Sistemas planetarios en el espacio

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

• Astronomia

Además, no descartamos totalmente el problema de los enanos marrones que tocábamos en el anterior ejemplar. Por un lado, porque la evolución de los planetas y el enano más marrón que se mueve alrededor de estrellas más grandes es el mismo problema. Es más, siendo estos últimos de mayor masa, son también más fáciles de detectar y esta particularidad se ha hecho evidente. La segunda razón es más teórica y puede estar relacionada con el origen de estos dos tipos de cuerpo, pero hablamos más adelante.

Como es lógico, las noticias mencionadas anteriormente se han debido a la mejora de los métodos de detección. El método utilizado tradicionalmente ha sido la astrometría basada en la medida de la posición de las estrellas. El método se basa en la influencia que los campos de gravedad de los hipotéticos amigos de la estrella tendrían en su trayectoria. El efecto es fácilmente comprensible: tanto los planetas como la estrella central se mueven girando alrededor del baricentro del sistema. Por lo tanto, si la única estrella no es la ruta correcta. Por supuesto, la utilización de estos estudios requiere trabajar con las estrellas más cercanas, ya que el desvío del planeta sobre el recorrido directo de la estrella es muy pequeño.

Imagen artística de un sistema planetario en formación.

Por ejemplo, para resaltar otro similar a nuestro Sistema Solar que correspondería a diez años luz, deberíamos poder medir la posición de la estrella con una precisión del milésima parte del segundo de arco. Los resultados obtenidos por este método no son concluyentes. Todavía se discute el caso de la estrella de Barnard. Esta estrella es la única más cercana al Sol (6 años-luz) y P. A pesar de que Van de Kamp ha tratado de analizarlo durante más de veinte años, no se ha logrado una opinión unificada sobre las consecuencias de su trabajo. Hay otros, pero estos también sin confirmar.

Así, por ejemplo, la estrella Lalande 21185, a 8,2 años-luz, podría tener un planeta 30 veces mayor que la masa de Júpiter, 6 veces mayor que Epsilon Eridani, a 10,7 años-luz, 12,4 años-luz, el RD 551688, que tiene 60 veces mayor o el planeta de Cassiopeiae diez veces mayor.

No obstante, los resultados obtenidos con este método obtendrán gran precisión (quizá de dos órdenes) si este año el satélite Hipparcos se pone en órbita tal y como está previsto. Los datos enviados por este satélite durante unos cuatro años serán suficientes para responder sin duda a la cuestión de la existencia de los sistemas planetarios.

Mientras tanto, lo que está imponiendo es otro método basado en la espectroscopia. La idea es: El efecto Doppler permite medir la velocidad radial de la estrella respecto a la Tierra durante un largo periodo de tiempo. Debido al movimiento natural de la estrella, si no tiene amigos, irá en línea recta y la modificación del componente radial es aleatoria. Si tiene un amigo, por el contrario, será un cambio periódico (con un periodo de giro propio de la estrella), ya que cuando el cuerpo se encuentra entre la Tierra y la estrella, la componente radial es menor que cuando la estrella está en el centro. La ventaja de esta técnica frente a la astrometría es que la variación de velocidad no depende de la distancia a la estrella. Por lo tanto, podría aplicarse a muchas más estrellas (el límite de la astrometría, aunque se utilizara el satélite, no estaría mucho más allá de los 20 años luz).

El primer éxito obtenido por espectrometría ha sido la variación de la velocidad de la estrella HD114762 a 90 años-luz y la medición de su periodo. El primero es de unos 700 m/s, mientras que los planetas sólo afectan al Sol 14 m/s. El segundo es de 84 días, muy corto. Estos datos nos indican que la masa del cuerpo auxiliar es al menos 10 veces mayor que la de Júpiter. Dado que no se conocen las características de la órbita ni su orientación respecto a la Tierra, los cálculos se realizan con la componente radial de la variación de velocidad, pero ésta siempre será menor o igual que la variación total. Por lo tanto, debemos considerar lo dado como un valor mínimo.

A medida que los métodos de medición del deslizamiento Doppler han mejorado, los descubrimientos también han aumentado. En este sentido hay que mencionar dos nuevas técnicas. Primera (B. Desarrollado por Campbell), consiste en colocar un recipiente de fluoruro de hidrógeno en el espectrómetro, con el fin de disponer de una línea de referencia para medir el deslizamiento. Dado que la pérdida de luminosidad es relativamente elevada, este método sólo es aplicable a estrellas luminosas. Sin embargo, al no faltar, el equipo de Campbell ha estudiado diecinueve estrellas obteniendo los siguientes resultados: en nueve casos no se ha medido cambio periódico de velocidad, es decir, el cambio era aleatorio; en otras nueve se ha observado un cambio modulado, pero no se ha limitado el periodo, ya que probablemente es más largo que la duración del estudio, y en estos casos se han calculado masas de cuerpos invisibles entre una y diez veces mayores que la de Júpiter.

Finalmente, en el caso de la estrella 36 de la Osa Mayor o Ursa Major se han podido delimitar ambas magnitudes, con un cambio de velocidad de 20 m/s y un periodo de unos 3 años. Se estima que la masa corporal es 1,6 veces mayor que la de Júpiter. La velocidad mínima que se puede medir en la actualidad mediante esta técnica es de unos 10 m/s, es decir, la necesaria para poner de manifiesto el efecto del sistema planetario del Sol sobre nuestra estrella.

El fruto de la segunda innovación ha sido el espectrómetro CORAVEL (Correlation Radial Velocity). Con este instrumento no se mide una sola masa del espectro, sino una parte del mismo (miles de líneas). La luz recibida se compara por ordenador con el patrón del espectro de las estrellas. El que tiene que desplazarse para que el patrón se incorpore a la luz proveniente de la estrella nos da el desplazamiento. Esta técnica, desarrollada inicialmente por los astrónomos de los observatorios de Ginebra y Marselle, ha sido diseñada en la actualidad con herramientas que alcanzan una precisión de 0,2 km/s.

Ya se están obteniendo resultados y se ha puesto de manifiesto la influencia de algunos cuerpos. Normalmente son de gran masa: Más de la décima parte de la masa de Júpiter. Pero esta no es la única particularidad. En la mayoría de los casos se ha calculado que sus órbitas deben ser bastante excéntricas: Entre 0,20 y 0,50. Tomando como referencia el planeta más grande del Sistema Solar, los valores no superarían los 0,06. ¿Cuál es la razón de la diferencia tan evidente?

Esta pregunta nos lleva al terreno de los enanos marrones que mencionábamos al principio. Si consideramos que la frontera entre los enanos marrones y los planetas es alrededor de la décima parte de la masa de Júpiter, la mayoría de los astros detectados anteriormente se situarían en la zona de los enanos marrones. Si tenemos en cuenta que su proceso de formación es similar al de las estrellas y que los planetas se forman de nuevo con acresio, la diferencia entre las órbitas se debe a esas formas de naturaleza o composición diferentes. Pero para terminar hay que tener en cuenta otro problema que aún tenemos que mencionar. La existencia en torno a las estrellas de enanos marrones o de planetas muy grandes (digamos cinco veces más grandes que Júpiter) no da esperanza de que exista un planeta sólido como la Tierra.

Por el contrario, la presencia de Júpiter en el Sistema Solar prohíbe la existencia de otros planetas hasta el martes. Por tanto, es muy discutible la posibilidad de convivencia entre planetas gigantes o enanos marrones y planetas terrestres. En consecuencia, también es discutible si la naturaleza de los sistemas encontrados es similar a la nuestra. Algunos creen que estos últimos (porque todavía la resolución es demasiado baja) estarían en las proximidades de estrellas en las que no se ha detectado nada. Está claro, por tanto, que todavía hay que andar por el camino, pero podemos decir que los pasos que se están dando en la actualidad son grandes.