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Objeto Herbig-Haro en la Nebulosa de Gum (HH8). Crédito: J. Morse/STScI, y NASA/ESA.
Observación de planetas en otras estrellas
Por Octavio Alonso Lara Lima
La astronomía es una ciencia que ha evolucionado rápidamente desde hace
varias décadas y con ella nuestra concepción del Universo. Por ejemplo, hace 20
años se tenía la certeza de que existían planetas sólo en nuestro sistema solar
y por ende las investigaciones de entonces se centraban en la formación de
estrellas, pero el desarrollo de nuevas técnicas y tecnologías de observación ha
permitido saber que la mayoría de las estrellas tienen planetas.
Un pálido punto azul
El Sistema Solar está conformado por una estrella que es el Sol y ocho planetas
que orbitan elípticamente alrededor de él; la masa del más grande, Júpiter, es
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nada menos que 318 veces mayor que la de la Tierra. Uno de los objetivos de
la comunidad astronómica es comprender cómo se formó el Sistema Solar, un
problema estudiado desde tiempos antiguos, por lo que se tienen innumerables
observaciones. Un ejemplo fue el registro de la notable alineación planetaria: los
planetas están prácticamente en un plano y se mueven alrededor del Sol en la
misma dirección, algo que seguramente no se debía a una coincidencia. Así, en
1796 el astrónomo, físico y matemático Pierre-Simon Laplace planteó de manera
detallada en su libro Exposición del Sistema del Mundo, la hipótesis de que el
Sistema Solar se formó a partir de una gran nube de gas espacial que se
contrajo por acción de la gravedad. La razón por la que todo el material de la
nube no se contrajo en una sola estrella fue que tenía un cierto grado de
rotación, lo cual generó una fuerza centrífuga que impidió que el material se
concentrara en el centro. En consecuencia, la nube que originalmente fue esférica,
adquirió una forma plana que se mantuvo rotando, y a la que se denomina disco
protoplanetario por ser una estructura que antecedió a la formación de los
planetas, incluida la Tierra, y después de la vida; literalmente somos material
nebular que pudo haber sido una estrella. Creemos que solamente en un sistema
estrella-planetas se puede desarrollar la vida, ya que los planetas solos son
demasiados fríos y en ellos todo se congela si no existe un suministro de energía.
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Figura 1. La hipótesis nebular es un modelo para explicar la formación del Sistema Solar, fue
propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg en 1743 y posteriormente la desarrolló
Immanuel Kant. Pero fue Laplace en la Exposición del Sistema del Mundo quien estableció el
modelo básico que persiste hasta nuestros días y que después expuso matemáticamente en los
cinco volúmenes de su
Tratado de la mecánica celeste. A Laplace se le consideró el mejor
matemático de su época. Imágenes de dominio público.
Estrellas de cine, más no planetas de cine
Para los astrónomos las observaciones más importantes siempre han sido las de
las estrellas, en cambio los planetas suelen ser menos interesantes, se estudian
porque vivimos en uno de ellos. En el siglo pasado se empezó a saber que el
Sol es una de las 200 mil millones de estrellas que existen en la Vía Láctea –la
galaxia donde se encuentra nuestro Sistema Solar– y además hay otras nuevas
en formación.
Nuestra galaxia es una estructura tan grande que la luz tarda 100 mil
años en recorrerla de un extremo a otro y se mantiene unida por la fuerza
gravitacional de las estrellas. Se encuentra en rotación y eso le confiere una
forma
aplanada
debida
a
una
contracción
similar
a
la
de
los
discos
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protoplanetarios, pero en una escala muy diferente. El 10% de su masa bariónica
–masa normal de la que estamos formados, fundamentalmente por neutrones y
protones– está en forma de gas libre y por consiguiente aún es posible la
formación de nuevas estrellas; la mayor parte de las estrellas y el gas libre se
encuentran en las llamadas regiones o brazos espirales. El Sistema Solar se
encuentra ubicado en una orilla de la galaxia, alejado del bullicioso y brillante
centro.
En el Universo hay aproximadamente otros 100 mil millones de galaxias,
así que la posibilidad de que existan otras cosas muy interesantes fuera de
nuestro sistema son enormes, sin embargo es posible que nunca lleguemos a
ellas porque las distancias entre las galaxias son igualmente gigantescas.
Figura 2. Partes de la Vía Láctea. En la imagen podemos observar el Sol, las regiones de
formación estelar, los brazos espirales, las regiones con nubes moleculares, el agujero negro
central y el bulbo galáctico en el centro de la galaxia. La imagen es una representación artística
basada en los últimos datos obtenidos por telescopios y simulaciones computacionales. Fuente:
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Ann Finkbeiner, “Galaxy formation: The new Milky Way”, Nature. Crédito: Lynette Cook. Imagen
adaptada.
No es necesario ver qué sucede en todo el Universo para comprender cómo se
forman las estrellas y los planetas, basta con espiar a los vecinos, a nuestra
vecindad solar. Al observar a través de la galaxia, se pueden diferenciar fácilmente
dos tipos de regiones: las brillantes que contienen cantidades considerables de
estrellas, y las oscuras que contienen abundante gas libre. Estas últimas también
son conocidas como nubes moleculares y es importante observarlas para
entender los fenómenos de formación estelar y planetaria. Tienen tamaños de
entre 1 y 10 años luz –distancia que recorre la luz en el lapso de un año en el
vacío–, son frías (10-100 Kelvin), el número de moléculas por centímetro cúbico
–densidad– va de las 1,000 a las 10,000 que es un valor muy bajo, y pueden
contener una masa de hasta 10,000 masas solares, por ello es posible la
formación de muchas estrellas.
Para entender el origen de las nubes moleculares es necesario remontarnos
a los inicios del Universo. Después de la Gran Explosión (Big Bang), el cosmos
se componía básicamente de hidrógeno (93%) y helio (7%), dos gases que por
su naturaleza, generan una química prácticamente nula puesto que el helio es
un gas noble –no le gusta juntarse con nadie– y el hidrógeno por tanto sólo
tenía como opción más hidrógeno para juntarse, dando como resultado hidrógeno
molecular. Con el paso del tiempo, por contracción gravitacional se formaron las
primeras estrellas y en su interior se formaron los átomos más pesados, como
el carbono y el oxígeno (ver en Cienciorama: “Formación estelar”). Al terminar el
ciclo de vida de una estrella –nacimiento, crecimiento y muerte–, expulsan mucha
de su masa al medio interestelar y ésta viaja a través del espacio hasta chocar
con nubes de gas que formarán nuevas estrellas, pero ahora con una química
más rica y compleja. Este ciclo se ha repetido en varias ocasiones, y se estima
que el Sol es una estrella de cuarta generación, así que al menos tres
generaciones de estrellas han nacido generando elementos más pesados que el
helio y han muerto después. No obstante, al paso de millones de años, aún hoy
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estos elementos pesados son una pizca, apenas el 0.1% son elementos diferentes
del hidrógeno y el helio. Sin embargo esta pizca de masa estelar es la que dio
sabor al Universo, porque con ella la química se volvió interesante y dio paso a
la formación de moléculas más complejas; hasta 200 moléculas diferentes han
sido detectadas en las nubes moleculares, incluso la del etanol ¡salud!
En la nube molecular existe también polvo interestelar, partículas del orden
de una millonésima de metro –un micrómetro–, que tienen núcleos sólidos de
grafito, silicatos o hierro, y un manto de hielos de agua, metano o dióxido de
carbono. El polvo interestelar se forma en las partes externas de las estrellas
viejas y frías. Tales partículas también juegan un papel importante en la síntesis
de moléculas, ya que los átomos o moléculas circundantes se adhieren al polvo
–fenómeno de acreción–, se mueven en la superficie del polvo –por difusión–,
reaccionan con otros átomos adheridos para formar moléculas, salen eyectados
del polvo y se repite el ciclo. Así se pasa de tener sólo átomos de hidrógeno y
helio, a tener pequeñas estructuras sólidas capaces de enriquecer químicamente
el medio nebular. En algún momento, la nube pierde su estado de equilibrio y
empieza a contraerse para formar una estrella, la razón es gravitacional y es un
proceso que tarda alrededor de 10 mil años
Que se haga la luz, aunque no sea en el visible
Hasta aquí seguramente puede surgir la siguiente pregunta: ¿cómo saben todo
esto los astrónomos si tales estructuras están tan lejos de la Tierra? Hay que
decir que el estudio de las nubes moleculares no ha sido fácil porque son opacas
a la luz visible, es decir que la luz que nuestros ojos pueden percibir no puede
atravesar todas las partículas que existen, así que fue necesario el desarrollo de
la radioastronomía para estudiar las nubes moleculares y alzar ese velo de
oscuridad. Las ondas de radio son un tipo de radiación electromagnética que
puede atravesar el polvo interestelar.
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Figura 3. Hasta el siglo XX la astronomía se limitó a estudiar el cosmos en una pequeña franja
del espectro electromagnético –la luz visible, que está entre los 400 y 700 nanómetros de
longitud de onda– y gracias al avance tecnológico, la franja se hizo más amplia. La observación
con un telescopio óptico, como el que
tal vez algunos tengan en su casa, es en la franja de
luz visible.
Para entender esto, durante su charla el Dr. Rodríguez hizo una analogía con las
partículas contaminantes que impiden ver el cielo en las ciudades, pero que no
obstruyen otros tipos de ondas electromagnéticas y por ello no tenemos
problemas en recibir la señal de celulares o nuestra estación de radio favorita.
Es así como las ondas de radio registran otras regiones del espectro
electromagnético y nos proporcionan otro tipo de información. Por ejemplo, el
cercano infrarrojo hace transparentes las nubes moleculares y delata a las
estrellas que están adentro o detrás. Las moléculas también emiten radiación en
frecuencias bien determinadas y es posible captarlas con radiotelescopios,
obteniendo información de su composición.
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Figura 4. Nube Barnard 68 en la constelación de Ofiuco. En la imagen izquierda vemos una nube
de gas denso y frío que absorbe la luz de las estrellas que están atrás, lo cual genera una
ilusión de vacío en el cielo. Al observar la misma nube en el cercano infrarrojo (derecha), se
observan las estrellas que están detrás del velo oscuro; estas técnicas permiten estudiar el
Universo de maneras nuevas. Resulta interesante que la forma de estudiar el polvo es captando
las ondas milimétricas, radiación que emite el polvo al ser calentado por una estrella cercana.
Fuente: Observatorio Europeo Austral.
Con estas técnicas astronómicas se observaron en la década de 1980 las nubes
moleculares en rotación y se vio que en algún momento se contraen y que no
todo el material se va al centro, una parte se mantiene en rotación alrededor
de la protoestrella dando lugar a un disco protoplanetario. Cabe decir que las
evidencias se empezaron a encontrar desde la década de 1950 con la
observación de los llamados objetos Herbig-Haro. Las estrellas jóvenes arrojan
chorros de gas en forma perpendicular al disco protoplanetario, el gas colisiona
con el medio interestelar y en consecuencia se forman nubes brillantes por
fenómenos de ionización; tales nubes normalmente son simétricas (como la de
imagen de entrada) y se les conoce como objetos Herbig-Haro.
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Figura 5. Representación artística de la formación de planetas. Recapitulando: inicialmente existe
una nube molecular que pierde soporte gravitacional en una región, se contrae gravitacionalmente
y como está en rotación no se concentra en un punto y forma un disco. La protoestrella –
estrella joven– lanza unos chorros de gas que viajan por el espacio y chocan con más gas para
dar lugar a los objetos Herbig-Haro. El disco original empieza con el paso del tiempo a dar lugar
a los planetas; el disco y los chorros finalmente desaparecen y queda algo análogo a nuestro
Sistema Solar (Shu, Adams y Lizano, 1986).
Polvo eres y planeta serás
Con el paso del tiempo el polvo interestelar da paso a la formación de planetas
por distintos procesos en el camino. Por ejemplo las partículas de polvo tienen
un tipo de resina que las une al chocar entre ellas; esto, a su vez, permite la
formación de cuerpos en escalas de centímetros; pero hay muchos pasos en
esta transición polvo-planeta que no se comprenden bien. El caso es que después
de cierto tiempo los objetos Herbig-Haro se extinguen y en el disco de la
protoestrella se forman brechas, zonas radiales a su alrededor en las que hay
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una aparente falta de material nebular que indica la formación de planetas; la
vecindad de los pequeños cuerpos en estas zonas se va limpiando poco a poco
y ellos aumentan de tamaño. En 10 millones de años está listo un nuevo sistema
planetario parecido al nuestro. Ahora se sabe que la formación de planetas es
un evento común en las estrellas, y si bien los científicos no son siempre capaces
de detectar planetas de forma directa, existen indirectas como la búsqueda de
oscilaciones
en
las
estrellas
–variaciones
de
la
posición
por
fuerzas
gravitacionales– o de reducciones en su brillo que se deben a que un planeta
pasa entre la estrella de estudio y un telescopio en la Tierra, por lo que se
requiere una buena alineación entre la estrella, el planeta y el telescopio, cosa
que hace con éxito la misión Kepler de la NASA.
Figura 6. Observación de un disco protoplanetario alrededor de la estrella HL Tau (imagen
izquierda), en donde se observan las brechas –regiones oscuras radiales, en el centro se encuentra
una estrella– que sugieren la existencia de un planeta. La imagen fue producida con datos
obtenidos con el Arreglo Milimétrico de Atacama (ALMA), Chile. Del lado derecho podemos
observar el Sistema Solar en una comparación con HL Tau, hecha por el equipo del Dr. Rodríguez
Jorge.
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Debemos saber que la mayoría de los planetas no son como la Tierra, es decir,
rocosos y con una distancia tal a su estrella que propicia el surgimiento de vida
al menos como la conocemos; la mayoría son jovianos, gigantes gaseosos
parecidos a Júpiter. Pese a esto se han encontrado un puñado de planetas
potencialmente habitables por tener características similares a la Tierra, ya que
uno de los intereses fundamentales actuales de la ciencia astronómica y de la
biológica es saber si hay vida en otros planetas.
Astrónomos en México
La historia de la astronomía en México empezó con las culturas prehispánicas,
muestras de ello son algunas de las edificaciones que sirvieron como marcadores
de puntos importantes del horizonte, como el Caracol de Chichén Itzá y el edificio
J de Monte Albán. En 1876 se creó el Observatorio Astronómico Nacional y entró
en funciones dos años después en la azotea del Castillo de Chapultepec, que
durante los inicios del siglo XX funcionó bajo la dirección del Ing. Joaquín Gallo.
Fue hasta 1942 cuando la astronomía mexicana tomó un nuevo impulso a partir
de la inauguración del Observatorio de Tonantzintla, Puebla. Durante este periodo
surgieron astrónomos importantes como Luis Enrique Erro y Guillermo Haro, este
último estudió y descubrió de manera simultánea con George Herbig, los objetos
citados en la imagen inicial, de ahí el nombre de objetos Herbig-Haro. En los
tiempos recientes nuestro país ha destacado a nivel mundial por la calidad de
sus astrónomos, algunos que ya han fallecido como Parish Pismish y otros como
Arcadio Poveda, Eugenio Mendoza, Manuel Peimbert y Silvia Torres, forman parte
de un sobresaliente grupo. Hablar de la contribución de cada uno llevaría tiempo,
pero debemos saber que la astronomía mexicana ha contribuido de manera
sobresaliente en el estudio del cosmos. No es exagerado decir que el Dr. Luis
Felipe Rodríguez pertenece a este grupo selecto, y agradecemos el tiempo que
se tomó para explicar eventos tan importantes en el universo como la formación
de planetas. Les sugiero ver la plática completa en YouTube, la recomiendo
mucho.
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Bibliografía
1) Finkbeiner A, “Galaxy formation: The new Milky Way”, Nature News, 3 de octubre, 2012.
2) Franco J., Garay G., Cruz-González I., Lizano S., Torelles, Calvet N., Rodríguez L. F. (compiladores),
Formación Estelar, Ediciones Científicas Universitarias, México, 1996. ISBN: 968-16-4437-9.
3) Greaves J., “Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems”, Science, 7 de enero de
2005, vol. 307, núm. 5706, pp. 68-71.
4) Rodríguez L. F., Un Universo en expansión, Fondo de Cultura Económica, La Ciencia Para Todos,
1986.
Platica del Dr. Luis Felipe Rodríguez en Cienciorama:
https://www.youtube.com/watch?v=twMi7i3JmU8
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