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¿Puede haber planetas habitables orbitando a enanas M?
Alberto González Fairén

Cuando observamos el cielo nocturno, ninguna de las estrellas que vemos es del tipo de las enanas M: estas estrellas son tan pequeñas y poco luminosas que el ojo humano no puede distinguirlas sin la ayuda de un telescopio. Sin embargo, las enanas M constituyen aproximadamente el 70% de las estrellas de nuestra galaxia, mientras que las estrellas como el Sol apenas representan el 3%. Históricamente, las enanas M no han sido consideradas en la búsqueda de vida extraterrestre, debido a su escaso aporte de luz y calor, que parecía descartar la posibilidad de que tuvieran sistemas planetarios en órbita con mundos habitables. Pero esta perspectiva está empezando a cambiar.

as enanas M son pequeñas estrellas frías y rojas que tienen un rango de masa entre el 8 y el 50% de la del Sol, y emiten sólo un pequeño porcentaje de la energía que emite nuestra estrella amarilla (las más pequeñas, hasta 4.000 veces menos). Por este motivo, son difíciles de estudiar, y han pasado relativamente desapercibidas entre el conglomerado de grandes estrellas aparentes. Sin embargo, en 33 años luz en torno al Sol (10 parsecs), hay 21 estrellas del tipo del Sol, y hasta 240 enanas M. Por lo tanto, las enanas M son las estrellas “normales”, si entendemos “normal” como aquello que marca la norma, esto es, lo más abundante. Además, parece que son especialmente relevantes para la Astrobiología.

En una reunión celebrada en el mes de julio de 2005 en el instituto SETI, en California, un grupo de astrónomos y biólogos reconsideró la cuestión de si las enanas M pueden albergar planetas habitables. El motivo de la reunión era determinar si el Allen Telescope Array (ATA), que está empleando SETI para buscar señales de civilizaciones extraterrestres, debería incluir entre sus objetivos la exploración de las enanas M. La posibilidad de que existan mundos habitables en torno a enanas M ha cobrado especial relevancia después del descubrimiento en junio de 2005 de un planeta rocoso de unas 5.9 veces la masa de la Tierra orbitando a Gliese 876, una estrella M situada a 15 años luz del Sol (Figura 1). Desde 1998 se conocía la existencia de otro planeta en torno a Gliese 876, un gigante gaseoso con una masa 2.1 veces la de Júpiter, lo que incrementa el interés en este sistema estelar. En realidad, el nuevo mundo rocoso ha sido el primer planeta de tipo terrestre jamás localizado en torno a una estrella de la secuencia principal: Gliese 876 se sitúa en la zona inferior derecha del diagrama Hertzsprung-Russell (Figura 2). Hasta ese momento, los únicos planetas rocosos conocidos fuera del Sistema Solar eran los que orbitan en torno al púlsar
PSR B1257+12, posiblemente restos de la destrucción de la estrella original al convertirse en supernova.

Figura 1: Representación artística del sistema planetario de Gliese 876, tal como se vería desde una posible luna del planeta tipo Júpiter (L. Cook)

Figura 2: Diagrama Hertzsprung-Russell, que representa el brillo intrínseco de las estrellas en relación a su temperatura superficial. Las estrellas de la secuencia principal son aquellas llegadas a la madurez que consumen hidrógeno en el núcleo, y ocupan una diagonal en el centro del diagrama. Las estrellas azules de gran masa y luminosidad, como Rigel, Sirio y Spica, se encuentran arriba a la izquierda; las estrellas amarillas de mediana magnitud y luminosidad, como el Sol, se encuentran en el centro; las rojas y pequeñas, como
Gliese 876, están abajo a la derecha. Además de la secuencia principal, en el diagrama aparecen otras dos ramas: una arriba a la derecha, en la que hay una mayor densidad de estrellas gigantes y supergigantes rojas de baja luminosidad, como Aldebarán, Antares, Arturo y Betelgeuse; y otra abajo a la izquierda en la que hay una mayor densidad de enanas blancas de elevada luminosidad, como Sirio B. (J. Wiley, 1999)

El mayor problema para la habitabilidad en torno a enanas M parece radicar en que, al ser tan frías, los posibles planetas deberían tener radios orbitales mínimos para recibir el suficiente calor, con lo cual entrarían en resonancia con la estrella, manteniendo siempre el mismo hemisferio expuesto a la radiación. Bajo estas condiciones, los modelos atmosféricos predecían una elevada inestabilidad en las envueltas gaseosas o las capas líquidas de tales mundos: en la cara iluminada, un gran disco rojo permanente en el cielo induciría a cualquier hidrosfera a entrar en ebullición y evaporarse, mientras que la cara oscura se congelaría. Pero recientes investigaciones sugieren que esto no es así: con probabilidad, a pesar de que la resonancia orbital ocurriera efectivamente, si la atmósfera fuese tan sólo un poco más densa que la de la Tierra, podría ser capaz de redistribuir el calor alrededor del planeta mediante células atmosféricas longitudinales y tridimensionales, de tal forma que el calor fuera transportado en las capas altas de la atmósfera hacia el hemisferio oscuro, y que vientos fríos de baja altura devolvieran masas atmosféricas de baja temperatura hacia el hemisferio iluminado. Otra posibilidad sería que el sistema constara de más de un planeta, de tal forma que las interacciones gravitatorias entre ellos les confirieran órbitas tan excéntricas que el grado de insolación sólo fuera extremo periódicamente, con lo que la redistribución del calor sería incluso más sencilla. En estas condiciones, en la cara oscura del planeta podrían existir gruesas capas de hielo, bajo las que grandes océanos de agua líquida podrían mantenerse estables merced los aportes de calor geotermal desde el interior planetario.

También existe la posibilidad de que la fuerte radiación de la estrella, al estar tan próxima al planeta, barriera totalmente la atmósfera en un periodo de tiempo no superior a mil millones de años. Pero no es menos cierto que en un mundo sometido a tan elevada dosis de radiación, la atmósfera estaría regenerándose a un ritmo muy elevado por desgasificación del interior planetario. Numerosas fuentes hidrotermales alimentarían entonces los fondos oceánicos de la cara oscura con los ingredientes básicos para la vida.

Otro problema importante es la intensidad de las erupciones estelares de rayos X y ultravioletas, y de partículas del viento estelar, que podrían afectar de forma importante a la superficie de un planeta orbitando muy cerca. Sin embargo, es cierto que las enanas M emiten la mayoría de la radiación ultravioleta y los rayos X en los primeros mil millones de años de su existencia, para quedar después como estrellas mucho menos activas. Y la vida media de las estrellas de masa reducida es muy superior a la de las estrellas de tipo solar, lo que otorga un intervalo de tiempo mucho mayor para la estabilidad de zonas biofavorables en sus planetas en órbita. Esta última característica las convierte en entornos especialmente adecuados para el desarrollo de civilizaciones tecnológicas.

Por supuesto, queda un gran número de cuestiones por resolver, como por ejemplo entender las erupciones solares y su efecto sobre la atmósfera de un planeta muy próximo a su estrella, medir el viento estelar de las enanas M y su capacidad erosiva sobre la atmósfera, comprender mejor la evolución geológica de los planetas terrestres (especialmente de la tectónica de placas y del campo magnético), o entender la influencia sobre los seres vivos de un tipo de radiación más energética en el rojo y el infrarrojo. Pero, en cualquier caso, es posible que haya más planetas habitables orbitando enanas M que los que puede haber en torno a todos los demás tipos estelares juntos.

San Francisco (California), EEUU, 30 de Enero de 2007.

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