46 Exoplanetas

Ahora conocemos cientos de planetas alrededor de estrellas diferentes al Sol. La mayoría de los encontrados hasta ahora, revelados por el bamboleo espectroscópico que provocan en su estrella madre, son gigantes de gas como Júpiter. No obstante, las misiones espaciales buscan pequeños planetas rocosos que puedan ser análogos habitables de la Tierra.

El descubrimiento de planetas alrededor de estrellas diferentes al Sol (exoplanetas) ha sido una de las metas más perseguidas de la astronomía. Teniendo en cuenta que hay tantas estrellas en la Vía Láctea, parece poco probable que nuestro sistema planetario solar sea el único. No obstante, detectar cuerpos tenues que orbiten alrededor de estrellas brillantes y lejanas es difícil, de ahí que los exoplanetas no se detectaran hasta la década de los noventa del siglo XX, cuando los telescopios mejoraron lo suficiente para revelarnos su existencia. A partir de entonces, se produjo una retahíla de detecciones: ahora conocemos más de 400 exoplanetas.

Excepto un puñado de planetas localizados alrededor de púlsares mediante técnicas de radioastronomía, la gran mayoría se descubrieron por la firma que dejaban en los espectros de las estrellas. En 1995 Michel Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Ginebra hicieron la primera detección de este tipo cuando perfeccionaron el método buscando ligeros cambios en las longitudes de onda de luz estelar, debido al jalón de un planeta sobre la estrella.

Encontrar planetas Cuando dos cuerpos masivos giran ambos alrededor de su centro de masas conjunto —un punto que se encuentra más cerca del cuerpo mayor, y entremedio de ellos— la presencia del planeta hace que la estrella describa un pequeño círculo cuando su compañero se mueve a su alrededor. Este bamboleo puede identificarse como un cambio Doppler en la luz de la estrella: conforme la estrella se aleja de nosotros, su luz se desplaza hacia longitudes de onda más rojas, mientras que cuando se mueve hacia nosotros parece un poco más azul. Aunque no podamos ver el planeta en sí mismo, podemos detectar su presencia porque su masa hace que la estrella baile hacia atrás y hacia adelante (véase la p. 36).

La mayoría de los planetas identificados hasta ahora se han encontrado mediante el método Doppler. En teoría podríamos buscar el bamboleo de la estrella directamente como un pequeño cambio en su posición; pero una medición tan precisa es extremadamente difícil de realizar porque las estrellas están muy lejos. Otro método es buscar un oscurecimiento de la estrella debido a los tránsitos de un planeta delante de ella. Un planeta como la Tierra bloquearía una pequeña fracción (unas 100 partes por millón) de la luz de la estrella durante varias horas cada vez. Para realizar una detección convincente, esta caída debe repetirse de manera fiable, en un ciclo que puede durar días, o meses o hasta años. Una vez que su periodo orbital se ha medido así, la masa del planeta puede calcularse usando la tercera ley de Kepler. Hasta ahora, se han encontrado unos cuantos planetas de este modo.

Los diferentes métodos de detección suelen dar con diferentes tipos de planetas. El método Doppler es más sensible a planetas muy grandes, como Júpiter, que orbitan muy cerca de su estrella, donde ejercen su tirón más fuerte. El método del tránsito puede localizar planetas más distantes y pequeños, incluidos los semejantes a la Tierra, pero requiere mediciones muy sensibles de la luz de la estrella durante periodos largos. Esto se puede hacer mejor desde el espacio, sobre la atmósfera turbulenta de la Tierra. Varias misiones usan el método del tránsito, incluida la sonda Kepler de la NASA, que se lanzó en 2009.

Júpiteres calientes De los centenares de planetas detectados hasta ahora, la mayoría son gigantes de gas que están muy cerca de su estrella madre. Tienen masas similares a la de Júpiter, y casi todos tienen una masa 10 veces mayor que la de la Tierra, pero se mueven en órbitas muy estrechas y más cerca de su estrella que Mercurio lo está de nuestro Sol. Estos Júpiteres calientes suelen completar una órbita alrededor de sus estrellas en sólo unos días, y sus atmósferas se calientan debido a su proximidad. Se ha comprobado que un planeta tiene un lado diurno más caliente, ya que alcanza los 1.200 K cuando da la cara a la estrella, y es más frío por el lado nocturno, ya que cae a cerca de 970 K. Los astrónomos han detectado agua, sodio, metano y dióxido de carbono en el espectro de las atmósferas de los exoplanetas.

Los exoplanetas se definen como cuerpos que orbitan, con una masa demasiado pequeña para sufrir una fusión de deuterio, no son lo suficientemente grandes para encenderse y convertirse en estrellas. En la práctica el tamaño máximo unas 13 veces el de Júpiter. Las bolas de gas inactivas por encima de este límite de fusión se llaman enanas marrones. No hay un límite de masa más bajo, al margen de la escala típica de planetas de nuestro sistema solar. Los exoplanetas pueden ser gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno o rocosos como la Tierra y Marte.

Encontrados en cerca de un 1 por 100 de la secuencia principal de estrellas investigadas hasta ahora, los exoplanetas son comunes. Aunque esta estadística esté subestimada, tal y como parece teniendo en cuenta la tendencia que se observaba en los Júpiteres, debe de haber miles de millones de planetas en la Vía Láctea, que contiene 100.000 millones de estrellas. Algunas estrellas tienen más probabilidad de albergar planetas que otras. Las estrellas similares a nuestro Sol (clasificaciones espectrales F, G o K) tienen más probabilidades de hacerlo, mientras que las estrellas enanas (clase O) tienen menos. Por último, las estrellas cuyos espectros muestran que contienen relativamente más elementos pesados, como hierro, tienen mayor probabilidad de tener planetas, y de que tengan una masa alta.

Muchas de las órbitas de los exoplanetas detectadas hasta ahora son extremas. Los que orbitan más rápidamente, rodeando a su estrella en menos de 20 días, suelen seguir trayectorias casi circulares, similares a las que se ven en nuestro sistema solar. Las que tardan más, suelen seguir órbitas elípticas y en ocasiones altamente alargadas. Que estas órbitas alargadas persistan y no pasen a ser circulares es difícil de explicar. No obstante, es destacable que se aplique la misma física a esos planetas lejanos que a nuestro propio sistema solar.

Zona habitable Mientras investigan los sistemas planetarios de otras estrellas, los astrónomos esperan encontrar planetas de masa más baja, y que estén más alejados de su estrella anfitriona que los Júpiteres calientes. Buscan concretamente planetas semejantes a la Tierra: exoplanetas rocosos con masas y localizaciones similares respecto a su estrella como la Tierra respecto al Sol. Alrededor de cada estrella, hay una «zona habitable», donde un planeta tendría la temperatura correcta para albergar agua líquida, y por tanto la posibilidad de vida. Si un planeta está situado más cerca, el agua de su superficie herviría; y si estuviera un poco más lejos el agua se congelaría. La distancia clave depende de la luminosidad de la estrella: los planetas habitables están más lejos de las estrellas brillantes y más cerca de las más tenues. Los astrónomos han aprendido mucho sobre los planetas en los últimos veinte años, pero todavía les queda por alcanzar un último santo grial: encontrar un planeta análogo a la Tierra alrededor de una estrella lejana. No obstante, como la tecnología y la precisión de las observaciones avanzan, es sólo una cuestión de tiempo que conozcamos el mapa de los sistemas exoplanetarios.

La idea en síntesis: otros mundos