Sistemes planetaris en l'espai

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

• Astronomia

A més, no descartem totalment el problema dels nans marrons que tocàvem en l'anterior exemplar. D'una banda, perquè l'evolució dels planetes i el nan més marró que es mou al voltant d'estrelles més grans és el mateix problema. És més, sent aquests últims de major massa, són també més fàcils de detectar i aquesta particularitat s'ha fet evident. La segona raó és més teòrica i pot estar relacionada amb l'origen d'aquests dos tipus de cos, però parlem més endavant.

Com és lògic, les notícies esmentades anteriorment s'han degut a la millora dels mètodes de detecció. El mètode utilitzat tradicionalment ha estat l'astrometría basada en la mesura de la posició de les estrelles. El mètode es basa en la influència que els camps de gravetat dels hipotètics amics de l'estrella tindrien en la seva trajectòria. L'efecte és fàcilment comprensible: tant els planetes com l'estrella central es mouen girant al voltant del baricentre del sistema. Per tant, si l'única estrella no és la ruta correcta. Per descomptat, la utilització d'aquests estudis requereix treballar amb les estrelles més pròximes, ja que el desviament del planeta sobre el recorregut directe de l'estrella és molt petit.

Imatge artística d'un sistema planetari en formació.

Per exemple, per a ressaltar un altre similar al nostre Sistema Solar que correspondria a deu anys llum, hauríem de poder mesurar la posició de l'estrella amb una precisió del mil·lèsima part del segon d'arc. Els resultats obtinguts per aquest mètode no són concloents. Encara es discuteix el cas de l'estrella de Barnard. Aquesta estrella és l'única més pròxima al Sol (6 anys-llum) i P. A pesar que Van de Kamp ha tractat d'analitzar-ho durant més de vint anys, no s'ha aconseguit una opinió unificada sobre les conseqüències del seu treball. Hi ha uns altres, però aquests també sense confirmar.

Així, per exemple, l'estrella Lalande 21185, a 8,2 anys-llum, podria tenir un planeta 30 vegades major que la massa de Júpiter, 6 vegades major que Epsilon Eridani, a 10,7 anys-llum, 12,4 anys-llum, l'RD 551688, que té 60 vegades major o el planeta de Cassiopeiae deu vegades major.

No obstant això, els resultats obtinguts amb aquest mètode obtindran gran precisió (potser de dos ordres) si enguany el satèl·lit Hipparcos es posa en òrbita tal com està previst. Les dades enviades per aquest satèl·lit durant uns quatre anys seran suficients per a respondre sens dubte a la qüestió de l'existència dels sistemes planetaris.

Mentrestant, el que està imposant és un altre mètode basat en l'espectroscòpia. La idea és: L'efecte Doppler permet mesurar la velocitat radial de l'estrella respecte a la Terra durant un llarg període de temps. A causa del moviment natural de l'estrella, si no té amics, anirà en línia recta i la modificació del component radial és aleatòria. Si té un amic, per contra, serà un canvi periòdic (amb un període de gir propi de l'estrella), ja que quan el cos es troba entre la Terra i l'estrella, la component radial és menor que quan l'estrella està en el centre. L'avantatge d'aquesta tècnica enfront de l'astrometría és que la variació de velocitat no depèn de la distància a l'estrella. Per tant, podria aplicar-se a moltes més estrelles (el límit de l'astrometría, encara que s'utilitzés el satèl·lit, no estaria molt més allà dels 20 anys llum).

El primer èxit obtingut per espectrometria ha estat la variació de la velocitat de l'estrella HD114762 a 90 anys-llum i el mesurament del seu període. El primer és d'uns 700 m/s, mentre que els planetes només afecten el Sol 14 m/s. El segon és de 84 dies, molt curt. Aquestes dades ens indiquen que la massa del cos auxiliar és almenys 10 vegades major que la de Júpiter. Atès que no es coneixen les característiques de l'òrbita ni la seva orientació respecte a la Terra, els càlculs es realitzen amb la component radial de la variació de velocitat, però aquesta sempre serà menor o igual que la variació total. Per tant, hem de considerar el donat com un valor mínim.

A mesura que els mètodes de mesurament del lliscament Doppler han millorat, els descobriments també han augmentat. En aquest sentit cal esmentar dues noves tècniques. Primera (B. Desenvolupat per Campbell), consisteix a col·locar un recipient de fluorur d'hidrogen en l'espectròmetre, amb la finalitat de disposar d'una línia de referència per a mesurar el lliscament. Atès que la pèrdua de lluminositat és relativament elevada, aquest mètode només és aplicable a estrelles lluminoses. No obstant això, al no faltar, l'equip de Campbell ha estudiat dinou estrelles obtenint els següents resultats: en nou casos no s'ha mesurat canvi periòdic de velocitat, és a dir, el canvi era aleatori; en altres nou s'ha observat un canvi modulat, però no s'ha limitat el període, ja que probablement és més llarg que la durada de l'estudi, i en aquests casos s'han calculat masses de cossos invisibles entre una i deu vegades majors que la de Júpiter.

Finalment, en el cas de l'estrella 36 de l'Óssa Major o Ursa Major s'han pogut delimitar totes dues magnituds, amb un canvi de velocitat de 20 m/s i un període d'uns 3 anys. S'estima que la massa corporal és 1,6 vegades major que la de Júpiter. La velocitat mínima que es pot mesurar en l'actualitat mitjançant aquesta tècnica és d'uns 10 m/s, és a dir, la necessària per a posar de manifest l'efecte del sistema planetari del Sol sobre la nostra estrella.

El fruit de la segona innovació ha estat l'espectròmetre CORAVEL (Correlation Radial Velocity). Amb aquest instrument no es mesura una sola massa de l'espectre, sinó una part del mateix (milers de línies). La llum rebuda es compara per ordinador amb el patró de l'espectre de les estrelles. El que ha de desplaçar-se perquè el patró s'incorpori a la llum provinent de l'estrella ens dóna el desplaçament. Aquesta tècnica, desenvolupada inicialment pels astrònoms dels observatoris de Ginebra i Marselle, ha estat dissenyada en l'actualitat amb eines que aconsegueixen una precisió de 0,2 km/s.

Ja s'estan obtenint resultats i s'ha posat de manifest la influència d'alguns cossos. Normalment són de gran massa: Més de la desena part de la massa de Júpiter. Però aquesta no és l'única particularitat. En la majoria dels casos s'ha calculat que les seves òrbites han de ser bastant excèntriques: Entre 0,20 i 0,50. Prenent com a referència el planeta més gran del Sistema Solar, els valors no superarien els 0,06. Quina és la raó de la diferència tan evident?

Aquesta pregunta ens porta al terreny dels nans marrons que esmentàvem al principi. Si considerem que la frontera entre els nans marrons i els planetes és al voltant de la desena part de la massa de Júpiter, la majoria dels astres detectats anteriorment se situarien en la zona dels nans marrons. Si tenim en compte que el seu procés de formació és similar al de les estrelles i que els planetes es formen de nou amb acresio, la diferència entre les òrbites es deu a aquestes formes de naturalesa o composició diferents. Però per a acabar cal tenir en compte un altre problema que encara hem d'esmentar. L'existència entorn de les estrelles de nans marrons o de planetes molt grans (diguem cinc vegades més grans que Júpiter) no dóna esperança que existeixi un planeta sòlid com la Terra.

Per contra, la presència de Júpiter en el Sistema Solar prohibeix l'existència d'altres planetes fins al dimarts. Per tant, és molt discutible la possibilitat de convivència entre planetes gegants o nans marrons i planetes terrestres. En conseqüència, també és discutible si la naturalesa dels sistemes oposats és similar a la nostra. Alguns creuen que aquests últims (perquè encara la resolució és massa baixa) estarien en les proximitats d'estrelles en les quals no s'ha detectat res. És clar, per tant, que encara cal caminar pel camí, però podem dir que els passos que s'estan donant en l'actualitat són grans.