Hasta hace algunos años solamente conocíamos los planetas que giran alrededor del Sol, pero recientemente los astrónomos parecen encontrar uno nuevo cada día, orbitando alrededor de otras estrellas. ¿Cómo hacen para detectarlos? 

El prefijo “exo” significa “fuera” en griego y, en este caso, hace alusión a los planetas que se encuentran en otros sistemas solares. Los astrónomos sospecharon desde siempre que otras estrellas debían tener planetas girando alrededor suyo. Sería muy extraño que el Sol fuera una especie de anomalía cósmica, con todos esos objetos que lo acompañan. Todo lo que sabíamos sobre evolución planetaria, formas, tamaños, composición química, órbitas y satélites lo aprendimos del único ejemplo que teníamos a mano.

Con el tiempo y, sobre todo, con la evolución de los telescopios se descubrieron las llamadas “nebulosas planetarias”, enormes cantidades de material orbitando otras estrellas que darán origen a sistemas planetarios con el paso de miles de millones de años. Esa es la primera etapa de la vida de los planetas.

La etapa siguiente es lo que se denomina “acreción”. Por efecto de la gravedad, las partículas que forman esas nebulosas se van uniendo hasta llegar a formar cuerpos más grandes. Existen pruebas de este proceso, o al menos de la última etapa, que están dadas por los cráteres existentes en la Luna y otros cuerpos cuya superficie no sufre los efectos de la erosión debido a la falta de atmósfera y de agua.

Estudiar los demás planetas de nuestro sistema no es tarea fácil. Sólo los telescopios más avanzados, como el Hubble, pueden obtener imágenes de calidad que nos permiten observarlos. Antes de eso solo quedaba enviar naves robot para explorar su superficie o, en el peor de los casos, darnos una vueltita por sus cercanías y sacar fotos. ¿Cómo hacemos entonces para estudiar un planeta que orbita una estrella a años luz de distancia?

Hay dos métodos básicos para hacerlo, que con el paso de los años se han ido perfeccionando hasta hacerlos una muestra de ingenio científico y de tecnología llevada al extremo.

Si buscamos un planeta grande, digamos un gigante gaseoso como Júpiter o incluso más grande, podemos calcular que su enorme masa debería afectar el movimiento de la estrella alrededor de la cual gira. Si bien la estrella madre siempre es muchísimo más grande que cualquier planeta, estas bestias son capaces de “tirar” de ellas y “moverlas” de una manera que no ocurriría si estuvieran solas. Analizando con muchísimo detalle sus movimientos se puede notar que muchas estrellas tienen trayectorias oscilantes, producidas por el o los planetas que las acompañan. No sólo es posible determinar que el planeta existe, sino que las mediciones son tan precisas que permiten calcular el período orbital del planeta y su masa. Sabiendo que estos grandes planetas son generalmente gaseosos (otra cosa que aprendimos de nuestros vecinos) se puede incluso estimar su tamaño.

La cuestión se complica si queremos encontrar un planeta similar a la Tierra en tamaño y masa. La influencia de un planeta tan pequeño respecto a su estrella es casi imperceptible. Es ahí cuando hace falta utilizar otra técnica, tan precisa y delicada como la anterior. Se mide el brillo de la estrella, prestando especial atención a cualquier variación periódica. ¿Qué significa que veamos disminuir la cantidad de luz que nos llega? Sencillo, “algo” se interpone entre nosotros y ese sol. En pocas palabras, estamos observando un eclipse a cientos de años luz de distancia. La “sombra” de ese planeta nos da una idea de su tamaño y la periodicidad del eclipse nos indica cómo es su órbita.

Pero todavía podemos ir un paso más lejos. Comencemos recordando que si dejamos pasar la luz del sol a través de un prisma de vidrio observamos que la luz blanca se descompone en muchos colores. Existen incluso algunos que nuestros ojos no pueden ver, como el infrarrojo y el ultravioleta, que también están ahí. Esto se denomina “espectro contínuo”, ya que posee todos los colores (longitudes de onda) sin espacios entre ellos. Todas las estrellas emiten un espectro contínuo de luz. Por el contrario, si calentamos un gas veremos que solamente aparecen ciertas longitudes de onda en su espectro. Aunque no se note a simple vista, es posible utilizar aparatos para analizar esta luz y determinar cuales están presentes. Cada elemento químico tiene un espectro característico, que no es continuo sino que está formado por “líneas” de diferentes longitudes de onda. Lo interesante es que las longitudes de onda en las cuales emite ese elemento son las mismas en las cuales puede absorber luz. Si pusiéramos una fuente de luz con un espectro contínuo detrás de un recipiente transparente lleno con un gas determinado, veríamos que a la luz que atraviesa el gas le “faltan” longitudes de onda, que fueron absorbidas. Eso significa que podemos identificar el gas solamente mirando cuales longitudes de onda no pasaron de un lado al otro del recipiente. Esto es lo que se llama “espectroscopía” y se utiliza de diversas formas desde hace más de 100 años. En el caso particular de los exoplanetas, es posible analizar los cambios en el espectro de la estrella para saber qué gases componen la atmósfera del planeta que pasa por delante de ella. No sé a ustedes, pero a mí me resulta fantástico poder saber qué composición química tiene una atmósfera a cientos de años luz de distancia.

Cada una de estas técnicas tiene variaciones y mejoras, pero la idea principal es la que les acabo de contar. Cuando lean la próxima noticia acerca del descubrimiento de un planeta fuera del Sistema Solar, tendrán la respuesta a la pregunta: “¿Cómo saben todo eso?”

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