Exoplanetas · buscarlos, verlos y detectarlos
Planetas de otras estrellas. Durante siglos fue una conjetura; hoy se conocen más de 5000 y se descubren a diario. En SusoLabs - Cosmos puedes buscarlos en el catálogo real de la NASA, visualizar sus sistemas a escala y, lo mejor, detectar uno tú mismo con la luz real de su estrella, como los astrónomos profesionales.
Fundamentos teóricos
¿Qué es un exoplaneta y por qué cuesta tanto verlos?
Un exoplaneta (o planeta extrasolar) es un planeta que orbita una estrella distinta del Sol. El primero alrededor de una estrella como el Sol, 51 Pegasi b, se anunció en 1995 —un descubrimiento que ganó el Nobel de Física de 2019—. Desde entonces, misiones como Kepler y TESS han disparado la cifra a varios miles.
El problema es de contraste y distancia: una estrella es miles de millones de veces más brillante que el planeta que la rodea y, vista desde la Tierra, está pegadísima a él. Por eso casi nunca se "fotografía" el planeta: se detecta por los efectos que provoca sobre la estrella. Los dos métodos que más planetas han encontrado —y los que puedes practicar aquí— son el tránsito y la velocidad radial.
Método 1 · Tránsito (mide el RADIO)
Si la órbita está alineada con nuestra línea de visión, el planeta pasa por delante de su estrella una vez por órbita y la atenúa un poquito. Esa caída periódica del brillo se llama tránsito.
De la curva de luz se extrae mucha física:
- Profundidad (δ) → el tamaño del planeta. Como la caída es la fracción de disco estelar tapada,
δ ≈ (R_planeta / R_estrella)², de dondeR_planeta = R_estrella · √δ. Un Júpiter tapa ~1 % de una estrella como el Sol; la Tierra, solo ~0,008 %. - Periodo (cada cuánto se repite) → el tamaño de la órbita, por la 3.ª ley de Kepler.
- Duración y forma de la «U» → la inclinación de la órbita y la densidad de la estrella.
Sesgo del método. El tránsito favorece planetas grandes y cercanos a su estrella (más probables de estar alineados y de transitar a menudo). Por eso los primeros catálogos se llenaron de júpiteres calientes. Solo vemos los sistemas vistos "de canto".
Método 2 · Velocidad radial, el «bamboleo» (informa sobre la MASA)
El planeta y la estrella giran alrededor de su centro de masas común, el baricentro. El pequeño movimiento de la estrella puede tener una componente hacia nosotros o en sentido contrario. El efecto Doppler desplaza sus líneas espectrales hacia el azul al acercarse y hacia el rojo al alejarse.
El laboratorio calcula las dos órbitas con la masa total de estrella y planeta, conservando el baricentro. La semiamplitud K es la mitad de la diferencia entre la velocidad radial máxima y mínima:
K = (2π/P) · a_estrella · sen(i) / √(1−e²)
Aquí P es el periodo físico, e la excentricidad y aestrella el semieje de la pequeña órbita estelar. Las masas y el periodo determinan ambos semiejes mediante la tercera ley de Kepler. La masa planetaria se incluye en la suma total; ya no se supone que sea despreciable frente a la estrella. RadVel: semiamplitud y semieje con masa total.
Un planeta más masivo produce un movimiento estelar mayor; un periodo más corto suele producir una señal más rápida y amplia. Como referencias del modelo, Júpiter alrededor de una estrella como el Sol, visto de canto, da aproximadamente 12,47 m/s; la Tierra, 0,089 m/s.
La inclinación es decisiva: con i = 0°, la órbita se ve de frente y la velocidad radial es cero, aunque la estrella siga moviéndose en el plano del cielo. Con i = 90°, se ve de canto y la proyección radial es máxima. En el límite de un planeta mucho menos masivo que su estrella, la señal informa sobre M·sen(i), habitualmente llamada masa mínima. Para obtener la masa real se necesita información adicional sobre i; una masa mínima por sí sola no fija la densidad del planeta.
En la escena, el observador físico está en +Z y la velocidad radial es −v_estrella,z: positiva si la estrella se aleja y negativa si se acerca. Girar o ampliar la cámara de inspección no cambia esa línea de visión física ni la señal calculada.
La sinergia: tránsito + velocidad radial → densidad
Cada método aporta una pieza distinta:
- El tránsito da el radio.
- La velocidad radial da la masa.
Cuando un planeta se detecta por ambos, juntando masa y radio se obtiene su densidad, y con ella su composición: si es rocoso (denso, como la Tierra ~5,5 g/cm³), un mundo de agua/hielo, o un gigante gaseoso poco denso (Saturno flotaría en agua). Es la forma más completa de "conocer" un planeta que nunca veremos de cerca.
Otros métodos (en breve)
- Imagen directa: tapar la luz de la estrella (coronógrafo) y fotografiar el planeta. Solo funciona con gigantes jóvenes y calientes, lejos de su estrella.
- Microlente gravitacional: una estrella con planeta que pasa por delante de otra más lejana amplifica su luz; el planeta deja una huella. Encuentra planetas muy lejanos, pero el evento no se repite.
- Astrometría: medir el bamboleo de la estrella en el cielo (no en velocidad). La misión Gaia está empezando a dar frutos.
Tipos de planeta y la zona habitable
Los exoplanetas son mucho más variados que los del Sistema Solar: júpiteres calientes (gigantes pegados a su estrella), supertierras (rocosos mayores que la Tierra), sub-Neptunos (con atmósfera espesa)… Hay incluso un "valle de radios" alrededor de 1,5–2 R⊕ con pocos planetas, una pista sobre cómo pierden o retienen su atmósfera.
La zona habitable es la franja de distancias donde podría haber agua líquida en superficie. Depende de la luminosidad de la estrella: una enana roja, fría y poco luminosa, la tiene muy cerca (con planetas de periodos de pocos días), mientras que en una estrella como el Sol está alrededor de 1 UA.
Cómo se implementa en SusoLabs - Cosmos
La sección combina datos de catálogo y observaciones con modelos didácticos identificados:
- Búsqueda → consulta en vivo al NASA Exoplanet Archive (tabla
pscomppars, vía TAP): nombre, estrella, método, periodo, radio, masa, distancia… y una dispersión periodo–radio coloreada por método. - Visualización → con los parámetros del archivo dibujamos el sistema a escala: órbitas (elipses reales resolviendo la ecuación de Kepler), zona habitable (de la luminosidad estelar) y comparativa de tamaños. Pincha un planeta o la estrella para su ficha (tipo, densidad, gravedad, análogo solar…).
- Laboratorio de tránsitos → el backend descarga una curva de luz real de Kepler (archivo MAST), la procesa y te la sirve. Tú pliegas en fase ajustando el periodo y mides la profundidad para deducir el radio, comparándolo con el valor del catálogo.
- Velocidad radial → una escena 3D del movimiento baricéntrico, sus vectores de velocidad y una curva teórica sincronizada. Permite cargar parámetros publicados y comparar K con una referencia del archivo; no descarga una serie de medidas ni ajusta una época orbital. La procedencia distingue ejemplo local, parámetros de catálogo y ajustes manuales.
Qué vemos en SusoLabs - Cosmos
- En Búsqueda, escribe «Kepler-186», «TRAPPIST» o «WASP»: la nube periodo–radio te muestra de un vistazo la variedad de mundos, desde subterrestres hasta júpiteres calientes.
- En Visualización, compara TRAPPIST-1 (siete planetas apretados en la zona habitable de una enana roja) con un júpiter caliente; usa el zoom para los planetas interiores.
- En el Laboratorio de tránsitos, elige una estrella, mueve el periodo hasta que la nube forme una U limpia (o pulsa Detección automática) y mide: acabarás "midiendo" en tamaño un planeta de otra estrella con luz real. La caída es minúscula (~1 %): por eso el ajuste del periodo es tan fino.
- En Velocidad radial, compara De canto, De frente y Excéntrica. Las referencias Tierra / Neptuno / Saturno / Júpiter cambian la masa dentro del modelo; los demás controles permiten explorar cómo se combina con la inclinación, el periodo y la masa estelar.
Nota importante a tener en cuenta. Las curvas del laboratorio de tránsitos son de un conjunto curado de planetas de Kepler con tránsitos profundos y claros (júpiteres calientes), para que la «U» se vea bien; el catálogo de Búsqueda, en cambio, es todo el archivo de la NASA en vivo.
Explorar el laboratorio de velocidad radial
- Empieza en pausa. La fase inicial es 0,125. Observa la estrella, la componente radial y el punto de la curva: los tres representan el mismo instante. La rapidez total puede seguir siendo positiva cuando la componente radial es cero.
- Reproduce o busca un instante. Una vuelta animada dura 12 segundos y representa el periodo físico indicado en días. Toca la curva o usa el control de fase para pausar en un punto. Las flechas avanzan 1° de fase temporal; en una elipse excéntrica eso no equivale a un giro espacial uniforme.
- Prueba parámetros. Masa planetaria y periodo tienen controles logarítmicos para abarcar señales terrestres y periodos largos. Cambiar un parámetro recalcula posición, velocidades y curva, y vuelve a la fase inicial en pausa. La inclinación cambia la proyección física; ω gira la elipse en su plano.
- Compara encuadres. Sistema completo muestra las dos órbitas con una escala común. Detalle estelar amplía uniformemente la zona del baricentro, por lo que el planeta puede quedar fuera de pantalla. Los radios de los marcadores son ilustrativos. Los centros y las órbitas conservan sus proporciones; la altura del encuadre se indica en AU.
- Inspecciona en 3D. Arrastra para girar y pellizca con dos dedos o usa el gesto de zoom del trackpad para acercar. Un gesto vertical con un dedo desplaza la página. También hay botones +/−, vistas predefinidas y controles de teclado. La cámara y el encuadre conservan la señal física.
- Carga una referencia. El selector consulta parámetros del NASA Exoplanet Archive. Si las masas y el periodo son utilizables, se aplican conservando sus valores; i = 90° y ω = 90° son hipótesis ilustrativas. Cuando no se proporciona excentricidad, se declara la suposición e = 0. Un registro incompleto o fuera del intervalo admitido no sustituye los controles actuales.
- Compara con contexto. K calculada y K publicada se muestran por separado cuando hay referencia. Editar el modelo mantiene visible esa referencia y la procedencia pasa a manual. Restaurar parámetros del catálogo recupera los valores aplicables; Restablecer ejemplo local vuelve al ejemplo inicial. Los errores de listado o consulta permiten reintentar y conservar la exploración.
La masa compilada del catálogo puede ser una masa medida, desproyectada o mínima M·sen(i); el servicio actual no distingue su tipo. Los campos pueden proceder de publicaciones diferentes. Tampoco existe una única convención publicada de ω: puede referirse a la estrella o al planeta. Por ello, i = 90° no garantiza reproducir K publicada, y la fase del modelo no se presenta como una época observada. NASA Exoplanet Archive: masas, argumentos de periastro y amplitudes.
El color rojo/azul explica el signo Doppler; no representa un espectro observado. El modelo contiene dos cuerpos y un baricentro fijo, sin actividad estelar, otros planetas ni velocidad sistémica. Vista ligera y Escena 3D mantienen el instante y los parámetros. Al ocultar la pestaña se suspende la animación; con movimiento reducido se puede seguir explorando por pasos o iniciar la reproducción explícitamente.