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La distancia de la estrella al observador
varía al variar |
Los planetas orbitando una estrella provocan un movimiento de rotación de la estrella alrededor del centro de masas del sistema estrella-planetas. Esto provoca un cambio en la posición de la estrella como se observa en la animación adjunta. Se puede medir la distancia que separa una estrella de un observador situado en la Tierra. Si las señales que emite llegan periódicamente adelantadas o retrasadas, esto indica que la distancia que nos separa de la estrella ha variado; así para un segundo de retraso, la estrella se habrá alejado un segundo luz, o sea 300 000 km. Este método es muy ventajoso ya que en astronomía las medidas de tiempo son siempre mucho más precisas que las medidas de distancia. Una categoría de estrellas es particularmente adecuada para este tipo de experimentos: los púlsares. Los púlsares son fuentes de radiación electromagnética cuyas emisiones, muy breves (50 ms, aprox.), se reproducen a intervalos muy regulares. Los pulsos, o impulsos, que emiten tienen una duración que varía entre 1/100 y 1/10 del periodo. Los púlsares emiten por lo general en toda la gama de longitudes de onda de la radioastronomía, algunos incluso en los dominios ópticos, de rayos X y de rayos gamma, de forma simultánea. Se supone que son estrellas que giran muy rápidamente sobre sí mismas, en cuya superficie existe una fuente puntual emisora de ondas electromagnéticas, a modo de faro. Son estrellas de neutrones, muy pequeñas y muy masivas (entre 8 y 20 veces la masa del Sol), resultantes del colapso de una estrella sobre sí misma, de masa semejante a la del Sol, y diámetro inferior a la decena de kilómetros. El colapso puede producirse en el núcleo que queda después de la explosión de la estrella como supernova. El intenso brillo de los púlsares y la forma del espectro de su emisión radio indican que el origen probable de la emisión reside en campos magnéticos intensos (106-108 T) que provocan una emisión sincrotón muy direccional, observable sólo si el eje magnético de la estrella barre la posición en que se encuentra el observador.
La frecuencia del pulso de radiofrecuencia puede
analizarse para detectar anomalías asociables a la presencia de sistemas
planetarios y fue utilizado por Alexander Wolszczan y Dale Frai para
descubrir el
primer sistema planetario extrasolar en un púlsar de la constelación
de la Virgen (A. Wolszczan y D.A. Frail, A planetary system around
the millisecond pulsar PSR1257+12,
Nature
355, 145-147 (1992)).
Los púlsares se designan convencionalmente con las letras PSR, seguidas
de su ascensión recta expresada en horas y minutos.
El púlsar denominado
PSR 1257+12 está situado a unos 300 pc de la Tierra (1 parsec =
206 265 UA, y 1 UA equivale a la distancia Sol-Tierra) y da un giro
sobre si mismo cada 6,2 ms. Los planetas descubiertos que lo orbitan son
tres, dos algo mayores que la Tierra, en resonancia 3:2,
y un tercero como nuestra Luna, más próximo al púlsar
descubierto en 1994 también por A. Wolszczan.
Recientemente se ha propuesto la existencia de un cuarto planeta, el d, más alejado y masivo.
Experimentalmente se determina el periodo del púlsar, T* y el radio de su órbita, rp (o el semieje mayor a si la órbita fuera excéntrica). Luego pueden calcularse varias características (periodo, radio medio de la órbita y masa) del planeta que provoca el movimiento del púlsar, de forma muy elemental: |
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Recreación artística de un pulsar observado
desde un |
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Alexander Wolszczan |
1. Se cumple que los períodos orbitales del púlsar y del planeta son iguales, por tanto conocemos el periodo orbital del planeta, T.
T = T*
2. Aplicando la 3ª ley de Kepler (en años y UA) se puede calcular el semieje mayor de la órbita elíptica, a, del planeta o el radio de la órbita circular. En la ecuación figura la masa del Sol como MS.
3. ambién se cumple el principio de conservación de la cantidad de movimiento (momento lineal) que, aplicando la igualdad (T* = T) conduce a la ecuación adjunta, siendo m la masa del planeta y M* la del púlsar. La masa del púlsar se deduce por otros medios. Con estos datos es posible calcular la masa del planeta m.
