Es hasta mediados del siglo XX que el tema de los exoplanetas se incorpora a la ciencia y a la astronomía. La información de nuestra historia cósmica dentro del sistema solar nos ha dado ideas de cómo se pudieron haber formado los planetas. Sin embargo, en 1995 se descubrió un objeto en el cielo que abriría un nuevo camino para aprender sobre mundos anclados a la gravedad de otros soles.
Tabla de contenidos
¿Que son los exoplanetas?
Los planetas orbitan alrededor del Sol y conforman lo que llamamos Sistema Solar. Por su parte, los exoplanetas son aquellos planetas que se han descubierto orbitando alrededor de otras estrellas. Por esta razón, los exoplanetas también son conocidos como planetas extrasolares. Si bien los exoplanetas pueden estar orbitando alguna estrella dentro de nuestra Vía Láctea, un exoplaneta también puede estar orbitando alguna estrella de otra galaxia lejana, en cuyo caso estaremos hablando de un exoplaneta extragaláctico. Aún faltan muchos exoplanetas por descubrir, pero se estima que debe haber al menos un exoplaneta por cada estrella en la Vía Láctea. Así, tan solo nuestra galaxia podría albergar miles de millones de exoplanetas.
51 Pegasi b: el primer exoplaneta
Dada la luminosidad y brillo de las estrellas, no es tan fácil descubrir nuevos planetas simplemente viendo el universo. Sin embargo, como veremos más adelante, existen diferentes técnicas para detectar la presencia de un planeta que acompañe a alguna estrella lejana. Una manera es analizar el movimiento de las estrellas – la pista que puede dar indicios de que tal estrella tenga algún planeta de compañía, es que la velocidad de la estrella sea periódica. ¿Qué quiere decir esto? Un movimiento periódico es aquel que se repite una y otra vez cada cierto tiempo.
Los planetas de nuestro sistema solar describen un movimiento periódico en su órbita alrededor del Sol, cuando jugamos en un columpio nos impulsamos hacia adelante y volvemos hacia atrás una y otra vez, al jugar en un carrusel pasamos por el mismo punto cada cierto tiempo. Así, si observamos que una estrella tiene un comportamiento periódico, puede ser porque está interactuando gravitacionalmente con algún otro objeto masivo que lo hace ir y volver una y otra vez.
Los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz estaban monitoreando desde abril de 1994 el movimiento de cientos de estrellas. Para ello, utilizaron el telescopio del Observatorio de la Alta Provenza al sureste de Francia, que fue diseñado para realizar mediciones muy precisas de la velocidad de las estrellas. Dentro de su selección de estrellas estaba 51 Pegasi, una estrella que se encuentra a unos 48 años luz de nosotros.
En 1995, Mayor y Queloz reportan el descubrimiento de un objeto que hacía compañía a la estrella 51 Pegasi, un objeto que orbitaba a esta estrella a unos 0.05 Unidades Astronómicas (abreviado UA), es decir, mucho más cerca de lo que Mercurio está de nuestro Sol. Además la masa que estimaron de este nuevo objeto fue de un valor parecido al de Júpiter, por lo que se trataba de un planeta comparable con nuestro gigante del sistema solar. Así nace el primer exoplaneta, al que llamaron 51 Pegasi b.1
Año Luz
Un año luz es una unidad de distancia. Su medida se basa en la distancia que recorre la luz en un año. 1 año luz equivale a 9,460,730,472,580.8 kilómetros y también a 63,241 UA.2
¿Y qué tiene que ver esto con el movimiento periódico? Una manera de detectar órbitas alrededor de estrellas lejanas, es midiendo las velocidades de las estrellas a analizar y determinar si hay alguna oscilación en dicha velocidad. Si la velocidad de la estrella oscila, significa que en algunos momentos la estrella se mueve en una dirección y luego en la otra, una y otra vez, siendo este un movimiento periódico.
Mayor y Queloz tomaron los datos de la velocidad de la estrella 51 Pegasi y determinaron que la estrella “iba y venía” cada 4.23 días. La figura muestra este movimiento. La manera de explicar este comportamiento periódico es que puede haber otro objeto mucho menos visible que la propia estrella y que esté ligado gravitacionalmente a 51 Pegasi. De hecho, este comportamiento periódico es natural en sistemas binarios, donde dos estrellas rotan una respecto a la otra. Pero en este caso, parecía que Pegasi 51 estaba sola, ya que era la única estrella visible en esa región del espacio.
Al estimar la masa del objeto que provocaba las oscilaciones en la velocidad de 51 Pegasi, determinaron que estaba en un rango que abarca entre la mitad y el doble de la masa de Júpiter, siendo este un rango de masas que no corresponde ni a las estrellas menos masivas que se han observado, por lo que la idea de una estrella compañera estaba descartada. Tenía que ser un planeta, un exoplaneta.
De manera que este nuevo planeta repite su movimiento muy rápido alrededor de 51 Pegasi, ya que para ese planeta un año dura 4.23 días. Así, un año terrestre equivale a unos 86.35 años en 51 Pegasi b. Si quieres saber qué edad tendrías en este exoplaneta, multiplica tu edad por 86.35. En 51 Pegasi b seguro tendrías algunos milenios de vida.
En 2019 la Real Academia de las Ciencias de Suecia reconoció este gran hallazgo otorgando el premio Nobel de Física a Mayor y Queloz “por el descubrimiento de un exoplaneta orbitando una estrella tipo solar”. Hoy en día 51 Pegasi b es uno de los 5.000 exoplanetas confirmados.3
¿Cómo se detectan? Técnica de tránsito
Existen diversos métodos para detectar un exoplaneta: usando la velocidad radial de la estrella como fue el caso de 51 Pegasi b, tomando imágenes directas, estudiando tránsitos y también con la técnica de microlente gravitacional.4 De todas estas técnicas de detección, la más usada es la del tránsito.
Esta técnica consiste en analizar el brillo de una estrella, ya que si desde la Tierra se observa que su brillo disminuye durante cierto tiempo y luego vuelve a tener el brillo con su intensidad original, puede ser que un objeto haya pasado momentáneamente “delante” de la estrella –desde nuestra perspectiva– obstaculizando por un lapso de tiempo alguna porción de la estrella. Así, diremos que una estrella disminuyó su brillo por un momento mientras un exoplaneta transitó frente a la estrella, atravesándose en el camino que nos permite observar su brillo.
Una situación similar podría darse cuando estamos viendo una película en el cine y alguien se cruza con sus palomitas obstruyendo la luz del proyector. Entonces veremos su sombra proyectada en la pantalla. Si pudiéramos medir el brillo de la pantalla del cine obtendríamos que ha disminuido en comparación con su brillo total, debido a la obstrucción de la persona que se cruzó. Claro, en el caso de una estrella, sí estaríamos muy contentos de que se haya atravesado algo en el camino, ya que probablemente estaríamos descubriendo un exoplaneta.
¿Y si lo que pasó fue un cometa? ¿O un meteoro? Aquí es donde entra de nuevo el concepto de periodicidad. Para confirmar que estamos en presencia de un exoplaneta, el tránsito debe ocurrir frecuentemente. Así, sabremos que hay un exoplaneta orbitando a la estrella y cada cierto tiempo podremos observar la disminución en su brillo. Sabiendo la cantidad de luz bloqueada de la estrella, el período orbital y el tiempo que dura el tránsito, se pueden estimar algunas propiedades y características del exoplaneta, como su tamaño, su órbita y su velocidad.
En nuestro sistema solar también podemos ver tránsitos: dada nuestra ubicación como el tercer planeta con respecto al Sol, solo podemos ver el tránsito de Mercurio y el tránsito de Venus, es decir, podemos ver cómo estos planetas pasan frente al Sol. Acá te dejo el último tránsito de Mercurio que ocurrió el 11 de noviembre de 2019.
El tránsito de Mercurio es más frecuente que el tránsito de Venus. La próxima vez que Mercurio transitará frente al Sol será el 13 de noviembre de 2032, mientras que para Venus será el 11 de diciembre de 2117.
La primera imagen de un exoplaneta
La primera imagen directa de un exoplaneta se obtuvo en 2004 a partir de las imágenes tomadas con el Telescopio Muy Grande y con el Telescopio Espacial Hubble (VLT y HST respectivamente por sus siglas en inglés) con ayuda de instrumentos espectroscópicos y cámaras con resolución en el infrarrojo cercano. Esto permitió visualizar a la enana marrón 2M1207 y su compañero el exoplaneta 2M1207b, separados entre sí por unas 55 UA, es decir, casi el doble de la distancia que hay entre Neptuno y el Sol. Además, en comparación con Júpiter es unas 5 veces más masivo y con temperaturas 1000 veces mayores.5
Este sistema comprendido por una enana marrón y su exoplaneta se encuentra a una distancia de 230 años luz de nosotros, en la constelación de Hidra y la edad de la enana marrón 2M1207 es aproximadamente 8.000.000 años.
¿Hay vida más allá de la Tierra?
Una vez descubiertos los exoplanetas, la pregunta natural que surge es: ¿habrán otros planetas como la Tierra? Planetas del tipo terrestre que conocemos son los otros planetas rocosos de nuestro sistema solar: Mercurio, Venus y Marte, cuya composición está dominada por silicio, magnesio, hierro, oxígeno y carbono. Un ingrediente importante es el agua, pieza fundamental para la formación y desarrollo de vida. A pesar de que en Marte se ha encontrado agua en forma de hielo y vapor, la presencia de agua en estado líquido en el subsuelo marciano aún no se ha evidenciado. Por su parte, se desconoce si existen exoplanetas con agua.
Pero, ¿qué significa que haya vida en otro planeta? En la Tierra tenemos diferentes organismos vivos, desde organismos unicelulares, bacterias, hongos, plantas, hasta miembros del reino animal: conejos, leones, pulpos, jirafas, gaviotas, entre muchos más incluidos nosotros, los seres humanos. Es por ello que, para responder esta pregunta, necesitamos primero definir la respuesta a esta pregunta:
¿Qué es lo que buscamos afuera, en el universo, cuando buscamos vida?
En realidad, lo que se busca es cualquier señal que al ser detectada sea identificada como el resultado de una actividad biológica. Surge entonces la siguiente pregunta: ¿cómo saber que lo que detectamos viene de una fuente biológica? De las diversas maneras que se puede abordar este tema, una sugerencia se basa en establecer una escala que permita cuantificar la certeza con la que se reporte un posible descubrimiento de esta naturaleza.6 Bajo el nombre Confianza de Detección de Vida (CoLD por sus siglas en inglés), esta escala propone seguir los siguientes pasos:
- Nivel 1: detección de una señal biogénica, como el producido por un organismo vivo.
- Nivel 2: relevancia del entorno. Descartar posible contaminación en la región de donde se recibió la señal.
- Nivel 3: discriminación de falsos positivos abióticos. Comprobación de que fue una señal biogénica que se produjo en el entorno.
- Nivel 4: bioseñal independiente. Verificar que toda fuente no biológica es implausible que se dé en el entorno en cuestión.
- Nivel 5: hipótesis alternativas descartadas. De manera adicional, contar con maneras alternativas de detectar la misma señal.
- Nivel 6: confirmación de presencia biológica. Observaciones subsecuentes que refuercen la hipótesis original y descarte posibles alternativas de manera robusta.
- Nivel 7: observaciones independientes que den seguimiento al comportamiento biológico previsto en el entorno donde fue detectado.
Así, la escala CoLD propone siete niveles que van desde la detección hasta la confirmación, pasando por una serie de pasos de corroboración que den confianza en que la señal detectada proviene efectivamente de una entidad biológica.
Eso es por el lado de la biología. Del lado planetario, existen criterios de habitabilidad que deben considerarse. Un planeta con vida como la que conocemos en la Tierra debe tener al menos los siguientes tres ingredientes: una fuente de energía, elementos bioesenciales (carbono, hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, fósforo, azufre) y agua líquida.
En relación a este último ingrediente, se ha definido lo que se conoce como la Zona Habitable: es el rango de distancias a una estrella en el que un planeta similar a la Tierra podría tener agua líquida en su superficie. Por esta razón, al buscar vida en exoplanetas una de las primeras cosas que se investiga es la distancia del planeta a su estrella así como también el tipo de estrella que está orbitando.7
También se puede estimar el rango de tamaños dentro del cual es más probable que un planeta sea habitable. Al analizar diversos exoplanetas la comunidad científica acuerda que para un exoplaneta con un radio menor a 1.6 veces el de la Tierra es más probable que esté compuesto de roca y metal y, por lo tanto, pueda albergar un océano en su superficie.8 Así, exoplanetas gigantes tienen menor probabilidad de ser habitables.
La órbita que describa el exoplaneta alrededor de su estrella también es determinante para su habitabilidad. Esto se debe a que su distancia, inclinación y cuán elíptica es su trayectoria puede afectar cuánta radiación recibe de su estrella, lo cual afecta el clima planetario.9 La cantidad de radiación que reciba un exoplaneta de su estrella afecta la temperatura del mismo.
El rango de temperaturas en el que la vida puede crecer y reproducirse va de -15 °C a 122 °C.10 Para temperaturas desérticas tan altas, basta una pequeña cantidad de lluvia o incluso un poco de humedad en la atmósfera para producir una pequeña pero detectable vida microbiana. El Laboratorio de Habitabilidad Planetaria ha creado un catálogo de mundos habitables con los exoplanetas descubiertos hasta ahora.
Los exoplanetas nos han enseñado que nuestro vecindario planetario no es la regla estándar en cuanto a la formación de sistemas solares. Esto ha llevado a replantear lo que sabemos sobre la formación tanto de otros sistemas solares como del nuestro. De cualquier manera, debemos sentirnos orgullosos de cuánto hemos aprendido: somos la primera generación en responder la pregunta ancestral de si existen otros mundos allá afuera.
Explorando el interior de los exoplanetas
El descubrimiento de exoplanetas ha mostrado que estos objetos celestes abarcan un rango mucho más amplio de condiciones físicas que los planetas de nuestro sistema solar. Esta gran diversidad de entidades planetarias nos hace poner en perspectiva al conjunto planetario al que pertenecemos. Los exoplanetas extrapolan propiedades que conocemos de nuestros planetas vecinos, desde gigantes gaseosos, hasta pequeños exoplanetas de roca y hierro que comparten algunas similitudes con nuestra Tierra.
Una manera de clasificar y analizar los diferentes exoplanetas es por la relación entre la masa y el radio que estos tengan. Siendo Júpiter el más grande de los planetas de nuestro sistema solar, suele tomarse a este gigante gaseoso como referencia. Así, si denotamos M para la masa y R para el radio, un planeta como Júpiter tiene una masa igual a 1 MJúpiter y un radio igual a 1 RJúpiter. Un exoplaneta con la mitad de la masa de Júpiter pero con el doble de su radio tendrá entonces 0.5 MJúpiter y 2 RJúpiter.
En el diagrama anterior los símbolos de estrellas azules son usados para indicar dónde se encuentran los planetas de nuestro sistema solar en este diagrama, con Venus el menos masivo y más pequeño (esquina inferior izquierda) y Júpiter el más grande (la estrella que está más arriba y más a la derecha). Todos los círculos son exoplanetas confirmados, ubicados en el diagrama de acuerdo a su masa y radio. Así, podemos visualizar la gama de exoplanetas que varían en tamaño y masa. En particular, nuestro colosal Júpiter puede quedar pequeño y ligero frente a muchos de los exoplanetas reportados.
De la misma figura también podemos notar que hay una acumulación de planetas con la siguiente característica: exoplanetas con radios más grandes que los de Júpiter suelen tener masas del orden de la masa de Júpiter. Los colores en los círculos indican la cantidad de flujo de energía que recibe cada segundo el exoplaneta en su superficie desde su estrella dependiendo de la separación que tengan entre sí. Las líneas segmentadas de colores indican el rango de masas y radios consistentes con una composición particular: 100% hierro, componentes parecidos a los de la Tierra, 100% agua y composición mayormente de Hidrógeno y Helio (H/He) con una edad de 3.000.000.000 años y separados de su estrella a unos 0.045 UA.
Si bien sabemos que los planetas del sistema solar albergan en su centro un núcleo, una de las principales incertidumbres estructurales de los exoplanetas gigantes gaseosos es si también estos tienen núcleos en sus centros. No obstante, se han descubierto exoplanetas con radios más pequeños que el necesario para estar compuestos de H/He. Se sospecha entonces que estos pudieran tener un núcleo rocoso formado por un proceso en el pasado en un entorno rico en metales.
Algunas propiedades observadas
Definitivamente los exoplanetas llegaron para mostrarnos que nuestro sistema solar no es un prototipo para la formación de planetas. No es raro encontrar exoplanetas que aún con masas parecidas a las de los planetas de nuestro sistema solar, presentan condiciones físicas muy diferentes. Por ejemplo, los exoplanetas con tamaños comparables con Júpiter suelen tener temperaturas mucho más altas que las de nuestro planeta gigante, por lo que son llamados como Júpiter Calientes.12
Por otro lado, era de esperar que los planetas gigantes se encontraran en las partes más externas (como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) y los planetas rocosos en las zonas más internas (como Mercurio, Venus, Tierra y Marte), pero no es así, como lo demuestra 51 Pegasi b.
Además, los exoplanetas no abarcan distancias orbitales entre 0.3 y 30 UA de la estrella, como sucede en nuestro sistema solar. Un exoplaneta puede estar mucho más lejos de su estrella, como sucede con 2M1207b. Pese a estas diferencias, con base en la información de más de 100 exoplanetas, se pueden enlistar algunas de las características comunes que se han encontrado bajo un análisis estadístico:13
- Distribución de masa y cantidad de exoplanetas. Mientras más masivos que Júpiter sean, menos abundan. Por el contrario, se han encontrado más exoplanetas con masas comparables con las de Júpiter.
- Distancia a su estrella. Más del 7% de las estrellas tienen planetas gigantes separados dentro de un rango que va de 1 UA a 5 UA.
- Estrellas FGK. Los Júpiter Calientes existen en alrededor del 1.2% de estrellas llamadas tipo FGK, que son estrellas con masas y radios comparables con nuestro Sol.
- Órbita planetaria. Las órbitas suelen ser más excéntricas que las de nuestro sistema solar, es decir, mucho más elípticas.
- Sistemas multiplanetarios. La presencia de múltiples planetas con una estrella es común.
Las órbitas de los exoplanetas alrededor de su estrella no están en el mismo plano, como es el caso del plano de la eclíptica en nuestro sistema solar. Más aún, exoplanetas con una masa como la de Júpiter o la de Neptuno, pueden orbitar tan cerca a su estrella como a menos de 0.05 UA, lo que hace que tengan períodos orbitales de menos de un día y además recorrer sus trayectorias con movimientos retrógrados.14
Estas órbitas irregulares, además de no ser tan circulares como la de nuestros planetas, indican que los exoplanetas pudieron tener un origen violento, en el que su estado actual se debe a posibles interacciones en el pasado con otros planetas o estrellas. Son tan altas las velocidades de rotación que el exoplaneta pudiera salir expulsado de su órbita. Es como cuando hacemos girar una piedra atada a una cuerda: si le damos más fuerza al giro, la cuerda podría dejar de soportar la tensión y romperse, saliendo entonces la piedra disparada.
Los exoplanetas son la prueba de que hay muchos mundos más en el universo. El trabajo sigue, la búsqueda de más mundos continua y el camino puede llevarnos a descubrir exoplanetas con condiciones favorables para la creación de organismos vivos. Y quien sabe, a lo mejor se abrirá una nueva ventana científica en la que se estudie la exovida.
- Michel Mayor y Didier Queloz, “A Jupiter-mass companion to a solar-type star”, 01 noviembre 1995. ↩︎
- International Astronomical Union, “Measuring the Universe”. ↩︎
- NASA, “51 Pegasi b” ↩︎
- Jason T. Wright y B. Scott Gaudi, “Exoplanet Detection Methods”, 01 enero 2013. ↩︎
- G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit y P. Lowrance , “A giant planet candidate near a young brown dwarf”, 21 septiembre 2004. ↩︎
- James Green, Tori Hoehler, Marc Neveu, Shawn Domagal-Goldman, Daniella Scalice y Mary Voytek, “Call for a framework for reporting evidence for life beyond Earth”, 27 octubre 2021. ↩︎
- Michael H. Hart, “Habitable zones about main sequence stars”, enero 1979 ↩︎
- Leslie A. Rogers, “Most 1.6 Earth-Radius Planets are not rocky”, 02 marzo 2015. ↩︎
- Aomawa L Shields, Rory Barnes, Eric Agol, Benjamin Charnay, Cecilia Bitz y Victoria S Meadows, “The Effect of Orbital Configuration on the Possible Climates and Habitability of Kepler-62f”, 01 junio 2016. ↩︎
- Christopher P. McKay, “Requirements and limits for life in the context of exoplanets”, 09 junio 2014. ↩︎
- David S. Spiegel, Jonathan J. Fortney y Christophe Sotin, “Structure of exoplanets”, 30 diciembre 2013. ↩︎
- Agencia Espacial Europea (ESA), “A zoo of exoplanets”, 01 septiembre 2019. ↩︎
- Geoffrey Marcy, R. Paul Butler, Debra Fischer, Steven Vogt, Jason T. Wright, Chris G. Tinney y Hugh R. A. Jones, “Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities”, 01 febrero 2005. ↩︎
- Artie P. Hatzes, “The Architecture of Exoplanets”, 17 mayo 2016. ↩︎
