Cómo detectar un exoplaneta

(La ilustración es una impresión artística que muestra la diversidad de sistemas planetarios conocidos. – Créditos de la imagen: ESO/M. Kornmesser — Wikimedia Commons) )

El descubrimiento del primer planeta fuera del Sistema Solar, denominado exoplaneta, ocurrió en 1992, y fue realizado por A. Wolszczan e D. Frail. Ese planeta orbita una estrella muy distinta de nuestro Sol: un púlsar (una estrella ya evolucionada). Tal vez por esa razón, el primer exoplaneta conocido es frecuentemente asociado a 51 Pegasi b, que gira alrededor de una estrella de la secuencia principal (una estrella como el Sol), que fue hallado en 1995 por M. Mayor y D. Queloz. Ese hecho, que ayudó a cambiar la visión que teníamos del Sistema Solar y del papel de la Tierra en el Universo, rindió a sus descubridores el premio Nobel de Física en el año de 2019.

Actualmente, pasadas casi 3 décadas, conocemos más de 4.300 exoplanetas, de tamaños variados, gaseosos y rocosos, en sistemas múltiples o simples. Sin embargo, ¿cómo somos capaces de detectar planetas que orbitan otras estrellas y que están tan lejos, siendo que estos objetos no emiten luz (visible) como las estrellas?

Hay varias técnicas usadas, sin embargo, dos de ellas son las más adoptadas: el método de la velocidad radial y el del tránsito, responsables por el descubrimiento de más del 95% de los exoplanetas conocidos. Esas técnicas, cuando son combinadas, revelan información importante que nos permite caracterizar estos objetos, por ejemplo, los parámetros físicos de los exoplanetas, como su radio y masa, de los cuales derivamos la densidad del exoplaneta y, se esa forma, sabemos si es un gigante gaseoso como Júpiter o un planeta rocoso como la Tierra.

El método de la velocidad radial, técnica adoptada en el trabajo de M. Mayor y D. Queloz, analiza el efecto Doppler de las líneas del espectro estelar que denuncian la presencia de un objeto que no se ve. De manera simplificada, un planeta gira alrededor de una estrella pues es atraído gravitacionalmente a ella. De la misma forma, el planeta también atrae gravitacionalmente a la estrella, aunque tenga masa mucho menor, y hace que ella se mueva alrededor de un centro de masa común al sistema. Ese movimiento puede ser medido por espectroscopía, pues las líneas presentes en el espectro de la estrella, que deberían estar siempre en la misma posición, pasan a desplazarse de manera periódica, cíclica. Esas líneas se mueven a longitudes de onda menores (en la dirección del azul) cuando la estrella se aproxima del observador y para longitudes de onda mayores (en la dirección del rojo) cuando la estrella se aleja. De dicha técnica, obtenemos el período orbital del planeta, es decir, el tiempo que lleva para dar una vuelta completa alrededor de su estrella, e información sobre su masa.

La segunda técnica es el método del tránsito. Esta es una técnica fotométrica, que analiza la luz proveniente de la estrella a través de una secuencia de imágenes y midiendo las variaciones en su brillo. En este caso, lo que denuncia la presencia del planeta es la disminución periódica del brillo de la estrella, que indica que algún cuerpo bloquea parcialmente su luz de manera cíclica. Claro que, para que esta técnica funcione, la órbita del planeta en cuestión debe estar alineada con el observador, causando un eclipse. Aunque parezca limitante, de hecho, este método es el responsable por el descubrimiento de la gran mayoría de los sistemas planetarios conocidos hoy, principalmente debido al gran volumen de datos obtenidos por satélites espaciales como Kepler y TESS, ambos de la NASA. Con esta técnica, podemos obtener otras informaciones sobre el planeta y el sistema, como su radio (referencia a su tamaño), la inclinación de su órbita y cuán lejos de su estrella el planeta se encuentra.

Conociéndose, entonces, la masa y el radio de un cierto exoplaneta, obtenemos su densidad. A partir de ella, sabemos si ese planeta es un gigante gaseoso, como Júpiter o Saturno, un gigante de hielo, como Neptuno, o un planeta rocoso, como nuestra Tierra. Además, por comparaciones con modelos, podemos inferir su composición mayoritaria, por ejemplo derivar la cantidad de agua en ese planeta, o tener una idea de su estructura interna, como puede ser la presencia de un núcleo o manto para el caso de los planetas rocosos.