Por Jon Jenkins, director de análisis de la Misión Keplery Co-investigador para Procesamiento de Señales y Detección de Tránsitos, SETI Institute

Muchos de ustedes pueden haber observado el tránsito de Venus en 2004, y casi todos vieron imágenes en Internet y en las noticias de este raro y asombroso acontecimiento. El próximo tránsito de Venus no ocurrirá hasta el 6 de Junio de 2012. Tras él, pasarán otros 115 años hasta el siguiente. Si se lo perdió en 2004 y no puede esperar hasta 2012 o 2117, anímese: el próximo tránsito de un planeta del tamaño de la Tierra se observará probablemente en 2008 por la Misión Kepler del Programa Discovery de la NASA.

Este planeta no será un miembro de nuestro sistema solar – será un planeta extrasolar. Aproximadamente 150 de estos planetas han sido descubiertos orbitando estrellas distintas del Sol. Casi todos ellos son comparables en masa y tamaño a Júpiter, el gigante de nuestro sistema solar. Además, casi todos estos planetas extrasolares gigantes han sido detectados usando búsquedas a velocidad radial, basadas en tierra. Mientras que estos descubrimientos han abierto un nuevo campo de investigación, el Santo Grial para las búsquedas de planetas extrasolares sigue siendo el descubrimiento de planetas del tamaño de la Tierra en órbitas similares a la nuestra alrededor de estrellas del tipo del sol (últimas F, G y K). Los sondeos a velocidad radial no pueden descubrir pequeños planetas rocosos. La señal de velocidad radial de un planeta de la masa de la Tierra es 317 veces más pequeña que la de Júpiter, y 95 veces más pequeña que la de Saturno, que está próximo al límite de precisión para las búsquedas de VR. La técnica más probable para detectar planetas terrestres a corto plazo es la fotometría de tránsito.

Adelante, planeta en tránsito

La idea es observar un gran número de estrellas durante varios periodos orbitales, buscando oscurecimientos periódicos de las estrellas que correspondan a eventos de tránsito en los que el planeta cruza su disco estelar, bloqueando una fracción de luz. Los tránsitos centrales duran desde unas pocas horas para periodos orbitales de varios días, a 13 horas para una órbita como la de la Tierra, y 16 horas para una como la de Marte. La señal fotométrica de un planeta terrestre es pequeña, básicamente el cociente entre el área del planeta y el área de la estrella. Para la Tierra, la profundidad del tránsito es sólo de una parte entre 10 000, comparable a la mejor precisión obtenible desde el suelo (~100 ppm para telescopios de 4 m con cuidadosos protocolos de observación y buenas condiciones de observación), y bastante por debajo de la típica precisión fotométrica obtenida con telescopios de clase 1-m (>1 000 ppm). Para ampliar los límites de descubrimiento hasta planetas del tamaño de la Tierra se requieren telescopios espaciales para permitir una continua monitorización de bajo ruido de gran número de estrellas durante varios años. Ahí es donde entra en escena la Misión Kepler del Programa Discovery de la NASA.

Programado para su lanzamiento en 2008, el fotómetro Kepler observará unas 130 000 estrellas solares durante al menos cuatro años para detectar tránsitos de planetas con periodos orbitales de hasta dos años. La sensibilidad del Kepler le permite sondear planetas dentro de las zonas habitables alrededor de sus estrellas objetivo: ese rango de distancias orbitales en el que el agua líquida podría existir en la superficie de un planeta de la masa de la Tierra.

Kepler necesita observar tantas estrellas por que la probabilidad de ver un planeta que de hecho transita su estrella es relativamente pequeña para órbitas orientadas al azar. La probabilidad es el cociente del radio de la estrella entre el radio de la órbita del planeta. Así, hay un 0,5% de probabilidad de ver el tránsito de un planeta del tamaño de la Tierra en una órbita de 1 UA (la distancia de la Tierra al Sol) alrededor de una estrella tipo Sol (G2). Si cada estrella solar albergara un análogo a la Tierra, el Kepler necesitaría observar al menos 200 estrellas solares para encontrar uno de estos primos terrestres.

Sin embargo, si los análogos a la Tierra son raros, nos gustaría establecer lo raros que son. Para ver todas estas estrellas se requiere un telescopio con un gran campo de visión (field of view, FOV), y el de Kepler es de 112 grados cuadrados, algo más que la cantidad de agua celestial que cabe en dos 'cazos' de la Osa Mayor. Hay unas 460 000 estrellas por debajo de la magnitud 15 en el FOV de Kepler en la constelación del Cisne. Aproximadamente la mitad de éstas serán subgigantes o gigantes, y algunas estrellas solares serán demasiado jóvenes y ruidosas para permitir la detección de tránsitos, lo que deja unas 200 000 estrellas para ser observadas por el Kepler. No esperamos detectar planetas terrestres transitando estrellas más débiles de la magnitud 12 excepto para estrellas mucho más pequeñas que el Sol, así que Kepler podría encontrar hasta 50 planetas terrestres a 1 UA, mientras que puede encontrar varios cientos con radios de hasta 2,2 radios terrestres en órbitas similares. Unos cuantos miles de planetas podrían encontrarse a distancias orbitales menores de 1 UA si tales órbitas son frecuentes.

El descubrimiento de planetas grandes (2,2 radios terrestres) ayudaría a concretar el mecanismo de formación de planetas como Júpiter. Actualmente, los dos mecanismos preferidos son la acreción del núcleo, que requiere la formación de un gran núcleo rocoso seguida por la captura de una atmósfera gaseosa, y las inestabilidades del disco, en las que el gas puede ser comprimido en una masa atada gravitatoriamente por mecanismos dinámicos en un disco protoplanetario sin la necesidad de masivos núcleos rocosos. Una ausencia de tales núcleos favorecería éste último método para la formación de planetas como Júpiter.

La problemática de descubrir nuevos mundos

Para detectar planetas en tránsito cotejamos o 'comparamos' un pulso de tránsito con una serie temporal de mediciones del brillo estelar. Después plegamos la serie temporal cotejada comenzando con el periodo de interés más corto así que si se elige el periodo correcto, todos los tránsitos se alinearán y la fuerza de la señal se amplificará. Después de que el dato se pliegue en un periodo particular y todos los segmentos sean examinados en busca de pruebas de tránsitos, el periodo de prueba se incrementa en una pequeña cantidad, los datos se vuelven a plegar, y el proceso continúa hasta que el rango de periodos de interés es cubierto. Los resultados de cada segmento para cada pliegue se llaman estadísticas de detección. En el caso de una buena coincidencia en el segmento y periodo de la fase correcta, la correspondiente estadística de detección será grande y positiva; de otro modo será pequeña.

Para determinar si un resultado es significativo, necesitamos estimar el número de pruebas estadísticas independientes efectivas realmente llevadas a cabo en la búsqueda. Para el Kepler, buscar planetas con periodos superiores a dos años en cuatro años de datos requiere unos 15 millones de pruebas estadísticas independientes para cada estrella. El umbral requerido para 130 000 estrellas, por tanto, es de 7 sigma, donde 1 sigma es la desviación estándar del ruido de observación. Esto es lo suficientemente alto para que se espere menos de una falsa alarma durante toda la campaña. También sabemos que un paquete de cuatro tránsitos del tamaño de la Tierra producirán una estadística de detección media de al menos 8 sigma, así que más del 84% de planetas en tránsito del tamaño de la Tierra que exhiban cuatro o más tránsitos serán detectados.

La historia no terminará con la Misión Kepler, cuyos descubrimientos se usarán para ayudar a crecer a la ambiciosa misión de la NASA Terrestrial Planet Finder (TPF), que buscará para fotografiar realmente planetas terrestres orbitando estrellas cercanas. Mientras que la tecnología del TPF está todavía en desarrollo, Kepler está listo para partir. Con suerte, alrededor del año 2011, habremos encontrado el primero de varios cientos de planetas terrestres y podremos empezar a plantearnos la cuestión de si existen seres inteligentes que llamen a uno de estos planetas 'hogar'. Espero observar el próximo tránsito de Venus en 2012 como lo hice en 2004, pero con una perspectiva diferente. No estaré preguntándome si planetas como Venus y la Tierra son abundantes en la galaxia de la Vía Láctea. Me estaré preguntando cuántos seres de los planetas terrestres que descubramos pueden estar viendo eventos similares en sus sistemas solares con la misma reverencia y fascinación que yo siento.