Com es descobreixen nous planetes?

Sovint es pensa que la detecció de nous planetes es du a terme a simple vista, per exemple, a través d'alguna fotografia. No obstant això, quasi mai és així, sinó que es fa a través de diferents mètodes indirectes que engloba l'astronomia d'observació. Encara que el nombre de tècniques és molt variat, una de les més importants és la fotometria.

La fotometria astronòmica és una tècnica que té com a objectiu mesurar la lluentor dels astres per a poder obtindre informació sobre la seua naturalesa i propietats. Una lluentor, és a dir, una llum, que no és més que radiació electromagnètica emesa pel cos celeste. Aquesta radiació es descompon en diferents longituds d'ona, que són l'objecte d'estudi de la fotometria i que s'agrupa en grans intervals.

Els orígens de la fotometria es remunten a la Grècia antiga. En aquell temps, Hiparc de Nicea (190-120 aC) va introduir la primera escala de lluentors, que establia que com més brillant fora un astre, més negatiu seria el seu valor dins l'escala. Així mateix, encara que redefinit i formalitzat en el segle XIX per part de Norman R. Pogson, avui dia es continua usant el sistema de magnituds d'Hiparc. Es tracta, per tant, d'una tradició mil·lenària que ha estat de gran utilitat per a evitar el maneig de nombres poc còmodes (quantitats molt grans).

Què és un exoplaneta?

Fins ara ens hem referit a un cos celeste o astre, però el que en realitat es busca són els anomenats exoplanetes o planetes extrasolars, que són els que orbiten al voltant d'una estrella diferent del Sol. No pertanyen, per tant, al sistema solar.

Des de fa segles ja es creia en l'existència d'aquesta mena d'astres. Giordano Bruno (1548-1600), basant-se en la teoria heliocentrista de Copèrnic, pensava que les estreles eren similars al Sol i que, per tant, estaven orbitades per planetes. Aquesta possibilitat va aparéixer fins i tot en el llibre Philosophiae naturalis principia mathematica (Principis matemàtics de la filosofia natural) (1687), d'Isaac Newton. No obstant això, la primera confirmació del descobriment d'un exoplaneta no tingué lloc fins a finals del segle XX, amb la troballa d'un sistema de planetes orbitant al voltant del púlsar (o estrela de neutrons) Lich el 1992. Finalment, la primera detecció confirmada d'un planeta extrasolar orbitant al voltant d'una estrela de seqüència principal fou la de Dimidio i tingué lloc el 1995.

Des de llavors el nombre de descobriments ha crescut any rere any, i actualment es confirma la presència d'un total de 5.347 exoplanetes, a més de tindre al voltant d'uns 9.500 candidats. Per a això, s'han implementat múltiples mètodes de detecció, i ha resultat que els més eficients són el de velocitat radial i el de trànsits. En la imatge inferior es troben representades les deteccions acumulades al llarg de tots aquests anys per a cadascun dels mètodes, i hi podem observar el predomini d'aquests dos esmentats.

Mètode de trànsits

Com a mètode a través del qual s'han fet la major part de les troballes, ens centrem en el de trànsits. Podem definir el trànsit d'un exoplaneta com el fenomen que ocorre quan aquest s'interposa entre l'observador i l'estrella al voltant de la qual orbita, ocultant part del disc estel·lar. A priori, el flux de llum que ens arriba d'un astre és constant, però en interposar-se l'exoplaneta en el nostre camp de visió de l'estrela, fa que aquest flux siga inferior al que ens arriba quan no es produeix el trànsit. Podem observar aquest fet en les anomenades corbes de llum il·lustrades tant en la figura com en el vídeo inferior.

Durant el trànsit, el flux de llum decau, ja que el planeta bloqueja part de la radiació procedent de l'estrela. A continuació, el flux augmenta a mesura que el costat diürn del planeta es torna més visible. Posteriorment, es produeix una segona caiguda corresponent a l'ocultació del planeta per part de l'estrela, seguida d'una disminució en el flux rebut a mesura que es veu més el costat nocturn del planeta.

A més a més, estudiant aquest descens de llum podem conéixer i estimar alguns paràmetres de l'òrbita i certes característiques de l'exoplaneta. Per exemple, la forma i durada del trànsit depenen fonamentalment de la grandària i període de rotació de l'exoplaneta al voltant de l'estrela. En la imatge inferior es mostren diverses corbes de llum per a diferents tipus de trànsits, on podem apreciar que com més gran és l'exoplaneta en comparació a l'estrela, major és la profunditat del trànsit. També podem observar que com més gran és el període de rotació de l'exoplaneta entorn de l'estrela, més durada té el trànsit, atés que el planeta tardarà més temps a recórrer la secció angular on ens oculta part de l'estrela.

En definitiva, gràcies a l'estudi de la llum procedent d'un astre podríem no només descobrir un nou planeta, sinó fins i tot arribar a determinar-ne diversos trets característics.