Detección directa de un exoplaneta usando interferometría óptica

• Título del artículo original: First direct detection of an exoplanet by optical interferometry
• Autores: Gravity Collaboration et al.
• Institución del primer autor: Colaboración entre Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics / Max Plank Institute for Astronomy / Universidad de Cologne (Alemania), LESIA of Paris Observatory–PSL / CNRS / Sorbonne Université / Univ. Paris Diderot and IPAG of Université Grenoble Alpes / CNRS (Francia), the CENTRA–Centro de Astrofisica e Gravitação (Portugal) y ESO.
• Estado de la publicación: Publicado en Astronomy & Astrophysics en acceso abierto.

Un momento, ¿detección directa?

Normalmente, cuando sale una noticia en los periódicos del nuevo descubrimiento de un exoplaneta, aparece una imagen del mismo que no es para nada real, sino que es una recreación artística del planeta (ejemplo en la Figura 1). En realidad es muy difícil ver un exoplaneta directamente, puesto que es mucho más débil que la estrella a la que orbita, (y la luz de la estrella es muy molesta para nuestros instrumentos, ¡casi tanto como la luz directa del Sol en nuestros ojos!).

Es por esto que los métodos principales de detección de exoplanetas son indirectos, es decir, analizamos la luz de la estrella para encontrar variaciones debidas a planetas, bien viendo una disminución de la luz si un planeta pasa por delante de la estrella (método del tránsito) o bien gracias al efecto Doppler causado por el movimiento de la estrella por la acción gravitatoria del planeta (método de velocidad radial). De los 6724 exoplanetas descubiertos hasta ahora, sólo 129 se han detectado de forma directa, es decir, analizando la luz del planeta directamente.

En este artículo se usa por primera vez la interferometría óptica para detectar directamente la luz infrarroja emitida por un exoplaneta ya conocido, de nombre HR 8799e. Esta hazaña se ha logrado con el instrumento interferométrico GRAVITY, que se encuentra en el telescopio VLTI en el Cerro Paranal, Chile, compuesto en realidad por 4 telescopios de 8.2 metros de diámetro cada uno que se pueden usar por separado o simultáneamente.

¿Usando interferoqué óptica?

La técnica de combinar telescopios para obtener mejores imágenes (interferometría astronómica o síntesis de apertura) no es nueva, en radioastronomía es muy utilizada (de hecho es lo que se usó para obtener la primera imagen de un agujero negro). Sin embargo, esto es más difícil de hacer cuanto más corta es la longitud de onda, puesto que se requiere cada vez mayor precisión en el alineamiento de los telescopios. Por ejemplo, para el rango de la luz infrarroja necesitamos ¡precisiones de micrómetros!.

La ventaja de esta técnica es el aumento de la resolución, o nivel de detalle de la imagen: un telescopio de 100 metros de diámetro nos daría una resolución mucho mejor que la que obtenemos con uno de los telescopios del VLT, de “sólo” 8 metros, pero construir un espejo tan grande es tecnológicamente inviable. Sin embargo, hay un atajo para conseguir llegar a esa misma resolución: construir otro telescopio igual, colocarlo a unos 100 metros del anterior y combinar las imágenes obtenidas simultáneamente por ambos. La luz del objeto llegará un poco antes a un telescopio que a otro, según el ángulo con el que incida. Al combinar esta luz generamos un patrón de interferencias, lo que permite que los telescopios se comporten como un único instrumento, con un poder de resolución mucho mayor. Ojo, aunque la resolución sea equivalente a la de un telescopio de 100 metros, la capacidad de recoger fotones o capacidad colectora será sólo la de la suma de ambos, es decir la capacidad colectora que tendría un telescopio de 16 metros de diámetro.

En este caso, combinando la luz de los telescopios del VLTI de dos a dos, variando así las líneas de base (distancia entre ellos), y la dirección de observación para cubrir un mayor campo visual, se ha podido detectar directamente la luz emitida por el planeta (ver Figura 2) en el infrarrojo (banda K, entre 2.0 y 2.4 micrómetros).

¿Qué exoplaneta?

El exoplaneta en cuestión es HR 8799e, un planeta gigante que orbita en torno a una estrella cercana junto con otros 3 planetas gigantes más externos. Está situado a unas 14 unidades astronómicas de la estrella, lo que se traduce en una distancia de tan sólo 390 miliarcosegundos en el cielo. El sistema es muy joven (unos 30 millones de años) y los planetas todavía guardan calor de su formación, por lo que son relativamente brillantes en el infrarrojo.

El espectro del planeta se ha obtenido combinando las observaciones de GRAVITY con el espectro teórico de la estrella, y puede verse en la Figura 3. Es compatible con el espectro de una enana marrón tipo L, lo que es normal para exoplanetas jóvenes y calientes, cuya atmósfera se parece a la de las enanas marrones y va cambiando con el tiempo al enfriarse. Ajustando modelos Exo-REM a este espectro se ha obtenido para este planeta una temperatura de 1150 grados Kelvin, un radio de unos 1.17radios de Júpiter y una masa de unas 10masas de Júpiter, aproximadamente. Además parece que las órbitas de estos planetas no son coplanares, sino que la órbita de HR 8799e está inclinada unos 2 grados con respecto al plano de las demás órbitas. Esto se ha podido saber tras medir la posición de este planeta con mucha más precisión gracias a estas medidas interferométricas, al incluir también la información de la fase de las observaciones.

¿Y esto para qué?

Con este estudio se ha mostrado por primera vez la capacidad de esta técnica para detectar directamente exoplanetas que se encuentran a poca distancia angular de su estrella, en contraposición a la técnica de coronografía, que se usa para detectar planetas más alejados.

Cabe destacar que con este trabajo se ha podido obtener un espectro de la luz directa emitida por un planeta que es unas 10 magnitudes más debil que su estrella (¡unas 27 veces más tenue!), y que además se ha medido su posición con una precisión de 55 microsegundos de arco, un orden de magnitud mayor que con técnicas de imagen directa. Esto abre una nueva puerta a la detección y caracterización de exoplanetas.

Con la nueva generación de telescopios que ya estamos construyendo (de hasta 30 y 40 metros de diámetro) podemos pensar en construir mayores interferómetros con los que podríamos resolver hasta la superficie y nubosidad de exoplanetas en el futuro.