Després del descobriment de més sistemes solars
A més de tots els problemes que genera el coneixement del nostre Sistema Solar i l'anàlisi dels seus components, aquest tema sempre està relacionat amb una altra pregunta: si existeixen o no més sistemes planetaris com el nostre. Però per a trobar la resposta, la pregunta ha de plantejar-se adequadament. És imprescindible relacionar el naixement del nostre Sistema Solar amb el procés de naixement del Sol com a estrella. Per tant, hem d'aclarir que: Si els planetes i altres cossos que giren al voltant del Sol són conseqüència de l'atzar o si, per contra, formen part d'un mateix procés de naixement.
La situació actual de les recerques ens porta a donar suport a la segona hipòtesi. Es creu que les estrelles són el final del procés de contracció dels núvols de pols que abunden en les galàxies. En principi la densitat d'aquests núvols és molt baixa i no presenten una tendència apreciable de contracció. El procés comença per l'acció d'un agent extern, com l'explosió d'una supernova pròxima o les ones de xoc que es produeixen en encreuar un braç de la galàxia. En la primera fase de la compressió el núvol es divideix, continuant amb la compressió de cada part que anomenarem protoestrella.
La contracció suposa un augment de la velocitat de gir, per la qual cosa el núvol es deforma formant un disc. Lògicament, la major part de la matèria s'acumula en el centre, on es forma l'estrella quan la temperatura que s'aconsegueix a l'interior a causa de la compressió és suficient per a produir reaccions termonuclears. Mentrestant, en l'exterior del disc es formen planetes, a causa del xoc i apilament de les roques presents. Finalment, el vent de l'estrella recentment creada en el centre expulsa tots els gasos i altres residus de la zona.
Si el procés descrit descriu la realitat correctament, els sistemes planetaris no serien deguts a l'atzar, sinó a un procés normal. En aquesta convicció es basen els intents realitzats en els últims anys per a posar de manifest l'existència d'altres sistemes solars. A pesar que fins ara no s'ha aconseguit un resultat positiu, els investigadors estan optimistes de cara al futur. Vegem els passos donats i els projectes a curt termini.
Les tècniques de detecció planetària no es basen en observacions ordinàries amb telescopi. La llum que poden reflectir els planetes no és suficient per a diferenciar-se de la seva mare estrella mitjançant observacions realitzades des de la Terra. La tècnica evolutiva d'aquests foscos amics de les estrelles visible, tant planetes com estrelles, es va basar en la influència gravitatòria que en principi tenen aquests cossos en l'estrella.
La teoria és senzilla: les gires que realitzen dos cossos que es mouen al voltant del baptisme tenen el seu centro en el centre de masses. Per això, les estrelles amb amics foscos no realitzen un recorregut directe, i les amplituds de les pertorbacions en forma de vibració que s'observarien ens donarien informació dels cossos que ens envolten. No obstant això, malgrat la senzillesa de la tècnica, la realització de mesuraments és una tasca molt difícil, per la qual cosa la interpretació ha generat polèmiques inacabables.
El pioner de la tècnica va ser l'astrònom P. van de Kamp. En 1930 va començar a realitzar una comitiva fotogràfica d'estrelles pròximes. L'estrella més pertorbadora va ser Barnard: Segons els mesuraments realitzats entre 1938-63, l'estrella de van de Kamp girava al voltant de 1,5 vegades un cos de la massa de Júpiter. El resultat va ser més cridaner perquè un cos d'aquesta massa havia de ser un planeta i no una estrella tal com s'esperava al principi (la massa d'un cos ha de ser 0,05 del Sol —50 vegades de Júpiter— per a produir reaccions termonuclears).
Els astrònoms aviat van començar a analitzar les dades publicades. Pot pensar-se que el major problema en la confirmació d'aquesta mena de dades va ser el temps necessari per a la recollida de dades, però el treball va ser rebutjat sense cap altra comparació. Quan Harrington va demostrar que les dades preses fins a 1950 no eren valorables. Després d'una exhaustiva anàlisi de les dades, va descobrir que totes les estrelles observades presentaven pertorbacions molt similars. Això li va fer pensar que l'operador podia ser un telescopi.
Després de realitzar les comprovacions oportunes, va descobrir que l'any esmentat s'havien mogut per a col·locar correctament les lents dels telescopis. Malgrat la necessitat de descartar les dades preses fins llavors, van de Kamp va continuar treballant i en 1976 va publicar una obra en la qual l'estrella Barnard tenia dos planetes. Però l'incident amb l'anterior va posar en dubte la credibilitat de van de Kamp i la comunitat d'astrònoms va prendre aquests resultats amb gran escepticisme.
El problema es va recuperar fa tres anys després de l'anàlisi de les dades del satèl·lit llançats per l'IRES per a estudiar les fonts de raigs infrarojos. A més de trobar milers de noves fonts, IRES va mostrar una emissió d'infrarojos superior a la teòricament predicida en estrelles molt conegudes com a Vega i Beta Pictoris. L'única explicació que els astrònoms podien donar a aquesta demasia es basava en els planetes que podien haver-hi voltant.
La idea és que els planetes capten molta energia de l'estrella, la majoria d'elles d'una emissió de petita longitud d'ona. No obstant això, la reemisión d'aquesta energia es produeix en la zona d'infrarojos. Per això, la banda d'infrarojos és la millor per a la detecció de planetes, ja que el quocient de les emissions infraroges d'estrelles i planetes és molt de menor que en la llum visible. És evident que, en aquest últim cas, la llum de l'estrella tempesta totalment el que el planeta pot reflectir.
Sabent l'avantatge d'aquesta nova tècnica sobre van de Kamp, B. Smith i R. Terrile va fotografiar Beta Pictoris per infrarojos. Segons ells, Beta Pictoris està envoltada d'un disc materi, amb un diàmetre aproximat de 20 vegades el del Sistema Solar. En el centre es veu un fosc. Segons Terrile, la foscor es deu al fet que el vent de l'estrella ha expulsat tots els gasos i pólvores del seu entorn. No obstant això, no tots els astrònoms estan d'acord amb aquesta interpretació, i encara que s'han recollit dades d'altres estrelles, l'estudi està encara per finalitzar.
Pròxim avanç de les observacions realitzades en el camp dels infrarojos, D. McCarthy ha vingut de la mà de McCarthy per a aprofitar la influència de l'atmosfera que a priori es podia considerar nociva. El nom de la tècnica és la interferometría de fangs pròxima a l'infraroig i es basa en la influència de la turbulència atmosfèrica en la propagació de la llum. A causa d'aquestes turbulències, la imatge de l'estrella que ens dóna el telescopi està formada per uns 1000 petits fangs. L'obtenció d'aquests focus d'interferència pot proporcionar informació precisa sobre la posició de l'estrella mitjançant fotografies realitzades amb un temps d'exposició molt breu. És el que fa el detector Two-Tum-mied Toad II (TTT II) dissenyat per McCarthy. La seva resolució és de 0,01 punts d'arc.
L'ús de TTT II ha donat el resultat d'una altra estrella amb amics, l'estrella VB8. El seu amic, nomenat VB8B, presenta una particularitat important: la seva massa és de 60 vegades la de Júpiter, per la qual cosa no es pot dir que sigui estrella o planeta. Alguns ho consideren com un exemple d'estrella marró, és a dir, la seva formació seria igual a la de l'estrella i no com la dels planetes, però no podria mantenir reaccions termonuclears per a il·luminar-les com a estrelles. El ràpid desenvolupament de la tecnologia permet millorar totes les eines i dissenyar noves.
Com a últim exemple, G. Esmentarem el Multichanel Astrometric Photometer (MAP) de Gatewood, realitzat amb fibra òptica, fotòmetres i computadors més moderns. Aquest científic utilitza la mateixa tècnica que els vibratoris utilitzats per van de Kamp, però els mesuraments són molt més precises (té una resolució de 0,005 segons d'arc) i es triga molt menys a disposar de mesures que permetin obtenir conclusions. Per a aconseguir-ho utilitza una placa transparent amb ratlles negres molt gravades. Movent la placa, la llum de l'estrella i el seu possible amic es desvien de manera diferent obtenint els avantatges esmentats.
Per a acabar direm que tots els astrònoms que treballen en aquest problema estan d'acord en un punt. Per a donar un impuls definitiu a la recerca, els telescopis han de sortir a l'espai a través de satèl·lits per a evitar la influència de l'atmosfera. G. Segons Gatewood, el seu mapa aconseguiria una resolució de 0,000001 en aquestes condicions. McCarthy afirma que la resolució de les imatges de l'estrella VB8 augmentaria 100.000 vegades.
En concret B. Harrington i els seus col·laboradors preparen l'Hubble Space Telescope que, probablement, es posarà en òrbita a través del llançador en 1988. R. Terrile també creu que el seu corografía pot estar en l'espai en 1990. Finalment, tots els astrònoms estan esperant el llançament de l'Astrometric Telescope Facility (ATF). Aquesta eina, juntament amb altres experiments, portaria connectat el PAC. Per tant, podem ser optimistes i pensar que el problema pot entrar en vies de resolució en breu.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
