Por fin, los científicos han encontrado los exoplanetas perdidos de la galaxia: los gigantes de gas frío.


Hay cuatro exoplanetas conocidos que orbitan alrededor de la estrella HR 8799, todos los cuales son más masivos que el planeta Júpiter. Todos estos planetas fueron detectados por imágenes directas tomadas durante un lapso de siete años, con períodos de estos mundos que van desde décadas hasta siglos. Créditos: JASON WANG / CHRISTIAN MAROIS.

Nuestro Sistema Solar exterior, desde Júpiter a Neptuno, no es único después de todo.

A principios de la década de 1990, los científicos comenzaron a detectar los primeros planetas que orbitaban otras estrellas además del Sol: los exoplanetas. Los más fáciles de ver tenían las masas más grandes y las órbitas más cortas, ya que esos son los planetas con los mayores efectos observables en sus estrellas progenitoras. Los segundos tipos de planetas estaban en el otro extremo, lo suficientemente masivos como para emitir su propia luz infrarroja pero tan alejados de su estrella que podían ser resueltos independientemente por un telescopio lo suficientemente poderoso.

Hoy en día, hay más de 4.000 exoplanetas conocidos, pero la abrumadura mayoría orbita muy cerca o muy lejos de su estrella madre. Sin embargo, por fin, un equipo de científicos ha descubierto un grupo de esos mundos perdidos : a la misma distancia de su estrella a la que orbitan los gigantes de gas del Sistema Solar. Así es como lo hicieron.


En nuestro propio Sistema Solar, los planetas Júpiter y Saturno producen la mayor influencia gravitatoria sobre el Sol, lo que hará que nuestra estrella madre se mueva en relación con el centro de masa del Sistema Solar en una cantidad sustancial durante los plazos que lleva a esos planetas gigantes orbitar. Este movimiento produce un desplazamiento al rojo periódico y un cambio hacia el azul que deberían ser detectables durante escalas de tiempo de observación lo suficientemente largas. Crédito: NASA / Space Place.

Cuando miras una estrella, no estás simplemente viendo la luz que emite desde una superficie constante, puntual. En su lugar, hay una gran cantidad de física dentro, que contribuye a lo que ves.

  • La estrella en sí no es una superficie sólida, sino que emite la luz que se ve desde muchas capas que descienden cientos o incluso miles de kilómetros,
  • la propia estrella gira, es decir, un lado se mueve hacia ti y el otro se aleja de ti,
  • la estrella tiene planetas que se mueven a su alrededor, bloqueando ocasionalmente una porción de su luz,
  • los planetas en órbita también tiran gravitacionalmente de la estrella, causando que se tambalee periódicamente a medida que el planeta orbita,
  • y la estrella se mueve a lo largo de la galaxia, cambiando su movimiento en relación con nosotros.

Todo esto, de alguna manera, es importante para detectar planetas alrededor de una estrella.


En la fotosfera, podemos observar las propiedades, elementos y características espectrales presentes en las capas más externas del Sol. La parte superior de la fotosfera está aproximadamente a 4400 K, mientras que la parte inferior, 500 km hacia abajo, está más cerca de los 6000 K. El espectro solar es una suma de todos estos cuerpos negros, y cada estrella que conocemos tiene propiedades similares a sus fotosferas. Créditos: OBSERVATORIO DE DINÁMICA SOLAR DE LA NASA / GSFC.

Ese primer punto, que puede parecer el menos importante, es en realidad vital para la forma en que detectamos y confirmamos los exoplanetas.  Nuestro Sol, como todas las estrellas, es más caliente hacia el centro y más frío hacia la extremidad. A las temperaturas más altas, todos los átomos en el interior de la estrella están completamente ionizados, pero a medida que te mueves hacia las partes exteriores más frías, los electrones permanecen en estados, unidos a los iones.

Con la energía que proviene implacablemente de su entorno, estos electrones pueden moverse a diferentes orbitales, absorbiendo una parte de la energía de la estrella. Cuando lo hacen, dejan una firma característica en el espectro de luz de la estrella: una característica de absorción. Cuando observamos las líneas de absorción de las estrellas, pueden decirnos de qué elementos están hechos, a qué temperatura emiten y qué tan rápido se mueven, tanto en su movimiento de rotación como con respecto a nuestro movimiento.


El espectro solar muestra un número significativo de características, cada una correspondiente a las propiedades de absorción de un elemento único en la tabla periódica o una molécula o ion con electrones unidos a ella. Las características de absorción se desplazan hacia el rojo o aumentan el blues si el objeto se aleja o se acerca a nosotros. Créditos: NIGEL A. SHARP, NOAO / NSO / KITT PEAK FTS / AURA / NSF.

Cuanto más exactamente pueda medir la longitud de onda de una característica de absorción particular, más exactamente podrá determinar la velocidad de la estrella en relación con su línea de visión. Si la estrella que estás observando se mueve hacia ti, esa luz se desplaza hacia longitudes de onda más cortas: un cambio hacia el azul (blueshift). De manera similar, si la estrella que estás monitoreando se está alejando de usted, esa luz se desplazará hacia longitudes de onda más largas: un desplazamiento al rojo (redshift).

Esto es simplemente el cambio Doppler, que se produce para todas las ondas. Siempre que haya un movimiento relativo entre la fuente y el observador, las ondas recibidas se estirarán hacia longitudes de onda más largas o más cortas en comparación con lo que se emitió. Esto es cierto para las ondas de sonido cuando pasa el camión de helados, y es igualmente cierto para las ondas de luz cuando observamos otra estrella.


Un objeto emisor de luz que se mueva en relación con un observador hará que la luz que emite aparezca desplazada dependiendo de la ubicación de un observador. Alguien a la izquierda verá que la fuente se aleja de él, y por lo tanto la luz se desplazará hacia el rojo; alguien a la derecha de la fuente la verá desplazada hacia el azul, o cambiada a frecuencias más altas, a medida que la fuente se mueve hacia ella. Crédito: WIKIMEDIA COMMONS USUARIO TXALIEN.

Cuando se anunció la primera detección de exoplanetas alrededor de las estrellas, se trataba de una aplicación extraordinaria de esta propiedad de la materia y la luz. Si tuvieras una estrella aislada que se moviera a través del espacio, la longitud de onda de estas líneas de absorción solo cambiaría durante largos períodos de tiempo: a medida que la estrella que estábamos viendo se movió en relación con nuestro Sol en la galaxia.

Pero si la estrella no estuviera aislada, sino que tuvieran planetas en órbita, esos planetas harían que la estrella se tambaleara en su órbita. A medida que el planeta se moviese en una elipse alrededor de la estrella, la estrella se movería de manera similar en una elipse (mucho más pequeña) al mismo tiempo que el planeta: manteniendo su centro de masa mutuo en el mismo lugar.


El método de velocidad radial (u oscilación estelar) para encontrar exoplanetas se basa en medir el movimiento de la estrella madre, causada por la influencia gravitacional de sus planetas en órbita. A pesar de que el planeta en sí puede no ser visible directamente, su influencia inequívoca en la estrella deja una señal medible detrás, en el desplazamiento relativo periódico al rojo y al azul de los fotones procedentes de ella. Crédito: ESO.

En un sistema con múltiples planetas, estos patrones simplemente se superpondrían uno encima del otro; Habría una señal separada para cada planeta que pudieras identificar. Las señales más fuertes provendrían de los planetas más masivos, y las señales más rápidas, desde los planetas que orbitan más cerca de sus estrellas, serían las más fáciles de identificar.

Estas son las propiedades que tenían los primeros exoplanetas: los llamados “Júpiter calientes” de la galaxia. Eran los más fáciles de encontrar porque, con masas muy grandes, podían cambiar el movimiento de sus estrellas cientos o incluso miles de metros por segundo. De manera similar, con períodos cortos y distancias orbitales cercanas, muchos ciclos de movimiento sinusoidal podrían revelarse con solo unas pocas semanas o meses de observaciones. Los mundos masivos e internos son los más fáciles de encontrar.


Una imagen compuesta del primer exoplaneta fotografiado directamente (rojo) y su estrella madre enana marrón, como se ve en el infrarrojo. Una verdadera estrella sería mucho más grande físicamente y más alta que la enana marrón que se muestra aquí, pero la gran separación física, que corresponde a una gran separación angular a distancias de unos pocos cientos de años luz, significa que los observatorios más grandes del mundo hacen posibles Imágenes como esta. Crédito: OBSERVATORIO EUROPEO DEL SUR (ESO).

En el completo extremo opuesto del espectro, algunos planetas con masas iguales o mayores que la masa de Júpiter están extremadamente bien separados de su estrella: más distantes de lo que incluso Neptuno está del Sol. Cuando te encuentras con un sistema como este, el enorme planeta está tan caliente en su núcleo que puede emitir más radiación infrarroja de la que refleja de la estrella que orbita.

Con una separación lo suficientemente grande, telescopios como el Hubble pueden resolver tanto la estrella principal como su gran compañero planetario. Estos dos lugares, el Sistema Solar Interior y el Sistema Solar Exterior extremo, eran los únicos lugares donde habíamos encontrado planetas hasta que vino la explosión de exoplanetas provocada por la nave espacial Kepler de la NASA. Hasta entonces, solo eran planetas de gran masa, y solo en los lugares donde no se encuentran en nuestro propio Sistema Solar.


Hoy, conocemos más de 4,000 exoplanetas confirmados, con más de 2,500 de ellos encontrados en los datos de Kepler. Estos planetas varían en tamaño desde más grande que Júpiter hasta más pequeño que la Tierra. Sin embargo, debido a las limitaciones en el tamaño de Kepler y la duración de la misión, la mayoría de los planetas son muy calientes y están cerca de su estrella, con pequeñas separaciones angulares. TESS tiene el mismo problema con los primeros planetas que está descubriendo: son preferentemente calientes y están en órbitas cercanas. Solo a través de observaciones dedicadas de largo período (o imágenes directas) podremos detectar planetas con órbitas de períodos más largos (es decir, de varios años). Créditos:NASA / CENTRO DE INVESTIGACIÓN DE AMES / JESSIE DOTSON Y WENDY STENZEL; MISSING EARTH-LIKE WORKEDS POR E. SIEGEL.

Kepler provocó una revolución porque usaba un método completamente diferente: el método de tránsito. Cuando un planeta pasa frente a su estrella madre, en relación con nuestra línea de visión, bloquea una pequeña porción de la luz de la estrella, revelándonos su presencia. Cuando el mismo planeta transita su estrella varias veces, podemos aprender propiedades como su radio, el período orbital y la distancia orbital a su estrella.

Pero esto también era limitado. Si bien fue capaz de revelar planetas de muy poca masa en comparación con el método anterior (oscilación estelar / velocidad radial), la misión principal solo duró tres años. Esto significaba que cualquier planeta que tardara más de un año en orbitar su estrella no podía ser visto por Kepler. Lo mismo ocurre con cualquier planeta que no haya bloqueado la luz de su estrella desde nuestra perspectiva, que es menos probable que se aleje más de la estrella que orbita.

Los planetas de distancia intermedia, a la distancia de Júpiter y más allá, todavía eran difíciles de alcanzar.


Los planetas del Sistema Solar son difíciles de detectar con la tecnología actual. Los planetas interiores que están alineados con la línea de visión del observador deben ser lo suficientemente grandes y masivos para producir un efecto observable, mientras que los mundos exteriores requieren un monitoreo de largo período para revelar su presencia. Incluso entonces, necesitan suficiente masa para que la técnica de oscilación estelar sea lo suficientemente efectiva como para revelarlos. Crédito: SPACE TELESCOPE SCIENCE INSTITUTE, GRAPHICS DEPT.

Ahí es donde un estudio dedicado y prolongado de las estrellas puede llegar a llenar ese vacío. Un gran equipo de científicos, dirigido por Emily Rickman, realizó un sondeo enorme utilizando el espectrógrafo CORALIE en el observatorio La Silla, Chile. Midieron la luz proveniente de un gran número de estrellas dentro de unos 170 años luz casi en forma continua, a partir de 1998.

Al usar el mismo instrumento y prácticamente sin dejar brechas a largo plazo en los datos, finalmente se pudieron realizar mediciones Doppler precisas a largo plazo. En este último estudio se anunciaron un total de cinco planetas nuevos, una confirmación de un planeta sugerido y tres planetas actualizados , lo que hace que la cantidad total de planetas tipo Júpiter o más grandes más allá de la distancia de Júpiter-Sol sea de 26. Esto nos muestra lo que siempre habíamos esperado: que nuestro Sistema Solar no es tan inusual en el Universo. Es simplemente difícil observar y detectar planetas como los que tenemos.


Si bien los planetas cercanos suelen detectarse con las oscilaciones estelares o las observaciones del método de tránsito, y los planetas externos extremos se pueden encontrar con imágenes directas, estos mundos intermedios requieren un monitoreo de largo período que apenas comienza. Estos mundos recién descubiertos, en el futuro, también pueden convertirse en excelentes candidatos para la obtención directa de imágenes. Crédito: EL RICKMAN ET AL., A&A ACEPTADO (2019), ARXIV: 1904.01573.

Sin embargo, incluso con estos últimos resultados, todavía no somos sensibles a los mundos que realmente tenemos en nuestro Sistema Solar. Si bien los períodos de estos nuevos mundos varían de 15 a 40 años, incluso el más pequeño es casi tres veces más masivo que Júpiter. Hasta que desarrollemos capacidades de medición más sensibles y hagamos esas observaciones en escalas de tiempo decadales, los Júpiter, Saturnos, Urano y Neptuno de la vida real no serán detectados.

Nuestra visión del Universo siempre será incompleta, ya que las técnicas que desarrollamos siempre estarán intrínsecamente sesgadas para favorecer las detecciones en un tipo de sistema. Pero el insustituible activo que nos abrirá más el universo no está en absoluto basado en la técnica; es simplemente un aumento en el tiempo de observación. Con observaciones más largas y más sensibles de las estrellas, siguiendo de cerca sus movimientos, podemos revelar planetas y mundos de menor masa a mayores distancias.

Esto es cierto tanto para el método de velocidad radial / oscilación estelar como para el método de tránsito, que se espera que revele mundos de menor masa con períodos más largos. Todavía hay mucho que aprender sobre el Universo, pero cada paso que damos nos acerca más a la comprensión de las verdades últimas sobre la realidad. Si bien es posible que nos haya preocupado que nuestro Sistema Solar fuera de alguna manera inusual, ahora sabemos de otra manera que no lo somos. Tener mundos gigantes de gas en el Sistema Solar Exterior puede suponer un desafío para las detecciones, pero esos mundos están ahí y son relativamente comunes. Quizás, entonces, también lo sean los sistemas solares como los nuestros.

Fuente: Starts with a Bang / Medium.

Artículo original: At Last, Scientists Have Found The Galaxy’s Missing Exoplanets: Cold Gas Giants. Ethan Siegel. April 30, 2019.

Material relacionado.

Sobre exoplanetas:

Una recopilación de recursos sobre los Exoplanetas se encuentra en el apartado “Material relacionado” de los artículos:

Otros sitios de exoplanetas:

La figura anterior (agrandar) muestra a Mayo del 2017, todos los planetas cerca de la zona habitable (el tono verde más oscuro es la zona habitable conservadora y la sombra verde más clara es la zona habitable optimista). Sólo aquellos planetas con menos de 10 masas terrestres o 2,5 radios terrestres están etiquetados. Algunos todavía están sin confirmar (* = no confirmado). Los diferentes límites de la zona habitable se describen en Kopparapu et al. (2014) . El tamaño de los círculos corresponde al radio de los planetas (estimado a partir de una relación masa-radio cuando no está disponible). En el eje vertical se describe la temperatura de las estrellas. En el eje horizontal se describe el flujo estelar que es la cantidad de energía proveniente de la estrella por unidad de tiempo y por unidad de área que recibe un planeta; el flujo de energía disminuye con el cuadrado de la distancia a la estrella: cuanto más lejos esté un planeta de su estrella menos flujo de energía recibe.  Obsérvese cómo cambian tanto el tamaño de los planetas como su cercanía a la estrella que los alberga a medida que crece la temperatura de la estrella. Crédito: PHL @ UPR Arecibo.

Una cronología de las Misiones Espaciales de búsqueda de exoplanetas, pasadas presentes y futuras se encuentra en el siguiente artículo:

Cronología de las Misiones de Estudio de Exoplanetas y dónde encaja CHEOPS en ella. Carlos Costa. Asociación de Aficionados a la Astronomía de Uruguay. Agosto 30, 2018.

Un artículo que contiene una recopilación completa de los resultados de la Misión Kepler y que además en el apartado “Material relacionado” contiene una selección de recursos sobre los logros de la misión es:

La Revolución de Kepler. Carlos Costa. Asociación de Aficionados a la Astronomía de Uruguay. Agosto 19, 2018.

Podcasts sobre la Misión Kepler:

Proyectos de Ciencia Ciudadana para el Aficionado:

El apartado “Material relacionado” del siguiente artículo, contiene una selección de sitios y artículos sobre Ciencia Ciudadana en Exoplanetas:

Científicos Ciudadanos encuentran un nuevo mundo con el telescopio de la NASA. Carlos Costa. Asociación de Aficionados a la Astronomía de Uruguay. Enero 9, 2019.

Un interesante artículo y una Charla Pública presentando el Proyecto PANOPTES son:

Are We Alone? Citizen Science and the Search for Exoplanets. Kristin Butler.
SciStarter Blog. Jul 20, 2016.

Project PANOPTES: Enabling citizen scientists to find exoplanets with affordable technology. Denver Astronomical Society (DAS). February, 19, 2014.

Libros:

Exoplanets. Finding, Exploring, and Understanding Alien Worlds. Kitchin, C. R. Springer, 2012.

Exoplanets. Detection, Formation, Properties, Habitability. Mason, John. Springer, 2008.

Methods of Detecting Exoplanets. Bozza, Valerio, Mancini, Luigi, Sozzetti, Alessandro (Eds.). Springer, 2016.

Handbook of Exoplanets. Editors: Deeg, Hans J., Belmonte, Juan Antonio (Eds.). Springer, 2018.

Videos:

         Documentales:

         Charlas y Conferencias Públicas sobre la Misión Kepler:

Los comentarios están cerrados.