Tras el descubrimiento de más sistemas solares
Además de todos los problemas que genera el conocimiento de nuestro Sistema Solar y el análisis de sus componentes, este tema siempre está relacionado con otra pregunta: si existen o no más sistemas planetarios como el nuestro. Pero para encontrar la respuesta, la pregunta debe plantearse adecuadamente. Es imprescindible relacionar el nacimiento de nuestro Sistema Solar con el proceso de nacimiento del Sol como estrella. Por tanto, debemos aclarar que: Si los planetas y otros cuerpos que giran alrededor del Sol son consecuencia del azar o si, por el contrario, forman parte de un mismo proceso de nacimiento.
La situación actual de las investigaciones nos lleva a apoyar la segunda hipótesis. Se cree que las estrellas son el final del proceso de contracción de las nubes de polvo que abundan en las galaxias. En principio la densidad de estas nubes es muy baja y no presentan una tendencia apreciable de contracción. El proceso comienza por la acción de un agente externo, como la explosión de una supernova cercana o las ondas de choque que se producen al cruzar un brazo de la galaxia. En la primera fase de la compresión la nube se divide, continuando con la compresión de cada parte que llamaremos protoestrella.
La contracción supone un aumento de la velocidad de giro, por lo que la nube se deforma formando un disco. Lógicamente, la mayor parte de la materia se acumula en el centro, donde se forma la estrella cuando la temperatura que se alcanza en el interior debido a la compresión es suficiente para producir reacciones termonucleares. Mientras tanto, en el exterior del disco se forman planetas, debido al choque y apilamiento de las rocas presentes. Por último, el viento de la estrella recién creada en el centro expulsa todos los gases y otros residuos de la zona.
Si el proceso descrito describe la realidad correctamente, los sistemas planetarios no serían debidos al azar, sino a un proceso normal. En esta convicción se basan los intentos realizados en los últimos años para poner de manifiesto la existencia de otros sistemas solares. A pesar de que hasta ahora no se ha conseguido un resultado positivo, los investigadores están optimistas de cara al futuro. Veamos los pasos dados y los proyectos a corto plazo.
Las técnicas de detección planetaria no se basan en observaciones ordinarias con telescopio. La luz que pueden reflejar los planetas no es suficiente para diferenciarse de su madre estrella mediante observaciones realizadas desde la Tierra. La técnica evolutiva de estos oscuros amigos de las estrellas visible, tanto planetas como estrellas, se basó en la influencia gravitatoria que en principio tienen estos cuerpos en la estrella.
La teoría es sencilla: las giras que realizan dos cuerpos que se mueven alrededor del bautismo tienen su centro en el centro de masas. Por ello, las estrellas con amigos oscuros no realizan un recorrido directo, y las amplitudes de las perturbaciones en forma de vibración que se observarían nos darían información de los cuerpos que nos rodean. Sin embargo, a pesar de la sencillez de la técnica, la realización de mediciones es una tarea muy difícil, por lo que la interpretación ha generado polémicas inacabables.
El pionero de la técnica fue el astrónomo P. van de Kamp. En 1930 comenzó a realizar una comitiva fotográfica de estrellas cercanas. La estrella más perturbadora fue Barnard: Según las mediciones realizadas entre 1938-63, la estrella de van de Kamp giraba alrededor de 1,5 veces un cuerpo de la masa de Júpiter. El resultado fue más llamativo porque un cuerpo de esta masa debía ser un planeta y no una estrella tal y como se esperaba al principio (la masa de un cuerpo debe ser 0,05 del Sol —50 veces de Júpiter— para producir reacciones termonucleares).
Los astrónomos pronto comenzaron a analizar los datos publicados. Puede pensarse que el mayor problema en la confirmación de este tipo de datos fue el tiempo necesario para la recogida de datos, pero el trabajo fue rechazado sin ninguna otra comparación. Cuando Harrington demostró que los datos tomados hasta 1950 no eran valorables. Tras un exhaustivo análisis de los datos, descubrió que todas las estrellas observadas presentaban perturbaciones muy similares. Esto le hizo pensar que el operador podía ser un telescopio.
Tras realizar las comprobaciones oportunas, descubrió que en el año mencionado se habían movido para colocar correctamente las lentes de los telescopios. A pesar de la necesidad de descartar los datos tomados hasta entonces, van de Kamp siguió trabajando y en 1976 publicó una obra en la que la estrella Barnard tenía dos planetas. Pero el incidente con lo anterior puso en duda la credibilidad de van de Kamp y la comunidad de astrónomos tomó estos resultados con gran escepticismo.
El problema se recuperó hace tres años tras el análisis de los datos del satélite lanzados por el IRAS para estudiar las fuentes de rayos infrarrojos. Además de encontrar miles de nuevas fuentes, IRAS mostró una emisión de infrarrojos superior a la teóricamente predicida en estrellas muy conocidas como Vega y Beta Pictoris. La única explicación que los astrónomos podían dar a esta demasia se basaba en los planetas que podían haber alrededor.
La idea es que los planetas captan mucha energía de la estrella, la mayoría de ellas de una emisión de pequeña longitud de onda. Sin embargo, la reemisión de esta energía se produce en la zona de infrarrojos. Por ello, la banda de infrarrojos es la mejor para la detección de planetas, ya que el cociente de las emisiones infrarrojas de estrellas y planetas es mucho menor que en la luz visible. Es evidente que, en este último caso, la luz de la estrella tormenta totalmente lo que el planeta puede reflejar.
Sabiendo la ventaja de esta nueva técnica sobre van de Kamp, B. Smith y R. Terrile fotografió Beta Pictoris por infrarrojos. Según ellos, Beta Pictoris está rodeada de un disco materi, con un diámetro aproximado de 20 veces el del Sistema Solar. En el centro se ve un oscuro. Según Terrile, la oscuridad se debe a que el viento de la estrella ha expulsado todos los gases y polvos de su entorno. Sin embargo, no todos los astrónomos están de acuerdo con esta interpretación, y aunque se han recogido datos de otras estrellas, el estudio está aún por finalizar.
Próximo avance de las observaciones realizadas en el campo de los infrarrojos, D. McCarthy ha venido de la mano de McCarthy para aprovechar la influencia de la atmósfera que a priori se podía considerar dañina. El nombre de la técnica es la interferometría de fangos cercana al infrarrojo y se basa en la influencia de la turbulencia atmosférica en la propagación de la luz. Debido a estas turbulencias, la imagen de la estrella que nos da el telescopio está formada por unos 1000 pequeños fangos. La obtención de estos focos de interferencia puede proporcionar información precisa sobre la posición de la estrella mediante fotografías realizadas con un tiempo de exposición muy breve. Es lo que hace el detector Two-Tum-mied Toad II (TTT II) diseñado por McCarthy. Su resolución es de 0,01 puntos de arco.
El uso de TTT II ha dado el resultado de otra estrella con amigos, la estrella VB8. Su amigo, nombrado VB8B, presenta una particularidad importante: su masa es de 60 veces la de Júpiter, por lo que no se puede decir que sea estrella o planeta. Algunos lo consideran como un ejemplo de estrella marrón, es decir, su formación sería igual a la de la estrella y no como la de los planetas, pero no podría mantener reacciones termonucleares para iluminarlas como estrellas. El rápido desarrollo de la tecnología permite mejorar todas las herramientas y diseñar nuevas.
Como último ejemplo, G. Mencionaremos el Multichanel Astrometric Photometer (MAP) de Gatewood, realizado con fibra óptica, fotómetros y computadores más modernos. Este científico utiliza la misma técnica que los vibratorios utilizados por van de Kamp, pero las mediciones son mucho más precisas (tiene una resolución de 0,005 segundos de arco) y se tarda mucho menos en disponer de medidas que permitan obtener conclusiones. Para conseguirlo utiliza una placa transparente con rayas negras muy grabadas. Moviendo la placa, la luz de la estrella y su posible amigo se desvían de forma diferente obteniendo las ventajas mencionadas.
Para terminar diremos que todos los astrónomos que trabajan en este problema están de acuerdo en un punto. Para dar un impulso definitivo a la investigación, los telescopios deben salir al espacio a través de satélites para evitar la influencia de la atmósfera. G. Según Gatewood, su mapa alcanzaría una resolución de 0,000001 en estas condiciones. McCarthy afirma que la resolución de las imágenes de la estrella VB8 aumentaría 100.000 veces.
En concreto B. Harrington y sus colaboradores preparan el Hubble Space Telescope que, probablemente, se pondrá en órbita a través del lanzador en 1988. R. Terrile también cree que su corografía puede estar en el espacio en 1990. Por último, todos los astrónomos están esperando el lanzamiento del Astrometric Telescope Facility (ATF). Esta herramienta, junto con otros experimentos, llevaría conectado el PAC. Por lo tanto, podemos ser optimistas y pensar que el problema puede entrar en vías de resolución en breve.
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