Observando cómo se formó un exoplaneta

• Título original: Direct confirmation of the radial-velocity planet β Pictoris c
• Autores: M. Nowak, S. Lacour, A.-M. Lagrange et al.
• Institución del primer autor: Kavli Institute for Cosmology, Institute of Astronomy, University of Cambridge.
• Estado del artículo: publicado en A&A Letters, acceso abierto.

Cuando hablamos sobre detectar un exoplaneta (planeta que pertenece a otro sistema solar distinto del nuestro) sabemos que estamos hablando de una hazaña científica de gran dificultad. Aún así, hoy en día, hay varios modos de detectarlos. Simplificando mucho, podríamos decir que existen dos formas de observar exoplanetas: directamente e indirectamente.

Uno de los métodos indirectos más utilizados es el de la velocidad radial, que consiste en medir el ‘vaivén’ de una estrella provocado por el tirón gravitatorio del planeta que la orbita, que no podemos ver. La medición de ese acercamiento y alejamiento de la estrella, que se produce de forma periódica, nos permite saber que existe un planeta orbitando a su alrededor y aproximar algunas de sus características como, por ejemplo, su masa. Sin embargo, no todo son ventajas en el método de la velocidad radial: no nos permite conocer la luminosidad del planeta y, además, para estimar su masa necesitamos conocer el ángulo de inclinación del plano orbital del sistema planetario respecto de quién observa, ya que el dato que nos da este método es: msin(i), donde i es la inclinación y m es la masa del planeta.

Por otro lado, el método de detección directa consiste en eliminar la luz emitida por la estrella para quedarnos únicamente con la luz proveniente del planeta, pudiendo así obtener una imagen directa del mismo. Este método nos permite conocer otras características, como la luminosidad del planeta y la inclinación del plano orbital del sistema que no podemos conocer con el método de velocidad radial. Entonces podríamos pensar: ¡perfecto!, pues entre los dos métodos ya tenemos todo. ¡Pero!, mientras el método de velocidad radial requiere que el planeta orbite muy cerca de la estrella (para provocar un ‘vaivén’ en la estrella lo suficientemente grande como para que sea detectable), el método de detección directa necesita que el planeta orbite muy lejos de la misma (para poder eliminar su brillo y quedarnos sólo con el del planeta).

Combinando dos métodos de observación

En el artículo que presentamos en la cabecera se han conseguido utilizar ambos métodos, el de observación directa y el de velocidad radial, para detectar el planeta β Pic c. La estrella β Pic tiene dos planetas orbitando a su alrededor: “β Pic b” y “β Pic c”. β Pic b es el que orbita más lejos de la estrella. En el artículo han utilizado el telescopio Very Large Telescope Interferometer (VLTI) con el instrumento GRAVITY para obtener una imagen directa del planeta (Figura 1). El VLTI consta de 4 telescopios de 8.2 metros de diámetro cada uno, que se combinan mediante la técnica de la interferometría para conseguir un telescopio virtual con un diámetro de 130 metros.

Estas observaciones de β Pic c, junto con otras obtenidas del planeta β Pic b, han permitido conocer con precisión los parámetros orbitales de los dos planetas y las inclinaciones del plano orbital de cada uno, que son casi totalmente perpendiculares a nuestra línea de visión: 88.99^o y 89.17^o (Figura 2). Además, se ha podido medir el brillo de β Pic c en banda K (situada en el infrarrojo cercano), obteniendo una magnitud absoluta de 12.9. Y dado que también se han realizado mediciones de la velocidad radial de la estrella, esto ha permitido conocer la masa del planeta β Pic c con mucha más precisión que anteriormente: 8.2 veces la masa del planeta Júpiter. Aunque todo eso está muy bien, alguien podría preguntarse: vale, ¿y qué podemos hacer con todos estos datos? Pues con ellos, podemos intentar conocer cómo se formó el planeta.

¿Cómo nació el planeta β Pic c?

Los planetas gigantes (iguales o mayores que Júpiter) nacen de los restos que quedan después de la formación de su estrella, pero el modo en que se forman a partir de esos restos continúa siendo desconocido. Actualmente hay dos escenarios posibles que ofrecen una explicación válida:

1. Inestabilidad de disco. En este escenario, el disco de material que queda después de formarse la estrella sufre inestabilidades que provocan que se fragmente en partes y que algunas de estas partes acaben colapsando, formando así un planeta.
2. Acreción de núcleo. En este caso en primer lugar se forma el núcleo del planeta, que se va agrandando mientras agrega material poco a poco por atracción gravitatoria. Después de formarse el núcleo, su gravedad captura una atmósfera de gas muy masiva.

Históricamente siempre se ha asociado la formación de planetas gigantes calientes (de más de 1000 grados Kelvin en superficie) con la formación por inestabilidad de disco, pero este modelo de formación requiere que el planeta que se está formando se encuentre a varias UA (Unidades Astronómicas: la distancia Tierra-Sol) de distancia de su estrella. β Pic c se encuentra a sólo 2.7 UA de su estrella, por lo que estaría muy al límite de lo que predice la teoría de inestabilidad de disco. Por otro lado, simulaciones del modelo de acreción de núcleo realizadas en este artículo predicen que un planeta como β Pic c debería tener una magnitud absoluta M_K = 12.3 y un radio de R = 1.4 R_Jup. Los valores medidos del planeta para esos parámetros son M_K = 12.9 y R = 1.2 R_Jup, es decir, están muy cerca de los que ofrece la simulación, aunque no son exactamente los mismos.

A la vista de estos datos en el artículo se decantan más por que el planeta se formó según el modelo de acreción de núcleo, aunque no lo pueden asegurar. Lo que sí podemos asegurar es que ahora somos capaces de detectar planetas por velocidad radial a la vez que por detección directa, lo que nos permitirá estudiar con mucha más profundidad el modo en que se forman los planetas que orbitan otras estrellas.