LISA buscaría exoplanetas en parejas de enanas blancas

Cómo un planeta invisible cambia el ritmo de una onda gravitacional

Una enana blanca es lo que queda de una estrella como el Sol cuando se apaga. El núcleo se comprime hasta quedar del tamaño de la Tierra, con una masa parecida a la del Sol en un volumen planetario.

Dos de ellas pueden acabar girando una alrededor de la otra, muy cerca, hasta completar una vuelta en menos de una hora. Al hacerlo agitan el espacio-tiempo y emiten ondas gravitacionales, vibraciones del propio espacio que viajan a la velocidad de la luz. No es un estallido: la pareja gira sin parar y produce un tono continuo.

LISA escuchará ese tono desde el espacio. Son tres naves que siguen a la Tierra en su órbita y forman un triángulo de 2,5 millones de kilómetros por lado. Entre ellas cruzan haces láser, y el conjunto es un interferómetro, un aparato que compara haces de luz para medir distancias con precisión extrema. Busca variaciones menores que la anchura de un átomo de helio. Menos que un átomo.

Ahora añade un planeta. Si tiene suficiente masa, no gira alrededor de una estrella ni de la otra, sino de las dos a la vez. Es un planeta circumbinario, una órbita que rodea a un par, como una balsa que da vueltas alrededor de dos remolinos que giran juntos.

La gravedad del planeta tira del par y lo hace bambolearse. Los dos astros se desplazan un poco hacia un lado y hacia el otro, como una pareja de patinadores que gira tomada de las manos y recibe un empujón suave en el centro.

Ese vaivén imprime al tono una modulación Doppler. La modulación es una variación regular que se superpone a una señal estable. El Doppler es el cambio de frecuencia de una sirena: al acercarse, el sonido se comprime y el tono sube, al alejarse se estira y baja. Aquí no hay sonido, pero la frecuencia sube y baja al mismo compás.

El análisis encuentra esa variación en bandas laterales, señales secundarias por encima y por debajo de la frecuencia principal, como ecos más agudos y más graves alrededor de un silbido puro. Casey McGrath lo compara con la radio. En una emisión de radio, parte de la energía de la portadora se reparte en bandas laterales que llevan el mensaje, la voz o la música. Aquí las bandas laterales dicen que hay un planeta.

La consecuencia práctica es que la señal no aparece como una imagen ni como un punto en el cielo, sino como una diferencia en el patrón temporal del tono. Esa huella contiene la masa del planeta y su período. El primero de los dos artículos, firmado solo por Casey McGrath, determina en qué masas y períodos funciona mejor el método.

Diez millones de parejas y ninguna con planeta conocido

Los astrónomos estiman que la Vía Láctea contiene unas 10 millones de parejas de enanas blancas con períodos de menos de una hora. Son las que emiten ondas gravitacionales en la banda que LISA escucha. El número engaña: casi todas están demasiado lejos o son demasiado débiles para separarlas una a una.

LISA debería resolver unos 10 000 sistemas individuales, más unas 100 binarias mixtas en las que una enana blanca comparte órbita con una estrella de neutrones o con un agujero negro, dos finales posibles de estrellas más pesadas que el Sol.

Y luego está el hueco. Alrededor de enanas blancas aisladas se han detectado algunos planetas. Alrededor de una pareja, ninguno. Tampoco abundan los circumbinarios: alrededor de estrellas de la secuencia principal, las que aún queman combustible como el Sol, solo se conocen un puñado. La población descrita existe por ahora en el papel y en las simulaciones.

¿Por qué nadie los ha visto? Porque las herramientas habituales se quedan cortas. La velocidad radial, que mide el vaivén de una estrella por el cambio de color de su luz, funciona con estrellas normales. Una enana blanca es un resto diminuto y débil, y su pareja completa una vuelta en menos de una hora, dos condiciones que complican las medidas clásicas.

De ahí el interés por las ondas gravitacionales. No necesitan luz. La pareja emite su tono, el planeta lo modula y LISA lee la modulación. Los autores lo llaman velocidad radial gravitacional, y apunta a restos ultracompactos que la astronomía clásica apenas puede tocar.

El exceso infrarrojo que delata al planeta

LISA no capta luz. Su medida es de tiempo y de frecuencia. Para convencer a la comunidad de que la señal viene de un planeta hace falta una confirmación con luz. Ahí entra James Webb.

El método se llama exceso infrarrojo. Una pareja de enanas blancas emite una cantidad de luz predecible si se conocen su temperatura y su tamaño. Un planeta, en cambio, es frío y brilla en infrarrojo, la luz más allá del rojo visible que notamos como calor. Si el sistema emite más infrarrojo de lo que justificarían las estrellas, ese sobrante delata una tercera cosa.

No hace falta ver el planeta. Basta medir cuánta luz llega en cada color y comparar. Es como entrar en una habitación a oscuras y notar el aire más caliente de lo que explicaría la estufa: no ves la fuente, pero sabes que hay algo más. Según la NASA, los instrumentos de Webb detectan ese exceso hasta una distancia de al menos 500 años luz.

En un caso de prueba a esa distancia, los investigadores calculan que Webb podría detectar un planeta de unas cinco veces la masa de Júpiter. LISA, en condiciones ideales, detectaría un planeta subjupiterino, con menos masa que Júpiter. No compiten: LISA aporta la masa y el período, Webb aporta la prueba visual.

Mary Anne Limbach, coautora del segundo artículo, insiste en ese punto. Validar parte de las primeras detecciones será crucial para establecer que las señales gravitacionales corresponden a planetas reales y no a falsos positivos, señales que parecen un planeta pero vienen de otra parte. Un exceso infrarrojo por sí solo puede tener explicaciones aburridas, como polvo. Cruzarlo con LISA reduce el margen de error.

Esa combinación de ondas gravitacionales y luz es la astronomía multimensajera, el estudio de un mismo objeto con señales de naturaleza distinta. Es la apuesta de fondo del trabajo.

Los 500 años luz que conviene leer con cuidado

Aquí llega el matiz. Los 500 años luz no son el alcance del método. Son una distancia de referencia elegida para un caso de prueba.

El segundo artículo trabaja con un sistema real, ZTF J2243+5242, y lo coloca a 150 pársecs, unos 490 años luz. El pársec es una unidad de distancia que usan los astrónomos para escalas galácticas. A esa distancia calcula qué planeta sería detectable con Webb y con LISA. Es un ejercicio de laboratorio.

El problema es que ZTF J2243+5242 no está a 490 años luz. Su distancia medida ronda los 2120 pársecs, casi 7000 años luz. La diferencia es enorme, y explica por qué el caso de prueba es optimista: la luz se debilita con la distancia, así que cuanto más lejos, más difícil resulta el exceso.

¿Por qué importa? Porque una cifra redonda se copia fácil y se convierte en un límite imaginario. Un lector puede concluir que la técnica solo sirve en el vecindario solar. Los artículos dicen otra cosa: con un sistema a esa distancia de referencia, Webb vería un planeta de cinco masas de Júpiter. El alcance real depende del planeta, del instrumento y del tiempo de observación.

Esa pareja tiene otro detalle. ZTF J2243+5242 completa una órbita en 8,8 minutos, una de las fuentes de ondas gravitacionales más potentes que LISA podrá detectar. También tiene fecha de caducidad: las dos enanas blancas se acercan poco a poco y fusionarán dentro de unos 400 000 años. Antes de eso, si hay un planeta, la señal podría aparecer.

Lo que todavía no ha demostrado nadie

Ninguna de estas detecciones existe todavía. LISA no ha volado. Su lanzamiento está previsto para mediados de la década de 2030, con la ESA al frente y la NASA como socio. La NASA aporta los telescopios, otro material crítico y apoyo técnico y científico.

La idea tampoco es nueva. En 2008, el astrónomo japonés Naoki Seto propuso por primera vez que LISA podría detectar exoplanetas alrededor de parejas de enanas blancas. Años más tarde, los dos artículos convierten aquella intuición en un plan con masas, períodos y distancias.

El contexto ayuda. Las ondas gravitacionales se predijeron en 1916, dentro de la relatividad general de Einstein, y se detectaron por primera vez en 2015 con observatorios en tierra. Un planeta detectado por su tirón gravitacional sería una pieza distinta del mapa, porque la fuente no sería la pareja sino algo que la rodea.

Queda una segunda vía de confirmación. La astrometría es la medida precisa de la posición de un objeto en el cielo. Si la pareja se bambolea por culpa de un planeta, su posición aparente cambia una pizca de un año a otro. Gaia, el cartógrafo estelar de la ESA, o el futuro Habitable Worlds Observatory podrían firmar esa comprobación.

Varias pruebas, entonces, para un mismo objeto: la modulación en las ondas, el exceso en infrarrojo y el vaivén en la posición. Si coinciden, la duda se estrecha. Y queda una pregunta abierta. ¿Puede un planeta sobrevivir alrededor de dos estrellas que han muerto? La respuesta tendrá forma de patrón en una señal. Bandas laterales alrededor de un tono, y después un punto infrarrojo de más en el cielo.

Para saber más

• La ficha de la misión: James Webb, el telescopio que podría confirmar el exceso infrarrojo.
• Los conceptos: el exoplaneta, la astronomía multimensajera y el interferómetro en nuestro glosario.
• El comunicado de la NASA sobre los dos estudios y su explicación del mecanismo.
• Los dos artículos en The Astrophysical Journal: el método de velocidad radial gravitacional y la confirmación con infrarrojo y astrometría.
• Para situar estas parejas en el cielo, usa nuestro mapa del cielo y la guía de observación.