación en la velocidad de la estrella algo menor que la velocidad de un avión comercial. Si estuviera orbitando más lejos la velocidad sería mucho más débil. La mejor detección se produce cuando la órbita se encuentra en el mismo plano que la línea que une la estrella con nuestro planeta. Si la órbita es perpendicular a esta línea no habría ni alejamientos ni acercamientos.

Cuando un planeta extrasolar es detectado, su masa puede ser determinada a partir de los cambios en la velocidad radial de la estrella. Un gráfico de la velocidad radial medida con el tiempo dará lugar a una curva característica. No obstante en algunas ocasiones la actividad estelar puede crear en el espectro de una estrella la misma señal que la provocada por un planeta en órbita, creando falsos positivo y es especialmente  problemático en el caso de las enanas M. En estas estrellas los periodos de rotación estelar coinciden con los periodos orbitales de sus zonas habitables, con lo que es posible obtener detecciones falsas de planetas. Tal vez un estudio de las velocidades radiales estelares en el infrarrojo cercano permitiría solventar este problema en el futuro.

El primer planeta localizado utilizando esta técnica llegó en 1989 con el descubrimiento de un planeta, 11 veces más masivo que Júpiter, orbitando la estrella HD 114762, situada a 130 años luz de nosotros. Desde entonces los medios tecnológicos han mejorado considerablemente, lo que ha permitido construir espectroscopios de alta precisión capaces de medir la velocidad estelar con una incertidumbre menor a 1m/s, como es el caso de HARPS.  Los futuros  espectrógrafos de alta precisión como ESPRESSO o CODEX serán incluso capaces de bajar la barrera de 0,1m/s, lo que permitirá aumentar el descubrimiento de nuevos mundos ocultos hasta la fecha.

 

Tránsitos

Mide el descenso de brillo de la estrella, por bloqueo de la luz, cuando un objeto pasa por delante de ella. Para ello se utilizan fotómetros de alta precisión capaces de medir esas diferencias de brillo. Una disminución de brillo de forma periódica nos podría indicar el periodo de rotación de un planeta. Para detectar planetas utilizando este método hay que tener en cuenta el ángulo existente entre el plano orbital y la línea que nos une a la estrella. Cuando la órbita del planeta se encuentra en diferente plano orbital respecto a nuestra línea de visión, los tránsitos de los planetas no son detectados. De promedio, solo uno de cada varios miles de exoplanetas produce un tránsito visible desde la Tierra.

Una gran ventaja que tiene esta técnica es que permite estimar el tamaño del planeta, cosa que no se puede hacer con los otros métodos de observación indirecta En cambio para estimar su masa es necesario aplicar otras técnicas, como el de la velocidad radial. El principal problema que encontramos en este método es el breve tiempo que dura el tránsito en comparación con su periodo orbital, por ello es necesario seguir a un gran número de estrellas durante largos periodos de tiempo. Los planetas con g periodos de traslación cortos, son los más adecuados. Por ejemplo para un planeta con un periodo orbital de 20 años se necesitaría por lo menos 40 años para confirmar la presencia de un segundo tránsito y descartar variaciones de brillo debido a otras causas.

Un tránsito planetario, medido en una curva de luz de una estrella, queda mayoritariamente descrito por tres parámetros: El período de recurrencia del tránsito, la duración del tránsito y el cambio proporcional de brillo de la estrella. Gracias a ello nos permite conocer la distancia a la estrella, el tamaño y el periodo orbital del planeta. Una variación sobre el método del tránsito es el llamado VTT (variación sobre el método del tránsito) donde los cambios en el tránsito de un planeta pueden ser utilizados para detectar otro. Este nuevo método es potencialmente capaz de detectar planetas del tamaño de la Tierra, exolunas o incluso planetas con órbitas de gran tamaño alrededor de  sistemas de estrellas dobles eclipsantes. El planeta puede ser detectado a través de pequeñas variaciones en el momento  que las estrellas se eclipsen entre sí.  Por ejemplo los planetas Kepler-16b, Kepler-34b y Kepler-35b han sido detectados por este método.

El primer exoplaneta detectado utilizando esta técnica fue observado en 1999. Se trataba del planeta HD 209458 b, con una órbita 8 veces más cercana que la distancia que separa al Sol de Mercurio. Tiene un radio estimado de un 40% superior al de Júpiter. Otro ejemplo del éxito del método de tránsito, fue el descubrimiento en 2017 de 7 planetas rocosos, de un tamaño similar a la Tierra, orbitando la enana roja TRAPPIST-1. Los periodos orbitales de estos exoplanetas oscilaban entre 1,5 y 13 días. Con este método también se han podido descubrir los planetas extrasolares más distantes encontrados hasta la fecha como son el caso de los exoplanetas SWEEPS-04 y SWEEPS-11 situados a 27.700 años luz de nosotros. Gracias a la misión Kepler se han descubierto más de 2000 exoplanetas utilizando este método. Empezó a funcionar en 2009 y tras una avería en 2013 se consiguió reactivar con la misión K2. Estudia continuamente los posibles tránsitos de unas 15.000 estrellas situadas entre 500-3000 años luz de distancia. Posiblemente el observatorio espacial PLATO( (Planetary Transits and Oscilationsof stars) supere con creces el número de planetas detectados por la misión Kepler usando esta técnica.

Los nuevos avances en Inteligencia Artificial también ha mejorado la eficiencia de la detención de exoplanetas utilizando este método. En 2017 se descubrieron nuevos exoplanetas en el sistema solar Kepler-90 utilizando la IA. Para ello aplicaron una red neuronal a los datos del satélite Kepler y utilizaron los algoritmos que la IA de Google  utiliza para el aprendizaje automático. La Inteligencia Artificial de Google solo examinó 670 estrellas de las 200.000 observadas por el telescopio Kepler y fue capaz de predecir la existencia de exoplanetas. Seguramente en un futuro próximo la IA nos ayude a iniciar una nueva era en la exploración astronómica.

 

Lente gravitacional

Está basado en layes de la relatividad general de Einstein. En un espacio-tiempo sin masas la luz sigue una trayectoria recta. Sin embargo cuando se desplaza por un espacio-tiempo que contiene masas, el tejido espacio-temporal se deforma, desviando la luz en trayectorias curvas. Einstein predijo que el valor del ángulo de desviación de la luz debería ser el doble que el calculado usando la física newtoniana. Esta teoría fue confirmada al observar las posiciones de estrellas cercanas al limbo solar durante un eclipse en 1919 y comparar los resultados  6 meses después.

Cuando una estrella (estrella lente) se sitúa entre nuestro planeta y otra estrella más lejana (estrella fuente) los rayos de esta última se desvían ligeramente produciendo un débil aumento de brillo. En el momento que la estrella lejana se alinea con la estrella lente se produce una magnificación muy regular de la señal luminosa debida al efecto de microlente gravitacional. La existencia de un exoplaneta orbitando una estrella que actúe con efectos de lente gravitatoria produce unos picos muy finos de intensidad luminosa y una elevada magnificación, lo que permite su detección.

Se estima que una de cada millón de estrellas observadas podría ser en realidad una imagen producida por lente gravitacional. Es decir, ahora mismo podríamos estar observando distintas imágenes de un mismo objeto. El número total de imágenes del mismo objeto viene determinado por la forma de la fuente lente y de la precisión de la alineación. Cuando la alineación entre dos cuerpos es perfecta, la imagen del objeto lejano puede tomar forma de un anillo luminoso rodeando la imagen del objeto cercano, es el denominado anillo de Einstein.

En esta técnica se utilizan búsquedas automatizadas de millones de estrellas para aumentar las probabilidades de éxito y se ha convertido en los últimos años en una importante herramienta en Astrofísica.

Sin embargo se trata de un método de detección complicado, pues la estrella lejana y el exoplaneta deben estar perfectamente alineados para que surta efecto. Como los planetas se mueven por el espacio, se dispone de un tiempo muy corto para confirmar el descubrimiento, lo que complica el proceso. El primer exoplaneta confirmado con esta técnica tuvo lugar en 2004 con el descubrimiento de OGLE235-MOA53 b. Se trataba de un planeta 2,6 veces más masivo que Júpiter situado a 17.000 años de nosotros. La mayoría de los planetas descubiertos con esta técnica se encuentran situados a miles de años luz, principalmente en la dirección del núcleo galáctico. El más lejano descubierto fue KMT-2015-1b situado a 27.700 años luz de nosotros

La inteligencia artificial también está ayudando a detectar planetas utilizando algoritmos basados en las  llamadas «redes neuronales convolucionales. El objetivo final es eliminar por completo cualquier inspección visual previa en la utilización de este método. También cabe destacar la propuesta de Leon Alkalai, del Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA. Consiste en usar el Sol, en lugar de una estrella lejana, como lente gravitacional.  Para utilizar el Sol como lente, los instrumentos de detección deben de estar colocados en un punto distante en el espacio para que  la gravedad del Sol enfoque la luz de las estrellas distantes. Esto permitiría obtener imágenes de 1.000 x 1.000 píxeles en exoplanetas situados a unos 100 años luz de distancia en lugar de tan solo un píxel o dos que se obtiene actualmente. Con esta propuesta también sería posible identificar las atmósferas de los exoplanetas mediante la espectroscopia. No obstante esta propuesta presenta varios inconveniente. Uno de ellos es que los instrumentos del plano focal del telescopio tendrían que estar por lo menos a 550 unidades astronómicas, es decir a una distancia 4 veces más lejana que la alcanzada por la Voyager 1, la sonda espacial que más lejos ha llegado construida por el hombre y que fue lanzada en 1977. El otro problema destacable es que se requiere que el sistema de estrella-planeta observado, el Sol y la Tierra estén exactamente alineados. Esto dificulta una segunda observación de confirmación debido a que sería necesario que se repitiera  esta peculiar alineación.

Cronometraje

Esta técnica permite detectar planetas mediante el estudio de las anomalías en el periodo de rotación de los púlsares, analizando los tiempos de llegada de los pulsos emitidos en función de las separaciones angulares de esta clase de estrella de neutrones. También es aplicable en algunas enanas blancas (ZZ Ceti) y subenanas B cuya luminosidad varía de forma regular. En 1992 se descubrió el primer planeta utilizando el cronometraje en el púlsar de milisegundos denominado PSR 1257+12. Hasta la fecha se han descubierto poco más de 20 exoplanetas utilizando esta técnica.