Tras o descubrimento de máis sistemas solares
Ademais de todos os problemas que xera o coñecemento do noso Sistema Solar e a análise dos seus compoñentes, este tema sempre está relacionado con outra pregunta: si existen ou non máis sistemas planetarios como o noso. Pero paira atopar a resposta, a pregunta debe exporse adecuadamente. É imprescindible relacionar o nacemento do noso Sistema Solar co proceso de nacemento do Sol como estrela. Por tanto, debemos aclarar que: Si os planetas e outros corpos que viran ao redor do Sol son consecuencia do azar ou si, pola contra, forman parte dun mesmo proceso de nacemento.
A situación actual das investigacións lévanos a apoiar a segunda hipótese. Crese que as estrelas son o final do proceso de contracción das nubes de po que abundan nas galaxias. En principio a densidade destas nubes é moi baixa e non presentan una tendencia apreciable de contracción. O proceso comeza pola acción dun axente externo, como a explosión dunha supernova próxima ou as ondas de choque que se producen ao cruzar un brazo da galaxia. Na primeira fase da compresión a nube divídese, continuando coa compresión de cada parte que chamaremos protoestrella.
A contracción supón un aumento da velocidade de xiro, polo que a nube se deforma formando un disco. Loxicamente, a maior parte da materia acumúlase no centro, onde se forma a estrela cando a temperatura que se alcanza no interior debido á compresión é suficiente paira producir reaccións termonucleares. Mentres tanto, no exterior do disco fórmanse planetas, debido ao choque e apilamiento das rocas presentes. Por último, o vento da estrela recentemente creada no centro expulsa todos os gases e outros residuos da zona.
Si o proceso descrito describe a realidade correctamente, os sistemas planetarios non serían debidos ao azar, senón a un proceso normal. Nesta convicción baséanse os intentos realizados nos últimos anos paira pór de manifesto a existencia doutros sistemas solares. A pesar de que até agora non se conseguiu un resultado positivo, os investigadores están optimistas de face ao futuro. Vexamos os pasos dados e os proxectos a curto prazo.
As técnicas de detección planetaria non se basean en observacións ordinarias con telescopio. A luz que poden reflectir os planetas non é suficiente paira diferenciarse da súa nai estrela mediante observacións realizadas desde a Terra. A técnica evolutiva destes escuros amigos das estrelas visible, tanto planetas como estrelas, baseouse na influencia gravitatoria que en principio teñen estes corpos na estrela.
A teoría é sinxela: as xiras que realizan dous corpos que se moven ao redor do bautismo teñen o seu centro no centro de masas. Por iso, as estrelas con amigos escuros non realizan un percorrido directo, e as amplitudes das perturbacións en forma de vibración que se observarían dar información dos corpos que nos rodean. Con todo, a pesar da sinxeleza da técnica, a realización de medicións é una tarefa moi difícil, polo que a interpretación xerou polémicas inacabables.
O pioneiro da técnica foi o astrónomo P. van de Kamp. En 1930 comezou a realizar una comitiva fotográfica de estrelas próximas. A estrela máis perturbadora foi Barnard: Segundo as medicións realizadas entre 1938-63, a estrela de van de Kamp viraba ao redor de 1,5 veces un corpo da masa de Júpiter. O resultado foi máis rechamante porque un corpo desta masa debía ser un planeta e non una estrela tal e como se esperaba ao principio (a masa dun corpo debe ser 0,05 do Sol —50 veces de Júpiter— paira producir reaccións termonucleares).
Os astrónomos pronto comezaron a analizar os datos publicados. Pode pensarse que o maior problema na confirmación deste tipo de datos foi o tempo necesario paira a recollida de datos, pero o traballo foi rexeitado sen ningunha outra comparación. Cando Harrington demostrou que os datos tomados até 1950 non eran valorables. Tras unha exhaustiva análise dos datos, descubriu que todas as estrelas observadas presentaban perturbacións moi similares. Isto fíxolle pensar que o operador podía ser un telescopio.
Tras realizar as comprobacións oportunas, descubriu que no ano mencionado movéronse paira colocar correctamente as lentes dos telescopios. A pesar da necesidade de descartar os datos tomados até entón, van de Kamp seguiu traballando e en 1976 publicou una obra na que a estrela Barnard tiña dous planetas. Pero o incidente co anterior puxo en dúbida a credibilidade de van de Kamp e a comunidade de astrónomos tomou estes resultados con gran escepticismo.
O problema recuperouse hai tres anos tras a análise dos datos do satélite lanzados polas IRAS paira estudar as fontes de raios infravermellos. Ademais de atopar miles de novas fontes, IRAS mostrou una emisión de infravermellos superior á teoricamente predicida en estrelas moi coñecidas como Veiga e Beta Pictoris. A única explicación que os astrónomos podían dar a esta demasia baseábase nos planetas que podían haber ao redor.
A idea é que os planetas captan moita enerxía da estrela, a maioría delas dunha emisión de pequena lonxitude de onda. Con todo, a reemisión desta enerxía prodúcese na zona de infravermellos. Por iso, a banda de infravermellos é a mellor paira a detección de planetas, xa que o cociente das emisións infravermellas de estrelas e planetas é moito menor que na luz visible. É evidente que, neste último caso, a luz de estrélaa tormenta totalmente o que o planeta pode reflectir.
Sabendo a vantaxe desta nova técnica sobre van de Kamp, B. Smith e R. Terrile fotografou Beta Pictoris por infravermellos. Segundo eles, Beta Pictoris está rodeada dun disco materi, cun diámetro aproximado de 20 veces o do Sistema Solar. No centro vese un escuro. Segundo Terrile, a escuridade débese a que o vento da estrela expulsou todos os gases e pos da súa contorna. Con todo, non todos os astrónomos están de acordo con esta interpretación, e aínda que se recolleron datos doutras estrelas, o estudo está aínda por finalizar.
Próximo avance das observacións realizadas no campo dos infravermellos, D. McCarthy veu da man de McCarthy paira aproveitar a influencia da atmosfera que a priori se podía considerar daniña. O nome da técnica é a interferometría de lodos próxima ao infravermello e baséase na influencia da turbulencia atmosférica na propagación da luz. Debido a estas turbulencias, a imaxe da estrela que nos dá o telescopio está formada por uns 1000 pequenos lodos. A obtención destes focos de interferencia pode proporcionar información precisa sobre a posición da estrela mediante fotografías realizadas cun tempo de exposición moi breve. É o que fai o detector Two-Tum-mied Toad II (TTT II) deseñado por McCarthy. A súa resolución é de 0,01 puntos de arco.
O uso de TTT II deu o resultado doutra estrela con amigos, a estrela VB8. O seu amigo, nomeado VB8B, presenta una particularidade importante: a súa masa é de 60 veces a de Júpiter, polo que non se pode dicir que sexa estrela ou planeta. Algúns o consideran como un exemplo de estrela marrón, é dicir, a súa formación sería igual á da estrela e non como a dos planetas, pero non podería manter reaccións termonucleares paira iluminalas como estrelas. O rápido desenvolvemento da tecnoloxía permite mellorar todas as ferramentas e deseñar novas.
Como último exemplo, G. Mencionaremos o Multichanel Astrometric Photometer (MAP) de Gatewood, realizado con fibra óptica, fotómetros e computadores máis modernos. Este científico utiliza a mesma técnica que os vibratorios utilizados por van de Kamp, pero as medicións son moito máis precisas (ten una resolución de 0,005 segundos de arco) e tárdase moito menos en dispor de medidas que permitan obter conclusións. Paira conseguilo utiliza una placa transparente con raias negras moi gravadas. Movendo a placa, a luz da estrela e o seu posible amigo desvíanse de forma diferente obtendo as vantaxes mencionadas.
Paira terminar diremos que todos os astrónomos que traballan neste problema están de acordo nun punto. Paira dar un impulso definitivo á investigación, os telescopios deben saír ao espazo a través de satélites paira evitar a influencia da atmosfera. G. Segundo Gatewood, o seu mapa alcanzaría una resolución de 0,000001 nestas condicións. McCarthy afirma que a resolución das imaxes da estrela VB8 aumentaría 100.000 veces.
En concreto B. Harrington e os seus colaboradores preparan o Hubble Space Telescope que, probablemente, porase en órbita a través do lanzador en 1988. R. Terrile tamén cre que o seu corografía pode estar no espazo en 1990. Por último, todos os astrónomos están a esperar o lanzamento do Astrometric Telescope Facility (ATF). Esta ferramenta, xunto con outros experimentos, levaría conectado a PAC. Por tanto, podemos ser optimistas e pensar que o problema pode entrar en vías de resolución en breve.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
