Las observaciones con el instrumento SPHERE en el Very Large Telescope (VLT) de ESO han proporcionado una de las galerías más detalladas de discos de escombros alrededor de estrellas jóvenes hasta la fecha. Se trata de bandas de polvo delgadas pero sorprendentemente complejas que rodean a las estrellas como una especie de capas arqueológicas cósmicas. En estos discos se esconde el rastro de colisiones de miles de millones de cuerpos diminutos – una especie de "primos" de nuestros asteroides y cometas – que llevan información sobre cómo se forman los planetas y cómo madura un sistema planetario completo. Los astrónomos destacan que la nueva colección de imágenes, creada con la ayuda de óptica adaptativa extrema y coronógrafos, es una verdadera mina de oro científica de datos porque por primera vez vincula de manera sistemática la apariencia de los discos, las propiedades de las estrellas y la población oculta de cuerpos pequeños.

Cuerpos pequeños como fósiles de la formación de planetas

Para comprender la importancia de estas observaciones, es bueno comenzar desde nuestro propio patio trasero: el Sistema Solar. Además del Sol, los planetas y varios planetas enanos, una vasta población de los llamados cuerpos pequeños orbita a nuestro alrededor. Son objetos que van desde un kilómetro hasta varios cientos de kilómetros de diámetro, compuestos de roca, hielo o su mezcla. Cuando tal objeto libera ocasionalmente gas y polvo creando una coma y una cola, lo llamamos cometa; cuando no hay tal actividad, hablamos de un asteroide. Estos cuerpos no son "sobras sin orden", sino fósiles de los primeros días del Sistema Solar. La formación de planetas comienza con granos de polvo microscópicos en el disco protoplanetario; las colisiones y la adherencia de estos granos conducen a una fase de transición de los llamados planetesimales, y una parte de estos cuerpos nunca crece hasta el tamaño de un planeta. Es precisamente este paso detenido en la evolución del material lo que reconocemos hoy como asteroides y cometas.

Los cuerpos pequeños son particularmente valiosos porque conservan la composición química y la estructura del material de construcción original para los planetas. A diferencia de los planetas, su interior no ha sufrido una fusión y mezcla intensas, por lo que están en muchos aspectos más cerca de las condiciones iniciales en el disco. Cuando los estudiamos en el Sistema Solar, obtenemos una visión de las condiciones en las que se formaron la Tierra, Marte o los gigantes de hielo. Pero la verdadera pregunta es: ¿cuán universales son tales procesos y existen cinturones de cuerpos pequeños similares alrededor de otras estrellas?

Exoplanetas y limitaciones de la imagen directa

La respuesta a esa pregunta proviene de la explosión de descubrimientos de exoplanetas en las últimas tres décadas. Hasta diciembre de 2025, se han confirmado más de seis mil planetas fuera del Sistema Solar, y las estadísticas muestran que el sistema planetario es la regla y no la excepción en la Vía Láctea. La mayoría de estos mundos fueron descubiertos por métodos indirectos: cambios en el brillo de las estrellas durante los tránsitos planetarios o pequeñas oscilaciones de la velocidad de la estrella debido a la gravedad de un compañero invisible. Las imágenes directas de exoplanetas, sin embargo, siguen siendo raras: menos de cien planetas pueden verse como pequeños puntos borrosos junto a una estrella anfitriona deslumbrante. A partir de estas imágenes, es difícil obtener directamente información sobre la población de cuerpos pequeños como asteroides y cometas en el mismo sistema.

El polvo como amplificador de luz

Es precisamente por eso que los astrónomos recurren a partículas aún más pequeñas: al polvo. En los sistemas planetarios más jóvenes, los planetesimales chocan constantemente. A veces se fusionan y continúan creciendo hacia el tamaño de un planeta, pero a menudo simplemente se desmoronan en nubes de partículas diminutas. Cada vez que un objeto más grande se rompe en una multitud de más pequeños, el volumen total sigue siendo el mismo, pero la superficie aumenta dramáticamente. Si, por ejemplo, moliéramos un asteroide de un kilómetro de diámetro en granos de polvo de un micrómetro de diámetro, la superficie total aumentaría aproximadamente mil millones de veces. Una superficie aumentada también significa mucho más espacio en el que se puede dispersar la luz de la estrella, por lo que un disco de tal polvo se ve mucho más fácilmente que los cuerpos grandes originales.

El polvo en los discos de escombros es visible de dos maneras. En el rango infrarrojo, irradia calor porque se calienta a varias decenas o cientos de kelvins, dependiendo de la distancia a la estrella. En el rango visible de la luz, como lo registra SPHERE, el polvo dispersa y polariza predominantemente la radiación de la estrella. Cuanto más joven es el disco y con más frecuencia ocurren las colisiones, más polvo fresco hay y más brillante es el disco. Con el tiempo, la presión de radiación, los vientos estelares y las acciones gravitacionales de los planetas dispersan el polvo, por lo que el disco se desvanece. Las estimaciones muestran que los discos de escombros en la fase joven, en la que son fácilmente perceptibles en luz dispersa, son en su mayoría menores de unos cincuenta millones de años, después de lo cual se vuelven cada vez más difíciles de detectar.

El Sistema Solar como referencia

Nuestro Sistema Solar es un ejemplo de un sistema en el que la fase rica en polvo ha pasado hace mucho tiempo, pero los cinturones de planetesimales todavía están presentes. Entre Marte y Júpiter se encuentra el cinturón principal de asteroides, mientras que más allá de las órbitas de los planetas gigantes se extiende el Cinturón de Kuiper, un enorme reservorio de cuerpos helados que reconocemos como cometas de largo período. Además, el espacio entre los planetas está lleno de polvo fino que crea la luz zodiacal: un fenómeno débil y triangular en el cielo nocturno visible bajo condiciones muy oscuras después de la puesta del sol o antes del amanecer. Si un astrónomo lejano observara el Sistema Solar con tecnología comparable a la de hoy, probablemente apenas registraría nuestros discos de escombros. Es exactamente por eso que los sistemas jóvenes alrededor de estrellas cercanas son un laboratorio ideal: en ellos, la producción de polvo todavía está en pleno apogeo y las estructuras de los discos son mucho más claras.

Desafío tecnológico: cómo "apagar" una estrella

Capturar una imagen de tal disco, sin embargo, es técnicamente extremadamente exigente. La visualización de la situación a menudo se compara con el intento de fotografiar una nube de humo de cigarrillo junto a un reflector de un estadio de fútbol, y eso desde una distancia de varios kilómetros. El brillo de la estrella supera con creces el tenue resplandor del polvo, por lo que la primera tarea del telescopio es atenuar la luz de la estrella sin dañar la tenue luz del disco. Es precisamente en esta tarea donde brilla el instrumento SPHERE, que desde 2014 está instalado en uno de los cuatro telescopios del VLT en Cerro Paranal en Chile. SPHERE es un sistema especializado para un contraste muy alto alrededor de estrellas brillantes y combina óptica adaptativa extrema, una trayectoria óptica excepcionalmente estable y una serie de coronógrafos.

El corazón del instrumento es la óptica adaptativa extrema. La atmósfera de la Tierra distorsiona constantemente las ondas de luz que provienen del espacio, lo que causa, incluso en los lugares más tranquilos, parpadeo y borrosidad de la imagen. SPHERE utiliza un espejo deformable con una gran cantidad de actuadores que se ajusta cientos de veces por segundo para anular las turbulencias en tiempo real. Además, en la trayectoria óptica se inserta un pequeño disco – un coronógrafo – que bloquea la parte más fuerte del brillo estelar. El principio es similar a cubrir el Sol con la palma de la mano para ver mejor el entorno: al eliminar el deslumbramiento, se abre una vista a estructuras mucho más débiles alrededor de la estrella. Una ventaja adicional de SPHERE es la posibilidad de mediciones polarimétricas; el polvo en el disco dispersa y polariza la luz de manera diferente a la estrella misma, por lo que dicha detección enfatiza adicionalmente la señal del disco en relación con el fondo.

Tres caras del instrumento SPHERE

SPHERE en realidad abarca tres subsistemas científicos. El Espectrógrafo de Campo Integral (IFS) permite obtener imágenes de un pequeño campo alrededor de la estrella en una serie de longitudes de onda, lo que da a los científicos un conjunto de datos "cúbico" tridimensional en el que cada punto en la imagen va acompañado de un espectro. IRDIS, el generador de imágenes y espectrógrafo de doble banda infrarroja, ofrece un campo de visión más amplio y la posibilidad de obtener imágenes en dos colores diferentes simultáneamente o en dos direcciones de polarización mutuamente perpendiculares. El tercer subsistema, ZIMPOL, está optimizado para el rango visible del espectro y es particularmente sensible a la luz polarizada dispersada en partículas diminutas. La combinación de estas técnicas convierte a SPHERE en un "microscopio" excepcionalmente poderoso para estudiar el material de construcción de los sistemas planetarios.

Estudio estadístico de 161 estrellas jóvenes

En un nuevo estudio, un equipo dirigido por Natalia Engler de ETH Zúrich analizó las observaciones de 161 estrellas jóvenes cercanas para las cuales la radiación infrarroja ya había indicado previamente la presencia de discos de escombros. Los datos se recopilaron durante una serie de diferentes programas de observación en el VLT, y ahora se han consolidado y procesado por los mismos procedimientos por primera vez, lo que permite una verdadera comparación estadística. Después de una exigente reducción y procesamiento de datos, los investigadores lograron extraer imágenes claras de discos alrededor de 51 estrellas. Cuatro de estos discos nunca habían sido fotografiados directamente antes, por lo que la nueva galería trae también objetos completamente nuevos junto con representaciones detalladas y mejoradas de sistemas ya conocidos.

Diversidad de arquitecturas de discos

Las imágenes resultantes revelan una asombrosa diversidad de geometrías y estructuras. Algunos discos se observan casi de canto, como líneas delgadas y brillantes que cortan la oscuridad del encuadre y apenas revelan su verdadera naturaleza tridimensional. Otros son fotografiados casi de frente hacia nosotros y se asemejan a anillos o cinturones anchos de polvo que enmarcan la máscara central con la que se oculta la estrella. Ciertos sistemas muestran anillos estrechos y muy bien definidos, mientras que en otros, los discos son más difusos y extendidos a mayores distancias. También son visibles asimetrías – una parte del disco puede ser más brillante o deformada en relación con el lado opuesto – lo que indica influencias gravitacionales de cuerpos masivos invisibles.

Tendencias globales: masa de la estrella y masa del disco

Cuando una colección de imágenes tan rica se observa como un todo, también salen a la luz conexiones sistemáticas entre las propiedades de las estrellas y sus discos. El análisis muestra que las estrellas jóvenes más masivas generalmente poseen discos de escombros más masivos. Esto es consistente con la expectativa de que los sistemas estelares más masivos comienzan con una mayor cantidad de polvo y gas en el disco protoplanetario original, por lo que después de la fase de formación de planetas, queda más material en forma de planetesimales. También se observó una correlación entre la distancia a la que se encuentra el disco y su masa total: los discos cuyo cinturón principal de polvo se extiende más lejos de la estrella a menudo son más ricos en material que los cinturones internos más compactos.

Cinturones de escombros como rastros de planetas

El aspecto más intrigante de la nueva galería, sin embargo, son las estructuras internas en los propios discos. En muchos sistemas, el polvo no se distribuye uniformemente, sino que se concentra en uno o más cinturones similares a anillos. Tal estructura anular recuerda fuertemente la distribución de cuerpos pequeños en el Sistema Solar, donde tenemos el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y el Cinturón de Kuiper más allá de la órbita de Neptuno. En ambos casos, se trata de áreas donde las influencias gravitacionales de los grandes planetas han limpiado y "tallado" el disco, dejando cinturones de mayor densidad a ciertas distancias.

Un mecanismo similar está probablemente en funcionamiento en los sistemas exoplanetarios observados. Los planetas gigantes, especialmente aquellos en órbitas más amplias, actúan como arquitectos cósmicos: mientras orbitan su estrella, a través de resonancias e interacciones gravitacionales, expulsan parte de los planetesimales del sistema, envían parte a órbitas internas inestables y atrapan parte en órbitas resonantes compartidas. El resultado es un cinturón de escombros con un borde interno nítidamente definido o una distribución asimétrica de polvo. En algunas de las imágenes de SPHERE, precisamente estos bordes cortados nítidamente y puntos brillantes prominentes en los anillos sirven como "rastros" de posibles planetas, aún detectados solo indirectamente.

Discos como mapa para futuras observaciones

Es importante enfatizar que en sistemas individuales, los planetas gigantes ya han sido fotografiados directamente por otros programas o instrumentos, y su presencia encaja bien en los patrones que se ven en los discos de escombros. En otros casos, los discos sirven como mapa para futuras investigaciones: las simulaciones numéricas pueden mostrar qué tipo de planeta – con qué masa y en qué órbita – podría crear la estructura observada. Tales modelos luego orientan nuevas campañas de imagen, ya sea con el instrumento SPHERE o con el Telescopio Espacial James Webb, que en el rango infrarrojo puede buscar la firma térmica de estos gigantes ocultos.

Lo que traerán los futuros telescopios

La nueva colección de discos es, por lo tanto, también una especie de catálogo de objetivos prioritarios para futuros observatorios. Un papel especial en este sentido lo jugará el Telescopio Extremadamente Grande Europeo (ELT), que según los planes actuales debería obtener su primera luz a finales de esta década. Con un espejo primario de 39 metros de diámetro, el ELT ofrecerá una resolución y potencia lumínica significativamente mayores que los telescopios actuales, por lo que podrá mapear más detalladamente los discos débiles y fotografiar directamente los planetas que los moldean. En combinación con las técnicas de alto contraste desarrolladas en SPHERE, los futuros instrumentos en el ELT deberían permitir el estudio sistemático de fenómenos como los cinturones de asteroides y de Kuiper en diversos entornos estelares.

¿Cuán especial es nuestro sistema?

Los resultados del estudio también encajan en la historia más amplia sobre la diversidad de los sistemas planetarios. Aunque la abundancia de "Júpiteres calientes", mini-Neptunos y otros mundos exóticos nos enseña que el Sistema Solar no es típico en todos los aspectos, el hecho de que muchos discos de escombros muestren cinturones similares a nuestros cinturones de asteroides y de Kuiper sugiere que ciertos elementos de arquitectura son, sin embargo, frecuentes. En tales cinturones, las colisiones crean constantemente polvo fresco, pero también arrojan cometas helados hacia las partes internas del sistema, donde pueden traer agua y sustancias volátiles a planetas rocosos jóvenes. En este sentido, las imágenes de discos de escombros no son solo imágenes estéticamente impresionantes, sino también una clave para comprender las condiciones a largo plazo que pueden, mucho más tarde, decidir sobre la aparición de océanos, atmósferas y mundos potencialmente habitables.

Para los astrónomos que estudian la formación de planetas, la galería de SPHERE representa un vínculo importante entre los discos protoplanetarios gaseosos tempranos y los sistemas maduros como en el que vivimos hoy. Los discos de escombros muestran cómo las primeras generaciones de planetas se abrieron paso en el disco original, donde permanecieron suministros de cuerpos pequeños y cómo cambia la estructura general a medida que el sistema envejece. Al comparar diferentes estrellas, discos y posibles planetas, será posible construir una cronología cada vez más detallada del desarrollo de los sistemas planetarios y responder a la pregunta de cuán frecuente es la combinación que en nuestro caso condujo a órbitas estables, condiciones moderadas y un menú diverso de potenciales "tierras" alrededor de otras estrellas.