4 maneras de encontrar un planeta

Los primeros planetas en ser encontrados alrededor de estrellas cercanas no han sido vistos nunca. En lugar, los astrónomos los han descubierto indirectamente, infiriendo la existencia de un compañero invisible por sus efectos sobre la propia estrella.

Hasta ahora, los astrónomos solamente han revelado planetas enormes que probablemente no albergan vida. Sin embargo, misiones futuras como la Búsqueda de Planetas Terrestres (Terrestrial Planet Finder, o TPF por sus siglas en inglés) y sus antecedentes buscarán evidencia directa de nuevos planetas tan pequeños como la Tierra.

Las dificultades de observar planetas fuera del Sistema Solar provienen de tres hechos básicos:

• Los planetas no producen nada de luz propia, salvo en su juventud.
• Están a una distancia enorme de nosotros.
• Están perdidos en el cegador resplandor de sus estrellas centrales.

Por ejemplo, si hubiera un planeta orbitando Próxima Centauri, la estrella más cercana, estaría 7000 veces más distante que Plutón. Intentar observar este planeta sería como estar en Boston y buscar una polilla cerca de un foco en San Diego.

A continuación se presenta una vista general de los métodos de detección de planetas que han funcionado hasta el momento, así como otros métodos actualmente en desarrollo.

Este método ha sido el más exitoso.

Una medida precisa de la velocidad o del cambio en la posición de las estrellas nos revela la extensión del movimiento de las estrellas inducido por el tirón gravitacional de los planetas. A partir de esta información, los cient�ficos pueden deducir la masa del planeta y su órbita.

�Por qué un planeta hace a una estrella tambalearse? Si la estrella tiene un solo compañero, ambos se mueven en órbitas circulares cercanas alrededor del centro de masa común. Incluso si un cuerpo es mucho más pequeño, las leyes físicas dictan que ambos orbitarán alrededor del centro del sistema combinado de la estrella y el-planeta. El centro de masa es el punto respecto al cual ambos cuerpos se balancean.

El método de la velocidad radial mide cambios muy pequeños en la velocidad de una estrella mientras la estrella y el planeta se mueven respecto a su centro de masa. En este caso, sin embargo, el movimiento detectado es hacia el observador y alejándose de él. Los astrónomos pueden detectar estas variaciones analizando el espectro de estrella. En un efecto conocido como desplazamiento Doppler, las ondas luminosas de una estrella moviéndose hacia nosotros son desplazadas hacia el límite azul del espectro. Si la estrella se aleja, las ondas luminosas se desplazan hacia el límite rojo del espectro.

Esto ocurre porque las ondas se comprimen cuando la estrella se aproxima al observador y se expanden cuando la estrella se aleja. El efecto es similar al cambio en el tono que oímos del silbato de un tren a medida que se acerca y nos pasa.

Cuanto mayor es el planeta y más cercano está a la estrella central, más rápido se mueve la estrella respecto al centro de masa, causando un desplazamiento de color mayor en el espectro de la estrella. Éste es el por qué muchos de los primeros planetas descubiertos son de la clase Júpiter (300 veces la masa de la Tierra), con órbitas muy cercanas a la estrella central.

Desplazamiento astrométrico del Sol debido a Júpiter como si fuera observado a 10 parsecs, o más de 33 años luz.

Al igual que la técnica de la velocidad radial, estos métodos dependen del ligero movimiento de la estrella causado por el planeta que la orbita. En este caso, sin embargo, los astrónomos buscan desplazamientos minúsculos de las estrellas sobre el firmamento.

Los planetas de nuestro sistema solar tienen este efecto sobre el Sol, produciendo un contoneo que puede ser detectado por un observador situado a varios años luz de distancia.

Una meta importante de la Misión de Interferometría Espacial es detectar la presencia de planetas de tamaño terráqueo orbitando en las cercanías de estrellas tipo solar mediante astrometría de ángulos estrechos. Similarmente, la Interferometría de Keck guiará un sondeo astrométrico de cientos de estrellas para buscar planetas con masas tan pequeñas como la de Urano.

Si un planeta pasa directamente entre una estrella y la línea de visión de un observador, éste desvía un pequeña porción de la luz de la estrella, reduciendo así su brillo aparente.

Con la ayuda de instrumentos sensibles se puede detectar este descenso periódico en el brillo. A partir del periodo y profundidad de las transiciones, la órbita y tamaño de los compañeros planetarios puede ser calculada. Planetas más pequeños producirán un menor efecto, y viceversa. Un planeta terrestre en una órbita como la de la Tierra, por ejemplo, produciría un descenso muy minúsculo en el brillo estelar que podría durar sólo unas horas.

Este método se deriva de la perspicacia de la teoría de la relatividad general de Einstein: la gravedad curva el espacio. Normalmente pensamos en la luz como viajando siguiendo una línea recta, pero los rayos de luz se curvan cuando atraviesan el espacio que está combado por la presencia de objetos masivos tales como estrellas. Este efecto ha sido probado por observaciones del efecto gravitacional del Sol en la luz de las estrellas.

Cuando un planeta cruza por delante de una estrella anfitriona a lo largo de nuestra línea de visión, la gravedad del planeta se comporta como una lente. Ésta focaliza los rayos de luz y provoca un incremento temporal muy pronunciado en brillo y un cambio en la posición aparente de la estrella.

Los astrónomos pueden usar este efecto de lentes gravitacionales para encontrar objetos que no emiten luz o de otra forma indetectables.

Así como los planetas no emiten su propia luz, observarlos directamente implica retos formidables. Misiones como el Buscador de Planetas Terrestres (Terrestrial Planet Finder, o TPF en inglés) están basados en tecnologías avanzadas que puede aprovechar propiedades especiales de la luz para extender nuestra visión. Para una discusión más detallada sobre imagen planetaria, ver Tecnología > Imagen Planetaria.