¿Cómo se detectan exactamente los exoplanetas?

Hace apenas un mes fue publicado el megatón: un equipo internacional de astrónomos descubrió un nuevo sistema solar con siete exoplanetas de un tamaño similar al de la Tierra. La estrella Trappist-1, una enana roja ultrafría a 39 años luz de nosotros, era la madre protectora de este sistema.

Pronto empezaron las especulaciones: «si emana luz infrarroja, puede haber surgido vida inteligente que vea en espectro infrarrojo, hojas rojas y seres con un metabolismo muy lento». ¿Qué hace especial a estos planetas frente a los casi 3.500 encontrados desde 1995 —cuando los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz dieron con 51 Pegasi b—, en 2.577 diferentes sistemas estelares?

BUSCANDO UN NUEVO HOGAR

En primer lugar, tres de esos siete planetas se encuentran (parcialmente) dentro de la franja de habitabilidad. Esto es: están a una distancia «correcta» respecto a su estrella —en base a la luminosidad y flujo de radiación, de manera que permita la presencia de agua en estado líquido y una presión atmosférica superior a 6,1 mbar—.

El segundo dato a tener en cuenta parte de un nuevo modelo presentado por la Universidad de Cornell. En este se expone que no sólo el dióxido de carbono y el agua serían necesarios para la habitabilidad. El hidrógeno volcánico (H2) liberado desde el manto a través de formaciones volcánicas sería un gas invernadero ideal para calentar el clima y potenciar esa sopa de bacterias imprescindible para la vida tal y como la conocemos.

La NASA lleva teniendo constancia de la existencia de exoplanetas desde 1988. Aunque no fue hasta 1993 cuando se concretó su veracidad, cuando el polaco Aleksander Wolszczan descubrió tres objetos sub-estelares orbitando un púlsar. Los sistemas de detección han mejorado enormemente desde entonces, logrando récords como el de 2014, cuando anunciaron 715 planetas de una tacada.

CÓMO SE ENCUENTRAN LOS EXOPLANETAS

En primer lugar hay que destacar que no existe una única herramienta de detección, sino varias que se complementan. Por ejemplo, asumimos que sólo los planetas pueden albergar vida, pero las exolunas también podrían, en teoría. Pero detectarlas requiere de grandes lentes y un estudio cooperativo desde diferentes planos para recabar toda la información posible.

Vamos a verlas e intentar explicar su funcionamiento de la forma más sencilla posible.

Midiendo el tránsito planetario

Esta es la técnica que mejor resultados está ofreciendo, a tenor del éxito del telescopio Kepler y sus casi mil planetas descubiertos. Consiste en medir la luz de las estrellas. Cuando detectamos un oscurecimiento, es que algo está pasando. Si este bloqueo se sucede como una secuencia, o con una frecuencia relativa, entendemos que hay algún cuerpo en secuencia que está orbitando en torno a ella.

Claro, para encontrar este intervalo, la estrella y el planeta deben estar en un plano adecuado para que nosotros podamos observar esta transición. Como es obvio, desde nuestra posición sólo podemos detectar una porción minúscula de estos sistemas. Y puede no tratarse de un planeta, sino de otro tipo de cuerpo celeste.

Midiendo el brillo orbital

Ahora supongamos su contrario: que la estrella brilla más en vez de menos. Esto se produce cuando un planeta orbita tan cerca que la estrella emite radiación térmica. Chispas de tensión, ¿eh? Y sí, llega hasta los ojos de nuestros telescopios.

No podemos diferenciar a qué se debe esta radiación, pero si se da una secuencia de fases con una frecuencia invariable, sabremos que estamos ante un gran planeta orbitando cerca. Un método más difícil de determinar pero mucho más efectivo, ya que no necesitamos que el planeta y la estrella estén en el plano necesario para que podamos detectarlo.

Midiendo la velocidad radial

Las estrellas no son inamovibles, también se desplazan, pero es mucho más difícil detectar este tránsito. Un cuerpo celeste con la suficiente masa podría ralentizar y atraer la estrella hacia él. Si estos cambios son periódicos, estaremos ante la respuesta a una órbita.

Gracias al efecto Doppler, podemos calcular las frecuencias de las ondas electromagnéticas y, por tanto, detectar las variaciones de una estrella. Eso sí, aún no contamos con lentes capaces de detectar planetas pequeños. Y por pequeño me refiero a planetas con masas similares a la terrestre.

Esto nos conduce a otro método: las variaciones elipsoidales. Cuando una estrella tiene forma elipsoidal, su brillo varía según desde el punto de vista que miremos. Midiendo estas variables podemos determinar la masa del planeta circundante, ya que nos dirá la sensibilidad del mismo mediante su inclinación orbital respecto a la estrella. Esto forma parte de la denominada astrometría.

Midiendo la polarimetría

La polarimetría es un método especialmente complejo: la onda de luz reflejada por la atmósfera de un planeta es luz polarizada. Mediante esta técnica podemos determinar la composición atmosférica del planeta, si la tuviese. Los raros casos de estas características son los más interesantes.

Midiendo la lente gravitacional

Imagina que dos estrellas, una más lejana que otra, se alinean, ocupando el mismo espacio en nuestra bóveda celeste. Esto magnificará la luz que nos llegará. De esta forma podemos aprovechar para detectar si hay algún planeta por la influencia gravitacional que este arroje sobre la luz de la estrella.

Midiendo la duración del púlsar

Siguiendo con la línea anterior, también se pueden medir las anomalías en la emisión de sus ondas de radio. Un púlsar no rota de manera arbitraria, son estrellas de neutrones que radiación muy intensa a intervalos cortos y regulares. Y su movimiento será, como en el caso de las estrellas, casi imperceptible.

Entonces, si notamos una alteración en torno a esta constante, sabremos que estamos ante un cuerpo que ejerce influencia. Mediante este método podemos encontrar los planetas más pequeños que podremos observar, pero también estaremos ante una irregularidad: la radiación es tan intensa que es prácticamente imposible que estos planetas alberguen vida.

Midiendo las variaciones de tránsito

Esta técnica es ideal cuando hemos dado previamente con un planeta. Si el método de tránsito ha detectado un planeta pero su periodo es irregular, significa que hay más de un planeta orbitando.

Es difícil encontrar diferentes tránsitos en el mismo plano pero, al rebote, nos ayudará a conocer las masas de los diferentes planetas y sus periodos orbitales. Como ha sucedido con Trappist-1.

De hecho, esto se asimila a otra forma de medición: la binaria eclipsante. Se detectan planetas analizando eclipses de diferentes estrellas. Cuando estamos ante un planeta circumbinario, que orbita a dos estrellas en vez de una, es relativamente fácil detectar los eclipses resultantes.

Sin medir nada, viéndolo

¿Y cómo vemos Júpiter? Efectivamente, algunos planetas podemos detectarlos sólo observando la luz que reflejan de su estrella. Claro, estos tienen que estar lo suficiente lejos de esta para que la luz no los «tape». Y no sólo la luz, también la radiación infrarroja. Y además deben ser enormes, grandes como nuestro Saturno o que orbiten alrededor de enanas hiperfrías para que su radiación sea muy baja.

En resumen, como decíamos al principio, existen diferentes metodologías y herramientas para detectar exoplanetas pero, como insisten desde la NASA, no tenemos todo el tiempo del mundo: no se trata de encontrar un planeta como la tierra, sino cuándo. La respuesta de si estamos solos en el Universo se resolverá a partir de aquí. De momento conviene no emocionarnos demasiado.

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Imágenes | NASA