HISTORIA DE LA EXOPLANETOLOGÍA

Pensar en la Tierra como el único mundo habitado en el espacio infinito es tan absurdo como pensar que en un campo de mijo sólo un grano crecerá.  Metrodoro, siglo IV a.C.

Prehistoria de la Exoplanetología.

Infinitos mundos similares y diferentes del nuestro… o no. Una pregunta tan antigua como la humanidad.

Epicuro de Samos

La cuestión sobre la existencia de otros mundos se remonta a la antigüedad. Los primeras afirmaciones en este sentido de las que tenemos conocimiento datan de la Antigua Grecia. El filósofo de Samos, Epicuro  (341-270 AC) explicaba:

           Hay infinitos mundos similares y diferentes del nuestro. Debemos creer que en todos los mundos hay criaturas y plantas, y otras cosas que vemos en este mundo.

Epicuro de SamosAristoteles

Aristóteles (384-322 AC) en su trabajo De Caelo también razonaba sobre la hipotética existencia de otros mundos, si bien esa posibilidad no tenía cabida en su concepción geocéntrica (Grant, E. 1996). Dos siglos más tarde, el filósofo romano Lucrecio volvió a suscribir la cuestión de la pluralidad de los mundos (Sedley, D. 2008)

Durante la Edad Media, en un contexto poco favorable a nuevas ideas, sonaron defensas de la existencia de otros planetas:

¿Existen muchos mundos o existe sólo un único mundo? Ésta es una de las más nobles y elevadas cuestiones planteadas en el estudio de la naturaleza…

afirmaba el gran teólogo Alberto Magno (1193-1280) quien junto con su discípulo, Tomas de Aquino (1295-1358), no dudaban en plantear la relevancia de la cuestión como objeto de estudio.

Jean Buridan (1295-1358) rector de la Universidad de París y Guillermo de Ockam (1280-1347), igualmente mantenían que otros mundos podrían existir.

Nicolás Copérnico (1473-1543) colocó, con la publicación De revolutionibus orbium coelestium, la semilla del fin de la visión geocéntrica del mundo. Un paso necesario pero no suficiente todavía, para que el hombre considerara a aquellos lejanos soles como mundos semejantes al nuestro .Portada de De l’infinito universo et mondi y De inmenso e innumerabilibus

Sin embargo el héroe y mártir de los visionarios de la exoplanetología fue el clérigo Giordano Bruno (1548-1600), quien pagó con su vida, ajusticiado por la Inquisición, el hecho de haber afirmado con contundencia lo que hoy intuimos como cierto, la probable existencia de infinitos mundos, en sus obras De l’infinito universo et mondi y De inmenso e innumerabilibus.

La visión heliocéntrica del mundo afirmada por Copernico fue ganando terreno gracias al trabajo basado en observaciones como las de Tycho Brahe (1541-1601), el trabajo de Johannes Kepler (1571-1630) y Galileo Galilei (1564-1642). La obra de Galileo, Sidereus Nuncius, publicada en 1610, mostró de facto otros mundos fuera de éste al descubrir la presencia de montañas en la Luna y la existencia de los satélites de Júpiter. Igualmente Kepler en el Dissertatio, se preguntaba sobre la habitabilidad de la Luna y los satélites jovianos, licencias éstas no exentas de oposición vehemente, principalmente por la iglesia.

En 1644 se publica Principia philosophiae, la obra de René Descartes en la que equipara al Sol con las otras estrellas, abriendo así la puerta a la existencia de un número infinito de mundos.

En esta línea fue seguido, en 1686, por Bovier de Fontenelle (1657-1757) quien afirmaba en Entretiens sur la pluralité des mondes:

nuestro Sol tiene planetas que él ilumina, ¿por qué no debería tener cada estrella fija en el firmamento otros que a su vez ella iluminara?

Ya desde un punto de vista observacional, Christiaan Huygens (1629-1695) en su libro Cosmotheoros (1698), hizo propias las sugerencias de Fontenelle, basándose en las analogías físicas entre la Tierra y resto de planetas en el Sistema Solar.

Isaac Newton (1642-1727) demostró irrefutablemente la teoría copernicana mediante las Leyes de Gravitación Universal publicadas en su Philosophiae naturalis principia mathematica, lo que abrió la vía para la teoría nebular que fue propuesta por Imanuel Kant (1724-1804) en su Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, mediante la cual apuntaba a la formación del Sistema Solar y sus planetas a partir del colapso de una nebulosa de gas y polvo en rotación. Este modelo fue ratificado por Pierre Simon de Laplace (1749-1807) en su obra Exposition du sistema du monde (1796) y es hasta nuestros días la base generalmente aceptada del modelo de formación planetaria.

Ya en el siglo XIX, la comunidad científica y especialmente Camille Flammarion (1842-1925) con su Astronomie Populaire, reforzaron el concepto de una Vía Láctea plagada de estrellas que, como el Sol, deberían tener planetas en órbita.

 

Historia reciente

Con estos fundamentos llegamos a comienzos de un siglo XX en el que ya el Sol es considerado una estrella normal en nuestra galaxia y por tanto no hay motivo para que no se den numerosos sistemas planetarios similares al nuestro. El problema era detectarlos, la técnica para ello todavía no estaba desarrollada.

De hecho, hasta la puesta en marcha de los telescopios del rango de los 8-10 m., su detección por imagen directa estaba vedada debido a su flujo intrínsecamente débil y a la proximidad angular a sus estrellas progenitoras.

Por ejemplo, para un observador localizado fuera del Sistema Solar, el ratio de flujo emitido entre Júpiter y el Sol, en el rango visible del espectro, sería del orden de 10-9 y en el infrarrojo de 10-6, éste último más favorable pero lejos de la capacidad de los instrumentos disponibles a final del siglo XX (Ollivier et al. 2009).

Primeras búsquedas y hallazgos tempranos

astrometry

Astrometría aplicada a la detección de exoplanetas

Vistas las limitaciones de la técnica de la imagen directa, fue la astrometría el método en el que se depositaron las primeras esperanzas. Ya durante la mitad del S. XIX, gracias a Friedrich Bessel, quien detectó mediante la técnica astrométrica un objeto de baja masa orbitando la estrella Sirio, se sabía que midiendo el movimiento periódico de una estrella causada por un objeto compañero, era posible detectar otros cuerpos en su órbita.

Varios investigadores durante el S. XX lo intentaron. Piet Van de Kamp (1901-1995) fue quien anunció el primer descubrimiento exoplanetario correspondiente a la estrella de Barnard, en 1944, y al que le siguió en 1974 anuncio similar sobre Epsilon Eridani. Sin embargo ambos trabajos fueron rotundamente refutados debido a errores sistemáticos detectados en sus medidas.

Así, la opinión prevaleciente en la comunidad científica al comienzo de los 80 era que había que esperar a que se desarrollaran instrumentos más precisos para lograr algún éxito relativo a la detección de otros mundos mediante astrometría. De hecho, a la fecha de publicación de este trabajo, la técnica astrométrica todavía no ha producido ningún descubrimiento si bien, ocasionalmente, este veterano método aspirante se asoma a la actualidad científica como volvió a ocurrir en 2009 con el descubrimiento de VB 10b (Pravdo and Shaklan 2009), un supuesto planeta de masa 7 veces la de Júpiter orbitando una enana roja pero igual que en los casos anteriores, investigaciones posteriores, mediante velocidad radial, demostraron que dicho descubrimiento fue también espurio (Anglada-Escuede et al 2010 and Bean et al 2010).

A mayo de 2013 todavía esperamos ese primer descubrimiento confirmado por astrometría y en último extremo, se confía en la puesta en marcha de instrumentos de vanguardia como la Misión GAIA para lograr demostrar la validez de esta técnica.

El método de la Velocidad Radial se basa en el Efecto Doppler

El segundo método empleado fue el de la velocidad radial, consistente en medir, por medio del Efecto Doppler, las fluctuaciones periódicas de la velocidad de una estrella respecto al centro de gravedad del sistema, inducidas por la presencia de un cuerpo de masa planetaria. Como ejemplo, para detectar un planeta de la masa de Júpiter en una estrella de tipo solar, sería necesario ser capaz de medir variaciones de velocidad en torno a los 10 m/s. Para ello se diseñaron espectrógrafos de alta resolución en el rango visible (R=10^5). Dicho método comenzó a utilizarse en los años 80 y permitió que Michel Mayor y Didier Queloz descubrieran en 1995 el primer exoplaneta orbitando una estrella tipo solar, 51 Pegasi. Y su hallazgo no sólo sorprendió por ser el primero. Se trataba de un planeta con una masa de al menos la mitad que la de Júpiter y que orbitaba su estrella en sólo 4,2 días. No se le esperaba tan próximo a su estrella. Su semieje mayor era de tan sólo 0.052 UA, la orbita de Mercurio es 7 veces mayor. Los planetas gaseosos del Sistema Solar se encuentran 100 veces más lejos del Sol, dado que según el modelo de formación planetaria aceptado hasta entonces, éstos se formaron a partir de hielos que sólo se encontrarían en regiones frías del disco protoplanetario, lejos de su estrella matriz. Por tanto los Júpiter Calientes tipo 51 Pegasi, no debían estar allí, salvo que hubieran migrado o que los procesos de formación planetaria aceptados hasta hoy sean erróneos.

vrA continuación los hallazgos se sucedieron, siendo los siguientes 47 Uma y 70 Vir, en 1996, por el equipo de G. Marcy y P. Butler.

Actualmente este método se ha demostrado extremadamente exitoso para la detección de planetas masivos y en estrellas brillantes (cercanas). La resolución actual de los telescopios no permite detecciones a distancias mayores de 2.000pc (6.500 a.l.). Hasta la fecha es el método mediante el que más planetas extrasolares se han descubierto (515 mayo 2013).

Sin embargo, si bien 51 Pegasi b fue el primer exoplaneta descubierto orbitando una  estrella en la secuencia principal, no fue el primer planeta extrasolar descubierto, dado que en 1992 los radio-astrónomos Wolszczan y Frail anunciaron el descubrimiento de tres planetas alrededor del pulsar 1257+12, midiendo las pequeñas variaciones en la periodicidad del pulso emitido por dicha estrella de neutrones debido a la existencia de otros cuerpos en órbita. Es el método conocido como Pulsar Timing, mediante el cual se han descubierto hasta la fecha 15 planetas extrasolares en 12 sistemas planetarios (mayo 2013) .

Técnicas recientes

Enumerados los primeros métodos y sus resultados, en la actualidad se disponen además, y están a pleno rendimiento, de dos técnicas adicionales, Microlentes Gravitacionales y Tránsitos que junto con la Imagen Directa están produciendo descubrimientos.

Microlentes gravitacionales (Microlensing)

Según explica la Teoría de la Relatividad General, la presencia de un campo gravitacional es responsable de la curvatura de un haz de luz que viaja por el espacio-tiempo. En el caso de la detección planetaria con este método, una estrella con su planeta actúan como lente y el objeto de fondo es una estrella distante (Mao & Paczynski 1991; Gould & Loeb 1992).

microlensingSegún se muestra en la figura, a partir de la duración total del evento TE y de la anomalía planetaria TP, se estima la relación de masas estrella/planeta. La diferencia de tiempo entre el pico principal y el de la anomalía, nos indica la distancia órbita (Cassen et al. 2006).

Este método es adecuado tanto para la detección de planetas masivos como de tipo terrestre. Su principal desventaja es que no se puede repetir la observación ni complementar con otras técnicas debido a que se hallan a varios miles de parsecs de distancia.

Varios proyectos de búsqueda han empleado esta técnica : MACHO: Alcock et al. 1993, PLANET: Kubas et al. 2005, OGLE: Udalski 2003b, MOA: Bond et al. 2001, MPS: Rhie 2001.

El primer planeta descubierto por este método fue catalogado como OGLE235-MOA53 b (Bond et al. 2004) y se encuentra a una distancia de 8.8 kiloparsecs.

A mayo 2013 se han detectado con esta técnica 21 planetas en 19 sistemas planetarios.

Método del tránsito.

Consiste en medir la variación de flujo lumínico que se produce cuando un planeta cuyo plano de su órbita presenta un grado de alineación suficiente con el observador, pasa por delante de su estrella y bloquea parte de la luz que ésta emite.

En 1999 se logró registrar el primer tránsito planetario observado de forma completa, correspondiente al planeta HD 209458b  (Charbonneau et al. 2000) que fue previamente detectado mediante velocidad radial.

Se empleó el instrumento STARE (Astrofísica estelar e investigación de exoplanetas, por sus siglas en inglés), pequeño telescopio descrito .

Como se puede observar, en la figura de la izquierda, el equipo requerido por este método para detectar un gigante gaseoso es sencillo, barato y fácilmente disponible en comparación, por ejemplo, con los empleados para la técnica de la velocidad radial.

Finalmente, cabe mencionar que el método de los tránsitos padece un marcado sesgo observacional hacia 1) los planetas de radios elevados, porque éstos producen una mayor disminución del brillo de su estrella y 2) los planetas de periodo orbital corto debido a que los tránsitos con periodo más corto se detectan más fácilmente, dado que la probabilidad que un planeta dado transite sobre el disco de su estrella es mayor para los radios orbitales menores.

Se trata del único método con el que se puede medir el radio del planeta y  a partir de ello, junto con medidas de su masa obtenidas por velocidad radial, determinar su densidad y por tanto deducir su estado. A mayo 2013, las detecciones ascienden a 308 planetas en 245 sistemas.

Imagen  directa

En algunos casos (30 planetas), se han podido hacer directamente imágenes de planetas extrasolares. Estos son generalmente de gran masa y/o jóvenes, y en este caso, el sesgo observacional está a favor de planetas remotos, ubicados al menos a un centenar de unidades astronómicas de su estrella.

En julio de 2004, un grupo de astrónomos anunciaba el primer descubrimiento de este tipo y que se denominó 2M1207b,  cuya estrella central es una enana marrón. Luego fue confirmado y se estimó su distancia a su estrella en 30 UA (Chauvin et al. 2004).

Un caso interesante es el de Fomalhaut b, planeta gigante detectado alrededor de la estrella Fomalhaut por Paul Kalas y colaboradores (2008), gracias a observaciones por el telescopio espacial Hubble (HST). Se sabía que Fomalhaut tenía un cinturón de polvo, con un radio interno bien marcado de 133 AU. Esto condujo a la astrofísica Alice Quillen, en 2006, a inferir que este cinturón de polvo estaba surcado por un planeta no más masivo que 3 veces la masa de Júpiter orbitando a 119 unidades astronómicas de la estrella. Este planeta se descubrió posteriormente en 2008, y se pudo observar que ya aparecía en imágenes anteriores del HST, exhibiendo a lo largo del tiempo un movimiento propio perfectamente compatible con un semi-eje mayor de 119 unidades astronómicas. Posteriormente, septiembre de 2011, se ha puesto en duda la autenticidad como planeta de Fomalhaut b, por Ray Jayawardhana en la conferencia  Extreme Solar Systems II.

 Revisado: mayo 2013.

 

Este artículo se ha extractado de la introducción mi TFM del Máster en Astronomía y Astrofísica de la VIU titulado:
  Observación y caracterización de planetas extrasolares WASP mediante la elaboración de curvas de luz con técnicas de fotometría diferencial.
D
efendido en 2011 y actualizado para esta web en marzo de 2013.

En breve me gustaría actualizar la información referente a dos nuevas técnicas:
- Transit Time Variation
– BEER (BEaming effect together with the Ellipsoidal and Reflection/emission modulations)

José Ángel Carrión Rodrigo
Se agradecerán comentarios a jac@exoplanetas.es