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| Diversidad planetaria y habitabilidad Alberto González Fairén |
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 a detección
de planetas orbitando estrellas allende nuestro Sol es uno de los
objetivos fundamentales de la astronomía observacional. Para
conseguirlo, es preciso separar la pequeña fracción
de fotones que refleja el planeta del ingente caudal de luz que emite
la estrella. Normalmente, se emplean dos o más grandes telescopios
capaces de suprimir en gran medida el flujo luminoso estelar, ya sea
con pantallas coronográficas o con técnicas de interferencia
destructiva, que permiten extraer la pequeña señal lumínica
planetaria de la luz estelar dominante. No obstante, las técnicas
más empleadas consisten en elaborar mediciones precisas de
las pequeñas aceleraciones estelares inducidas por la gravedad
del planeta en órbita.Hace algunos meses atrás, sin embargo, el equipo de Drake Deming, del Goddard Center for Astrobiology, consiguió por primera vez hacer medidas directas de luz infrarroja de dos planetas que orbitan estrellas de tipo solar, utilizando un pequeño telescopio, el Spitzer (Figura 1), y sin instrumentación especializada para suprimir la luz estelar. Sus resultados fueron posibles debido a que los planetas analizados eclipsan y son eclipsados alternativamente por las estrellas a las que orbitan. Cuando son eclipsados, la caída en cantidad de luz del sistema estrella-planeta es igual a la cantidad de luz emitida por el planeta. En definitiva, el método es inverso al utilizado tradicionalmente: en lugar de suprimir la luz de la estrella mediante técnicas telescópicas o analizar la caída en cantidad de luz que provoca un eclipse usual (o eclipse primario), se estudia la supresión de la luz del planeta por parte de la estrella (eclipse secundario). La alta sensibilidad de Spitzer permitió la detección directa de los dos planetas, HD 209458b y TrES-1, en sistemas relativamente lejanos al Sol, situados a 150 y 500 años luz, respectivamente. Ambos planetas gigantes, con periodo orbital en torno a los tres días, habían sido descubiertos con anterioridad mediante técnicas convencionales. La caída en cantidad de luz fue medida por Spitzer en dos bandas espectrales. Los dos planetas parecían tener un brillo de 1/400 respecto a sus estrellas respectivas a longitudes de onda del infrarrojo medio. Por tanto, sus temperaturas en los hemisferios orientados hacia la estrella deben ser superiores a los 800º C, nada sorprendente en planetas con radio orbital reducido. Además, la duración de los eclipses permite calcular la excentricidad orbital del planeta: si la órbita tiene excentricidad cero (es decir, que es circular), los eclipses primario y secundario deben suceder alternativamente a intervalos de medio periodo orbital. Como esto es precisamente lo que se ha observado, las orbitas deben ser prácticamente circulares. HD 209458b es un planeta de dimensiones extraordinarias, con un radio cerca de un 35% mayor que el de Júpiter. Tales dimensiones se han explicado como resultado de las fuerzas de marea en el interior del planeta, que provocarían una acelerada disipación de calor que mantendría estable el radio del planeta contra la compresión gravitacional. Sin embargo, esta hipótesis requiere una órbita con cierta excentricidad. Alternativamente, se ha propuesto que la atmósfera del planeta esté dilatada por el calor de la estrella, pero entonces es difícil explicar el pequeño radio de TrES-1, similar al de Júpiter. |
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| Los análisis de Spitzer, sin embargo, no pueden
ser empleados en cuerpos que no sean planetas tipo Júpiter
y muy calientes. Para estudiar y caracterizar planetas más
pequeños fuera de nuestro Sistema Solar, conociendo sus tamaños,
temperaturas, radios orbitales y composiciones atmosféricas,
se requiere el desarrollo de sistemas de observación nuevos
que permitan mayor contraste, en telescopios más resolutivos.
Por el momento, sólo se pueden realizar aproximaciones teóricas.
En este sentido, un equipo de la Open University dirigido por Barrie
Jones ha calculado que casi la mitad de los 130 sistemas planetarios
conocidos puede albergar planetas tipo Tierra. El equipo de Jones ha creado un modelo matemático que considera las características de cada sistema exoplanetario conocido, con su estrella y sus planetas gigantes. Después han introducido un planeta tipo Tierra a distintas distancias de la estrella, y han estudiado sus posibilidades de supervivencia. Las simulaciones sugieren que cada planeta gigante crea a su alrededor dos “zonas de desastre”, una exterior a su órbita y otra interior. En estas zonas, la gravedad del planeta gigante causa cambios catastróficos en la órbita del planeta tipo Tierra, que termina colisionando con el gigante o con la estrella, o siendo expulsado fuera del sistema. Las “zonas de desastre” no dependen sólo de la masa del planeta gigante, sino también de la excentricidad de su órbita. Posteriormente, el equipo británico comparó la localización de las “zonas de desastre” con las “zonas de habitabilidad” (Figura 2), el anillo circumestelar donde el agua puede permanecer en estado líquido en un planeta con las mismas características que la Tierra (igual potencia y composición atmosféricas, fundamentalmente). El resultado fue que cerca de la mitad de los sistemas planetarios conocidos ofrecen una “zona de habitabilidad” que coincide con un área de seguridad donde planetas tipo Tierra podrían evolucionar sin estar sometidos a cambios fundamentales durante largos periodos de tiempo, llegando a tener agua líquida estable sobre sus superficies. Es cierto que el concepto de “zona de habitabilidad” está muy discutido, y que en sentido estricto sólo puede ser aplicado a planetas idénticos a la Tierra orbitando estrellas de tipo solar. En este caso restringido, el estudio de Jones y colaboradores muestra que el número de “Tierras” potencialmente candidatas a desarrollar hidrosferas estables aumenta si se considera toda la vida de la estrella: a medida que la estrella envejece, la “zona de habitabilidad” se desplaza hacia el exterior del sistema, con lo que algunos planetas pueden ser templados ahora, otros lo habrán sido en el pasado, y otros los serán en el futuro. Introduciendo esta variable, el número de sistemas que podrían albergar planetas templados tipo Tierra aumenta hasta los dos tercios del total. En realidad, la extensión del concepto invita incluso a buscar planetas habitables en torno a estrellas de tipo solar y de edad elevada: los modelos de evolución estelar predicen que estas estrellas experimentarán un aumento en la emisión lumínica al final de su vida. En consecuencia, planetas o satélites situados en las regiones exteriores del sistema, que habrían permanecido congelados durante miles de millones de años, recibirán mucho más calor al final de la vida de su estrella, propiciando la descongelación de posibles vastas reservas de hielo y la formación de océanos. El equipo de Bruno López, del Observatoire de la Cote d'Azur, ha analizado la evolución de las “zonas de habitabilidad” de estrellas similares al Sol, y de otras con masas 1.5 y 2 veces la masa solar. Posteriormente, han comparado el tiempo de residencia estimado de un planeta en su “zona de habitabilidad” y el tiempo que tardó la vida en aparecer sobre la Tierra, el único ejemplo conocido de biogénesis, para determinar si la vida ha podido surgir en otros sistemas planetarios. El equipo de López calculó que planetas orbitando a distancias de entre 2 y 9 unidades astronómicas de sus estrellas tipo solar, podrían permanecer dentro de la “zona de habitabilidad” hasta 2.000 millones de años. Asumiendo un rango de 500 a 1.000 millones de años como tiempo máximo para el origen de la vida, muchos sistemas estelares podrían albergar planetas habitados. Y este fenómeno podría suceder también en algunos cuerpos de nuestro propio Sistema Solar, como Marte o Europa. En ambos casos, hoy sus hidrosferas superficiales permanecen congeladas, pero a medida que la “zona de habitabilidad” del Sol se desplace hacia el exterior del Sistema Solar, es posible que alcancen el estado líquido. En el caso de Marte, se podrían volver a formar extensos océanos hemisféricos; Europa, más exótica, podría transformarse en un auténtico mundo de agua. La vida, entonces, podría tener allí una oportunidad, tal vez como fenómeno autóctono, o quizá transportada desde nuestro mundo, mediante procesos estocásticos (a bordo de meteoritos) o algo más ordenados: ¿es la inteligencia el recurso más complejo que ha elaborado la vida para escapar a las severas restricciones temporales que le impone la evolución estelar? |
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| Madrid, España, 01 de Agosto de 2006. |
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