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Timestamp: 2017-03-25 13:43:20+00:00

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Buscando otros mundos
Por Ángel Rafael López Sánchez· Publicado el 4 de Diciembre 2004
A finales del mes pasado se celebró en Tenerife un congreso sobre planetas solares, organizado por el Instituto de Astrofísica de Canarias.
Durante la segunda quincena de noviembre se ha celebrado en Tenerife la XVI Escuela de Invierno de Astrofísica, organizada por el Instituto de Astrofísica de Canarias, que en la presente edición ha estado centrada en los exoplanetas, esto es, en la búsqueda de planetas en otras estrellas distintas al Sol. La Escuela de Invierno de Astrofísica, en la que participan jóvenes investigadores de todo el mundo, ha sido organizada por Hans Deeg, Juan Antonio Belmonte, Antonio Aparicio y Francisco Sánchez. Se ha pretendido combinar tanto el conocimiento teórico que se tiene actualmente dentro de la formación y evolución de los planetas como los métodos observacionales para detectar y observar exoplanetas alrededor de otras estrellas. Además, se ha completado con un repaso del conocimiento actual de los datos tanto de los exoplanetas ya detectados (masa, radio, distancia, atmósfera) como de las estrellas en torno a las que orbitan (tipo espectral, luminosidad, metalicidad, edad, localización en la Galaxia) como de los parámetros necesarios para que un planeta pueda albergar vida (zona de habitalidad y biomarcadores). Ocho especialistas impartieron los distintos módulos de los que constó la Escuela de Invierno:
Timothy Brown (High Altitude Observatory, NCAR, Colorado, EE.UU): Caracterización de los planetas extrasolares.
Laurance R. Doyle (SETI Institute, California, EE.UU.): Proyectos y Métodos para la detección de planetas.
James F. Kasting (Penn State University, Pensilvania, EE.UU.): El potencial para la vida (Habitalidad).
Rafael Rebolo (CSIC e Instituto de Astrofísica de Canarias, España): De planetas a enanas marrones y a estrellas.
Agustín Sánchez Lavega (Universidad del País Vasco, España): El Sistema Solar en perspectiva.
Franck Selsis (Centre de Recherche Astronomique de Lyon, Francia): ¿Puede detectarse la vida?
Stephane Udry (Observatoire de Genève, Suiza): Propiedades de los planetas extrasolares.
Günther Wuchterl (Astrophysikalisches Inst. Jena, Alemania): De nubes a sistemas planetarios.
Como viene siendo habitual en pasadas ediciones, complementando a la Escuela de Invierno se celebró una conferencia de divulgación pública en el Museo de la Ciencia y el Cosmos (La Laguna) sobre el tema. En esta ocasión fue el astrofísico cordobés Álvaro Giménez, director científico de la Agencia Espacial Europea (ESA), quien expuso ante el público el estado actual de esta apasionante y jovencísima rama de la Astrofísica. Álvaro Giménez es uno de los científicos españoles con más prestigio internacional, con más de 200 artículos con árbitro publicados, siendo un especialista en el campo de las estrellas binarias. Aunque no participa como profesor en la presente Escuela de Invierno, su conocimiento de los proyectos espaciales que ESA está desarrollando actualmente en el campo de los exoplanetas le ha proporcionado una excelente visión sobre el rumbo de las investigaciones. El título de su conferencia fue Buscando otros mundos. Sobre ella está basada el presente artículo de divulgación.
El reto de la búsqueda de exoplanetas
Nos encontramos ante uno de los retos más grandes de la Ciencia: buscar planetas en torno a otras estrellas. Es la primera vez en toda la Historia en el que se puede estudiar, sin elucubraciones, este campo tan comprometido de la astrofísica. No en vano, el objetivo último es encontrar planetas parecidos a la Tierra en los que existan condiciones tales que la vida haya podido surgir. Ya en la Antigüedad, los griegos clásicos se preguntaban sobre si estábamos solos en el Universo. Mientras Epicuro pensaba que «deben existir otros mundos, con plantas y seres vivos, algunos de ellos similares y otros diferentes al nuestro», el maestro Aristóteles sostenía que «no pueden haber más mundos habitados que el nuestro». Sin embargo, quizás el caso más famoso es el del filósofo Giordano Bruno quien, en 1584, publicó el libro Sobre la pluralidad de los mundos habitados, en el que sostenía que «existen innumerables soles e innumerables tierras, pero no somos capaces de detectarlos porque las estrellas a las que pertenecen son mucho más luminosas que ellos». Por pensar así, fue quemado en la hoguera como hereje en una pira levantada en Campo dei Fiori, Italia, el 17 de febrero del año de Nuestro Señor de 1600. Pero ahora realmente podemos buscar planetas del tipo terrestre. ¿Existen realmente? ¿Cuántos hay por ahí fuera? Para que sean como la Tierra deben ser similares en tamaño (entre 0.7 y 3 veces el radio terrestre, el límite inferior condicionado por la necesidad de un sistema de placas tectónicas y para que los átomos no se escapen de la atmósfera planetaria por la baja gravedad; el límite superior es necesario para que no se desarrollen atmósferas parecidas a la de los planetas gigantes) y poseer una temperatura que permita el agua líquida (entre 0 y 100 grados centígrados). Así, no todas las estrellas son aptas para albergar planetas de tipo terrestre. Deben ser astros relativamente tranquilos, del tipo espectral F-G-K (el Sol es G4), que se encuentren en la fase conocida como secuencia principal, en la que la estrella transforma hidrógeno en helio de forma estable. En torno a estas estrellas, se define una zona de habitalidad dentro de la que se podrían encontrar planetas como el nuestro. Las estrellas menos lumi-nosas tendrán esta zona más cerca de ellas, mientras que en las estrellas más luminosas la zona de habitalidad se encontrará más lejos. Además, las órbitas de los planetas no puede ser demasiado elípticas, puesto que se correría el peligro de salir de esta región en sus puntos más extremos.
Por otro lado, queremos saber cómo se forman los planetas y, en particular, cómo nació el Sistema Solar. Hasta hace una década se tenía una teoría para la formación de nuestro sistema planetario, el único conocido, pero al encontrarse exoplanetas e incluso sistemas planetarios en torno a otras estrellas se comprobó que dicha teoría no era capaz de explicar la formación de estos nuevos objetos. El mayor problema que se encuentra es la detección de planetas gigantes, de masas parecidas a Júpiter, muy cerca de su estrella. Precisamente, el estudio de los planetas gigantes aporta datos muy valiosos para comprender el nacimiento de los sistemas planetarios, al albergar en sus densas atmósferas los compuestos químicos de la nebulosa que dio origen tanto a la estrella como a los planetas. Resumiendo brevemente, podemos apuntar que los objetivos actuales en el campo de los exoplanetas son el inventario y caracterización de estos cuerpos, el desarrollo de una teoría conjunta que sea capaz de explicar la formación de los sistemas planetarios, la detección de planetas similares al nuestro e incluso la búsqueda de planetas con rasgos biológicos. Los métodos de búsqueda de exoplanetas
Aunque existe una gran variedad de técnicas cuyo objetivo es la búsqueda de estos esquivos cuerpos, podemos afirmar que sólo tres están proporcionando detecciones afirmativas: el método dinámico (estudio de movimientos radiales en las estrellas, el más importante de ellos puesto que confirma definitivamente que existe un cuerpo pequeño, no visible normalmente, que perturba gravitatoriamente al astro principal), el uso de microlentes gravitatorias (un cuerpo pequeño actúa como lente de objetos de fondo) y las técnicas fotométricas (ya sean viendo directamente el planeta o estudiando las variaciones de la curva de luz de la estrella producidas por los tránsitos del planeta sobre ella). Dentro de los métodos dinámicos habría que añadir la astrometría de estrellas(precisar con mucha exactitud su posición exacta en el cielo), pero aún no se tiene una resolución adecuada para hacerse sistemáticamente. Veamos pues los tres primeros más detenidamente. Métodos dinámicos: uso de velocidades radiales
Estos métodos se basan en las variaciones dinámicas de la estrella como consecuencia de las perturbaciones gravitatorias que planetas masivos tienen sobre ella. El estudio se hace usando el efecto Doppler: dependiendo de la posición relativa entre la estrella y su planeta, la radiación observada desde Tierra se encontrará desplazada hacia el rojo (en caso de que la estrella se aleje de nosotros) o hacia el azul (si se acerca). El efecto será más apreciable si la masa del planeta es una fracción significativa de la estrella. Este sistema ya llevaba mucho tiempo usándose para estudiar estrellas dobles cercanas entre sí y, al igual que en estos casos, depende crucialmente del ángulo de inclinación que tenga la órbita del exoplaneta con respecto a la visual desde Tierra: si los tres cuerpos (estrella, exoplaneta y Tierra) se encuentran en el mismo plano, la oscilación será máxima. Por este motivo no se puede calcular directamente la masa del exoplaneta (se deja en función del ángulo de inclinación). El método de las velocidades radiales contabiliza el desplazamiento Dopler que una estrella presenta al ser perturbada gravitatoriamente por un cuerpo pequeño (izquierda). La variación en la velocidad informa sobre la masa y la distancia a la que se encuentra el exoplaneta como muestra la gráfica (derecha). Esta gráfica fue obtenida por Mayor y Queloz en 1995 a partir de observaciones de la estrella 51 Peg, siendo el primer exoplaneta descubierto.
El primer exoplaneta fue descubierto en mayo de 1995 por los astrofísicos Michel Mayor y Didier Queloz usaba este método. La estrella era 51 Pegasi, una subgigante de la secuencia principal (tipo espectral G2IV) localizada a 48 años-luz del Sol. La masa del exoplaneta se estimaba parecida a la de Júpiter, pero sólo tardaba ¡4 días! en orbitar alrededor de 51 Pegasi. Esto era muy raro, un Júpiter tan cerca de la estrella. ¿Cómo podía estar ahí? Al año siguiente, el grupo formado por Paul Butler y Georff Marcy anunció el descubrimiento de dos nuevos exoplanetas en torno a las estrellas 47 Ursae Majoris y 70 Virginis, ambas también de la secuencia principal. Y la lista de exoplanetas comenzó a crecer. 16 Cygni B, por ejemplo, tenía un planeta con una orbita muy elíptica, mientras que Upsilon Andromedae no tenía un único cuerpo girando a su alrededor, sino tres de ellos, siendo por tanto el primer sistema planetario (sin contar al nuestro, por supuesto) en ser descubierto. No obstante, este método, aunque muy eficaz, tiene un límite: la resolución espectral, que se traduce en velocidad relativa de alejamiento o acercamiento. Con los instrumentos actuales, la precisión es de unos 3 m/s (sería la perturbación provocada por un planeta de la masa de Saturno a 1 U.A.2 del Sol). Para medir desde otra estrella la perturbación que provoca la Tierra sobre el Sol necesitaríamos una resolución mínima de 0.1 m/s. Por lo tanto, no se pueden detectar planetas como la Tierra usando este método. Métodos fotométricos: tránsitos de exoplanetas
Este método es muy sencillo de entender: buscar planetas estudiando la luz que emiten las estrellas para buscar pequeñas caídas en su intensidad consecuencia del paso de un objeto (supuesto exoplaneta) por delante del disco de la estrella. Estos fenómenos se conocen como tránsitos. La palabra tránsito ha estado muy de moda en los últimos tiempos, puesto que el pasado 8 de junio de 2004 tuvimos el privilegio de observar el paso de Venus sobre el disco solar (algo que no ocurría desde el siglo XIX), esto es, un tránsito de Venus. Se trata de buscar el mismo fenómeno en otras estrellas. Por supuesto, la caída del brillo de la estrella será muy pequeña, pero con los métodos actuales se está haciendo sin problemas. Incluso en casos concretos está al alcance de astrónomos aficionados con un buen equipo (y paciencia, además de gran pericia observacional). (Izquierda) Caída del brillo de la estrella al pasar un planeta frente al disco estelar. Aunque la disminución de brillo es muy pequeña, se puede observar con los instrumentos actuales. (Derecha) Usando el Telescopio Espacial Hubble, Brown y colaboradores midieron con excelente precisión la caída de brillo en la estrella HD 209458 provocada por el paso de un exoplaneta, derivando así sus características básicas.
También existe un gran pero en este método: la órbita del exoplaneta debe estar bastante próxima al plano formado por la Tierra, la estrella y el propio exoplaneta. En caso contrario, no veríamos ningún tránsito. Uno de los casos más representativos de este método es el estudio de la estrella HD 209458 con el Telescopio Espacial Hubble por el equipo liderado por Timothy Brown y David Charbonneau. El estudio, presentado en 2001 y en el que se estudia la estrella usando tanto el método dinámico como el fotométrico, proporcionaba con bastante precisión tanto el ángulo de inclinación de la órbita (86.7°) como su distancia a la estrella (0.045 UA). Además, se precisó el tamaño del planeta (1.35 veces el radio de Júpiter), encontrándose también que poseía una densidad muy baja, de sólo 0.35 g/cm3 (lo que implicaría una masa de 0.69 veces la de Júpiter o, equivalentemente, casi 220 veces la masa de la Tierra). Este estudio sirvió también para poner límites a hipotéticos satélites, incluso anillos, alrededor del exoplaneta.
En la actualidad existe un surtido número de grupos de investigación que, valiéndose de técnicas fotométricas, barren la misma zona del cielo a diario en busca de posibles nuevos tránsitos. La tarea es ardua: observar el mismo campo, donde pueden entrar en torno a 10 000 estrellas, de forma continua y buscar variaciones del brillo en las estrellas. Uno de los que más repercusión ha tenido en los últimos meses ha sido el proyecto STARE, coordinado por científicos del Instituto de Astrofísica de Canarias (Roi Alonso Sobrino, Juan Antonio Belmonte y Hans Deeg) junto con un equipo de científicos estadounidenses. Se trata de un pequeño telescopio robótico de sólo ¡10 cm! de apertura instalado en el Observatorio del Teide que viene operando continuamente en los últimos años. El pasado agosto se hizo pública la detección del primer exoplaneta en torno a una estrella brillante, a unos 500 años luz de la Tierra, con este método. Se designó TrES-1 TrES-1 por las siglas de Trans-Atlantic Exoplanet Survey. Este exoplaneta tarda 3 días en orbitar a su estrella, poseyendo 3/4 partes de la masa de Júpiter, aunque su tamaño sea similar. El proyecto STARE cuenta con otros dos telescopios de similares características, uno instalado en el Observatorio de Lowell (Arizona) y otro en el observatorio de Monte Palomar (California).
La importancia del descubrimiento de TrES-1 radica en que pone al alcance de los astrónomos aficionados la detección de nuevos exoplanetas, algo totalmente impensable hace ni un lustro. De hecho, una vez publicada la detección de este exoplaneta, algunos astrónomos aficionados recogieron las variaciones fotométricas de la estrella, tal y como informaba la revista Sky & Telescope en septiembre y octubre. Es tal el interés que esta misma revista ha propuesto a astrónomos aficionados que dispongan de un equipo con CCD y sean capaces de obtener fotometría con una precisión de, al menos, 0.01 magnitudes, que observen dos estrellas brillantes (HD 37605, de magnitud 8,7 en Orión y HD 74156, con magnitud 7.6, en Hydra) durante los próximos meses para intentar detectar tránsitos de exoplanetas. El uso de microlentes gravitatorias
Este método se basa en la ampliación de la luz que se tiene de un objeto lejano como consecuencia de un cuerpo masivo que actúa como lente. Es el mismo efecto que se tiene en las lentes gravitatorias: la enorme campo gravitatorio creado por la masa de un cúmulo de galaxias varía los rayos de luz prevenientes de objetos mucho más lejanos, amplificándolos y haciéndose visibles para nosotros. Lo mismo puede ocurrir observando estrellas lejanas: si un objeto relativamente masivo pasa por delante de ellas, puede producirse un aumento de brillo al actuar este objeto masivo como una lupa. En principio, esta técnica se usó para buscar MACHOS (acrónimo de las siglas de objetos compactos masivos del halo galáctico), candidatos a materia oscura bariónica (protones, neutrones y electrones), pero también se ha estado usando para buscar exoplanetas. La técnica parecía que no daba ningún resultado pero, en abril de este año, los equipos MOA y OGLE anunciaron finalmente una probable detección de una microlente gravitatoria que indicaba el paso de una estrella con un exoplaneta.
Hasta el día 30 de noviembre de 2004, se han encontrado 134 candidatos a exoplanetas. Además, 14 sistemas planetarios poseen más de un planeta. Todos ellos se han descubierto en menos de una década. El análisis de los exoplanetas detectados ha proporcionado resultados muy sorprendentes como los ya citados de encontrar objetos masivos muy cerca de su estrella, los denominados júpiters calientes. Aunque se han detectado muchos planetas de masa baja o intermedia, como los límites de detección son todavía bastante altos se piensa que aún quedan muchísimos de estos cuerpos por descubrir. Se ha sugerido que entre el 5 y el 10 % de las estrellas de la secuencia principal de los tipos espectrales F, G y K (parecidas al Sol) tienen planetas. Con esta estimación, nos encontramos que en nuestra Galaxia de la Vía Láctea tendríamos más de 1000 millones de estrellas con planetas.
La excentricidad de la órbita de los exoplanetas es muy variable. Los planetas del Sistema Solar, salvo los casos extremos de Mercurio y Plutón, poseen unas órbitas muy poco excéntricas, esto es, las elipses (recordemos que todas las órbitas son elipses, según las leyes de Kepler) son poco enlongadas, muy parecidas a una circunferencia. Pero en los exoplanetas esto no ocurre. De hecho, comparado con lo que se está encontrado ahí fuera, el Sistema Solar es una cosa muy peculiar. Otro aspecto a señalar, según el estudio de Nuno Santos y colaboradores, es que las estrellas con planetas son, en promedio, más ricas en metales con respecto a estrellas del mismo tipo espectral sin planetas conocidos. Los astrofísicos designan como metal todo compuesto químico que no sea ni hidrógeno ni helio. Los metales más comunes son el oxígeno, el nitrógeno, el carbono, el azufre, el cobre, el zinc y el hierro. Las estrellas, recordemos, transforman hidrógeno en helio según las reacciones nucleares de fusión. Pero cuando consumen el hidrógeno de sus capas más internas comienzan a quemar el helio, que se fusiona en elementos más pesados. Así, las estrellas son gigantescas cocinas cósmicas en donde se fabrican elementos químicos. Las primeras estrellas apenas contenían metales pero, al morir, liberaron los elementos sintetizados al medio interestelar, que formarían parte de nuevas generaciones de estrellas. Es el ciclo de la evolución estelar, irreversible porque las estrellas que se van creando en sucesivos episodios son cada vez más ricas en estos elementos pesados. Algunos científicos creen que es necesario que haya una cantidad apreciable de átomos metálicos para que se puedan crear planetas en el disco de acreción de una estrella en formación, aunque otros autores afirman que esto no es necesario. Actualmente el debate sigue abierto. Los estudios de estrellas con exoplanetas comparados con estrellas sin exoplanetas nos informan, por tanto, de las condiciones necesarias que deben existir para la formación y evolución de los planetas. Número de exoplanetas descubiertos hasta enero de 2003 en función de la distancia del Sol a la que se encuentran (el eje horizontal representa la distancia en años-luz en escala logarítmica). Debido a los límites de detección, la inmensa mayoría se sitúan entre 40 y 400 años-luz del Sol.
En realidad, el primer candidato a exoplaneta se detectó en 1991 por Alexander Wolszczan. Pero la particularidad era que no se encontró en torno a una estrella, sino alrededor de un púlsar, el núcleo de una estrella masiva ya muerta. Se estimaba que la masa del planeta era parecida a la Tierra, pero el ambiente era muy inesperado. ¿Cómo había sobrevivido ese planeta a la titánica explosión de supernova que originó el púlsar? Este exoplaneta raro no ha sido el único en encontrarse: recientemente se ha encontrado otro en torno a un sistema viejo que podría estar formado por un púlsar y enana blanca en el cúmulo globular M4. La idea dominante es que el planeta ha sido capturado por el sistema. El hecho de que la enana blanca sea poco metálica parece confirmar esta hipótesis. Actualmente se está comenzado a estudiar la composición química de las atmósferas de algunos exoplanetas masivos gracias al estudio espectroscópico de la luz combinada de la estrella y del exoplaneta durante los tránsitos. Así, se ha descubierto que las atmósferas de estos exoplanetas son muy calientes y están siendo vaporizadas por el viento solar, siendo empujadas hacia el medio interplanetario. Por otro lado, se ha detectado un aumento considerable de la cantidad de un isótopo del litio (6Li) en algunas estrellas. Este elemento químico es rápidamente destruido dentro de las estrellas y no se forma en ellas, lo que indica que, posiblemente, un planeta fuera devorado por la estrella, contaminando su atmósfera. En este campo es pionero el grupo que lideran Garik Israelian y Rafael Rebolo en el Instituto de Astrofísica de Canarias.
Este año 2004 ha sido muy fructífero en la caza de nuevos exoplanetas. Los nuevos instrumentos están llegando a detectar exoplanetas del tamaño de Urano, de unas 14 veces la masa de la Tierra. Éste es el tamaño del nuevo exoplaneta encontrando alrededor de Mu Arae (HD 160691), donde ya se conocía un planeta pero, al estudiar la espectroscopía con los datos combinados de los últimos años, se encontraron pequeñas desviaciones que se podían explicar añadiendo dos nuevos planetas. Este caso nos indica de que, al pasar el tiempo e ir incorporándose datos fotométricos y espectroscópicos de más precisión, se encontrarán muchos más objetos de este tipo.
Pero, ¿podemos ver el planeta? No sólo detectarlo, sino tener una imagen (un puntito) del exoplaneta junto a su estrella. El gran problema fundamental sigue siendo que las estrellas son mil millones de veces más brillantes que los planetas. Es como detectar la luz de una luciérnaga junto a un enorme faro. Se trata de un gran reto tecnológico: por un lado, se debe anular la luz de la estrella central, mientras que por el otro se tiene que conseguir una gran resolución espacial. Se ha pensado que estudiando en regiones del infrarrojo las cosas serían más fáciles (la diferencia de brillo entre las estrellas y los planetas es unas 100 veces menor que el rango óptico) o buscar en objetos poco luminosos (pero entonces no estaríamos buscando en estrellas del tipo solar). Actualmente existe un proyecto para construir un telescopio gigante de 100 metros, designado como OWL, que tendría 40 veces más resolución que el Telescopio Espacial Hubble. Podría detectar el Sistema Solar a unos 30 años luz de distancia y sacar espectros de planetas tipo terrestres a esas distancias. Pero estos proyectos son para un futuro relativamente lejano. Parece que la opción más lógica es irse al espacio. Satélites artificiales que buscarán planetas
Tanto la Agencia Espacial Europea (ESA) como la estadounidense (NASA) están liderando proyectos de satélites artificiales que se colocarán en órbita dentro de muy poco y que tienen como principal objetivo la búsqueda de exoplanetas. El primero en ser lanzado será COROT, liderado por Francia (CNES, Centro Nacional de Estudios Espaciales) y ESA. Dispone de un telescopio de 30 centímetros que buscará planetas del tipo Júpiter y supertierras. Un proyecto similar pero con mucha más sensibilidad es KEPLER, dirigido por NASA, que tiene previsto su lanzamiento en 2007. Consta de un telescopio de 1 metro y una cámara que permite observar simultáneamente 12 grados cuadrados de cielo, donde entran unas 100 000 estrellas. Se espera que encuentre varios exoplanetas con masa similar a La Tierra. Uno de los proyectos más ambiciosos de los último años es Eddington, que fue aprobado por la ESA en 2002, pero que desgraciadamente se canceló en 2003. No sólo iba a buscar planetas sino que también analizaría las atmósferas de estrellas cercanas mediante estudios de astrosismología (algo así como los terremotos en las atmósferas estelares). El satélite iba a poseer 4 telescopios de 60 cm que se combinarían para tener una resolución como la de un telescopio de 1.2 metros. Analizaría 500 000 estrellas de muy diverso tipo en un área de 6 grados cuadrados. Los más optimistas estimaban encontrar unos 20 000 planetas con radio inferior a 15 veces el terrestre. Aunque este proyecto está oficialmente cancelado, se sigue luchando dentro de ESA para que pueda salir a flote o, incluso, combinarse con otra misión para abaratar costes.
Para 2011 ESA quiere lanzar el satélite GAIA, heredero del famoso satélite Hiparcos, cuyo objetivo principal es el análisis astrométrico de ¡mil millones de estrellas! GAIA no sólo sacará las posiciones de estos objetos con unos errores de décimas de microsegundos de arco (0.00001 segundos de arco) sino también sus movimientos propios, por lo que también espera encontrar miles de planetas (sin ser éste su objetivo principal). Además, tendrá la posibilidad de hacer fotometría y detectar tránsitos. Previamente a GAIA, en 2009, NASA pondrá en órbita el satélite SIM, que usará técnicas interferométricas para hacer astrometría, pero sólo se centrará en analizar dos zonas muy concretas del cielo, al contrario que GAIA.
Las técnicas interferométricas (combinar la luz obtenida por varios telescopios separados entre sí para conseguir la resolución de un telescopio mayor) irán ganando en importancia dentro del campo de los exoplanetas. Para la tercera década del siglo XXI NASA tiene previsto el lanzamiento del complejo TPF-I (Terrestrial Planet Finder Interferometer), un interferómetro compuesto de 6 telescopios de 3.5 metros cada uno que permitirá obtener espectros de las atmósferas de los exoplanetas, de forma que podrá determinar las abundancias de compuestos como dióxido de carbono, vapor de agua, ozono y metano, tanto en planetas gigantes como en terrestres. Para 2014 está previsto el lanzamiento del primero de estos telescopios (TPF-C) provisto de un dispositivo (coronógrafo) que tapará la luz de la estrella central, permitiendo así obtener imágenes directas de exoplanetas. Por su parte, ESA prevé lanzar entre 2016 y 2018 el interferómetro DARWIN, que también analizará las atmósferas planetarias para determinar sus composiciones químicas y si son aptas para que el desarrollo de la vida. No obstante, para encontrar realmente rasgos de vida en exoplanetas del tipo terrestre habrá que esperar bastante más, ya que para que se detecten rasgos inequívocos de actividad biológica en los espectros hace falta un área colectora cinco veces mayor a la que tendrá TPF-I. Este proyecto se llama Life Finder. No es el proyecto más loco: existen otras ideas para poner en órbita, en el futuro, 80 telescopios de 8 metros: es el proyecto Planet Imager... Perspectivas futuras
Nos encontramos en un excitante momento para la astrofísica planetaria. Hasta hoy se han descubierto 134 exoplanetas y la cifra sigue en aumento. La amplia muestra ya obtenida está permitiendo hacer estadísticas útiles para entender la formación de las estrellas y los planetas. Durante el período 2008-2012, gracias a los nuevos datos conseguidos no sólo desde Tierra sino usando las misiones COROT, KEPLER y GAIA (esperamos que también EDDINGTON), contabilizaremos miles de exoplanetas. Los telescopios de clase 10 metros que se construyan en tierra (como GTC, el Gran Telescopio de Canarias, que se inaugurará el año próximo) y en los que se use óptica adaptativa serán capaces de obtener espectros de exoplanetas gigantes. Desde el punto de vista cevolutivo este tipo de cuerpos son mucho más interesantes, puesto que pueden influir mucho en la evolución del sistema. Además, incluso se podrían encontrar lunas en torno a estos exoplanetas gigantes. Se espera que entre 2015 y 2020 se comience el estudio de sistemas específicos, buscando atmósferas en planetas tipo terrestre que fueran fueran capaces de sustentar la vida. Estos análisis se harán con los satélites DARWIN y TPF. Para un futuro más lejano quedaría detectar rasgos de vida (con Life Finder, algo que actualmente está fuera de nuestro alcance) o incluso obtener imágenes de la superficie de exoplanetas de tipo terrestre (con Planet Imager, algo imposible con las técnicas actuales). Pero para poder llevar a cabo estos dos ambiciosos proyectos queda todavía mucho tiempo.
En realidad, como hemos señalado varias veces a lo largo de este artículo, la búsqueda de exoplanetas no ha hecho más que comenzar.
El autor agradece a José Caballero, Roi Alonso y Alex Ecuvillon por pasarle información vital para la elaboración de este artículo, así como sus fructíferos comentarios sobre la primera versión del mismo. No en vano, ¡ellos son los especialistas en el tema y el autor sólo un intruso!
Ángel Rafael López Sánchez es Astrofísico Residente del Instituto de Astrofísica de Canarias y Presidente de la Agrupación Astronómica de Córdoba

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