Sistemas planetarios no espazo

1989/03/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Ademais, non descartamos totalmente o problema dos ananos marróns que tocabamos no anterior exemplar. Por unha banda, porque a evolución dos planetas e o anano máis marrón que se move ao redor de estrelas máis grandes é o mesmo problema. É máis, sendo estes últimos de maior masa, son tamén máis fáciles de detectar e esta particularidade fíxose evidente. A segunda razón é máis teórica e pode estar relacionada coa orixe destes dous tipos de corpo, pero falamos máis adiante.

Como é lóxico, as noticias mencionadas anteriormente debéronse á mellora dos métodos de detección. O método utilizado tradicionalmente foi a astrometría baseada na medida da posición das estrelas. O método baséase na influencia que os campos de gravidade dos hipotéticos amigos da estrela terían na súa traxectoria. O efecto é facilmente comprensible: tanto os planetas como a estrela central móvense virando ao redor do baricentro do sistema. Por tanto, si a única estrela non é a ruta correcta. Por suposto, a utilización destes estudos require traballar coas estrelas máis próximas, xa que o desvío do planeta sobre o percorrido directo da estrela é moi pequeno.

Imaxe artística dun sistema planetario en formación.

Por exemplo, paira resaltar outro similar ao noso Sistema Solar que correspondería a dez anos luz, deberiamos poder medir a posición da estrela cunha precisión do milésima parte do segundo de arco. Os resultados obtidos por este método non son concluíntes. Aínda se discute o caso da estrela de Barnard. Esta estrela é a única máis próxima ao Sol (6 anos-luz) e P. A pesar de que Van de Kamp tratou de analizalo durante máis de vinte anos, non se logrou una opinión unificada sobre as consecuencias do seu traballo. Hai outros, pero estes tamén sen confirmar.

Así, por exemplo, a estrela Lalande 21185, a 8,2 anos-luz, podería ter un planeta 30 veces maior que a masa de Júpiter, 6 veces maior que Epsilon Eridani, a 10,7 anos-luz, 12,4 anos-luz, o RD 551688, que ten 60 veces maior ou o planeta de Cassiopeiae dez veces maior.

No entanto, os resultados obtidos con este método obterán gran precisión (quizá de dúas ordes) se este ano o satélite Hipparcos ponse en órbita tal e como está previsto. Os datos enviados por este satélite durante uns catro anos serán suficientes paira responder sen dúbida á cuestión da existencia dos sistemas planetarios.

Mentres tanto, o que está a impor é outro método baseado na espectroscopia. A idea é: O efecto Doppler permite medir a velocidade radial da estrela respecto da Terra durante un longo período de tempo. Debido ao movemento natural da estrela, se non ten amigos, irá en liña recta e a modificación do compoñente radial é aleatoria. Se ten un amigo, pola contra, será un cambio periódico (cun período de xiro propio da estrela), xa que cando o corpo atópase entre a Terra e a estrela, a compoñente radial é menor que cando a estrela está no centro. A vantaxe desta técnica fronte á astrometría é que a variación de velocidade non depende da distancia á estrela. Por tanto, podería aplicarse a moitas máis estrelas (o límite da astrometría, aínda que se utilizase o satélite, non estaría moito máis alá dos 20 anos luz).

O primeiro éxito obtido por espectrometría foi a variación da velocidade da estrela HD114762 a 90 anos-luz e a medición do seu período. O primeiro é duns 700 m/s, mentres que os planetas só afectan o Sol 14 m/s. O segundo é de 84 días, moi curto. Estes datos indícannos que a masa do corpo auxiliar é polo menos 10 veces maior que a de Júpiter. Dado que non se coñecen as características da órbita nin a súa orientación respecto da Terra, os cálculos realízanse coa compoñente radial da variación de velocidade, pero esta sempre será menor ou igual que a variación total. Por tanto, debemos considerar o dado como un valor mínimo.

A medida que os métodos de medición do deslizamiento Doppler melloraron, os descubrimentos tamén aumentaron. Neste sentido hai que mencionar dúas novas técnicas. Primeira (B. Desenvolvido por Campbell), consiste en colocar un recipiente de fluoruro de hidróxeno no espectrómetro, co fin de dispor dunha liña de referencia paira medir o deslizamiento. Dado que a perda de luminosidade é relativamente elevada, este método só é aplicable a estrelas luminosas. Con todo, ao non faltar, o equipo de Campbell estudou dezanove estrelas obtendo os seguintes resultados: en nove casos non se mediu cambio periódico de velocidade, é dicir, o cambio era aleatorio; noutras nove observouse un cambio modulado, pero non se limitou o período, xa que probablemente é máis longo que a duración do estudo, e nestes casos calculáronse masas de corpos invisibles entre una e dez veces maiores que a de Júpiter.

Finalmente, no caso da estrela 36 da Osa Maior ou Ursa Major puidéronse delimitar ambas as magnitudes, cun cambio de velocidade de 20 m/s e un período duns 3 anos. Estímase que a masa corporal é 1,6 veces maior que a de Júpiter. A velocidade mínima que se pode medir na actualidade mediante esta técnica é duns 10 m/s, é dicir, a necesaria paira pór de manifesto o efecto do sistema planetario do Sol sobre a nosa estrela.

O froito da segunda innovación foi o espectrómetro CORAVEL (Correlation Radial Velocity). Con este instrumento non se mide una soa masa do espectro, senón una parte do mesmo (miles de liñas). A luz recibida compárase por computador co patrón do espectro das estrelas. O que ten que desprazarse para que o patrón incorpórese á luz proveniente da estrela dános o desprazamento. Esta técnica, desenvolvida inicialmente polos astrónomos dos observatorios de Xenebra e Marselle, foi deseñada na actualidade con ferramentas que alcanzan una precisión de 0,2 km/s.

Xa se están obtendo resultados e púxose de manifesto a influencia dalgúns corpos. Normalmente son de gran masa: Máis da décima parte da masa de Júpiter. Pero esta non é a única particularidade. Na maioría dos casos calculouse que as súas órbitas deben ser bastante excéntricas: Entre 0,20 e 0,50. Tomando como referencia o planeta máis grande do Sistema Solar, os valores non superarían os 0,06. Cal é a razón da diferenza tan evidente?

Esta pregunta lévanos ao terreo dos ananos marróns que mencionabamos ao principio. Se consideramos que a fronteira entre os ananos marróns e os planetas é ao redor da décima parte da masa de Júpiter, a maioría dos astros detectados anteriormente situaríanse na zona dos ananos marróns. Se temos en conta que o seu proceso de formación é similar ao das estrelas e que os planetas se forman de novo con acresio, a diferenza entre as órbitas débese a esas formas de natureza ou composición diferentes. Pero paira terminar hai que ter en conta outro problema que aínda temos que mencionar. A existencia ao redor das estrelas de ananos marróns ou de planetas moi grandes (digamos cinco veces máis grandes que Júpiter) non dá esperanza de que exista un planeta sólido como a Terra.

Pola contra, a presenza de Júpiter no Sistema Solar prohibe a existencia doutros planetas até o martes. Por tanto, é moi discutible a posibilidade de convivencia entre planetas xigantes ou ananos marróns e planetas terrestres. En consecuencia, tamén é discutible se a natureza dos sistemas atopados é similar á nosa. Algúns creen que estes últimos (porque aínda a resolución é demasiado baixa) estarían nas proximidades de estrelas nas que non se detectou nada. Está claro, por tanto, que aínda hai que andar polo camiño, pero podemos dicir que os pasos que se están dando na actualidade son grandes.