¿Cómo medimos la masa de un planeta o una estrella?

La astronomía es una ciencia sin laboratorio. Si queremos estudiar las estrellas, los experimentos que podremos llevar a cabo a puerta cerrada serán limitados. De entre los millones de objetos conocidos en nuestro sistema solar, apenas hemos visitado de cerca unas decenas de ellos. Y por supuesto, no hemos visitado ninguna de los miles de millones de estrellas y galaxias que conocemos en el universo, ni nos hemos acercado a ninguno de los más de 5 000 exoplanetas descubiertos en las últimas décadas. Pero a pesar de no poder estudiarlos in situ, no hemos dejado de obtener información valiosísima sobre ellos.

La imposibilidad de estudiar los diferentes astros a corta distancia nos ha obligado a desarrollar multitud de técnicas muy ingeniosas que utilizan los principios físicos más básicos para extraer información de objetos lejanos. Un rayo de luz por ejemplo nos permite obtener información sobre la temperatura, la composición o la velocidad del objeto que lo emite. Los objetos emiten luz por el hecho de estar a una determinada temperatura. Esto es lo que se conoce como la radiación del cuerpo negro. Además, la radiación emitida depende estrechamente de la temperatura del cuerpo en cuestión, no emitiendo las mismas frecuencias ni con la misma intensidad un cuerpo a temperatura ambiente que otro a miles de grados. Observando la distribución de frecuencias emitidas por cualquier planeta o estrella podemos fácilmente saber qué temperatura tiene.

Dentro de esa radiación continua que sería la del cuerpo negro, podemos tener pequeñas imperfecciones, frecuencias concretas donde se emite un poco más o un poco menos de lo esperado. Esto es así porque los átomos que componen un astro pueden emitir luz extra, o absorberla, que se añade al espectro del cuerpo negro. Cada elemento químico emitirá o absorberá unas frecuencias muy concretas, por lo que estudiando en detalle las discrepancias entre la luz recibida y la emitida por un cuerpo negro perfecto podremos averiguar la composición química del astro. Además, toda esta luz puede verse afectada por el efecto doppler. Este efecto produce un corrimiento de las frecuencias observadas provocado por la velocidad relativa del emisor. Es el mismo efecto que hace que la sirena de una ambulancia suene diferente mientras se acerca que mientras se aleja. Si los espectros atómicos observado tienen sus frecuencias dispuestas con la intensidad y separación propias de un elemento concreto, pero parecen estar desplazadas hacia frecuencias mayores, sabremos que el astro emisor se acercaba a nosotros al emitir la luz. Si están desplazadas a frecuencias menores, entonces sabremos que se alejaba. Así es por ejemplo como puede medirse la velocidad a la que se alejan las galaxias lejanas y por tanto el ritmo de expansión del universo.

También podemos utilizar las leyes físicas para medir la masa de un planeta, una estrella o cualquier otro cuerpo del universo. Lo único que necesitaremos es encontrar otro objeto más pequeño que orbite a su alrededor, un satélite. Si este “satélite”, que puede ser una luna, pero también un planeta, otra estrella o incluso una galaxia enana, describe una órbita regular alrededor del cuerpo central, significa que las fuerzas que le afectan están en equilibrio. Los objetos tienden a moverse en línea recta a menos que haya una fuerza que se lo impida o que modifique su dirección. En el caso de un astro describiendo una órbita circular alrededor de otro la fuerza que provoca ese movimiento curvo es la de la gravedad. Por tanto sabremos que dicha fuerza deberá ser la necesaria como para impedir que el satélite siga el movimiento en línea recta, sin ser demasiado intensa provocando la colisión de ambos cuerpos.

Igualando la fuerza gravitatoria ejercida por el astro central (que desconocemos porque no conocemos su masa) con la fuerza centrípeta necesaria para que el satélite describa su órbita, podemos obtener una expresión para la masa del objeto central que dependa únicamente de la distancia que separa a ambos cuerpos y del tiempo que tarda el satélite en completar su órbita. Esto significa que si queremos medir la masa del Sol podemos utilizar la distancia y el periodo de la Tierra o cualquier otro planeta a su alrededor. Para medir la masa de cualquiera de los planetas nos bastará con utilizar las cantidades correspondientes para sus satélites y para medir la masa de la Vía Láctea podemos usar la distancia y periodo de alguna de las galaxias enanas que la orbitan.

Sin embargo, no todos los objetos tienen satélites. Mercurio y Venus, por ejemplo, no tienen satélites naturales. En su caso el método utilizado para obtener su masa ha sido medir cómo su movimiento afecta al Sol, la Tierra o Marte. Este método es mucho más complejo y lleva a menor precisión, pero con paciencia y buena metodología pueden obtenerse resultados precisos. También podemos por supuesto estudiar cómo su gravedad afecta a las diferentes sonda que hemos mandado a sus cercanías o, en el caso de Venus, a su superficie. En el caso de los exoplanetas, podemos utilizar su distancia y periodo para medir la masa de la estrella a la que orbitan y a su vez podemos medir las perturbaciones que causan en el movimiento de la estrella para obtener su masa. Este es un método de hecho que se utiliza para descubrir a los propios exoplanetas en primer lugar.

En el caso de los asteroides y cometas del sistema solar debemos recurrir en gran medida a estimaciones. En función de la composición química observada, la densidad predicha y el tamaño medido podemos dar una cifra aproximada para su masa. En algunos asteroides podemos aprovechar la presencia de diminutas lunas para afinar estas estimaciones, que a su vez nos permiten refinar las predicciones hechas para otros cuerpos diferentes pero similares.

Referencias: