Las dos maneras más amplias de observar a las estrellas son la fotometría y la espectroscopia. La fotometría mide el brillo de las estrellas con el tiempo y es una manera de detectar, por ejemplo, binarias que se eclipsan (dos estrellas cuyas órbitas están alineadas de forma que regularmente se cruzan la una con la otra), estrellas pulsantes, supernovas y más. Todas estas son mediciones fotométricas. La espectroscopia separa la luz de la estrella en sus componentes de color (la luz blanca es una fusión de todos los colores) y puede medir los elementos químicos en la estrella, cuánto se ha desarrollado desde su nacimiento (en la mayoría de los casos) y aún qué tan aprisa se está alejando o acercando a nosotros (utilizando el efecto Doppler en las líneas espectrales – similar a medir el cambio en tono en una bocina de coche a medida que este pasa frente a nosotros).|

La Misión Kepler de la NASA será capaz de detectar los primeros planetas similares a la Tierra alrededor de otras estrellas dentro de esta década. Lo hará midiendo con mucha precisión (una parte en cien mil) la disminución en el brillo de las estrellas debida a un planeta que orbite a través del disco de la estrella lanzando una sombra extremadamente leve hacia la Tierra. Este método de “tránsito” es el único método actual para detectar planetas extrasolares cercanos del tamaño de la Tierra y tenemos que mirar a muchas estrellas para poder detectar a cualquier planeta que se le ocurra cruzar por nuestra línea visual para ocasionar un “tránsito”. Pero sólo podemos medir la disminución del brillo de planetas similares a la Tierra si estos cruzan frente al disco de una estrella del tamaño del Sol o menor. Sin embargo, la mitad de las estrellas en la región de la Vía Láctea donde estará mirando la nave espacial Kepler (en la constelación del Cisne) son estrellas gigantes o súper gigantes. De ahí que el problema está en: ¿cómo separar las estrellas enanas parecidas al Sol, de las estrellas gigantes y súper gigantes en dónde tales planetas no pueden detectarse?

Podríamos tomar el espectro de más de 300,000 estrellas que Kepler estudiará, pero esto tomaría décadas y el lanzamiento está programado para el 2007. Podríamos mirar a las estrellas fotometricamente – tomando fotos de una gran cantidad de ellas de golpe (podríamos obtener fotos de todo el campo visual de estrellas en quizá 6 meses) pero está fotometría poco usual no puede decirnos (por lo general) si las estrellas son gigantes o enanas. Sin embargo, sucede que podemos realizar una especie de “espectrofotometría” utilizando filtros especiales en el telescopio (algo así como los filtros de la fotografía a colores pero más especializados) para distinguir entre enanas y gigantes mientras que de todas maneras se toman fotos de toda la región (en lugar de tomar el espectro de cada estrella una por una).

Este enfoque para catalogar las estrellas para Kepler (de manera que la nave espacial sabrá que estrellas procesar y cuales ignorar) involucra seleccionar filtros especiales de banda intermedia que permitan el paso de un estrecho grupo de colores selectos centrados en líneas espectrales que den información acerca del tamaño de la estrella. Podemos tomar imágenes de decenas de miles de estrellas a través de estos filtros de una vez, con lo que podremos clasificar cientos de miles de estrellas en solo meses en lugar de décadas.

Trabajando con los colegas Zoran Ninkov y Robert Slawson en el Instituto Rochester de Tecnología, el método que actualmente estamos probando para la precisión de la clasificación entre enanas y gigantes o súper gigantes se le llama sistema fotométrico Stromvil, inventado por Vutitus Straitzys y sus colegas en el Observatorio de Vilnius en Lituania. Este proyecto representaría la mayor y más crítica prueba de este sugerido sistema de clasificación estelar fotométrica.

Los filtros del sistema Stromvil están enumerados como: u, P, v, b, Z, y, y S (Si, tanto las mayúsculas como las minúsculas denominan tipos específicos de filtros). El filtro u es un filtro ultravioleta – las estrellas muy calientes tendrán mayor luz ultravioleta que luz roja, por ejemplo. El filtro P está en la parte superior de las líneas de Balmer. Son líneas de hidrógeno que son muy sensibles al tamaño de la estrella. El filtro v es muy sensible a la dispersión de la luz por el polvo interestelar. ¿Por qué es importante esto? Bien, si quisiéramos conocer si el Sol era rojo o amarillo (las enanas amarillas son más grandes que las estrellas enanas rojas) pero medido a la puesta del atardecer, tendríamos una medición mucho más roja para el Sol de la que es correcta porque – en este caso – la atmósfera está dispersando a la luz azul lejos de nuestros ojos y sólo la luz roja de la puesta solar es la que llega. Esto es lo mismo que pasa con el polvo interestelar – desparrama a la luz azul hacia el espacio y nuestras mediciones (sin el filtro v) registrarían una estrella demasiado roja. Podríamos acabar mirando a una gran estrella azul creyendo que era como el Sol, cuando en realidad se encuentra “enrojecida” por el polvo interestelar.

El filtro b mide la cantidad de luz azul que sale de la estrella distinguiendo a las estrellas calientes (azul) de las más frías (rojo). El filtro Z va colocado alrededor de una línea del espectro que indica magnesio y otros elementos que se agrupan en este “color” en las estrellas enanas más frías del tipo del Sol. Es muy sensible con respecto a que si una estrella más fría es una enana o una gigante o súper-gigante de la misma manera que el filtro P era sensible con respecto a si una estrella caliente era enana o gigante o súper gigante. El filtro y mide el brillo general fuera de la mayoría de las líneas espectrales (denominado el espectro continuo) en un color fuera del ultravioleta o azul – o sea, a la mitad de la región del amarillo en el espectro. De ahí que puede ser comparado al filtro b, las estrellas más frías aparecerán más brillantes por ejemplo, en el filtro y que en el filtro b. Finalmente tenemos el filtro S del sistema de color Stromvil, que está centrado en lo que se conoce como la línea “H-alpha”, una región de color de emisión de luz de la estrella que indica un número de cosas, incluido si la estrella tiene una envoltura circumestelar a su alrededor -- una capa de gas y polvo que podría – por ejemplo --indicar que la estrella es muy joven (y que aún no se habrían formado planetas).

Por lo tanto, durante los próximos años antes del lanzamiento, estaremos comprobando el color de las estrellas en las cuales la nave espacial Kepler de la NASA buscará planetas a su alrededor. Estas observaciones no solo deberán permitirnos saber que estrellas serán investigadas para ver si tienen planetas tipo la Tierra, sino que también deberemos de ser capaces de imaginarnos como sería la vista desde los planetas detectados. Quizá ya tengan en su mente algunos astrónomos a algún bello sistema anaranjado de doble estrella y se preparen para estudiarlo y están preguntándose si habrá vida en alguna pequeña estrella amarilla en Orión?