Astronomía

Atardeceres con dos soles

(NC&T/Calar Alto) El primer planeta extrasolar en órbita alrededor de una estrella normal (51 Pegasi) se descubrió en 1995. Desde entonces se ha puesto de manifiesto una diversidad inesperada de sistemas planetarios, la mayoría de ellos muy distintos al Sistema Solar. El primer motivo de extrañeza lo supuso el hallazgo de multitud de planetas muy masivos y situados muy cerca de sus estrellas centrales, los llamados "Júpiteres calientes". Esta situación contrasta con lo que se observa en el Sistema Solar, donde los planetas masivos se mueven en órbitas alejadas del Sol. Este descubrimiento obligó a revisar las teorías de formación de planetas. En segundo lugar, se comprobó que los procesos de formación planetaria no se restringen a las estrellas aisladas como nuestro Sol: si se dan ciertas condiciones, pueden formarse planetas en sistemas estelares binarios, unos entornos sometidos a dinámicas más complejas que la que impera en el Sistema Solar.

Una estrella binaria consiste en un sistema físico formado por una pareja de estrellas que gira alrededor de su centro de masas común. Existe una diversidad enorme de sistemas de este tipo. Muchas veces, las dos componentes de las parejas presentan masas similares, pero también se conoce multitud de ejemplos en los que las estrellas difieren mucho en masa. El Subgrupo de Formación Estelar y Planetaria del Instituto de Astrofísica de la Universidad de Jena (AIU) realiza una dura búsqueda en pos de sistemas estelares binarios que además posean planetas. Esta investigación, desarrollada por Ralph Neuhäuser y Markus Mugrauer, se basa en la obtención de imágenes lo más detalladas posible de las estrellas y su entorno inmediato, donde buscan compañeras débiles que pudieran estar relacionadas con el sistema. Para obtener imágenes tan perfectas es necesario usar técnicas que compensen el emborronamiento inducido por la turbulencia atmosférica (que hace que las estrellas titilen). Esto puede lograrse por medio de óptica adaptativa, o a través de otros métodos como la interferometría speckle, recursos todos ellos disponibles en Calar Alto. De este modo se detectan compañeras débiles que luego se estudian en detalle para confirmar que realmente se hallan junto a la estrella que posee planetas, y que no se trata de astros no relacionados pero situados en la línea de visión por puro azar.

Uno de los hallazgos más recientes de este equipo se refiere a una estrella bastante brillante, gamma Cephei (ã Cephei), que cuenta con un planeta a su alrededor (ã Cephei Ab), con al menos 1.7 veces la masa de Júpiter y un periodo orbital de unos tres años. Otros autores aplicaron técnicas espectroscópicas para deducir que esta estrella posee una compañera estelar de baja masa (ã Cephei B). Ahora, el equipo de Jena ha logrado las primeras imágenes directas de la estrella secundaria, lo que ha permitido refinar en gran medida los parámetros físicos del sistema de ã Cephei. Para ello efectuaron observaciones con el telescopio japonés Subaru (ubicado en Mauna Kea, Hawái), y con el instrumento Omega-Cass acoplado al telescopio de 3.5 m de Calar Alto (España). Las observaciones en Mauna Kea las realizó Misato Fukagawa (Universidad de Nagoya) en junio de 2006, y las de Calar Alto Markus Mugrauer y Tobias Schmidt (ambos de AIU, Jena) en setiembre de 2006.

Entre las dos estrellas que conforman el sistema de ã Cephei media una distancia de tan solo 20 veces la que separa la Tierra del Sol: se trata de uno de los sistemas estelares binarios más apretados conocidos entre todos los que cuentan, además, con planetas. El conjunto se compone de una estrella central brillante de la categoría de las subgigantes, ã Cephei A, más masiva que el Sol (1.40 masas solares), la estrella secundaria, ã Cephei B, menor que el Sol (0.41 masas solares), y un planeta que orbita alrededor de la estrella primaria.

El mismo equipo ha realizado otro hallazgo destacado en el que han intervenido los telescopios de Calar Alto: el de la estrella que acompaña a HD 3651. La estrella HD 3651 es un astro cercano, rojizo y débil, que se sabía acompañado por un planeta de masa inferior a la de Saturno. El equipo de Jena ha descubierto otro objeto muy débil que también forma parte del sistema, y acaba de demostrar que en realidad se trata de una enana marrón fría, la primera enana marrón que acompaña a una estrella con planetas y de la que se han obtenido imágenes directas. Las observaciones que se efectuaron con el instrumento Omega-Cass acoplado al telescopio de 3.5 m en setiembre de 2006 sirvieron para demostrar que existe un vínculo físico real entre la estrella principal HD 3651 y este pequeño objeto subestelar (ahora denominado HD 3651 B). Asimismo, los datos condujeron a determinar las características físicas de la enana marrón. Esta débil compañera de la estrella HD 3651 y de su planeta, ha resultado ser una de las enanas marrones más frías conocidas (temperatura efectiva entre 500 y 600 grados centígrados).

Este equipo de investigación ha empleado diversos telescopios e instrumentos para la búsqueda de compañeras débiles de estrellas que cuentan con planetas. En el transcurso de sus campañas han hallado objetos secundarios con masas que van desde 0.5 veces la del Sol hasta 0.075 veces la del Sol, ya en el límite estimado para los objetos subestelares. Se ha comprobado que dos de estas compañeras son estrellas enanas blancas, un tipo de objeto muy evolucionado y cuya existencia en sistemas que además poseen planetas supone un desafío para las teorías de formación planetaria.


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