Situat a 63,4 anys llum de la Terra, a la constel·lació de Pictor, es troba l’estrella blava jove i brillant, Beta Pictoris. El 2008, les observacions realitzades des de l’Observatori Paranal de l’ESO a Xile van confirmar la presència d’un planeta extrasolar. Aquest planeta era Beta Pictoris B, un Super-Júpiter amb un període orbital d’entre 6890 i 8890 dies (~19 a 24 anys) que es va confirmar mitjançant la imatge directa del seu pas per darrere de l’estrella.

A l’agost del 2019, es va detectar un segon planeta (un altre Super-Júpiter) que orbitava més a prop de Beta Pictoris. Tot i això, a causa de la seva proximitat a la seva estrella pare, només es podia estudiar a través de mitjans indirectes (mesures de velocitat radial). Després de realitzar un reanàlisi de les dades obtingudes pel VLT, els astrònoms amb la col·laboració de GRAVITY van poder confirmar l’existència de Beta Pictoris C mitjançant imatges directes.

Els investigadors responsables de la investigació van detallar les seves troballes en dos estudis que van aparèixer al número del 2 d’octubre de la revista Astronomy & Astrophysics. El primer va ser dirigit per Mathias Nowack, de l’Institut Kavli de Cosmologia (Universitat de Cambridge), mentre que el segon va ser dirigit per Anne-Marie Lagrange, del Laboratori d’Estudis Espacials i Instrumentació en Astrofísica (LESIA) i de l’Observatori de París.

Com expliquen en el seu primer estudi, la col·laboració de GRAVITY va combinar la llum de quatre dels grans telescopis del VLT per realitzar les primeres observacions directes de Beta Pictoris C. Aquesta no només va ser la primera vegada que es va fer una imatge directa d’un planeta tan a prop de la seva estrella pare, sinó que també va ser la primera vegada que es va utilitzar la imatge directa per confirmar una detecció feta mitjançant el mètode de la velocitat radial.

Primer quadre: Imatge original captada pel sistema GRAVITY

Durant dècades, els astrònoms han confiat en mesures de velocitat radial per detectar la presència d’exoplanetes. Amb centenars de candidats descoberts fins ara, ha estat el segon mètode més popular (després del mètode de trànsit) i sovint es combina amb trànsits per confirmar l’existència d’exoplanetes. Tanmateix, mai abans els candidats descoberts amb el mètode de la velocitat radial no havien estat confirmats per observació directa.

Això només va ser possible gràcies a l’instrument GRAVITY, un dispositiu de segona generació que forma part de l’interferòmetre del VLT (VLTI). Aquest instrument combina la llum de quatre telescopis VLT, ja sigui els quatre telescopis unitaris o els quatre telescopis auxiliars, cadascun dels quals és assistit per òptica adaptativa (AO), i els combina en un telescopi virtual, cosa que permet obtenir detalls i sensibilitat sense precedents.

Al mateix temps, l’equip només va poder observar Beta Pictoris C perquè les noves mesures de velocitat radial eren capaces d’establir amb precisió el moviment orbital del planeta. Aquest va ser el tema del segon article, on mostren com una combinació d’imatges d’alt contrast, una interferometria de línia de base llarga i dades de velocitat radial els va permetre predir amb precisió la posició de Beta Pictoris B de manera que GRAVITY la pogués trobar.

Les seves observacions també els van permetre restringir encara més les propietats orbitals i físiques de Beta Pictoris b i c i predir també les aproximacions més properes d’ambdós planetes. El que això va revelar, però, va ser bastant desconcertant per a l’equip de GRAVITY. Beta Pictoris C és aproximadament 8 vegades més gran que Júpiter i es troba a aproximadament 2,7 UA de distància de la seva estrella, aproximadament a la mateixa distància que el cinturó principal d’asteroides del Sol.

Tot i així, Beta Pictoris C és aproximadament sis vegades més feble que el planeta Beta Pictoris B, que orbita al voltant de la seva estrella a una distància d’uns 9,8 UA, que equival a la distància entre Saturn i el Sol. Això planteja la qüestió de quant de gran i massiu ha de ser perquè reflecteixi sis vegades més llum. De moment, les estimacions de massa per a B són menys restringides, oscil·lant entre les 10 i les 11 masses de Júpiter.

Però, tal com indiquen, les futures observacions que faran servir el mètode de la velocitat radial podran respondre a aquesta pregunta. L’únic problema és que trigaran uns quants anys, ja que Beta Pictoris B triga uns 28 anys a completar una única òrbita al voltant de la seva estrella. GRAVITY +, l’instrument de nova generació que actualment es troba en desenvolupament, també pot proporcionar dades addicionals.

Un meteorit Perseida passa per sobre el Very Large Telescope (VLT) de l’Observatori Sud Europeu. Crèdit: ESO

Els resultats de l’equip també els van permetre restringir la presència de planetes addicionals al sistema Beta Pictor.

Però potser l’emportant més impressionant d’aquesta investigació és com els astrònoms poden combinar els millors recursos de mètodes directes i indirectes per a l’estudi dels exoplanetes. Com van explicar al primer estudi, la detecció directa és més sensible als planetes que orbiten a gran distància de la seva estrella, mentre que els mètodes indirectes són més sensibles als planetes amb un període orbital petit.

Un dels desenvolupaments més esperats per als estudis d’exoplanetes en un futur proper és la manera com els telescopis i els instruments de nova generació permetran estudis d’imatge directa de planetes rocosos fortament lligats. Això finalment permetrà als astrònoms obtenir espectres de les atmosferes dels molts mons potencialment habitables que s’han descobert en les darreres dècades.

Avaluant la composició de les atmosferes d’aquests planetes, finalment podrem dir amb certesa quin d’ells és capaç de suportar la vida tal com la coneixem…

Open chat
Necessites més informació. Fes clic aquí