sábado, 17 de diciembre de 2011

Planetas extrasolares

Apuntes para una charla en Acodea- 2012

Planeta extrasolar
Creo que es simple aceptar la evidencia, quizás puramente lógica, que tan solo en los miles de millones de estrellas, bien comportaditas de la Vía Láctea, deben existir sistemas planetarios, tal como existe alrededor de la estrella que más conocemos, el Sol
Lo anterior se deduce al analizar lo que hemos investigado y aprendido sobre el Sol y la Tierra, que no los hacen lugares únicos en el universo, sino una muestra particular en el vecindario en que vivimos.

Vamos entonces a conversar un poco sobre el mayor componente de estos sistemas planetarios, además de la estrella, los llamados planetas extrasolares.

Transneptunianos
Empecemos por recordar la definición de planeta, establecida por la IAU en el año 2006. Se requiere que el objeto: 
Al momento, todo lo que podemos detectar, analizar e interpretar de un sistema estelar lejano, es la radiación electromagnética que recibimos de la estrella. Por ese motivo se han construido telescopios con sensores especializados para cada una de las regiones más significativas del espectro, tales como:
Espectro electromagnético
Un detalle interesante para tratar de observar objetos lejanos es su distancia a la Tierra, porque la intensidad luminosa disminuye con el inverso cuadrado de la distancia.
Por ejemplo, el 24/11/2009 el planeta Marte estuvo  a una distancia de 1 ua de la Tierra, con una magnitud visual m= 0.1 y pudimos observarlo fácilmente a ojo desnudo. Si en vez de Marte miramos un objeto con la misma luminosidad, pero a unas 96 unidades astronómicas, la intensidad luminosa que percibiríamos  sería I96 = I1/(96)2 = 0.000108(I1), que aún permitiría observarlo con un buen telescopio, como podemos mirar a Eris actualmente (mv= 18.7).

¿Cómo cambiaría la situación, por ejemplo para el planeta extrasolar Kepler-22b, que está a 620 años luz? 
Haga usted la comparación (1 año luz= 63.24 x103 ua.)
En mayo de 1988, el Telescopio Espacial Hubble quizás vió fotográficamente un buen candidato para planeta extrasolar, el TMR1-C
Se trata de un objeto a 450 años luz, de unas 4 veces el tamaño de Júpiter,. Está en la constelación Taurus y puede tener unos 10 millones de años, a 80 000 millones de kilómetros de la estrella madre, viajando en el espacio a 10 km/s.

En julio de 2004 pudo haberse encontrado la primera imagen directa de un planeta orbitando una estrella que no es el Sol. La estrella es 1RX-1609, a 500 años luz, en Scorpius. El planeta tiene unas 8 veces la masa de Júpiter, en una órbita a 330 ua de la estrella. Ahora bien, parece que dicha estrella solo tiene unos pocos millones de años de edad, por lo que el supuesto planeta (si no se trata de una compañera estelar del tipo de enana marrón), sería quizás algo similar a nuestro planeta; una Tierra de hace unos 5000 millones de años.

¿Dónde podría estar el sistema planetario más cercano?
Alfa Centauri, la Estrella de Barnard, Wolf 359 y Lalande, son las estrellas más cercanas.
Lalande
21185B, que está 8.3 años luz, podría ser un buen candidato. No puede registrarse por una imagen directa, pero este planeta de 0.9MJúpiter, afecta a la estrella, de una manera cuyos cambios pueden observarse con un telescopio.

¿Cómo puede un planeta afectar a su estrella madre?
En la imagen a la izquierda se resumen los métodos usados actualmente por los investigadores de planetas extrasolares.
Yo solo comentaré dos de ellos, porque para usted y para mi resultan simples de comprender. 

Uno se basa en el efecto gravitacional y el otro en el efecto fotométrico, que el planeta puede causar en la radiación electromagnética que recibimos de la estrella.

Efecto gravitacional
¿Si a la pregunta de la revolución de la Luna alrededor de la Tierra, o de ésta alrededor del Sol, yo le contestara que ambos cuerpos (en cada caso), giran respecto al centro de masa de su sistema, le satisfaría la respuesta?

Pues así es, y un análisis físico sencillo nos lo puede explicar.
Supongamos por simplicidad un sistema de dos cuerpos, una estrella de masa M y un planeta de masa m, separados una distancia d. El centro de masa de este sistema es un punto a una distancia de de la estrella tal que:
M(de) = m(d-de), de donde de= m(d)/(M+m). 
De nuestra experiencia con una barra de ejercicios, si las masas son iguales (M=m), el centro de masa está en el punto medio entre ellas (de=d/2), que en el caso de un sistema binario de estrellas, ambas girarían con periodos iguales en órbitas circulares de radio d/2, respecto al centro de masa.
Si la masa del planeta que acompaña a la estrella fuera una cienmilésimas de la masa de ésta y estuviesen separados una unidad astronómica, es fácil probar que la estrella giraría en una órbita de radio de= 1500 km, suficiente para bambolearla y observarle desde la Tierra una serie de desplazamientos Doppler de su espectro hacia el rojo y luego hacia el azul, lo cual delataría al planeta.

Click en la imagen, para ver la animación.
Dependiendo de la geometría del sistema planetario, por ejemplo si está de planta, como Urano, o de perfil como a veces se colocan los anillos de Saturno, del tamaño del planeta, su masa y radio orbital, la intensidad luminosa que recibimos puede variar, debido a tránsitos (mini eclipses) del planeta frente a la estrella. 
Esta es la metodología que utiliza el Telescopio Espacial Kepler, en su búsqueda de planeta extrasolares similares a la Tierra.

A la fecha, según la Enciclopedia de Planetas Extrasolares (http://exoplanet.eu/catalog.php) se tiene contabilizado 708 candidatos y el número seguirá creciendo.
Si quiere admirar interpretaciones artísticas de algunos planetas extrasolares y más, visite Extrasolar Visions.

Para concluir esta entrada quiero llamar su atención sobre el tránsito de Venus, cuyo inicio se podrá ver (si la nubosidad nos lo permite) desde Costa Rica, el 6 de junio de 2012, con la siguiente cronología:
Ingreso externo: 16:05:31; altitud del Sol = 24°
Ingreso interno : 16:23:16; altitud del Sol = 20°.  


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