ASTROMETRÍA

Astrometría


La perturbación que produce la existencia de un planeta o de un sistema planetario alrededor de una estrella se manifiesta, entre otros efectos, como un balanceo de la estrella, una pequeña variación de su posición.

En el caso de nuestro sistema solar y considerando únicamente el efecto de Júpiter sobre el Sol, si se observara desde una distancia de 15 años luz (el orden de magnitud que nos separa de las estrellas más próximas), el Sol describiría un pequeño círculo de dos milésimas de segundo de arco (0º 0' 0,002").

En la figura adjunta se representa la simulación de la posición de nuestro Sol observado desde una estrella próxima desde el año 1990 (cerca del origen de coordenadas) hasta el año 2020. La variación de la posición es debida aquí a los efectos producidos por el conjunto de los nueve planetas y la trayectoria del Sol sigue una curva compleja.

En la figura de la izquierda se supone que el Sol describe un pequeño círculo en el plano XZ debido al efecto de Júpiter y esta variación de posición es observada según la dirección Z. Ello es debido a que la estrella orbita alrededor del centro de masas del sistema estrella-planetas situado en el centro del círculo (o del foco de la elipse orbital).

En la animación siguiente puede apreciarse claramente el movimiento de la estrella y del planeta.

Experimentalmente se determina el periodo de la estrella, T*, y el radio de su trayectoria, r*. Luego pueden calcularse varias características (periodo, radio medio de la órbita y masa) del planeta que provoca el movimiento de la estrella de forma muy elemental.

En el caso del par Sol-Tierra, si estuviesen solos, el efecto sería menor que el efecto producido por Júpiter, ya pequeño, disminuyendo hasta una millonésima de segundo de arco (0º 0' 0,000 001"). ¡Ésto equivaldría a poder distinguir desde la Tierra el movimiento de la cabeza de una aguja en la Luna!

Por tanto los planetas extrasolares más fácilmente detectables con esta técnica son los situados cerca de la estrella y con una elevada masa ya que producen un mayor desplazamiento de la estrella. Nuestros medios instrumentales actuales están lejos de alcanzar esta resolución: los proyectos ambiciosos en curso apuntan a alcanzar dos cienmillonésimas (2/100 000) de segundo de arco (0º 0' 0,000 02"). Tales son un proyecto dirigido por la NASA en el telescopio Keck de 10 metros de diámetro instalado en Hawaii y el proyecto VISA de observación interferométrica con el VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de la ESO (Observatorio Europeo Austral) en el Paranal, Chile, situado a unos 130 km al sur de Antofagasta, a unos 2 600 m de altura en la parte más seca del desierto de Atacama.

El VTLI consiste en la combinación de cuatro telescopios fijos de 8,2 m y otros auxiliares móviles de 1,8 m, separados unos 200 m (fotografía adjunta).

La medición astrométrica de la estrella también se puede realizar en el intervalo de las longitudes de onda de radio usando los más modernos métodos de observación con alta resolución angular como es la interferometría de muy larga base o VLBI (Very Large Baseline Interferometry). Este método consiste en usar radiotelescopios distantes unos 10 000 km.

La Agencia Espacial Europea (ESA) prepara un gran proyecto interferométrico espacial con el nombre de misión GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) para ser lanzada en el 2009.

Así pueden detectarse desde planetas con masas de 6,6 veces la masa de la Tierra, con periodos orbitales de un año terrestre a una distancia de estrellas semejantes al Sol, situadas a distancias del orden de los 10 pc hasta planetas de 0,4 masas de Júpiter orbitando con un periodo de 4 años.

Para ello se hace preciso realizar el seguimiento de la estrella durante años. La NASA también tiene proyectada la misión SIM (Space Interferometry Mission) para ser lanzada en el 2009 y que permitirá la detección de exoplanetas terrestres.

 

 

VLTI de la ESO en el Paranal



Departament de física i química


Antoni Salvà i Tomàs
EXOPLANETAS