com arribem a GJ-436c? (I)

Com provar l'existència d'un cos que no podem veure i al que no podem arribar?

Aquest és el problema que han hagut de solucionar els físics que estan realitzant investigació en exoplanetes. Aquest prefix senzillament ens indica que seran planetes situats fora del Sistema Solar. Si són fora del Sistema Solar, no els podrem detectar amb els telescopis de que disposem. Necessitarem usar altres mètodes.

Però quins? Si no és visualment, com ho fem? El que si saben fer els físics que fan recerca avui en dia, i prou bé, és estudiar les dades que arriben de les estrelles dels punts més recòndits i llunyans de l'univers, i que els proporcionen tot tipus d'informació sobre l'astre que ha enviat aquells fotons (llum) que s'han recollit a la terra amb el telescopi adient.

Doncs bé si sabem com haurien de ser les dades que ens han d'arribar si l'estrella estés sola, buscarem anomalies en el seu estudi que seran degudes a un possible planeta que hi està orbitant. Mirem quines són algunes aquestes mesures més detingudament i se'ns obrirà un món.

Comencem avui amb el més destacat, d'aquí poc vindrà l'explicació d'un altre dels més importants i finalment acabarem aquesta sèrie de fascicles veient com s'ha utilitzat per trobar el que sembla que és el planeta més petit descobert fins al moment.

CANVIS DE VELOCITAT

Quan diem que una estrella té un planeta que orbita al seu voltant, estem tots cometent un error. El que hauríem de dir és que l'estrella i el planeta estan orbitant. Els dos orbiten al voltant d'un punt (centre de masses del sistema). El que passa és que normalment el cos que té més massa té una òrbita molt més discreta i propera al centre de masses i la del planeta és la més apreciable. Però la situació que es dóna és una cosa semblant a la de la imatge que tenim a l'esqurra.

La creu vermella és el centre de masses, i tan l'estrella com el planeta orbiten al seu voltant. Si el planeta no hi fos, l'estrella restaria "quieta". I poso "quieta" perquè en realitat nosaltres si observem des de la terra veurem com s'allunya de nosaltres. Això és degut a que l'univers s'està expandint i les galàxies i estrelles que ens envolten s'estan allunyant de nosaltres lentament.

Doncs gràcies a aquest fet ja tenim un mètode de detecció de planetes! Si quan observem una estrella veiem que s'allunya sense cap variació periòdica en la seva velocitat, sabrem que està sola. Si l'estrella s'allunya amb variacions periòdiques en la seva velocitat, sabrem que en realitat el que està fent és orbitar al voltant d'un punt degut a l'acció d'un planeta proper a ella.

Això farà que l'estrella s'acosti i s'allunyi de nosaltres periòdicament.

L'EFECTE DOPPLER

Però com mesurem la velocitat d'una estrella només analitzant els fotons que ens arriben d'ella? No sembla gaire senzill, això. Doncs més del que us penseu, el principi físic que s'utilitza l'hem estudiat tots a Batxillerat (presentant més o menys atenció, aquí ja no m'hi fico): l'Efecte Doppler.

Senzillament aquest l'explicació d'aquest efecte es centra en veure com varia la freqüència d'una ona quan la font d'aquesta s'allunya o s'apropa cap a nosaltres.

Tots tenim al cap el so característic de les sirenes d'ambulàncies, o cotxes de bombers quan circulen a velocitats considerables pel nostre costat. Quan s'acosten es van fent més i més agudes i quan s'allunyen poc a poc es van fent més greus. Això és l'efecte Doppler i el mateix podem mesurar amb la llum que ens arriba de les estrelles.

En les ones sonores, més freqüència implica sons més aguts i menys freqüència implica sons més greus. En el cas de les ones lumíniques més freqüència implica colors més blavosos i menys freqüència implica colors més rogencs com ja hem explicat per aquí altres vegades.

I com ho usen això els astrònoms?

Estudiant els espectres de les diferents estrelles que observen. Un espectre s'aconsegueix prenent la llum que arriba al telescopi procedent de l'astre que estudiem i difractant-la amb un prisma. Segurament tothom ha vist alguna vegada l'experiment aquell que consisteix en fer passar un feix de llum blanca per un prisma, i en el que s'aconsegueix separar tots els rajos que hi havia barrejats segons les seves energies.

Doncs quan fem això amb la llum d'una estrella aconseguim aquesta dispersió de colors amb unes marques més fosques molt fixes. Aquestes són les línies d'absorció, i són la signatura dels diferents elements químics que hi ha dins l'estrella que fan que determinades freqüències de llum no puguin escapar de l'estrella ja que són usades pels electrons d'aquells elements per agafar energia i poder saltar a diferents nivells energètics molt determinats.

Un dia ja pararem més atenció al funcionament atòmic, però de moment només cal conèixer aquesta qüestió pel que fa a poder comprendre el mesurament de l'Efecte Doppler.

Les línies d'absorció tenen una freqüència molt marcada d'aparició, ja que depenen dels elements que contingui l'estrella. Cada element té unes freqüències i aquestes són conegudes pels investigadors.

Per tant:

• mesuren la diferència de posició entre on és la línia d'absorció i on hauria de ser, com podem veure en aquest gràfic de la dreta


• saben la diferència de freqüències que hi ha entre la teòrica i la real


• saben la velocitat amb la que s'allunya l'estrella

I sabent la velocitat a la que s'allunya l'estrella, sabran si té variacions o no i si per allà hi ha un planeta que està orbitant o no.

Doncs ja ho tenim, un mètode ben eficaç de detecció d'exoplanetes que fins al moment és dels que s'ha mostrat més eficients. Efectivament, cap dels astrònoms que anuncien aquell planeta l'han vist, però tenen proves irrefutables que és allà.

Properament, un altre mètode usat molt més intuïtiu encara i que també ens deixarà amb bastants pocs dubtes sobre l'existència d'objectes orbitant al voltant d'estrelles.