¿Cómo pesan los astrónomos una estrella que está a billones de kilómetros de distancia y es demasiado grande para una báscula de baño? En la mayor parte de los casos, no pueden, aunque pueden lograr una mejor estimación usando modelos por ordenador de la estructura estelar.
Un nuevo trabajo realizado por el astrofísico David Kipping dice que, en casos especiales, podemos pesar directamente una estrella. Si la estrella tiene un planeta, y el planeta tiene una luna, y ambos cruzan frente a su estrella, entonces podemos medir los tamaños y órbitas para aprender más sobre la estrella.
“A menudo me preguntan cómo pesan las estrellas los astrónomos. Hemos añadido una nueva técnica a nuestra caja de herramientas para tal propósito”, dice Kipping, becario predoctoral en el Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica.
Los astrónomos han hallado más de 90 planetas que cruzan frente – o transitan – a su estrella. Midiendo la cantidad de luz estelar bloqueada, pueden calcular cómo de grande es el planeta en relación a su estrella. Pero no pueden saber con exactitud cómo de grande es el planeta a menos que sepan el tamaño real de la estrella. Los modelos por ordenador dan una buena estimación pero, en ciencia, las medidas reales son las mejores.
Kipping se dio cuenta de que si un planeta en tránsito tenía una luna lo bastante grande como para que la viésemos (también bloqueando la luz estelar), entonces el sistema planeta-luna-estrella podía medirse de una forma que nos permitiera calcular exactamente cómo de grandes y masivos eran los tres cuerpos.
“Básicamente, medimos las órbitas de los planetas alrededor de la estrella y la luna alrededor del planeta. Entonces, a través de las Leyes del Movimiento de Kepler, es posible calcular la masa de la estrella”, explica Kipping.
El proceso no es fácil y requiere de varios pasos. Midiendo cómo la luz estelar se atenúa cuando planeta y luna transitan, los astrónomos logran tres números clave: 1) Los periodos orbitales de la luna y el planeta, 2) el tamaño de sus órbitas en relación a la estrella, y 3) el tamaño del planeta y la luna en relación a la estrella.
Introduciendo estos números en la Tercera Ley de Kepler, se logra la densidad de la estrella y el planeta. Dado que la densidad es la masa dividida por el volumen, las densidades y tamaños relativos dan la masa relativa. Finalmente, los científicos miden el bamboleo de la estrella debido al tirón gravitatorio del planeta, conocido como velocidad radial. Combinando las medidas de velocidad con las masas relativas, pueden calcular la masa de la estrella directamente.
“Si no hubiese luna, todo este ejercicio sería imposible”, afirma Kipping. “No tener lunas significa que no se puede calcular la densidad del planeta, por lo que todo el proceso se detiene”.
Kipping no ha puesto aún este método en práctica, dado que no hay ninguna estrella conocida que tenga tanto un planeta como una luna en tránsito. No obstante, la misión Kepler de la NASA debería descubrir varios de tales sistemas.
“Cuando se encuentren, estaremos listos para pesarlos”, dice Kipping.
La investigación aparecerá en el ejemplar de la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
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