Cómo se descubren nuevos planetas (3) Cómo los detectamos?

Hablemos ahora de los métodos empleados para la detección de exoplanetas.   No basta con tener un radio telescopio o un Telescopio detector de micro ondas.  Ahora lo importante, es saber cómo se emplean cada uno de los sistemas de “observación” de cuerpos espaciales.

El método más primitivo, es el de la observación directa.   Ese método sirvió para la observación de Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno en nuestro propio sistema estelar.  El instrumento “idóneo” para realizar la observación directa, es el Telescopio Óptico; como el Galileano o el Newtoniano.  El primero se basa en una combinación de lentes convergentes y divergentes; con o sin el uso de espejos.   El otro es una combinación de espejos cóncavos, que centra la imagen en un ocular galileano. 
La ventaja del Telescopio Newtoniano, es la posibilidad de tener un espejo receptor tan grande, como se pueda; lo cual no se puede hacer siempre con una lente.   Precisamente, esta ventaja ha sido utilizada a la hora de construir telescopios detectores de ondas; ya sean del espectro visible, o de los extremos del espectro electromagnético.

Otro método que dio magníficos resultados, al menos al observar nuestro sistema planetario, fue la detección de variaciones en las trayectorias conocidas de planetas visibles; las cuales no coincidían con lo predicho por las ecuaciones de Newton; y posteriormente de Einstein.   Los planetas trans-Saturnianos, fueron detectados así. 

Aún hoy; debido al poco albedo de los planetas alejados del sol; se tiene dudas sobre la eventual existencia del planeta 9; ya que Plutón y Caronte fueron sacados de la categoría de planetas al ser de menor tamaño que la Luna.  Hoy, Plutón y Caronte están relegados al lugar de Eris, Makemake y Haumea, otros planetoides descubiertos en el borde del Sistema solar.

Pero no vamos a tratar  sobre los planetas conocidos.   Nos interesa socializar los métodos para detectar Planetas que orbitan otras estrellas, conociendo que la más cercana de todas, la vecina de más confianza; se encuentra a cuatro años luz del sol.

Nadie ha dicho que esto es fácil.   Hay quien diga que hallar cuerpos en el espacio ni siquiera es espectacular; pues es regular pasar horas de la noche observando luces lejanas, para aceptar que las vemos en blanco y negro; como vemos la Luna.   Las fotografías coloridas y de hermosa combinación de luces y sombras, son de hecho, combinación de varias técnicas de detección o de retoque.   Vemos colores, cuando observamos cuerpos en el espectro no visible.

MÉTODO DE LAS IMÁGENES DIRECTAS

No obstante lo anterior, el método de las Imágenes directas aún conserva cierto potencial para ”ver” objetos lejanos.   El Observatorio espacial Hubble es uno de los instrumentos con base en el espacio, que funciona mediante este método.   Su contribución en la búsqueda de nuevos planetas, es innegable.
El sistema funciona cuando mediante software adecuado, o con paciencia de monje, se descubre pequeñas diferencias en la posición de puntos de una o más fotografías secuenciales.   Para ello, entre más profundidad y resolución tenga el telescopio, mayores serán las probabilidades de detección.
La primera fotografía de un posible planeta extrasolar es una fotografía infrarroja tomada por el Very Large Telescope a la enana marrón 2M1207 en 2004.   El objeto detectado, llamado 2M1207b, es un planeta de gran masa (4 masas de Júpiter) orbitando a 40 UA (6000 millones de Km) de la estrella 2M1207.    Este planeta está a unos 2500 K de temperatura, debido a su reciente formación, calculada en aproximadamente 10 millones de años.   Esta circunstancia (su radiación infraroja) facilitó su detección.

DETECCION BASADA EN LA ASTROMETRIA

Este es un método que suele confundirse con el de Observación directa, porque realmente se parecen.   La diferencia es que en este método, se tiene en cuenta las posiciones, y la trayectoria prevista del movimiento de cada cuerpo que aparece en una fotografía.  De manera que lo que se busca no es lo que aparece en la siguiente fotografía en el lugar esperado, sino lo que aparece donde nadie lo espera; o lo que se ha movido de manera distinta a la esperada.    Este método permitió al Hubble, descubrir un planeta alrededor de la estrella Gliese 876, en el año 2002.




DETECCION POR TRÁNSITO (Micro eclipse)

Este es uno de los métodos más empleados, y está relacionado con los métodos anteriores.   Se trata de evaluar, mediante ordenadores no necesariamente potentes, la variación leve en la intensidad de luz proveniente de una estrella, cuando algo la eclipsa parcialmente.   Por lo general, la figura de un planeta sobre el disco brillante de una estrella, suele ser miles de veces más pequeño que el disco estelar; de manera que la variación de la luminosidad de la estrella, y más conociendo que ésta se encuentra a decenas o cientos de años-luz distante de nuestro sol, resulta una tarea complicada si no se cuenta con instrumentos sensibles a dichas diferencias.
Por ello, teniendo en cuenta que muchos telescopios están obteniendo información de estrellas, la tarea de hallar esos sutiles cambios, en algunas de ellas, es descomunal.  Sobre todo, conociendo que en ocasiones se graba miles de estrellas en un pequeño campo.
Esta abrumadora tarea de observación, ha sido entregada al público interesado en participar; mediante una invitación a convertirse en “Planet Hunter”a través de la página Zooniverse.

MÉTODO BASADO EN LA VARIACION DEL TIEMPO DE TRÁNSITO

En raras ocasiones; la variación de la intensidad de la luz de una estrella, descrita en el método anterior, se prolonga más de lo calculado.  Incluso, en ocasiones se observa variación en la variación de la luminosidad.
Conociendo las características del brillo de una estrella, puede especularse que estos cambios; o cambios de cambios, puede deberse al tránsito de dos o más planetas frente a la estrella.   El primer planeta descubierto por este efecto, es Wasp-3c; después de haber sido detectado Wasp-3b, luego se detectó a Keppler -9b y Kepler-9c.   De igual forma, el método funcionó a la hora de confirmar las masas de los seis planetas descubiertos alrededor de Kepler-11.

MÉTODOS RELATIVISTAS
El empleo de las predicciones de la Relatividad (Especial y General), cuando otras técnicas de observación no son definitivas, ha logrado también resultados estimulantes.   
Método de microlentes gravitacionales

Una de las técnicas usadas, moderna y exacta, se basa en el análisis de las distorsiones gravitacionales que sufre la luz de estrellas cuando los fotones pasan cerca de cuerpos masivos de halo compacto ubicados delante de la estrella, pero en órbitas que no la eclipsan.   A este fenómeno de curvatura de luces se le denomina de microlentes gravitacionales porque generan un efecto parecido al que produce una lente.   Este método también tuvo éxito en la detección de un planeta de relativa poca masa en una órbita inclinada, designado OGLE-2005-BLG-390lb.
Método de Variación relativista de luz
Cuando en el método anterior se observa pequeñas variaciones en la luz esperada de la estrella ubicada circunstancialmente detrás de un cuerpo masivo (que no necesariamente es un planeta), se sospecha que algo alteró la intensidad o espectro de la luz que debería recibirse de la estrella en observación.
Así, basándose en los efectos relativistas, se analiza el comportamiento de los fotones y la forma en la que el campo del cuerpo masivo transforma su energía. Kepler-76b, conocido como el “planeta de Einstein”, fue detectado con este método.
Método de sincronización de pulso
Precisamente, el primer planeta más allá del Sistema Solar que se descubrió, fue con éste método, en el año 1992.    Este método de detección se basa en el análisis detallado de los pulsos de luz y radiación no visible resultantes de las explosiones estelares.   Entre los datos evaluados, se encuentra el intervalo de las ondas de radio de la onda expansiva. Esos cambios o anomalías en el pulso de la onda expansiva de la explosión indican que allí hay un cuerpo y ese puede ser, por ejemplo, un nuevo planeta.

MÉTODO DE LA VELOCIDAD RADIAL

Este método se basa en el efecto Doppler.   Un planeta masivo, al orbitar una estrella de poca masa, ejerce una reacción gravitatoria sobre la estrella, de manera que la obliga a orbitar el centro de masa común del sistema.   Las oscilaciones de posición de la estrella alrededor del centro de masas pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo).      Este método ha sido uno de los más exitosos en la búsqueda de nuevos planetas, pero sólo es eficaz en los sistemas de Estrella- planetas masivos cercanos a la estrella, por lo que sólo puede detectar una leve fracción de los planetas existentes.

MÉTODO DEL SISTEMA BINARIO ECLIPSANTE

Se han observado sistemas binarios de estrellas, cuyos movimientos alrededor del centro de masas, al aplicar la mecánica relativista, no coinciden exactamente con los cálculos a pesar de ser conocidas sus masas relativas con precisión.   Al analizar detenidamente los datos radioeléctricos del sistema, se nota que estas variaciones pueden ser debidas a la presencia de un miembro invisible.
Si las estrellas son eclipsantes entre sí; entonces un planeta polizón se puede detectar por las pequeñas variaciones en el momento calculado de los eclipses de las estrellas entre sí.    Los planetas Kepler-16b, Kepler-34b y Kepler-35b son planetas detectados por esta circunstancia.