El VLT (Very large Telescope) de ESO ha capturado el espectacular movimiento de un exoplaneta alrededor de su estrella anfitriona. En una serie de imágenes desde 2014 hasta 2018 han conseguido seguir y realizar un pequeño vídeo con su movimiento. Se trata de un enorme exoplaneta llamado Beta Pictoris b.
Beta Pictoris b orbita su estrella a una distancia parecida a la que existe entre el Sol y Saturno , aproximadamente 1.3 billones de kilómetros, lo que significa que es el exoplaneta más lejano a su estrella que se haya fotografiado directamente hasta el momento. La superficie de este planeta aún está muy caliente, alrededor de 1500 °C. Estas imagenes se han obtenido con el instrumento SPHERE de investigación de exoplanetas de alto contraste. Podemos ver el movimiento del exoplaneta en este pequeño vídeo:
La mayoría de los exoplanetas se pueden descubrir por métodos indirectos, pero en el caso del instrumento SPHERE de VLT puede observar grandes exoplanetas de forma directa, siendo un avance espectacular en la búsqueda de exoplanetas.
Hablaremos un poco de los métodos más usados para buscar exoplanetas:
– Velocidad Radial, Astrometría, Tránsitos y Visión directa.
Aunque también hay otros métodos más complicados como medidas de pulso de radio de un púlsar, observando variaciones en binarias eclipsantes o mediante microlentes gravitacionales, pero hablaremos de estos en otras entradas.
1) Velocidad radial: Este método se basa en el Efecto Doppler. El planeta, al orbitar su estrella, ejerce una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema.
Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante pequeños cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Es muy buen método para detectar planetas gigantes que estén muy cerca de la estrella.
La curva de velocidad radial resultante de la presencia de un planeta depende de su masa y de los elementos de su órbita.
2) Astrometría: Como la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de su posición y el movimiento oscilatorio de la estrella. Son oscilaciones muy pequeñas, aun así con este método se encontró un Exoplaneta en 2009, llamado VB10b pues está alrededor de la estrella VB10, una enana roja a 20 años luz de nosotros. VB10b tiene un tamaño de 6 veces el planeta Júpiter.
Recreación del exoplaneta VB10b alrededor de su estrella
3) Tránsitos: Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta órbita por delante de ella. Esa pequeña variación en el brillo de la estrella fruto del tránsito del Exoplaneta nos puede determinar muchos parámetros, como profundidad de tránsito, tamaño del planeta, atmósfera, zona de habitabilidad.
Curva de brillo en función del tiempo de un tránsito
A partir de la curva de luz del tránsito se determina el cociente de radios planeta/estrella y la inclinación orbital, además de otros parámetros de la estrella y de la órbita.
En general, las observaciones de tránsito deben ser complementadas con medidas de velocidad radial para, de este modo, calcular la masa y determinar la naturaleza planetaria del objeto.
Otras aplicaciones de los tránsitos: Determinación de la atmósfera del planeta. Durante el transito y antes de la ocultación el planeta refleja la luz de la estrella y podemos determinar el espectro del planeta y por tanto la composición de su atmósfera. Método muy refinado y complicado pero con muy buenos resultados.
4) Visión directa: es un objetivo primordial actualmente pero tiene un problema, los objetos están muy lejos y quedan emborronados por el brillo de su estrella. La solución a este problema es la observación en un punto, es decir observa un píxel. Las variaciones en la reflexión de la luz sobre el planeta y las modulaciones en el brillo y la temperatura durante su periodo de rotación o de traslación medidas a distintas longitudes de onda pueden ser usadas para deducir las propiedades de su atmósfera y de su superficie.
Es necesario estudiar cómo se vería nuestro propio planeta desde la distancia, con toda su luz concentrada en un solo píxel. Con esta información y por comparación podemos determinar atmósferas y características de otros planetas. Podemos incluso determinar la posible presencia de vida, observando la presencia de biomarcadores.
Los biomarcadores nos abren la puerta a la detección remota de vida, que de otro modo sería inviable hasta un futuro a largo plazo. La presencia de dióxido de carbono, un gas de efecto invernadero, ozono (que indica oxígeno en abundancia) y trazas de metano puede ser indicativo de un planeta con una temperatura superficial estable y suave con una biosfera. También puede ser importante la detección de óxidos de nitrógeno, que se encuentran a menudo asociados a actividad biológica de tipo bacteriano.
Como veis estos son los métodos más usados aunque hay alguno más mucho más complicado pero que ya sería complicar mucho más esta pequeña entrada. En la siguiente gráfica podéis ver algunos de los exoplanetas descubiertos y su método de descubrimiento:
Ya sabéis un poco más de la búsqueda de exoplanetas, como veis no estamos solos en el Universo, calculad que sí solo en nuestra galaxia hay 300.000 millones de estrellas y en cada estrella puede haber planetas, con que solo haya uno con posible vida (de cualquier tipo) tendríamos 300.000 millones de planetas con vida, y solo en nuestra galaxia… calculad lo que habría en el resto del Universo….
*Para saber más de exoplanetas:
Toda la información sobre Exoplanetas la tenéis en la siguiente página:
UNIVERSO Blog 