EXOPLANETES

Avui parlarem de l’extraordinària revolució succeïda els darrers anys, gràcies al desvetllament d’un dels grans interrogants que l’astronomia arrossegava des dels seus inicis: Existeixen altres móns fora del nostre Sistema Solar?
Al nostre Sol l’envolten 8 grans planetes amb les seves nombroses llunes i un extensíssim grup de cossos més petits, entre planetoides, asteroides i cometes. És això quelcom habitual entre les estrelles de l’Univers o, al contrari, és una rara excepció o, fins i tot, l’única excepció? Fins fa ben poc, aquesta pregunta només es podia respondre mitjançant hipòtesis. Alguns sostenien que si l’existència de planetes fos quelcom excepcional, seria molta casualitat que nosaltres haguéssim anat a parar a un estel envoltat d’un nombre de planetes extraordinàriament gran, quan el més normal hagués estat que el Sol tingués només un planeta o dos. Així que, sostenien, els planetes devien ser quelcom força habitual entre les estrelles.
Altres, en canvi, suposaven molt complicada la constitució de sistemes extrasolars, donat el gran nombre de factors que teòricament havien de coincidir per a que això succeís: El tamany de l’estrella, el seu tipus, la seva edat, el fet de disposar de prou matèria al seu voltant, la seva dinàmica en els moments inicials, etc. Tot i admetre que, per un simple càlcul estadístic, donats els milions de milions d’estrelles del l’Univers existirien planetes extrasolars ni que fos per casualitat, podien ser tan escassos, llunyans i aïllats que potser mai arribaríem a detectar-ne cap. És més, encara que hi fossin... com es podien detectar uns cossos tan petits orbitant immenses boles incandescents a desenes o centenars d’anys llum de nosaltres?
Semblàvem destinats a restar per sempre en la ignorància i la resignació, atrapats en el nostre Sistema Solar, que avui ens sembla inabastable però que potser un dia ens semblarà una presó. Un Sistema Solar constituït, excepte una sola excepció, per móns hostils i desolats, enormes roques despullades acribillades de cràters o gegants gasosos sense superfície sòlida. Quin panorama més desolador...

EL PRIMER EXOPLANETA
Però vet aquí que el 1995 esclatà la millor notícia de la història de l’astronomia: Dos astrònoms de l'Observatori de Ginebra havien detectat un planeta del tamany de Júpiter orbitant l’estrella 51 Pegasi. El nou planeta va ser batejat amb el científic nom de "51 Pegasi B". Hi havia planetes a les estrelles! Immediatament, armats amb noves tècniques, els astrofísics començaren a detectar exoplanetes a un ritme creixent: A dia d’avui ja en coneixem uns 900 i es dóna per cert que el fet que una estrella tingui planetes és la cosa més normal del món. Certament, el més probable és que la gran majoria siguin tan inhòspits com els nostres veïns (o pitjor) però, ni que sigui per casualitat, de tant en tant n’hi haurà algun de relativament semblant al nostre! Els exoplanetes són tan lluny i són tan petits que la seva detecció és complicada i la seva visió gairebé impossible, tot i que existeixen algunes precàries imatges. La gran majoria sabem que hi són i com són, però no els hem pogut veure. Actualment, però, tenim en construcció alguns enormes telescopis de nova generació que permetran estudiar directament els exoplanetes i descobrir els seus secrets. En propers apunts descobrirem els subtils mecanismes que utilitzen els caçadors d’exoplanetes i com poden fins i tot deduir algunes de les seves característiques bàsiques sense ni tan sols haver-los vist.

Actualment sabem de l'existència de sistemes solars sencers que han sorprés els astrofísics per la seva diversitat i alguna configuració que es donava per impossible. Kepler 11, per exemple, un estel del mida solar de la constel·lació del Cigne, a 2000 anys llum, té almenys 6 planetes orbitant al seu voltant... 5 dels quals ho fan més a prop del seu sol que Mercuri del nostre! Descobertes com aquesta demostren que, en aquest meravellós Univers, qualsevol cosa és possible.

Primera imatge directa d'un exoplaneta, en infraroig: 
El 2M1207B és el punt vermell, orbitant l'estrella 2M1207, de la constel·lació del Centaure, a 172 anys llum de nosaltres

JÚPITERS CALENTS
La gran majoria dels exoplanetes detectats fins avui són gegants gasosos del tipus de Júpiter o Saturn, a vegades més grans i a vegades més petits que ells. Uns quants orbiten el seu estel a molt poca distància, per la qual cosa han estat definits de manera genèrica com a “Júpiters calents”. En ells, es suposa que l’atmosfera és en permanent ebullició i no es descarta que, de fet, alguns siguin mons literalment en procés de fusió, rajant gegantines columnes de gas a l’espai. En qualsevol cas, com Júpiter, Saturn, Urà o Neptú, els gegants gasosos, calents o freds, no són aptes per a la vida tal com nosaltres la coneixem. Per començar, en ser una enorme bola de gas, no tenen una superfície sòlida. Si intentéssim aterrar en ells, descobriríem que mai tocaríem terra ferma sinó que ens aniríem internant durant milers i milers de quilòmetres en una atmosfera de núvols cada cop més densos fins que, en algun punt, la densitat ja seria tal que no ens deixaria seguir baixant. Això si l’enorme pressió de les capes que hem deixat enrere no ens ha esclafat abans... 

Més avall, es suposa que hi deu haver una zona de gas liquat i, encara més avall, una gran escorça de gas congelat en forma de gel. Potser al centre del planeta subsisteixi un petit nucli rocós, geològicament semiactiu. Per suposat, la gravetat que regna en aquests planetes va en consonància amb la seva colossal massa, milers de vegades la terrestre. Ja veieu que, amb aquest panorama, de poca cosa ens serveixen aquest tipus de planetes. 

Però no ens hem de desanimar! Si la majoria d’exoplanetes descoberts fins avui són gegants gasosos no és per que n’hi hagi més sinó per que són els més fàcils de detectar. Com que són els més grans, són els que més tapen la llum de la seva estrella i els que gravitatòriament la pertorben més, precisament els dos paràmetres més fiables per a detectar exoplanetes. Això exclou els planetes rocosos de mida terrestre? De cap manera! És més, allà on hi hagi gegants gasosos segurament hi haurà tot un sistema solar, amb algun planeta semblant al nostre. De fet, també són centenars els planetes rocosos detectats fins avui, la majoria d’una mida més gran que la Terra: Són les anomenades “superterres”, de les quals en parlarem al proper punt.

Júpiter calent

SUPERTERRES 

Com comentàvem al punt anterior, la majoria de planetes extrasolars que hem descobert són gegants gasosos del tipus de Júpiter, ja que donat el seu tamany són els primers que es veuen. Però no és gens menyspreable la quantitat de planetes més petits i rocosos que ja han estat detectats. De moment, en gran mesura són cossos de vàries vegades el tamany de la Terra, d'aquí que se'ls denomini generalment "superterres". En una d'aquestes superterres, però, nosaltres no ens hi sentiríem gaire a gust, ja que la gravetat superficial es correspon a la massa planetària i quedaríem aclaparats sota el nostre propi pes, que allà es multiplicaria. Tot i això, és evident que les possibilitats biològiques d'un planeta rocós, per gran que sigui, són molt més il·lusionants que les d'un gegant gasós. La vida ens ha demostrat al nostre propi planeta la seva capacitat per a adaptar-se a gairebé qualsevol circumstància, és molt probable que també es desenvolupi en una gravetat elevada, potser aprofitant oceans on la gravetat es vegi atenuada.

Però això tot just acaba de començar! La nau Kepler, que rastreja milers d'estels a la recerca d'exoplanetes, ha detectat algun sistema, com KOI-961, amb planetes tan petits com 0.78, 0.73 i 0.57 vegades el radi terrestre! És indubtable que en els propers anys aniran sortint els planetes rocosos de tamany similar a la Terra que, sens dubte, són allà, tan nombrosos com els planetes gegants només que més difícils de veure... I si en teniu dubtes, aquí està el planeta Kepler 22b, a 600 anys llum de nosaltres: Té 2'4 vegades el radi terrestre, orbita el seu estel cada 289 dies i ho fa DINS la zona habitable, és a dir, ni massa a prop ni massa lluny per a fer impossible la vida tal com la coneixem. És important parlar del que s'entén per "zona habitable", ja que aquesta és diferent per a cada estrella. Per començar, estem parlant de la distància òptima per a que les temperatures del planeta siguin acceptables per a la vida i permetin l'existència d'aigua líquida. Però no sempre és la mateixa distància: Una estrella més lluminosa que el Sol trasllada la zona habitable del seu sistema planetari més lluny que la del nostre Sistema Solar i una estrella menys potent necessita tenir els planetes habitables més a prop que el nostre Sol. Kepler 22b, per exemple, és un 15% més a prop del seu sol que la Terra del nostre, però com que aquell sol és un 25% menys lluminós, la cosa quadra. Si tingués atmosfera, en aquell planeta la temperatura mitjana es calcula que estaria entre els 22 i 27ºC.

Tot i això, encara estem lluny de veure els detalls d'aquests petits exoplanetes rocosos, ja que a tal distància resulta gairebé impossible saber res sobre la seva composició, atmosfera i possibles oceans. Però ja estan en marxa nous telescopis i satèl·lits que faran el següent pas i ens els mostraran en tot el seu esplendor.

Exoterra

MÈTODES DE DETECCIÓ

Fins fa poc tots els mètodes de detecció de planetes extrasolars eren mètodes indirectes, ja que la feble lluminositat dels possibles planetes i la seva gran proximitat a les estrelles respectives en feia impossible una observació directa amb mètodes òptics. Per això tots els mètodes es basen en els efectes que el planeta o planetes produeixen sobre l'estrella o sobre el material que els envolta. Només en els darrers anys s'ha assolit la capacitat d'observar directament la radiació infraroja emesa per alguns planetes extrasolars. La detecció d'un exoplaneta comença per l'observació d'algun símptoma en un estel determinat mitjançant qualsevol dels mètodes que anirem veient tot seguit. Parlarem llavors d'un "candidat" a exoplaneta. Posteriorment, s'estudia el candidat minuciosament mitjançant la combinació de diversos mètodes a fi de descartar altres causes que podrien presentar símptomes semblants a l'existència d'exoplanetes. Finalment, si es confirmen els nous planetes, es poden arribar a aconseguir alguns paràmetres bàsics com la seva massa, distància orbital, densitat aproximada, etc.
Comencem ara a veure els diversos mètodes que permeten descobrir planetes orbitant estrelles a tan enormes distàncies:

a) Velocitat radial.
Aquest mètode es basa en l'efecte Doppler. El planeta, en orbitar l'estrella central, exerceix també una força gravitacional sobre aquesta, de manera que l'estrella gira al voltant del centre de masses comú del sistema. Les minúscules oscil·lacions de l'estrella poden detectar-se mitjançant lleus canvis en les línies espectrals, segons si l'estrella s'apropa a nosaltres (desplaçament al blau) o s'allunya (desplaçament al vermell). És, amb les ones lumíniques, el mateix que passa amb la sirena d'una ambulància que puja de to mentre s'acosta a nosaltres i baixa mentre s'allunya, degut a la compressió o descompressió de les ones sonores. Aquest mètode ha estat el més reeixit en la recerca de nous planetes tot i requerir medicions extremadament subtils. Com anirem veient, amb altres mètodes la cosa encara requereix més precisió...
Recordem de pas que l'efecte Doppler és la clau que va permetre Hubble descobrir l'expansió de l'univers, en adonar-se que la llum de gairebé totes les galàxies observables patia un "desplaçament al vermell" indicatiu de que s'allunyaven de nosaltres a més velocitat contra més lluny es trobaven.
 

L'efecte Doppler

b) El trànsit.
Qualsevol variació en la llum que ens arriba d'un estel pot tenir diverses causes. Pot ser originada en el propi estel, per exemple, si és un estel variable o està patint alguna convulsió interna. Però també pot ser que hi hagi alguna cosa passant entre l'estel i nosaltres, que eclipsi parcialment la llum emesa. És el que succeeix de tant en tant amb els planetes Mercuri i Venus, que es deixen veure transitant per davant del Sol. Aquest tipus de trànsits són els que delaten l'existència d'un exoplaneta orbitant un determinat estel. Per suposat, els estels són tan lluny i els planetes tan petits en comparació amb ells que la variació lumínica que ocasiona un planeta en trànsit és increïblement diminuta, però tot i així disposem d'instruments capaços de detectar-la. Per a fer-nos una idea, la variació de llum habitual que delata l'existència d'un exoplaneta és d'1/10.000, més o menys la que ocasionaria el pas d'un mosquit pel davant d'una bombeta a varis quilòmetres de distància de nosaltres. Per a donar per confirmada l'existència d'un exoplaneta, cal observar almenys tres trànsits amb el mateix interval de temps entre ells. Això és imprescindible per tal de descartar que la variació lumínica de l'estrella tingui l'origen en una altra causa.
Aquest sistema té l'avantatge que és molt senzill i permet estudiar simultàniament un gran nombre d'estrelles, tal com fa la sonda Kepler, que des del 2009 s'ha dedicat, amb un éxit enorme, a cercar exoplanetes amb el mètode del trànsit. Els inconvenients, però, són que només funciona amb aquells planetes l'òrbita dels quals talla la línia visual entre la Terra i l'estrella a la qual orbiten. Si uns astrònoms d'un planeta llunyà situat sobre els nostres pols Nord o Sud cerquéssin planetes en trànsit entorn el nostre Sol, no en detectarien cap, per que cap planeta passaria mai entre el Sol i ells. Un altre inconvenient és que, un cop detectat el primer trànsit, cal seguir observant l'estrella fins que se'n produeixen uns quants més, per tal de confirmar que, efectivament, hi ha quelcom orbitant l'estel cada cert temps. Això pot ser viable en planetes que tinguin una òrbita petita i passin cada poc temps per davant del seu sol, però... i si orbiten lluny? Imaginem que els astrònoms extraterrestres dels que abans parlàvem es mudéssin a un altre estel que els permetés detectar els trànsits dels planetes del nostre sistema solar. Imaginem que detecten el trànsit de la Terra per davant del Sol i segueixen observant-nos. Al cap d'un any veurien el segon trànsit i al cap d'un altre any, el tercer, la qual cosa els confirmaria no només que la Terra existeix sinó que el seu any és de 365 dies. Però posem per cas que el que detecten és el trànsit del planeta Urà: Donada la seva distància al Sol, haurien d'esperar 84 anys a observar el següent trànsit!
Un cop detectat un exoplaneta, la mida de la seva òrbita es pot calcular a partir del període (el temps que tarda el planeta en fer una òrbita al voltant de l'estrella) i la massa de l'estrella per la tercera llei de Kepler. La mida del planeta es dedueix de la grandària de l'estel i la disminució lumínica que li provoca. A partir de la mida orbital i la temperatura de l'estrella, es pot calcular la temperatura característica del planeta.
El que es fa habitualment és utilitzar aquest mètode per a marcar de manera relativament senzilla un gran nombre d'estels que presentin variacions lumíniques sospitoses. Posteriorment, aquests candidats són estudiats detingudament amb els altres mètodes per tal de confirmar-ne els possibles exoplanetes.

Trànsit

c) Microlents gravitatòries. 

Cal recordar que Einstein descobrí que la llum, com les partícules amb massa o en general qualsevol objecte, es veu afectada per la gravetat quan passa prop d'un cos massiu com un estel o un planeta. L'efecte de lent gravitacional es produeix quan els camps gravitatoris del planeta i de l'estrella actuen per augmentar o focalitzar la llum d'una estrella distant, situada en segon pla. Perquè el mètode funcioni, els tres objectes han d'estar quasi perfectament alineats. El principal defecte d'aquest mètode és que les possibles deteccions no són repetibles i el planeta així descobert ha de ser estudiat addicionalment per algun dels mètodes anteriors.

d) Pertorbacions en discs circumestel·lars.

En estrelles joves, amb discs circumestel·lars de pols al seu voltant, és possible detectar irregularitats en la distribució de material al disc, ocasionades per la interacció gravitatòria amb un planeta (exactament com succeeix als anells de Saturn amb les seves llunes). D'aquesta manera ha estat possible inferir la presència de 3 planetes orbitant l'estrella β Pictoris i d'un altre planeta orbitant l'estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrelles encara més joves la presència d'un planeta gegant en formació seria perceptible a partir del buit de material gasós que deixaria al disc d'acreció.

e) Astrometria

Molt semblant al mètode de la velocitat radial, aquí es tracta de mesurar directament la diminuta oscil·lació de l'estrella causada per l'atracció gravitacional dels planetes que pugui tenir al voltant. Un sistema solar gira en torn d'un centre de masses equilibrat entre l'estel central i els planetes. Com que l'estel és enormement més gran que els planetes, l'efecte d'aquests sobre ell és diminut... però existeix. El centre del nostre Sistema Solar NO és el centre del Sol sinó que tot el sistema gira al voltant d'un centre de masses situat dins el sol, però a milers de quilòmetres del seu centre. Això ocasiona un efecte de bamboleig en el Sol que és mesurable i que no es produiria si el Sol no tingués planetes al voltant.

f) Observació directa.

El març de 2005 l'equip del Spitzer Space Telescope pogué detectar directament la radiació infrarroja emesa per dos planetes extrasolars ja coneguts: HD 209458 b and TrES-1. Això obrí la porta a poder detectar nous planetes gràcies a la seva radiació infrarroja. També el 2005 s'anuncià l'observació directa d'imatges dels planetes extrasolars GQ Lupi b i 2M1207 b.

Un exemple d'strometria

Els nous telescopis en construcció faràn més factible l'observació directa d'exoplanetes en un futur proper, tot i que molt probablement els altres sistemes de detecció es seguiran utilitzant durant molt de temps per a saber on observar: La quantitat d'estels és tan enorme que és una quimera pretendre observar-los un a un a veure si tenen planetes...