El método Doppler y Próxima Centauri

por Hugh R. A. Jones, Centre for Astrophysical Research de la Universidad de Hertfordshire

Próxima Centauri es la estrella más cercana al Sol, de ahí su nombre. Sin embargo, gravitacionalmente hablando, pertenece a un sistema triple en el que Próxima Centauri orbita alrededor de un sistema binario a una distancia 10.000 veces más grande que la distancia entre el Sol y la Tierra. Los miembros de la binaria interior se denominan Alpha Centauri A y B. Orbitan una alrededor de la otra a una distancia 20 veces mayor que la distancia Sol-Tierra. Tanto Alpha Centauri A como B se parecen bastante a nuestro Sol. Las componentes de un sistema estelar múltiple se nombran añadiendo una letra mayúscula al nombre de la estrella. Alpha Centauri A es la componente más brillante, Alpha Centauri B es una estrella con una luminosidad ligeramente menor, y Alpha Centauri C, que es mucho más débil, es la que conocemos como Próxima Centauri. Actualmente, Alpha Centauri A y B están muy juntas, siendo el segundo objeto nocturno más brillante en el hemisferio sur —después de Canopus, que es una estrella más caliente y distante. Próxima Centauri no fue descubierta hasta 1915, en parte porque su luminosidad es sólo un 0,1% la del Sol. A pesar de tenerla al lado (astronómicamente hablando), no fue fácil detectarla por estar tan cerca de sus vecinas más brillantes. Naturalmente, la gente ha especulado desde hace mucho sobre la posibilidad de que exista vida en los lugares más próximos a nosotros fuera del sistema solar. En 2012, un estudio de velocidad radial, o desplazamiento Doppler, en Alpha Centauri B reveló la señal de un planeta con la masa de la Tierra siguiendo una órbita de tres días. Sin embargo, varios estudios posteriores han analizado exactamente los mismos datos y no han confirmado esa señal. El descubrimiento de 2012 depende de un modelo que tiene en cuenta la actividad de Alpha Centauri B, del mismo modo que para detectar la Tierra alrededor del Sol habría que tener en cuenta los efectos de la rotación del Sol, su actividad, y los ciclos de las manchas solares. Varios científicos han trabajado duro para caracterizar los ciclos de actividad estelar, pero por ahora no ha sido posible confirmar la existencia de un planeta como la Tierra alrededor de Alpha Centauri B.

Uno podría preguntarse por qué tanto ese estudio de 2012 como nosotros usamos la técnica del desplazamiento Doppler cuando el telescopio espacial Kepler ha encontrado tantos planetas. Es importante tener en cuenta que las detecciones de Kepler necesitan que el planeta bloqueé la luz de las estrellas, de modo que, a pesar de que los estudios de tránsitos han sido extremadamente fructíferos, sólo pueden detectar objetos alrededor de una pequeña fracción de estrellas cuya disposición dé lugar a tránsitos. Sin embargo, las señales de desplazamiento Doppler o velocidad radial pueden, potencialmente, ser detectadas en cualquier estrella que tenga planetas a no ser que el plano de su órbita esté de cara a nosotros. En principio, Próxima Centauri es una buena candidata para buscar planetas ya que su masa y su radio son sólo un 10% los de Alpha Centauri B. La pequeña masa de Próxima Centauri implica que si ambas tuvieran un planeta de la misma masa, el de ésta última sería proporcionalmente más sencillo de detectar. ¡Pero por supuesto, esto dependerá de los detalles! En nuestra búsqueda, nosotros medimos el desplazamiento Doppler provocado por el planeta sobre su estrella anfitriona a través de su mutuo tirón gravitatorio. En el caso de Alpha Centauri B, la señal reivindicada era de 51 centímetros por segundo (1,8 km/h), o aproximadamente la velocidad de un bebé gateando, y con una masa similar a la terrestre. Sin embargo, si encontramos una señal como esa alrededor de Próxima Centauri, mucho menos masiva, implicaría un planeta aún más ligero.

Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.
Ejemplo de medidas (en rojo) sobre la señal Dopler esperada causada por un exoplaneta en la estrella. Cambios en la velocidad de la estrella similar al Sol 51 Peg usados por M. Mayor y D. Queloz para deducir la presencia de un planeta gigante gaseoso con un corto periodo orbital alrededor de la estrella.

Anteriores trabajos en Próxima nos dan la restricción de que cualquier señal a su alrededor no corresponderá con un planeta de más de 10 masas terrestres. La masa de Próxima Centauri —la décima parte de la masa del Sol— implica que la proporción entre las masas de Próxima y cualquier planeta en su orbita será de más de 3.000. Para poner esto en contexto piensa en la fuerza que ejerce sobre ti un objeto cuando lo atas a una cuerda y lo haces girar a tu alrededor. En el caso de un lanzador de martillo olímpico, el martillo gira a su alrededor, mientras que la cuerda mantiene a ambos juntos. Esta analogía, donde el lanzador es la estrella y el martillo el planeta, sirve para ilustrar que, aunque el planeta es el que hace la mayor parte del movimiento, la estrella se desplaza ligeramente siguiendo al planeta en su órbita, y esos pequeños movimientos los percibimos desde la Tierra como sutiles cambios en el color de la estrella.

Un martillo olímpico es una esfera de acero de 7,3 kg atado con un cable a un mango. Como la bola es tan pesada hace falta cierta fuerza y técnica para lanzar el martillo, y de hecho los lanzadores suelen ser bastante altos y fuertes. La fuerza que ejerce el martillo sobre el lanzador es bastante importante porque que la masa del martillo es significativa en relación a la del lanzador. Cuando Yuriy Sedykh impuso su record mundial en lanzamiento de martillo pesaba unos 110 kg, unas 15 veces más pesado que el martillo. La intensa fuerza experimentada por el atleta no nos sirve de analogía, ya que un planeta alrededor de Próxima Centauri tendría una proporción de masas de al menos 3.000. Para hacer nuestra analogía más adecuada necesitamos cambiar las masas. Algo así como una pelota de golf, de unos 45 gramos, girando alrededor de un luchador de sumo, de unos 150 kilos. O la de un bebé (8,1 kg) haciendo girar a su alrededor una pelota de ping-pong (2,7 gramos).

Hammer thrower Mike Mai practices at Fort Lewis, July 1. Mai finished third at the U.S. National Championships and will soon compete at the World Track and Field Championships in Berlin, Germany. Image credits : Phil Sussman.
El lanzador de martillo Mike Mai practica en Fort Lewis, el pasado 1 de julio. Mai fue tercero en el campeonato nacional estadounidense y pronto competirá en los campeonatos World Track y Field en Berlín, Alemania. Crédito: Phil Sussman.

Cuando observamos el desplazamiento Doppler de las estrellas en busca de planetas ocultos, lo que en realidad hacemos es intentar detectar pequeños cambios en la luz, debidos a que las ondas de luz que nos llegan se comprimen y se estiran debido al movimiento que el planeta produce sobre la estrella. Puede ser ilustrativo pensar en el efecto Doppler en otras circunstancias de nuestra vida. Puedes escuchar cómo un coche o un tren de alta velocidad pasan a tu lado. En esos casos sólo es posible percibir los cambios en el sonido cuando se mueven rápido. Aunque un vehículo a 100 km/h (unos 30 m/s) se mueve unas 10 veces más rápido que Próxima Centauri, el cambio que perciben nuestros oídos ocurre en un instante. Sin embargo, no esperamos que un planeta alrededor de Próxima Centauri produzca un cambio en el color de la luz de ésta en menos de unos cuantos días. Si pensamos en términos de ondas sonoras, la proporción de frecuencias entre las notas producidas por dos teclas adyacentes en un piano es de aproximadamente 1,06, que es equivalente a la proporción entre las masas del lanzador olímpico y el martillo. El cambio en frecuencia sonora más pequeño que podemos percibir es de aproximadamente 3,6 Hz, que en el Do central del piano se corresponde con una modesta proporción de 75. Por tanto, ni siquiera los cambios más pequeños que podemos percibir en la frecuencia de una onda sonora están remotamente cerca de ser representativos del nivel de precisión que estamos intentando alcanzar.

A star orbited by an exoplanet wobbles around the center of mass of the system as viewed in line with the orbital plane of the system. Image credits : Reyk
Desplazamiento alrededor del centro de masas de sistema de una estrella con un planeta a su alrededor, visto desde el plano orbital. Crédito: Reyk.

Tenemos la suerte de que la tecnología moderna, junto con un procesado inteligente de datos desarrollado por sucesivas generaciones de astrónomos e ingenieros, nos permiten obtener medidas precisas de la frecuencia o longitud de onda durante periodos de tiempo largos. En lugar de mirar al cielo y disfrutar las misteriosas maravillas de esos pequeños puntos de luz, si tenemos acceso a un telescopio y a una cámara digital sensible, podemos recolectar tanta luz de las estrellas como para poder dispersarla, de modo que en lugar de observar un gran rango de longitudes de onda —que percibimos como luz blanca—, podemos medir sutiles cambios en la luz en función de su longitud de onda. Esto es equivalente a hacer pasar la luz de la estrella a través de un potente prisma que nos permite separar la luz blanca en todos los colores del arco iris. En la práctica esto se consigue haciendo incidir la luz sobre una red echelle. Ésta es una placa de cristal (como el portaobjetos de un microscopio) con cientos de líneas grabadas en cada milímetro de la placa. De esta forma la luz se dispersa mucho mejor que en un prisma, dándonos la suficiente resolución para observar especies atómicas y moleculares en las que se producen transiciones particulares a energías concretas. Dado que Próxima Centauri está relativamente cerca y a que el espacio está muy vacío, cuando obtenemos un espectro de la estrella, las líneas atómicas y moleculares que vemos tienen las intensidades que esperamos para la temperatura de Próxima Centauri; y las líneas se mueven siguiendo el movimiento relativo de la estrella con la Tierra, por lo que estamos seguros de que nuestro instrumento está observando la atmósfera de Próxima Centauri.

The radial velocity method to detect exoplanet is based on the detection of variations in the velocity of the central star, due to the changing direction of the gravitational pull from an (unseen) exoplanet as it orbits the star. When the star moves towards us, its spectrum is blueshifted, while it is redshifted when it moves away from us. By regularly looking at the spectrum of a star - and so, measure its velocity - one can see if it moves periodically due to the influence of a companion. Image credits : ESO
El método de velociad radial para detectar exoplanetas se basa en lad etección de variaciones en la velocidad de la estrella central debidas a la dirección cambiante del tirón gravitatorio de un exoplaneta oculto a lo largo de su órbita. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su espectro se desplaza hacia el azul, mientras que cuando se aleja se desplaza hacia el rojo. Obsevando con regularidad el espectro de una estrella -y por tanto midiendo su velocidad- podemos ver si se mueve periódicamente debido a la influencia de un planeta. Crédito: ESO.

Otro ingrediente clave de los muchos que se necesitan para detectar con precisión los desplazamientos Doppler es una fuente de referencia estable para el espectrógrafo. En el caso de nuestro experimento el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) usa una lámpara de torio-argón como fuente de referencia. En una bombilla normal, un filamento de tungsteno se calienta hasta emitir luz cuando se le aplica un voltaje. En una lámpara de referencia los voltajes que se aplican son mayores, de modo que los electrones de los átomos se ionizan. Los elementos que se eligen son aquellos con un gran número de estados de energía distintos. Cuando los electrones se excitan, se mueven entre todos los niveles posibles de energía, emitiendo fotones que se detectan como un bosque de líneas de emisión a lo largo de un amplio rango de longitudes de onda.

On the left, we can see emission lines of a Thorium Argon lamp (extracted from http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). On the right a small chunk of the spectrum of Proxima Centauri is shown for comparison (Image credits : G.Anglada-Escude). Sharp features like the ThAr lines and the hundreds of narrow absorption features in Proxima's spectrum are ideal to measure accurate Doppler velocities.
A la izquierda podemos ver las líneas de emisión de una lámpara de torio-argón (extraído de http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). A la derecha, se muestra como comparación una pequeña parte del espectro de Próxima Centauri. (Créditos: G. Anglada-Escudé). Las líneas bien definidas, como las de torio-argon, y las ciento de líneas de absorción estrellas del espectro de Próxima son ideales para medir velocidades Doppler precisas.

La mejor combinación que se ha encontrado hasta ahora es la del elemento pesado torio y el gas inerte argón. Cada vez que tomamos un espectro de Próxima Centauri lo comparamos con el espectro de referencia de la lámpara de torio-argón para determinar cuánto se han movido las líneas del espectro de Próxima Centauri. La temperatura y la presión de la lámpara de torio-argón se controlan constantemente para asegurarnos de que se mantienen constantes. La idea es que no haya ningún cambio en el procedimiento experimental entre una medida y la siguiente. Esto significa que podemos usar los datos ya registrados para deducir el movimiento de Próxima Centauri y por tanto cualquier desplazamiento Doppler debida a planetas que orbiten a su alrededor.

Hugh R. A. Jones

Sobre el autor. El catedrático Hugh Jones es el director del Observatorio de Bayfordbury de la Universidad de Hertfordshire y es profesor de astrofísica y matemáticas. También es el director de investigación del Science and Technology Research Institute, una de las tres instalaciones multidisciplinarias de su Universidad. Su investigación se centra en nuestro vecindario estelar y ha liderado el descubrimiento de varios planetas extrasolares usando el método del desplazamiento Doppler, incluyendo el primer planeta de largo periodo con órbita circular, el planeta descubierto número 100 y el planeta con la órbita más excéntrica. Se graduó en física en la Universidad de Leeds, y obtuvo su máster en astrofísica en la Universidad de Alberta en 1990. Tras trabajar para Blackwell Scientific y crear una empresa de electrónica educativa (MadLab) se fue al mundo académico obteniendo su doctorado en astrofísica por la Universidad de Edimburgo en 1995. Después se mudó a la Universidad de Tokio con un programa de investigación de la Comisión Europea donde trabajó con el catedrático Takashi Tsuji en el modelado de atmósferas de enanas frías trabajando en la inclusión del polvo en los modelos, encontrando el primer indicio empírico de polvo en ese tipo de estrellas. Fue cofundador del Anglo-Australian Planet Search que usa la técnica de desplazamiento Doppler. En 1997 se mudó a la Liverpool John Moores University y en 2000 a la Universidad de Liverpool, donde estuvo implicado en el desarrollo de un grado de física conjunta, con diez cursos online en colaboración con el Liverpool Robotic Telescope. Se mudó a Hertfordshire en 2004, donde lideró la acreditación del Institute of Physics en el grado de física y creó la Semana Europea de la Astronomía y las Ciencias Espaciales inaugural. Hoy en día Hertfordshire alberga a un gran número de investigadores involucrados en el descubrimiento y caracterización de estrellas cercanas. El grupo está especializado en la detección de planetas usando un gran número de métodos complementarios, y es particularmente activo en el descubrimiento sistemático de las estrellas más frías, incluyendo la mayor parte de los casos conocidos.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)