Pero en algunos pocos casos, hemos podido analizar sus atmósferas con los telescopios espaciales Spitzer y Hubble. Aunque se encuentran fuera de la atmósfera terrestre y están libres de su distorsión, los planetas extrasolares están a una distancia tan enorme que la resolución de los espectros obtenidos por los instrumentos de estos telescopios es muy escasa. Pese a todo, el que podamos estudiar la composición de un mundo situado a decenas de años luz es un logro técnico impresionante.

HD 189733b y HD 209458b son los exoplanetas cuya composición química conocemos mejor. Ambos son “Júpiteres calientes”, es decir, planetas gigantes que orbitan alrededor de su estrella a una distancia mínima, por lo que su temperatura en la zona diurna es altísima. Son los únicos mundos fuera del Sistema Solar en los que se ha detectado la presencia de sodio, vapor de agua, dióxido de carbono, monóxido de carbono y metano.

HD 189733b es un 13% más masivo que Júpiter, aunque su tamaño es muy similar. Orbita una estrella de tipo K -un poco más fría que el Sol- a 63 años luz en la constelación de Vulpecula. Está situado tan cerca de ella que su “año” es de sólo 2,2 días. Fue detectado en 2005 por el método de la velocidad radial y, posteriormente, mediante el método del tránsito. Como consecuencia, podemos conocer su densidad de forma aproximada y crear modelos generales de su atmósfera. Gracias a las altas temperaturas de su superficie, el planeta emite una enorme cantidad de radiación infrarroja, lo que permitió en febrero de 2007 obtener por primera vez un espectro mediante el telescopio espacial Spitzer. Este telescopio trabaja en el infrarrojo y en esta longitud de onda la diferencia de brillo entre el planeta y su estrella no es tan grande como en el visible. Aunque no podemos “ver” el planeta directamente -ni siquiera en infrarrojo-, podemos restar la emisión de la estrella cuando el planeta está situado tras ella a la luz emitida por el conjunto planeta-estrella. Como resultado, podemos ver la radiación infrarroja reflejada por el lado diurno del planeta. Si descomponemos esta luz en distintas longitudes de onda, obtenemos un espectro que nos puede revelar la composición del planeta. Es importante resaltar que los elementos más fácilmente detectables no siempre son los más abundantes. Sin duda, los elementos principales que forman la mayoría de exoplanetas gaseosos son hidrógeno y helio -los elementos más abundantes del Universo-, pero su detección no es trivial. No en vano, recordemos que el helio se detectó antes en el Sol que en la Tierra (de ahí su nombre).

Además de obtener su espectro, en 2007 el telescopio Spitzer observó este planeta durante 33 horas, lo que permitió crear un “mapa” de las temperaturas superficiales estimadas. En julio de ese mismo año, se pudo confirmar la presencia de vapor de agua en la atmósfera, dato que fue posteriormente confirmado por el telescopio espacial Hubble, el cual también detectó la presencia de metano. El metano no es estable a la temperatura máxima que experimenta el planeta durante el día (unos 1000º C), pero evidentemente debe existir alguna zona donde esta molécula pueda preservarse (el lado nocturno y/o capas atmosféricas inferiores).

Mapa de temperaturas de HD 189733b (NASA).

HD 209458b es por su parte uno de los pocos exoplanetas con un nombre propio extraoficial: Osiris. Orbita una estrella de tipo G a 150 años luz de nosotros situada en la constelación de Pegaso. Su año es de 3,5 días y tiene una masa inferior a la de Júpiter (0,69 veces), aunque su radio es un 35% mayor. Su baja densidad y estructura interna es todo un misterio. Fue descubierto en 1999 y ha sido detectado también por los métodos de la velocidad radial y el tránsito. De hecho, fue el primer planeta en ser descubierto por este último método. En 2001, el telescopio Hubble detectó sodio proveniente de las capas externas del planeta. Era la primera vez que se descubría un elemento químico que formaba parte de un planeta extrasolar. El Hubble también descubrió que Osiris se asemejaba a un cometa, perdiendo parte de su atmósfera en el medio interplanetario debido a la enorme temperatura de su superficie. En la “coma” del planeta se pudo encontrar, además de sodio, hidrógeno, carbono y oxígeno. Junto con HD 189733b, fue el primer planeta del que se obtuvo un espectro mediante el Spitzer y, al igual que su “hermano”, pronto se verificó la presencia de vapor de agua. El 20 de octubre de 2009 se publicaron los resultados que avalan la detección de metano y dióxido de carbono en el planeta.

Osiris (NASA).

HD 209458b y HD 189733b son los primeros mundos fuera del Sistema Solar que hemos analizado. Hasta la fecha, la elaboración de modelos teóricos del interior de estos exoplanetas se ha revelado como todo un desafío de primer orden. El futuro telescopio espacial James Webb también trabajará en el infrarrojo como el Spitzer y permitirá obtener más y mejores espectros de exoplanetas. Estos datos nos permitirán crear mejores modelos de la estructura atmosférica de estos mundos y comprobar cuáles son sus diferencias con respecto a los planetas gigantes de nuestro sistema.

Aunque estos gigantes gaseosos no pueden ser habitables, nos permitirán refinar las técnicas necesarias para estudiar la composición de las atmósferas de los planetas terrestres en el futuro.

Hoy en día existen muchas técnicas que nos da la posibilidad de detectar exoplanetas, sin embargo tan solo algunas de ellas son las más usadas pues nos dan mejores resultados. Vamos a ir viendo cada una de las técnicas que existen y en qué consisten, así como algunas ventajas y/o desventajas que tienen.

• Astrometría. Este método es el más antiguo y ya Herschel lo utilizó a finales del siglo XVIII para observar sistemas binarios de estrellas. Consiste en medir la posición precisa de la estrella en el cielo y ver cómo ésta oscila debido a otro cuerpo masivo próximo. Es el típico problema de dos cuerpos en que una estrella y un planeta giran alrededor de un centro de masas conjunto denominado baricentro. Aunque la variación del movimiento de la estrella es pequeño, con la tecnología actual podemos llegar a ver esta pequeña oscilación y saber que hay un exoplaneta orbitándo la estrella.
  El principal inconveniente de este método es que las variaciones son tan pequeñas que las simples perturbaciones de la luz en la atmósfera de nuestro planeta no nos deja realizar observaciones con la precisión deseada. Por tanto debemos hacerlo desde el espacio con telescopios espaciales.
• Velocidades radiales. Este método se basa en el efecto Doppler. Aprovechando el fenómeno comentado para el método anterior, de observar la órbita de la estrella alrededor del baricentro, podemos comprobar como las líneas espectrales de la estrella se desplazan hacia el azul cuando se acerca a nosotros, o hacia el rojo cuando se aleja. Como veis este método es muy similar al anterior pues ambos se basan en el mismo fenómeno.
  Este método es sin duda el más productivo en combinación con otros, siendo su principal ventaja el poder realizar medidas independientemente de la distancia al exoplaneta. Sin embargo, su principal desventaja es que sólamente nos permite estimar la masa mínima del mismo.
• Tránsitos. Este método consiste en observar la disminución de la intensidad de luz que recibimos de una estrella cuando el exoplaneta pasa por delante de ella. Con un instrumento lo suficientemente preciso se pueden llegar a observar estas disminuciones y a estudiarlas en profundidad. Es el complemento ideal al método de velocidades radiales pues permite estimar el radio, y por tanto el tamaño del exoplaneta.
  Las principales desventajas de este método es que no puede ser usado por sí solo, sino que requiere de otro método para no realizar falsos positivos; y que la órbita del planeta debe pasar entre la estrella y el observador en la Tierra (debe producir un eclipse). Sin embargo, las ventajas de este método son enormes y van desde medir el radio del exoplaneta hasta estudiar la composición de su atmósfera.



• Microlentes gravitacionales. Este es el método utilizado en la noticia anterior. También recibe el nombre de pixel-lensing y se basa en el efecto de lente gravitatoria que tiene lugar cuando un cuerpo masivo desvía la luz que pasa cerca de él. La estrella focaliza o concentra sobre la Tierra la luz de una estrella que se encuentra justo detrás de ella, mientras que el planeta aporta también un pequeño efecto. Sin embargo para ello hace falta que los tres astros estén perfectamente alineados con la Tierra, lo que hace que sean sucesos muy puntuales y que no se vuelven a repetir, o que tardan mucho tiempo es volver a suceder. Por suerte, podemos utilizar como fuente cualquier estrella que se encuentre detrás del sistema planetario, por lo que siempre podremos realizar estas observaciones. Mediante este método pueden ser estimados tanto la masa como el radio orbital del exoplaneta.

Estos son los cuatro métodos más extendidos y los que más información nos proporcionan a la hora de estudiar un exoplaneta. Sin embargo, existen más métodos como puede ser el estudio de las variaciones en la emisión electromética de un pulsar (pulsar timing), el estudio de las perturbaciones gravitacionales en los discos de polvo de estrellas en jóvenes con exoplantas en formación, o la observación directa en el infrarrojo. Tenéis en la Wikipedia inglesa mucha más información. Lo mejor para el estudio de los exoplanetas siempre es tratar de utilizar varios métodos pues la información que nos ofrecen es complementaria y nos ayuda a obtener mejores resultados.

En el futuro seguro que aparecerán métodos más sofisticados, además de mejorar la precisión y sensibilidad de los métodos actuales, por lo que la búsqueda de exoplanetas seguirá abierta durante mucho tiempo. Además, el reto de encontrar un exoplaneta capaz de albergar vida siempre será un aliciente extra por el que trabajar en este campo de la astronomía y la astrofísica. En el futuro, quién sabe, quizá encontremos uno y haya alguien allí para decirnos hola.

Saludos

Michael Mayor en el Congreso Estatal de Astronomía

Michael Mayor, astrofísico de la Universidad de Ginebra (y que trabaja en exoplanetas, el satélite Corot, etc…) ha anunciado hoy el descubrimiento del planeta más ligero descubierto fuera de nuestra vecindad planetaria. Este planeta, perteneciente al sistema Gliese 581 es ya un viejo conocido de los astrofísicos. Este planeta de hecho es catalogado como “e”, es decir, el cuarto (a es la estrella), Gliese 581 e. Quédense con el nombre porque dará que hablar. Así mismo han refinado los cálculos de su compañero de sistema, Glisese 581d y… ¡oh! .. resulta que se encuentra dentro de la zona habitable (condiciones óptimas para la vida, agua líquida…) del sistema. Todo esto ha sido posible gracias al ESO (Observatorio Austral Europeo), tras 4 años de trabajo continuado en exoplanetas y gracias también al espectrógrafo HARPS que se encuentra instalado en el telescopio de 3.4 metros en La Silla. En palabras de Michael Mayor, cada día están más cerca del “santo grial”

“The holy grail of current exoplanet research is the detection of a rocky, Earth-like planet in the ‘habitable zone’ — a region around the host star with the right conditions for water to be liquid on a planet’s surface”

Gliese 581 es una estrella localizada en la constelación de Lira a unos 20.5 años luz y su planeta “e” da una vuelta en torno a la estrella en apenas 3.15 días. Desgraciadamente se encuentra demasiado cerca de la zona caliente como para albergar/suponer/condicionar un desarrollo de vida tal y como tenemos en la Tierra. El planeta que ha sido “movido” a la zona habitable es un planeta tipo Neptuno. Con todo esto Gliese 581 cuenta ya con su sistema planetario del que conocemos 4 miembros, Gliese 581 b tiene 16 masas terrestres, c 5 masas terrestres y de 7 masas terrestres. En cuanto a Gliese 581 d, el planeta puesto en zona habitable, se espera que esté cubierto por un océano (de agua o de algún otro elemento, como el metano en Titán).

Comparación de los sistemas del Sol y Gliese 581, la zona azul corresponde a la zona habitable. Copyright de la ESA.

“It is amazing to see how far we have come since we discovered the first exoplanet around a normal star in 1995 — the one around 51 Pegasi,” says Mayor. “The mass of Gliese 581 e is 80 times less than that of 51 Pegasi b. This is tremendous progress in just 14 years.”

Como dice Mayor, si en 14 años hemos reducido la masa detectable 1/80, ¿cuánto falta para poder anunciar el descubrimiento de un exoplaneta como la Tierra?. Sea cuando sea cambiará el rumbo de la historia.

Impresión artística de Gliese 581 e

Fuente: Nota de presna de la ESA y Cuaderno de bitácora estelar