Un planeta fuera del Sistema Solar


Desde el siglo XVIII cuando Kant y Laplace propusieron las hipótesis para la formación del Sistema Solar, los astrónomos han supuesto que los planetas se condensan de un disco giratorio enorme de gas y polvo. Este material a su vez se ha contraído del medio interestelar, es decir, del material que existe entre las estrellas. Aproximadamente las mitad de las estrellas en la vecindad solar forman parte de sistemas dobles o múltiples por lo que parece razonable suponer que los sistemas planetarios son comúnes, si no es que la norma alrededor de sistemas de una sola estrella, como es el caso del Sol.

Hasta hace muy poco los astrónomos habían buscado sin éxito planetas alrededor de estrellas normales, es decir, de estrellas que no formen parte de un sistema binario o múltiple. En Octubre pasado, dos astrónomos suizos, Michel Mayor y Didie Queloz del Observatorio de Génova anunciaron el descubrimiento de un objeto cuya masa es la mitad de la masa de Júpiter orbitando muy cerca de la estrella Pegaso 51. Debido a que Pegaso 51 es visible a simple vista y por tratarse de una estrella similar al Sol, el anuncio original en Octubre pasado, no solo cautivó la opininón pública sino llamó la atención de los astronómos profesionales que se dedican a la búsqueda de planetas porque aparentemente el planeta propuesto está inesperadamente muy cerca de la estrella madre.

La detección de planetas, aún en el caso de planetas gigantes como Júpiter, es una reto extremadamente difícil. Júpiter tiene una milésima de la masa del Sol y visto desde una estrella distante se vería 0.000000001 veces menos brillante que el Sol, en luz visible. Las técnicas mas usadas para la detección de planetas son básicamente dos. La primera consiste en medir el desplazamiento de la imagen de la estrella contra el fondo de las estrellas distantes, que parecen fijas. La segunda técnica consiste en medir los cambios de velocidad de la estrella en la dirección de observación, cuando el planeta está en la dirección de obervación la velocidad de la estrella cambia. Las dos técnicas son complementarias: mientras mayor sea la separación entre el planeta y la estrella, mayor será el desplazamiento de la imagen de la estrella y menor será el cambio en la velocidad. No obstante, aun para planetas con la masa de Júpiter estos cambios son extremadamente sutiles.

En 1992, los radioastrónomos Wolszcan y Frail fueron los primeros en detectar un sistema de planetas, consistente en dos planetas terrestres orbitando alrededor del pulsar PSR1257+12, cuyo período de rotación es de 6.2 milésimas de segundo. Posteriormente se descubrión un tercer compañero con una masa igual a la de la luna. Los pulsares son relojes cósmicos precisos que pueden ser comparados con los relojes atómicos existentes en la Tierra. Desafortunadamente para los teóricos el descubrimiento no ayudó a clarificar la pregunta de la incidencia y naturaleza de los planetas alrededor de estrellas normales y el posible papel que juegan los sistemas planetarios en la formación de las estrellas. Por lo tanto el incentivo de buscar planetas alrededor de estrellas del mismo tipo que el Sol sigue siendo muy fuerte.

La pregunta obligada en el caso de nuevos descubrimientos es si la detección es realmente sólida y no se debe a algún error experimental. Para considerarse como tal debe ser confirmado por otro grupo de astrónomos observacionales. En el caso de Pegaso 51 diferentes grupos, uno en Colorado y otro en el Observatorio de Lick en California, han confirmado las observaciones reportadas por Mayor y Queloz en Pegaso 51. Sin embargo, la interpretación planetaria no es la única y quedan muchas cosas por explicar. Por ejemplo, la presencia de un planeta tan masivo tan cerca de una estrella no se explica dentro de las teorías de formación planetaria existentes y por lo tanto la interpretación de este resultado representa un reto para los teóricos. No se sabe si el nuevo planeta es un cuerpo sólido o gaseoso no si está solo o acompañado de otros cuerpos similares. Sin duda alguna en el futuro cercano habrá estudios espectroscoópicos mas profundos para definir cual es la hipótesis correcta.

Fuente: Nature, 1995, 378, No. 6555.


Esperanza Carrasco Licea & Alberto Carramiñana Alonso
Diario Síntesis, 16 de Enero de 1996