La cámara NIRCam (Near-Infrared Camera) del telescopio espacial James Webb de la NASA, la ESA y el CSA captó esta imagen de Eridani 51 b, un exoplaneta joven y frío que orbita a unos 17.700 millones de kilómetros de su estrella (Crédito de la imagen: NASA, ESA, CSA, STScI, W. Balmer (JHU), L. Pueyo (STScI), M. Perrin (STScI)).
La semana pasada, los astrónomos desvelaron nuevas y emocionantes imágenes de planetas en los sistemas estelares HR 8799 y 51 Eridani, y todo gracias a un uso creativo del telescopio espacial James Webb (JWST).
William Balmer, doctorando de la Universidad Johns Hopkins y autor principal del estudio, habló con universeexpedition.com sobre cómo se captaron las imágenes con el telescopio espacial James Webb, y por qué estos resultados representan un gran salto adelante en nuestra comprensión de los exoplanetas, cómo se forman y la búsqueda de vida extraterrestre.
«La imagen directa es fundamental para estudiar planetas lejanos porque nos proporciona la mayor cantidad de información sobre la estructura y composición de sus atmósferas, independientemente de la luz de la estrella anfitriona», explicó Balmer.
La obtención de imágenes directas de planetas lejanos plantea un gran desafío debido a varios factores. En primer lugar, los telescopios tienen dificultades para distinguir la débil luz de un planeta de la luz mucho más brillante emitida por su estrella anfitriona. El resplandor de la estrella puede abrumar cualquier señal procedente del planeta, lo que dificulta el estudio detallado de su atmósfera. A esto tampoco ayuda el hecho de que la mayoría de los exoplanetas están increíblemente lejos de nosotros, lo que limita aún más la capacidad de captar imágenes claras de ellos.
Aquí es donde entra en juego el telescopio espacial James Webb. Su avanzada tecnología, que incluye un gran espejo y un conjunto de instrumentos especializados, le permite detectar emisiones muy débiles procedentes de exoplanetas en órbita en el rango infrarrojo medio del espectro electromagnético, y esta capacidad ha abierto una nueva frontera en la investigación de exoplanetas.
«Los distintos gases de la atmósfera de un planeta, a distintas presiones y temperaturas, absorben o emiten luz de longitudes de onda específicas, y podemos utilizar estas huellas químicas en la luz para modelizar con mayor claridad no sólo de qué están hechos los planetas, sino también cómo podrían haberse formado en función de su composición», explica Balmer.
La visión más clara en el infrarrojo del emblemático sistema multiplanetario HR 8799. (Crédito de la imagen: NASA, ESA, CSA, STScI, W. Balmer (JHU), L. Pueyo (STScI), M. Perrin (STScI))
Balmer y sus colegas dieron un paso más al capturar innovadoras imágenes coronográficas de exoplanetas en HR 8799 y 51 Eridani – y lo hicieron utilizando los coronógrafos del JWST de una forma poco convencional.
«Me gusta bromear diciendo que para este trabajo “utilizamos mal los coronógrafos”, pero lo que realmente hicimos fue utilizar una parte muy fina de la máscara del coronógrafo, lo que permitió que más luz estelar se difractara o se filtrara por los bordes del coronógrafo», explicó Balmer.
Los coronógrafos, desarrollados por primera vez en 1930 para estudiar la corona solar, bloquean la luz de las estrellas para revelar los débiles objetos circundantes. En el JWST, permiten obtener imágenes de alto contraste de exoplanetas en el infrarrojo cercano y medio del espectro electromagnético. Sin embargo, si el coronógrafo bloquea demasiada luz, puede oscurecer no sólo la estrella, sino también los planetas cercanos.
Para solucionar este problema, el equipo de Balmer ajustó las máscaras del coronógrafo del JWST, ajustando la cantidad de luz estelar bloqueada para maximizar la visibilidad planetaria.
«Confiamos en la estabilidad del JWST, [primero] observando nuestros objetivos [y luego obteniendo imágenes] de estrellas similares sin planetas conocidos para comparar», dijo Balmer. Al sustraer estas imágenes de referencia de las imágenes de los objetivos, el equipo eliminó eficazmente la luz de la estrella, aislando las débiles señales de los planetas.
«Como [el JWST] es tan estable, las diferencias entre las imágenes de referencia y las del objetivo son menores que la luz de los planetas que rodean nuestros objetivos [lo que nos permite detectarlos con mayor claridad] », añadió Balmer.
El estudio también destaca por la obtención de la primera imagen de HR 8799 a 4,6 micras, una longitud de onda en el infrarrojo medio. Se trata de un logro significativo, ya que la atmósfera terrestre absorbe gran parte de la luz en esta longitud de onda, lo que hace casi imposible realizar observaciones desde tierra en este rango.
«La atmósfera terrestre sólo tiene una breve ventana de transparencia a 4,6 micras», explicó Balmer. «Las observaciones terrestres anteriores habían intentado obtener imágenes del HR 8799 e más interno en estas longitudes de onda y fracasaron. Algunos telescopios terrestres tienen espejos más grandes que el JWST, pero nuestro éxito pone de relieve lo crucial que es la estabilidad del JWST para este tipo de detecciones.»
Pero aún más emocionante para el equipo fue la capacidad del JWST de observar a 4,3 micras, longitudes de onda completamente bloqueadas por la atmósfera terrestre.
«La longitud de onda más emocionante a la que tuvimos acceso con el JWST es a 4,3 micras, donde ninguno de estos planetas había sido observado antes», dijo Balmer. «Como la atmósfera de la Tierra tiene mucho dióxido de carbono, [bloquea] una gran cantidad de luz en esta longitud de onda».
La ventaja del JWST en este caso es que existe más allá de la atmósfera terrestre, a aproximadamente un millón de millas (1,5 millones de kilómetros) de distancia de nuestro planeta en el espacio.
Este gráfico muestra un espectro de uno de los planetas del sistema HR 8799, HR 8799 e, que muestra las cantidades de luz infrarroja cercana detectadas del planeta por el JWST en diferentes longitudes de onda. (Crédito de la imagen: NASA, ESA, CSA, STScI, W. Balmer (JHU), L. Pueyo (STScI), M. Perrin (STScI))
Los niveles de dióxido de carbono revelan detalles clave sobre la formación de un planeta. En una atmósfera planetaria, tanto el monóxido de carbono como el dióxido de carbono están presentes, pero su equilibrio depende de la cantidad de oxígeno disponible. Dado que el dióxido de carbono contiene más oxígeno que el monóxido de carbono, es probable que un planeta con altos niveles de dióxido de carbono tenga una mayor abundancia de elementos «pesados» como el carbono, el oxígeno, el magnesio y el hierro. Estos elementos proceden de los materiales que formaron originalmente el planeta.
«Dado que la intensidad del rasgo de dióxido de carbono en las atmósferas de los planetas HR 8799 es tan fuerte, estamos bastante seguros de que tienen una mayor fracción de elementos pesados en comparación con su estrella anfitriona, lo que significa que tuvieron que recoger esos elementos pesados de algún lugar», dijo Balmer.
La explicación más probable es que estos planetas se formaron mediante un proceso denominado acreción del núcleo, en el que los núcleos rocosos y helados crecieron lo suficiente como para capturar con su gravedad gruesas atmósferas de hidrógeno y otros gases.
Las observaciones del estudio también revelaron una inesperada diversidad en los «colores» de los planetas interiores del sistema HR 8799. «Las diferencias entre los planetas HR 8799 son bastante interesantes porque anteriormente estos planetas se veían relativamente similares en el infrarrojo cercano», dijo Balmer, señalando este ejemplo. «El infrarrojo medio nos da pistas sobre diferentes moléculas, por lo que podría ser que los diferentes colores de los planetas en nuestras imágenes se deban a diferencias en la mezcla vertical o en la composición».
Por ejemplo, la mezcla vertical, que es el proceso por el que los gases suben y bajan por la atmósfera de un planeta, puede hacer que las moléculas acaben en lugares donde los científicos no esperarían que estuvieran.
«Por ejemplo, basándonos en las temperaturas de los planetas HR 8799, deberían tener mucho metano en sus atmósferas superiores, por lo que deberíamos ver grandes rasgos de absorción de metano», dijo Balmer. «En cambio, vemos muy poco metano y mucho más monóxido de carbono. Esto se debe a que la mezcla vertical ha desplazado gas caliente y rico en CO desde las capas más profundas de la atmósfera hasta las capas exteriores, donde ha ‘superado’ al metano que debería haber allí.»
Un proceso atmosférico similar puede estar en juego en 51 Eridani b, donde la detección del JWST a 4,1 micras sugiere una química del carbono fuera de equilibrio. Este planeta es mucho más débil de lo esperado, probablemente debido a los altos niveles de dióxido de carbono y monóxido de carbono en su atmósfera superior. «Esto indica que el planeta es probablemente rico en metales, como HR 8799, pero sobre todo que los gases calientes ricos en monóxido de carbono y dióxido de carbono de la atmósfera inferior del planeta son convectados hacia la atmósfera superior, donde absorben más luz saliente.»
Un proceso similar, por el contexto, también ocurre en la Tierra.
Balmer espera que los futuros modelos mejoren la forma en que tienen en cuenta las nubes y la mezcla vertical, permitiendo una mejor interpretación de los datos de alta precisión. Su equipo ha recibido 23 horas más de tiempo del JWST para estudiar otros cuatro sistemas planetarios, con el objetivo de determinar si sus gigantes gaseosos se formaron por acreción del núcleo. Comprender este proceso podría revelar cómo influyen los planetas gigantes en la estabilidad y habitabilidad de mundos terrestres más pequeños y desconocidos.
