Hasta hace sólo unas décadas, la idea de que hubiese planetas dando vueltas a otras estrellas era poco más que ciencia ficción. Por suerte, desde que confirmásemos el descubrimiento del primer exoplaneta en 1992 (aunque ya se sospechaba que habíamos descubierto uno en 1988), hemos progresado mucho, descubriendo cada año más y más (hasta el punto de que la NASA anunciase el descubrimiento de 715 planetas, de una tacada, en febrero de 2014). ¿Cómo detectamos estos mundos tan lejanos?

Hay diferentes métodos, y la verdad es que todos son más bien poco técnicos. El problema no es tanto que los métodos sean demasiado complejos, si no que hace falta que se cumplan unas condiciones muy específicas para poder dar con la presencia de exoplanetas.

Método de tránsito

Recreación artística de Epsilon Eridani b. No se ha confirmado su existencia, pero si está ahí, será el exoplaneta más cercano a la Tierra (10,9 años luz)
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Recreación artística de Epsilon Eridani b. No se ha confirmado su existencia, pero si está ahí, será el exoplaneta más cercano a la Tierra (10,9 años luz)

Imagina que estás viendo un planeta muy pequeño, en una estrella muy lejana. Si esperas lo suficiente, tarde o temprano, verás que el planeta bloquea algo de luz de la estrella. Si sucede con suficiente frecuencia, puede que termines deduciendo que, por fuerza, tiene que deberse a la presencia de un planeta.

Este es el método responsable de la mayoría de planetas descubiertos hasta el momento, ya que detectamos el oscurecimiento con la ayuda potentes telescopios que nos permitan observar regiones diminutas del espacio. En este sentido, el telescopio Kepler ha resultado ser uno de los más prolíferos, con más de 1.000 exoplanetas descubiertos con su ayuda…

Recreación artística de Gliese 876b, uno de los exoplanetas del sistema exoplanetario más cercano a la Tierra.
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Recreación artística de Gliese 876b, uno de los exoplanetas del sistema exoplanetario más cercano a la Tierra.

El método, sin embargo, no es perfecto y tiene desventajas. Es necesario que el planeta esté alineado en el plano apropiado para que pase entre su estrella y nosotros. Cuanto más grande sea su órbita, más pequeña es la posibilidad de que suceda. Por ejemplo, para un planeta del tamaño de la Tierra orbitando su estrella a la misma distancia que nosotros del Sol (149.500.000 kilómetros), hay menos de un 1% de posibilidad de que se alinee lo suficientemente bien como para provocar un oscurecimiento que podamos detectar.

El problema del tránsito es que es relativamente propenso a dar falsos positivos. Aunque es fácil pensar que el oscurecimiento se deba al paso de un planeta, puede haber otros motivos, como polvo estelar u algún otro cuerpo celeste entre ambos.

Brillo orbital

En algunos casos, un planeta puede provocar que la luz que recibimos de su estrella aumente en vez de disminuir. Suele deberse a planetas con órbitas muy cercanas, de tal modo que se calientan hasta el punto de emitir radiación térmica que podemos detectar.

Aunque no podemos diferenciar esta radiación de la producida por la propia estrella, un planeta que esté orbitando con la alineación correcta aparecerá ante nosotros en una secuencia de fases (del mismo modo que las fases de la luna), así que podemos atribuir los aumentos de luz periódicos que detectemos en el telescopio a la presencia de un exoplaneta.

Igual que con el método de tránsito, con esta técnica es más fácil detectar planetas gigantes que orbitan cerca de sus estrellas. Sólo hemos descubierto un puñado de planetas con este método, pero puede resultar ser el más productivo a largo plazo porque no necesitamos que el planeta pase directamente entre la estrella y nosotros para detectarlo.

Velocidad radial

Recreación de un atardecer en el exoplaneta Gliese 667Cc. La estrella más cercana es la enana roja Gliese 667 C, en la derecha aparecen Gliese 667 A y Gliese 667 B, las tres forman parte de un sistema solar triple.
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Recreación de un atardecer en el exoplaneta Gliese 667Cc. La estrella más cercana es la enana roja Gliese 667 C, en la derecha aparecen Gliese 667 A y Gliese 667 B, las tres forman parte de un sistema solar triple.

En primaria aprendemos que un sistema solar está formado por una estrella estacionaria rodeada por planetas, asteroides y otros restos que orbitan lentamente a su alrededor. La realidad es un poquito más complicada: debido a la atracción gravitacional de los planetas, la estrella también se desplaza un poco de su centro.

El fenómeno viene a ser algo así: un planeta grande, que tenga suficiente masa, puede atraer a la estrella hacia él, provocando que se mueva del que sería su centro exacto en ese sistema solar. Así que los cambios de posición de la estrella que sean periódicos y predecibles pueden ser atribuidos a la presencia de un planeta gigante cerca de ella.

Recreación artística de Pollux B, un exoplaneta que orbita alrededor de la estrella gigante Pollux
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Recreación artística de Pollux B, un exoplaneta que orbita alrededor de la estrella gigante Pollux

Puede parecer difícil medir pequeños movimientos en estrellas que están a cientos de años luz, pero los astrónomos pueden detectar si una estrella acelera (o se aleja) de la Tierra gracias al efecto Doppler, por el que las ondas (sean visibles, de sonido u otras formas de energía electromagnética) parecen tener una frecuencia algo más alta cuando el objeto que las emite se acerca al observador, y más baja cuando se aleja. Es más, aunque no te lo creas, oyes el efecto Doppler cada día. Cuando escuchas el sonido de una alarma de ambulancia subiendo el tono hasta que llega a tu posición, y después se convierte en un sonido cada vez más bajo y menos agudo a medida que se aleja.

Este método también tiene sus propias limitaciones: es mucho más fácil encontrar un planeta grande orbitando una estrella pequeña, porque el impacto en el movimiento del astro es mucho mayor. Sería especialmente difícil encontrar planetas del tamaño de la Tierra en estas distancias tan grandes.

Imagen directa

Recreación artística del exoplaneta HD 85512b, que podría tener agua líquida. Es uno de los mejores candidatos a ser habitable.
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Recreación artística del exoplaneta HD 85512b, que podría tener agua líquida. Es uno de los mejores candidatos a ser habitable.

En casos poco frecuentes, los astrónomos han encontrado planetas de la manera más simple: viéndolos.

Es muy raro encontrar un planeta así. Para poder distinguirlo de su estrella es necesario que esté razonablemente lejos (no seríamos capaces de distinguir a Mercurio del Sol, por ejemplo). Pero si el planeta está demasiado lejos no reflejará suficiente luz como para ser visible.

Los exoplanetas que pueden ser observados a simple vista con un telescopio son muy grandes (al menos como Júpiter) y muy cálidos. Emiten su propia radiación de infrarrojos, que puede ser detectada por telescopios y usada para distinguirlos de sus estrellas. Los planetas que orbitan enanas marrones (estrellas que, técnicamente, no son estrellas porque no tienen la suficiente masa para generar reacciones de fusión por sí mismas, y apenas emiten luz) son más fáciles de detectar.

Las imágenes directas también nos han servido para encontrar algunos planetas interestelares masivos: planetas que, en lugar de orbitar alrededor de una estrella, orbitan alrededor de la propia galaxia.

Lente gravitacional

Recreación artística de Upsilon Andromedae b
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Recreación artística de Upsilon Andromedae b

Hasta ahora todos los métodos son más o menos fáciles de entender aunque no tengamos mucho conocimiento de ciencias, ¿verdad?. Bueno, pues la parte fácil se ha acabado aquí, porque para poder entender el método de lente gravitacional hace falta ser un poco más abstracto.

Imagina una estrella muy lejana, y otra estrella a medio camino entre ese astro y la Tierra. En algunas ocasiones, es posible que las dos estrellas se coloquen casi en línea recta, ocupando el mismo espacio en el firmamento. Cuando esto sucede, la fuerza de la gravedad de la estrella más cercana funciona como una lente, magnificando la luz que viene de la estrella más lejana al pasar cerca de esa estrella intermedia en su camino hacia nosotros.

Si una estrella que tenga un planeta en una órbita cercana hace de lente gravitacional, el campo gravitacional del planeta puede añadir una contribución pequeña, pero detectable, a la magnificación de la luz de la otra estrella. Por tanto, en casos raros, los astrónomos han podido determinar la presencia de un planeta por cómo aumentan la luz que recibimos de estrellas más lejanas.

Variación del momento de tránsito

Recreación artística del exoplaneta 47 Ursae Majoris b
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Recreación artística del exoplaneta 47 Ursae Majoris b

Si un planeta ha sido detectado con el método de tránsito que he comentado al principio del artículo, las variaciones en la duración de su tránsito proporciona a los astrónomos una forma muy útil de detectar planetas que no estén en tránsito, y con masas comparables a las de la Tierra. Vale, este párrafo es bastante fácil que te suene a chino y se parezca a aquello de «la parte contratante de la parte contratante…», así que intentaré simplificarlo, por si acaso: Si hemos encontrado un planeta por el método de tránsito, tarde o temprano volverá a pasar por delante de su estrella. Si en vez de tardar siempre ese período (pongamos, por ejemplo, 9 días y 12 horas) en estar de nuevo en tránsito, tarda más o menos tiempo, entonces la única causa posible es que sea por que existe otro planeta, y ese planeta no tiene por qué estar pasando por delante de su estrella en ese momento (y por tanto no está en tránsito).

Es más fácil detectar variaciones en la duración del tránsito de un planeta si las órbitas del resto están cerca, y también si alguno de esos planetas es más masivo, porque provoca que el período orbital del planeta más pequeño se vea afectado.

La principal pega de este método es que apenas proporciona información sobre el planeta. En la mayoría de los casos sólo puede proporcionar una idea de cuál es la masa de ese planeta, pero poco más.

Variación de la duración del tránsito

La variación de la duración se refiere a cuanto dura el tránsito en sí (mientras la variación del momento se refiere a la diferencia de tiempo entre tránsitos). Las variaciones pueden ser producidas por una exoluna u otros cuerpos celestes. Cuando se encuentra un planeta circumbinario (es decir, orbita a dos estrellas a la vez en lugar de sólo una), se puede utilizar este método para confirmarlo fácilmente. En sistemas binarios muy cercanos entre sí, las estrellas afectan al movimiento de su compañera de manera importante, por lo que un planeta girando alrededor de ellas tiene diferencias muy grandes en cuanto duran sus tránsitos.

Duración del púlsar

Recreación artística del exoplaneta Kepler 62f
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Recreación artística del exoplaneta Kepler 62f

Como la rotación de un púlsar es tan regular podemos observar si se producen anomalías en la emisión de sus pulsos. Como en el caso de una estrella normal, un púlsar también se moverá un poco en su órbita si tiene un planeta. 

En realidad, este método no se diseñó originalmente con la detección de planetas en mente, pero es tan sensible que nos permite encontrar planetas mucho más pequeños que con cualquier otro método. De hecho, pueden llegar a tener tan sólo la décima parte de la masa de la Tierra. Sin embargo, tiene dos pegas: los púlsares son bastante raros y hace falta que se den unas circunstancias muy concretas para que se forme un planeta en torno a uno, así que es poco probable que haya muchos planetas alrededor de los que podemos observar.

Recreación artística de una hipotética exoluna
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Recreación artística de una hipotética exoluna

Y en cualquier caso, aunque los hubiese, la vida no podría sobrevivir en ellos (al menos no como la conocemos aquí) porque la radiación es extremadamente intensa. En 1992, fue este método, precisamente, el que permitió a Aleksander Wolszczan y Dale Frail descubrir planetas en el púlsar PSR 1257+12. Fueron los primeros exoplanetas confirmados.

Variaciones elipsoidales

Los planetas masivos (cercanos a su estrella) pueden provocar pequeñas distorsiones en la forma del astro. Cuando una estrella tiene una forma ligeramente elipsoidal, su brillo aparente varía, dependiendo de si la parte deformada está en la zona visible del observador o no. Este método ayuda a determinar la masa mínima del planeta, y su sensibilidad depende de la inclinación orbital respecto a la estrella.

Este método es especialmente útil para encontrar planetas que orbitan estrellas que han abandonado la fase de secuencia principal.

Polarimetría

Recreación artística de una posible exoluna en Upsilon Andromedae d. Es posible que las exolunas también puedan albergar vida.
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Recreación artística de una posible exoluna en Upsilon Andromedae d. Es posible que las exolunas también puedan albergar vida.

La luz emitida por una estrella no está polarizada (es decir, la dirección en la que oscila la onda de luz es aleatoria). Sin embargo, cuando la luz es reflejada en la atmósfera de un planeta, la onda de luz interactúa con las moléculas de la atmósfera y pasa a estar polarizada. 

Este método tiene una gran ventaja, y una gran desventaja. La polarimetría permite a los astrónomos determinar la composición de la atmósfera del planeta. Su gran desventaja, es precisamente esa, este método no funciona en planetas sin atmósfera. Del mismo modo, es más fácil encontrar planetas grandes, ya que reflejan más luz, y hace más fácil poder encontrar esa polarización. De toda la luz que emite una estrella, es posible que sólo una parte entre un millón esté polarizada, es decir, sólo una parte ínfima de toda la luz que observamos de la estrella.