Por Leslie Mullen

Sabemos que hay por lo menos setenta y cinco planetas en órbita alrededor de estrellas fuera de nuestro sistema solar. Aunque nunca hemos visto ninguno de estos planetas con nuestros propios ojos, hay diferentes técnicas para detectar planetas extrasolares.|

Sabemos que hay por lo menos setenta y cinco planetas en órbita alrededor de estrellas fuera de nuestro sistema solar. El ritmo de descubrimientos de planetas se ha acelerado recientemente, y probablemente se van a descubrir muchos más planetas en la semanas y los años próximos.

Aunque todavía no hemos visto ninguno de estos planetas con nuestros propios ojos. Los planetas no brillan como las estrellas; sólo reflejan luz. Eso hace mucho más difícil el verlos a distancia. Cualquier luz reflejada desde el planeta tiende también a ser superada por el brillo de la estrella cercana.

Entonces, ¿cómo conocemos de verdad que existen estos planeta si no podemos verlos? Se han desarrollado diferentes técnicas, y todas se basan en el mismo suceso: cómo afectan los planetas a la órbita de las estrellas.

La técnica de la velocidad radial ha sido con mucho el método de detección de mayor éxito. Esta técnica observa cómo afecta a las estrellas la gravedad de un planeta en órbita. En el transcurso de su órbita, el planeta atraerá a la estrella desde lugares diferentes. Los científicos miden la variación Doppler de la luz de la estrella para establecer cuándo la estrella se está alejando ligeramente de nosotros, o acercándose.

"Al alejarse la estrella de nosotros, su luz sufre un desplazamiento Doppler hacia longitudes de onda más largas, y el color de su luz se desplaza hacia el rojo del espectro", explica Paul Butler, un astrónomo del Carnegie Institution of Washington y miembro de la NAI. "Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su luz se comprime hacia longitudes de ondas más cortas, y su color se desplaza hacia el azul. El efecto Doppler que el planeta impone sobre su estrella es muy pequeña. El cambio de color es imperceptible para el ojo humano".

Butler y su equipo han encontrado muchos planetas usando la técnica de velocidad radial o "precisión Doppler". Los planetas detectados con esta técnica han sido todos muy masivos: el más grande, de unas quince veces el tamaño de Júpiter, y el más pequeño, con una masa similar a la de Saturno. Aunque la masa del planeta afecta a la magnitud del "tirón" sobre una estrella, la técnica de velocidad radial indica sólo la masa mínima del planeta en órbita. Para una más precisa determinación de la masa del planeta, Butler combina las observaciones de la velocidad radial con las lecturas obtenidas con otra técnica llamada tránsito-fotometría.

La tránsito-fotometría mide el cambio aparente del brillo de una estrella cuando un planeta pasa ante ella. El planeta se interpone en parte del brillo que nos llegaba hasta nosotros, haciendo que la estrella nos parezca ligeramente menos brillante. Esta pérdida de magnitud depende del tamaño del planeta.

Para que funcione la tránsito-fotometría debemos observar el sistema planetario en su plano orbital. Si lo observamos muy por encima o muy por debajo del plano de la órbita, el planeta no pasará entre la estrella y nosotros, y no observaremos ninguna disminución aparente del brillo de la estrella.

Butler dice que la tránsito-fotometría ha proporcionado a su equipo confirmación independiente de la existencia de un planeta HD 209458, y ha permitido establecer directamente las dimensiones de su tamaño físico y de la masa del planeta.

"Seguimos trabajando en la búsqueda de cadidatos a planetas en tránsito con nuestras técnicas de velocidad Doppler, sobre todo planetas que orbitan a una distancia inferior a 0,2 U.A. (veinte por ciento de la distancia entre la Tierra y el Sol) de su estrella", dice Butler. "Las medidas de tránsito combinadas con las medidas de la velocida Doppler también nos informan de la inclinación orbital y de la verdadera masa del planeta, así como de su tamaño físico y de su densidad".

Otra limitación de la técnica de la velocidad radial es que el desplazamiento Doppler no puede ser medido ajustadamente para todas las estrellas porque muchas de ellas no se mueven directamente hacia nosotros o se alejan de nosotros. Además, Butler dice que esta limitación por la "inclinación orbital" no evita que el método de la velocidad radial detecte el movimiento de la mayoría de las estrellas.

"Mientras que la técnica Doppler resulta menos eficaz para sistemas planetarios cuyo plano orbital se nos muestra "más de cara" a nuestra línea visual, por otro lado eso tiene un efecto menor", dice Butler. "Muy, muy pocos sistemas planetarios se nos mostrarán tan "de cara" como para hacérsenos indetectables".

Para superar estas limitaciones, Butler espera llegar a combinar las medidas de velocidad Doppler con las observaciones de la astrometría. Butler dice que los instrumentos astrométricos no son en la actualidad capaces de detectar planetas extrasolares, pero deberían adquirir suficiente sensibilidad para hacerlo en los próximos años.

Como la velocidad radial, la astrometría observa cómo la gravedd de un planeta arrastra a su estrella, pero en lugar de medir el efecto Doppler de la luz de la estrella, la astrometría mide la posición relativa de la estrella a estrellas distantes del fondo. Cuando un planeta completa una órbita alrededor de una estrella, la estrella parece moverse alante y atrás sobre el fondo estelar. Un instrumento astrométrico (como el interferómetro) puede medir este cambio de posición, que entonces podrá informarnos algo acerca de la masa del planeta y de su distancia orbital.

"En los siguientes diez años todo lo que vamos a pedirle a la técnica de astrometría interferométrica es que resuelva la inclinación orbital de los sistemas planetarios conocidos" dice Butler.

Otro tipo de detección de planetas extrasolares es la microlente gravitacional. Esta técnica utiliza el fondo estelar como una especie de lente de aumento para ayudarse a detectar estrellas lejanas y sus planetas. Cuando una estrella que está más cerca de nosotros pasa ante una estrella más lejana, su gravedad curva y amplifica la luz de la estrella lejana. Esto resulta en un incremento aparente de luz de la estrella lejana.

Cualquier planeta que orbitara alrededor de la estrella más lejana perturbaría la lente gravitacional, y crearía una breve variación en la luz estelar amplificada. La duración de este cambio depende de la masa del planeta y de la distancia entre el planeta y su estrella, así como de la velocidad de la estrella perpendicular a nuestra línea visual.

Sin embargo, Butler no cree que la técnica de la microlente gravitatoria sea un método muy práctico para localizar planetas extrasolares.

"La microlente gravitacional, francamente, no es de mucho valor", dice Butler. "Los fenómenos de microlente son evidentemente complicados, e implican complejos cálculos teóricos e interpretaciones de los datos. Los datos rara vez pueden ser certeramente interpretados como signos de un planeta. La estrella caliente, específicamente, ni siquiera se puede detectar en un efecto de microlente, así que no podemos averiguar nada acerca de esa estrella, y menos de su planeta en órbita".

Los fenómenos de microlente gravitacional ocurren relativamente rápido y no vuelven a darse, así que es casi imposible confirmar los datos. Además, dice Butler, las otras técnicas de detección planetaria no pueden confirmar ninguno de los planetas descubirtos por la microlente gravitacional.

"Esas detecciones no pueden ser seguidas por técnica alguna que podamos imaginar para los próximos cien años", dice Butler. "Ello es a causa de que la microlente sólo puede detectar planetas que orbitan alrededor de estrellas que están a muchos miles de años luz de distancia, mientras que la astometría y la imagen directa sólo pueden trabajar con las estrellas más cercanas, a unos cien años luz".

Pero de acuerdo con William Borucki, un científico investigador de la rama de estudios planetarios de la NASA y miembro de la NAI, tener tantos y tan diferentes métodos de detección de planetas extrasolares es una buena cosa. Cuando un método tiene una laguna, otro método proporciona información que la rellena.

"No querrías tener sólo una forma de hacer las cosas" dice Borucki. "Poe ejemplo, no querrías pintar sólo con tiza. Si alguien te dijera que no puedes tener lápices o plumas o máquinas de escribir, o cualquier cosa más que tiza, no serías muyfeliz. Cada método de detección tiene sus propios puntos fuertes y sus debilidades. Se complementan unas a otras muy bien".

Borucki trabaja en el desarrollo de Kepler, un telescopio espacial dedicado a la tránsito-fotometría. Aunque Kepler no ha sido todavía probado por la NASA, el telescopio está diseñado para la buúsqueda de planetas extrasolares como la Tierra, en la zona habitable alrededor de la estrellas. Algunos datos sugieren que esos planetas como la Tierra pueden estar ahí, pero que en la actualidad esos mundos están justo por debajo de los límites de nuestra detección

"El objetivo de Kepler es investigar si los planetas del tamaño de la Tierra son raros o frecuentes", dice Borucki. "Podría haber montones de vida ahí fuera, podría ser que la mayoría de las estrellas tuvieran esos planetas. Pero entonces tenemos que preguntarnos: ¿Por qué no se han dirigido a nosotros?"

"Personalmente creo que es proble que hay un montón de Tierras ahí fuera", continúa Borucki. "Pero imagínese qué tremendo descubrimiento sería el de que no hay planetas como la Tierra por ahí, que no hay otros planetas capaces de albergar vida. Cambiaría para siempre el modo en el que pensamos sobre nosotros mismos y en el universo".

¿Y qué más?

Butler dice que está trabajando para responder a dos preguntas: primero, qué fracción de las estrellas cercanas tienen planetas; segundo, qué fracción de los sistemas planetarios son similares al Sistema Solar.

"El descubrimiento de planetas parecidos a los del Sistema Solar como Júpiter y Saturno requerirá entre diez y treinta años, más o menos los periodo orbitales de Júpiter y Saturno", dice Butler. "Esperamos, así, tener las primeras respuestas estadísticas relevantes a estas cuestiones hacia el final de esta década".

Detectar planetas extrasolares requiere tiempo. Para probar que es un planeta lo que está afectando a la estrella, se debe registrar información por lo menos durante una órbita interplanetaria completa. Los tiempos orbitales varían (la Tierra tarda un año en completar su órbita mientras que Júpiter tarda alrededor de doce años). Así que se requiere muchos años para reunir los datos necesarios.

Butler dice que, a corto plazo, lo más importante que podemos hacer es mejorar la precisión de nuestra técnica Doppler para encontrar planetas más pequeños y más distantes.

El próximo gran avance, dice Butler, será la detección por astrometría interferométrica, que dice que comenzará definitivamente dentro de unos diez o quince años. Además, los telescopios de fotometría de tránsito situados en el espacio, como el Kepler, también podrán encontrar planetas del estilo de la Tierra hacia el final de esta década.

Mucho más lejos en el futuro se sitúan los poyectos de observar los planetas por sí mismos, dice Butler.

"Las técnicas de imagen directa como el Terrestrial Planet Finder (buscador de planetas terrestres) están probablemente a veinte años de distancia", afirma. "Esas técnicas ofrecerán por fin la oportunidad de obtener directamente el espectro de los planetas extrasolares, y buscar de ese modo signos de vida".