Com trobar exoplanetes

Amb la tecnologia actual podem trobar molts d'aquests exoplanetes, en aquesta entrada aprendreu d'una manera senzilla les tècniques que s'utilitzen.

Però ... Què és un Exoplaneta?

A l'Univers hi ha altres sistemes planetaris a part del nostre; quan parlem d'un planeta que orbita una altra estrella diferent del Sol se li denomina Exoplaneta o Planeta Extrasolar.

La Formació de Sistemes planetaris és normal en la majoria de les estrelles, per tant en la immensa majoria de les estrelles hi ha planetes. El nostre sistema solar es va formar des d'un núvol de gas i pols.

Formació d'un sistema planetari (agregació)

El primer planeta extrasolar descobert va ser per Aleksander Wolszczan, astrònom polonès, aquest va anunciar el 1992 el descobriment de 3 objectes sub-estel·lars de baixa massa orbitant el púlsar PSR1257 + 12 mitjançant el mesurament de la variació periòdica en el temps d'arribada dels polsos de radi d'un púlsar. Aquests van ser els primers planetes extrasolars descoberts.

Els primers planetes extrasolars al voltant d'estrelles de la seqüència principal (semblants al Sol) van ser descoberts en la dècada de 1990, en una dura competició entre equips suïssos i nord-americans. El primer planeta extrasolar va ser anunciat per Michel Mayor i Didier Queloz, del grup suís, el 6 d'octubre de 1995. L'estrella principal era 51Pegasi i l'exoplaneta es va designar amb el nom 51Pegasi b. Van usar el mètode de la velocitat radial.

MÈTODES DE DETECCIÓ

Parlarem dels mètodes més utilitzats:

- Velocitat Radial, Astrometría, Trànsits i Visió directa.

Encara que també hi ha altres mètodes més complicats com a mesures de pols de ràdio d'un púlsar, observant variacions en binàries eclipsants o mitjançant microlents gravitacionals, però parlarem d'aquests en altres entrades.

1) Velocitat radial: Aquest mètode es basa en l'Efecte Doppler. El planeta, a l'orbitar la seva estrella, exerceix una força gravitacional sobre aquesta de manera que l'estrella gira sobre el centre de massa comuna del sistema.

Les oscil·lacions de l'estrella poden detectar-se mitjançant petits canvis en les línies espectrals segons l'estrella s'apropa a nosaltres (desplaçament cap al blau) o s'allunya (desplaçament cap al vermell). És molt bon mètode per detectar planetes gegants que estiguin molt a prop de l'estrella.

Corba de velocitat radial resultant de la presència d'un planeta, que depèn de la seva massa i dels elements de la seva òrbita.

2) Astrometría: Com l'estrella gira sobre el centre de massa es pot intentar registrar les variacions de la seva posició i el moviment oscil·latori de l'estrella. Són oscil·lacions molt petites, així i amb aquest mètode es va trobar un Exoplaneta el 2009, anomenat VB10b ja que està al voltant de l'estrella VB10, una nana vermella a 20 anys llum de nosaltres. VB10b té una mida de 6 vegades el planeta Júpiter.

Recreació de l'exoplaneta VB10b voltant de la seva estrella

3) Trànsits: Consisteix a observar fotométricament l'estrella i detectar subtils canvis en la intensitat de la seva llum quan un planeta òrbita per davant d'ella. Aquesta petita variació en la brillantor de l'estrella fruit del trànsit del Exoplaneta ens pot determinar molts paràmetres, com profunditat de trànsit, mida del planeta, atmosfera, zona d'habitabilitat.

Corba de brillantor en funció del temps d'un trànsit

A partir de la corba de llum del trànsit es determina el quocient de radis planeta / estrella i la inclinació orbital, a més d'altres paràmetres de l'estrella i de l'òrbita.

En general, les observacions de trànsit han de ser complementades amb mesures de velocitat radial per, d'aquesta manera, calcular la massa i determinar la naturalesa planetària de l'objecte.

Altres aplicacions dels trànsits: Determinació de l'atmosfera del planeta. Durant el trànsit i abans de l'ocultació del planeta reflecteix la llum de l'estrella i podem determinar l'espectre del planeta i per tant la composició de la seva atmosfera. Mètode molt refinat i complicat però amb molt bons resultats.

4) Visió directa: és un objectiu primordial actualment però té un problema, els objectes estan molt lluny i queden tacats per la lluentor de la seva estrella. La solució a aquest problema és l'observació en un punt, és a dir s'observa un píxel.

Les variacions en la reflexió de la llum sobre el planeta i les modulacions en la brillantor i la temperatura durant el seu període de rotació o de translació mesures a diferents longituds d'ona poden ser usades per a deduir les propietats de la seva atmosfera i de la seva superfície.

Cal estudiar com es veuria el nostre propi planeta des de la distància, amb tota la seva llum concentrada en un sol píxel. Amb aquesta informació i per comparació podem determinar atmosferes i característiques d'altres planetes. Podem fins i tot determinar la possible presència de vida, observant la presència de biomarcadors.

Els biomarcadors ens obren la porta a la detecció remota de vida, que d'altra manera seria inviable fins a un futur a llarg termini. La presència de diòxid de carboni, un gas d'efecte hivernacle, ozó (que indica oxigen en abundància) i traces de metà pot ser indicatiu d'un planeta amb una temperatura superficial estable i suau amb una biosfera. També pot ser important la detecció d'òxids de nitrogen, que es troben sovint associats a activitat biològica de tipus bacterià.

Com veieu aquests són els mètodes més usats encara que hi ha algun més molt més complicat però que ja seria complicar molt més aquesta petita entrada. En la següent gràfica podeu veure alguns dels exoplanetes descoberts i el seu mètode de descobriment:

Nombre d'Exoplanetes descoberts segons el mètode

Ja sabeu una mica més de la recerca d'exoplanetes, com veieu no estem sols a l'Univers, calculeu que si sol en la nostra galàxia hi ha 300.000 milions d'estrelles i en cada estrella pot haver planetes, amb que només n'hi haja un amb possible vida (de qualsevol tipus) tindríem 300.000 milions de planetes amb vida, i només en la nostra galàxia ... calculeu el que hauria a la resta de l'Univers ...

Article publicat originalment en Univers Bloc.