Un exoplaneta que «rejuvenecerá» a su estrella primaria

VB10 es una estrella situada en la constelación del Águila, a unos 19 años-luz de distancia de la Tierra, que es especial por varios motivos. En primer lugar es la estrella más pequeña conocida: con un tamaño de apenas una décima parte de nuestro Sol y una masa equivalente a 79 veces Júpiter está virtualmente en el límite inferior de lo necesario para que la fusión del hidrógeno pueda sostenerse. Se trata de una enana roja de tipo M cuyo consumo energético es extremadamente lento. De hecho, se estima que su permanencia en la secuencia principal abarcará unos diez billones (10¹³) años, tiempo más que suficiente para sobrevivir al encuentro de la Vía Láctea con Andrómeda dentro de unos ínfimos 5 000 millones de años, y ver cómo el resto de las estrellas más masivas de la galaxia van envejeciendo y degenerando. Por si esto fuera poco, VB10 tiene guardado un as en la manga: un depósito extra de combustible.

Movimiento de VB10 durante 9 años. Pulsar para ver un vídeo. Credit: NASA/JPL-Caltech/Palomar

En mayo de este año la NASA detectó un exoplaneta orbitando en torno a VB10 (o más apropiadamente, orbitando junto a VB10). Esta detección es en sí misma un hito científico, ya que ha sido el primer éxito de la técnica denominada astrometría. Básicamente, esta técnica consiste en la medición óptica de la perturbación que un exoplaneta induce en el desplazamiento de la estrella a través de cielo. Dicha perturbación es ínfima –un 0.0027% del ya de por si pequeño desplazamiento anual en paralaje de la estrella (1/6 de segundo de arco) – por lo que ha sido necesario emplear una instrumentación muy precisa para medir el desplazamiento de VB10 durante 9 años. VB10 se convierte así en la estrella más pequeña conocida con un sistema planetario. Esto significa que la formación de planetas es un hecho mucho más común de lo que se pensaba. No acaban ahí las sorpresas sin embargo. El planeta detectado –VB10b– tiene una masa de 6.4 veces la de Júpiter, esto es, prácticamente un 10% de su primaria, lo que lo sitúa a su vez en el límite superior de lo que puede considerarse planeta, cerca del dominio de las enanas marrones.

Credit: NASA/JPL-Caltech

VB10b es lo que puede considerarse un “Júpiter frío” (i.e., un Júpiter como el nuestro) a pesar de estar situado a una distancia de VB10 similar a la de Mercurio del Sol. De hecho, se especula con que VB10 puede ser una versión en miniatura del Sistema Solar, con planetas rocosos en órbitas internas a VB10. Con el paso del tiempo la órbita de VB10b se irá acortando debido a fuerzas de marea y a radiación gravitatoria, y llegará el momento en el que se una a su primaria, probablemente ya una venerable estrella inmersa en la fusión del helio. Esto resultará ser un tratamiento anti-envejecimiento brutal: VB10 recibirá una colosal inyección de hidrógeno fresco que le proporcionará 100 000 millones de años más de vida. Cuando todas las grandes estrellas –incluso aquellas que nazcan mucho tiempo después de la colisión con Andrómeda– se hayan apagado, VB10 y otras estrellas similares serán la única fuente de luz en el firmamento.

El enigma de Urano, o cómo la materia oscura podría explicar el calentamiento interno de los planetas gigantes

NASA, ESA, and M. Showalter (SETI Institute)

Urano, el tercer planeta en tamaño del sistema Solar, guarda en su interior uno de los enigmas a los que los científicos planetarios llevan dándole vueltas desde hace años. Cuando en 1986 se analizaron detenidamente los datos obtenidos de la observación del planeta en la banda de infrarrojos se comprobó que irradiaba una cantidad muy pequeña de calor interno, máxime en comparación con el resto de planetas del Sistema Solar exterior. Concretamente, si se calcula la relación entre el calor despedido por el planeta y el que recibe del Sol se obtiene un valor situado entre 1.00 y 1.14 (i.e., en el mejor caso Urano emite un 14% más de calor del que recibe del Sol), mientras que para el resto de gigantes (Júpiter, Saturno, Neptuno) la relación es siempre mayor que 1.7. Esto hace de Urano el planeta más frío del Sistema Solar, con temperaturas atmosféricas de hasta -224ºC.

Las causas por las que Urano es tan frío no acaban de estar claras. Su estructura interna es diferente de la de Júpiter y Saturno (gigantes gaseosos), pero similar a la de Neptuno, con el que comparte la denominación de gigante de hielo. De hecho, aproximadamente un 80% de la masa del planeta es roca y hielo. Para ser precisos, Urano tiene un pequeño núcleo rocoso rodeado de un manto de agua, metano y amoniaco en fase fluida debido a la combinación de presión y temperatura. Por encima, una atmósfera de hidrógeno, helio, y partes menores de agua, metano y amoniaco, que se va mezclando gradualmente con el manto líquido. La única -o la principal- característica distintiva de Urano frente a sus planetas hermanos es la extrema inclinación de su eje de rotación (98º), que prácticamente sitúa a los polos del planeta en el plano orbital. Esta inusual inclinación se atribuye a un colosal impacto en el pasado, y bien pudo tener otros efectos de carácter profundo en el planeta, incluyendo la desactivación de la producción interna de calor. Para ver por qué pudo suceder esto, es necesario ver algunas de las hipótesis planteadas en torno al calentamiento interno de los planetas gigantes.

Indudablemente hay un componente gravitatorio en este flujo de calor, pero ése no es el fin de la historia. Así, se ha propuesto que la interacción con materia oscura puede jugar un papel fundamental. Del mismo modo que hay un halo de materia oscura asociado a la galaxia, cuerpos de menor tamaño (estrellas y planetas) pueden interactuar localmente con nubes de materia oscura. Algunos modelos de materia oscura sugieren que ésta puede auto-aniquilarse, lo cual podría ayudar a solventar las dificultades que los modelos de materia oscura fría presentan en relación con la estructura a pequeña escala de las galaxias. Un análisis de este tipo lo realizan por ejemplo Matthew W. Craig y Marc Davis en un trabajo titulado

• The structure of dark matter halos in an annihilating dark matter model

publicado en New Astronomy (preprint disponible aquí). Aunque no exento de problemas (e.g., hay que justificar que la materia oscura no se auto-aniquilara completamente en el Universo joven, y hacer compatibles los productos de la aniquilación con las observaciones del fondo de rayos gamma), un modelo de este tipo podría explicar fenómenos como el bajo número de satélites de materia oscura de la Vía Láctea. A una escala de tamaño menor, la energía de la aniquilación de materia oscura capturada por un planeta podría efectivamente contribuir al calentamiento planetario. De ser así, el caso particular de Urano proporcionaría restricciones en relación a las características de la materia oscura en el halo galáctico. Esta consideración ha sido precisamente analizada por Saibal Mitra en un trabajo titulado

• Uranus’s anomalously low excess heat constrains strongly interacting dark matter

publicado en Physical Review D. Los números no terminan de cuadrar sin embargo, y en el caso de la Tierra hay una discrepancia en el flujo de calor de dos órdenes de magnitud en relación con lo que la acreción con perfecta eficiencia de materia oscura del halo galáctico indicaría. Una alternativa es la planteada por Stephen L. Adler en un artículo titulado

• Planet-bound dark matter and the internal heat of Uranus, Neptune, and hot-Jupiter exoplanets

que está disponible desde hace dos días en ArXiv. En este paper Adler considera el caso de que la materia oscura no se auto-aniquile, lo que favorecería una mayor interacción con la materia bariónica ordinaria. La densidad máxima de la materia oscura ligada gravitatoriamente al Sol es de 10⁵ (GeV/c²)/cm³, y una nube de tal densidad bastaría para explicar los flujos de calor en los planetas jovianos. En el caso particular de Urano, Adler aventura que el impacto que inclinó su eje de rotación tuvo el efecto de dispersar la nube de materia oscura que lo rodeaba (sería un efecto similar al observado en el Cúmulo Bala), con lo que privaría al planeta de su fuente de calentamiento interno.

Es una hipótesis interesante, y que también podría tener implicaciones en relación con el calentamiento de los exoplanetas del tipo «Júpiter caliente», pero depende de la naturaleza de la materia oscura, por lo que habrá que esperar a que se tenga más información en relación a la misma para determinar si sigue siendo factible.

La libración podría favorecer la habitabilidad de planetas extrasolares

La lista de planetas extrasolares conocidos no para de aumentar, aunque debido a las técnicas empleadas para la detección de los mismos suele tratarse de cuerpos masivos que orbitan muy cerca de su primaria. Desde el punto de vista astrobiológico esto no es una situación ideal, aunque tampoco debería ser fatal per se. Al fin y al cabo, la zona de habitabilidad de estrellas enanas suele estar precisamente en una franja muy cercana a las mismas. Éste es el caso por ejemplo del sistema Gliese (véase aquí y aquí). Sin embargo, hay un segundo factor asociado que sí puede plantear serias dificultades: al estar tan cerca de la estrella principal, la rotación del planeta se ancla rápidamente en resonancia con el periodo orbital, de manera que en cada traslación se da un número entero o semientero de rotaciones. La resonancia más común es la 1:1, lo que indica que el planeta siempre tiene una cara orientada a su sol, y otra en eterna noche. En estas circunstancias, una de las caras tendría altísimas temperaturas, mientras que la otra se congelaría, lo que ciertamente no es el mejor escenario para el desarrollo de la vida.

No obstante, hay una condición orbital que puede atemperar la situación, incluso en planetas anclados en resonancia 1:1. Se trata de la libración, un fenómeno producido por la excentricidad de la órbita de traslación y la inclinación del eje de rotación, y que hace que la zona expuesta a la estrella o a la noche no sea siempre la misma. La libración es algo bien conocido en el caso de la Luna, que está precisamente anclada a la Tierra en resonancia 1:1. En primer lugar, el eje de rotación de la Luna tiene una inclinación de unos 6º, motivo por el que podemos tener una perspectiva de los polos lunares (unas veces del polo norte, medio mes después del polo sur) de pequeña amplitud (esos 6º). En segundo lugar, la órbita lunar tiene una pequeñísima excentricidad de 0.055, motivo por el cual su velocidad de traslación relativa a la Tierra es a veces un poco más rápida y a veces un poco más lenta que la velocidad de rotación. Por ese motivo, se puede ver una pequeña zona más allá de los bordes de la cara orientada a la Tierra (en el caso de la Luna esta zona es de poco más de 7º). La imagen inferior muestra esta oscilación aparente de la Luna, y cómo el área visible se extiende a más del 50% (a casi un 60% concretamente).

Este fenómeno de libración puede ser muy relevante en el caso de planetas extrasolares con órbitas muy excéntricas, tal como A.R. Dobrovolskis, del NASA Ames Research Center, sugiere en un artículo titulado:

• Spin states and climates of eccentric exoplanets

publicado en Icarus. Básicamente, la libración debida a la excentricidad orbital extiende la zona iluminada en algún momento de la órbita en ~2sin^-1e, donde e es la excentricidad. Un planeta con una excentricidad de 0.5 tendría una libración de unos 59º, y para una excentricidad e≥0.7239 la libración excedería los 90º, lo que quiere decir que la zona de noche perpetua desaparece. La cosa se complica más si la resonancia no es 1:1, sino 3:2 (como Mercurio), 2:1, 5:2, … En esos casos los patrones de insolación son complejos (y más aún si se incluyen los efectos de la libración en latitud, debida a la inclinación de eje de rotación), pero indican que hay zonas del planeta que están a salvo de temperaturas extremas en uno u otro sentido.

Por supuesto, aunque este efecto puede atemperar la situación de estos planetas hay otros efectos que deben tenerse en cuenta. Por ejemplo, si hay gradientes elevados de temperatura se producirán grandes corrientes atmosféricas (de hecho, los movimientos de convección pueden alcanzar velocidades hipersónicas en planetas extrasolares). En cualquier caso, la región habitable no tiene por qué ser necesariamente la superficie planetaria.

Habitabilidad del Sistema Gliese 581

El descubrimiento de Gliese 581c hace algunas semanas levantó gran expectación por tratase del primer planeta detectado en la zona habitable de su sistema. En concreto, el análisis inicial era que se trataba de un planeta rocoso, de al menos 5 veces la masa de la Tierra (esto es, una super-Tierra), cuya temperatura superficial podría estar entre -3ºC y 40ºC, lo que abriría la posibilidad a la presencia de agua líquida, y con ello de vida. sin embargo, los últimos análisis están rebajando considerablemente las expectativas, y desplazándolas hacia otro planeta del sistema: Gliese 581d.

Source: ESO Press Photo 22a/07 – (c) ESO

De acuerdo con reciente trabajo de Werner von Bloh y colaboradores, del Postdam Institute for Climate Impact Research, titulado

• The habitability of super-Earths in Gliese 581

Gliese 581c está fuera de la zona habitable del sistema, pero Gliese 581d está dentro de la misma, en su zona exterior. El análisis de von Bloh et al. considera la habitabilidad de un planeta (entendida como la posibilidad de que albergue agua líquida en su superficie) en el marco de diferentes modelos climáticos. Así, la temperatura superficial no depende únicamente de la cantidad de energía recibida de la estrella madre, sino que factores tales como la dinámica atmosférica son cruciales para su determinación (resulta muy ilustrativa la figura 1 en el artículo anterior). Por ejemplo, la concentración de CO₂ en la atmósfera resulta fundamental, tanto por su implicación en efecto invernadero, como para prevenir el colapso de la atmósfera en la cara oscura de estos planetas (hay que recordar que tanto Gliese 581c como Gliese 581d están gravitacionalmente anclados a su estrella, teniendo siempre la misma cara iluminada). Más aún, hay que tener en cuenta el hecho de que la concentración de CO₂ no permanece constante con el tiempo, sino que va decreciendo debido a su deposición (factor que puede ser equilibrado si hay una dinámica geológica activa).

Con todas estas consideraciones en mente, Gliese 581c está claramente fuera de la zona habitable (de hecho, incluso ajustando la luminosidad relativa del Sol y Gliese 581, estaría relativamente más cerca de la estrella que Venus del Sol). Sin embargo, Gliese 581d es mucho más prometedor. Si la luminosidad de la estrella central es al menos un 1.17% de la del Sol, la presión de CO₂ es de 10 bar, y la fracción de masa continental es similar a la de la Tierra, se encontraría dentro de la zona habitable durante 7200 millones de años. La densa atmósfera evitaría que ésta se congelase en la cara oscura debido al anclaje gravitacional. Por supuesto, hay muchos «y si» en lo anterior (y hay que resaltar que el trabajo referido aún no ha terminado de pasar el proceso de arbitraje), por lo que estas conclusiones han de tomarse con precaución. Lo más probable es que ninguno de estos planetas sea apto para albergar agua líquida en su superficie. En cualquier caso, hay otras posibilidades interesantes a este respecto. Por ejemplo, puede que estos planetas tengan sistemas de satélites, y que alguno de ellos pudiera ser más propicio para la habitabilidad. Se trata de algo que lamentablemente está aún fuera de nuestra capacidad de observación por el momento, pero ya veremos qué nos depara el futuro.

Agua detectada en la atmósfera de planetas extrasolares

El agua es esencial para la vida tal como la conocemos, por lo que no es extraño que la búsqueda de la misma en otros lugares del Universo aparte de la Tierra sea del máximo interés desde el punto de vista de la exobiología. Hay que recordar en este sentido el interés que despertó el hecho de que se descubriera evidencia de que en la superficie de Marte fluyó agua líquida en algún momento reciente (y que quizás haya hielo en cuevas subterráneas), o las continuas especulaciones sobre la existencia de océanos bajo el hielo en Europa, el satélite de Júpiter. De hecho, otra especulación frecuente era que en la atmósfera de los planetas gigantes extrasolares podría encontrarse vapor de agua, y digo «era» porque ya se ha encontrado la primera evidencia de vapor de agua en uno de estos planetas. El descubridor ha sido Travis S. Barman, del Lowell Observatory, cuyo hallazgo ha sido aceptado para su publicación en Astrophysical Journal Letters. El título del trabajo es

• Identification of Absorption Features in an Extrasolar Planet Atmosphere

y en él analiza datos que fueron conseguidos el año pasado por el Hubble. Concretamente, ha utilizado una herramienta denominada espectroscopía de tránsito para estudiar el limbo -la región de transición entre la cara iluminada y la oscura- del planeta HD209458b (informalmente conocido como Osiris). Cuando este planeta orbita en torno a su estrella madre pasa entre ella y la Tierra cada 3.5 días. Cuando un tránsito de este tipo sucede, se producen opacidades en la luz que nos llega de la estrella y que dependen de la longitud de onda. Observando el planeta en diferentes frecuencias su radio resulta ser ligeramente diferente debido a este efecto. Combinando estos datos con modelos teóricos de la atmósfera de estos planetas en los que el agua es abundante y hay una gran absorción en la banda correspondiente, se ha obtenido una gran corcondancia con los datos observados.

Hay que resaltar que HD209458b es un «Júpiter caliente», con temperaturas atmósféricas que pueden rondar los 1130K, por lo que el descubrimiento no parece relevante en relación a la posible existencia de vida (siempre del tipo que conocemos) en él. No obstante, sí ayuda a corroborar que el agua puede ser abundante en este tipo de planetas, lo que seria interesante en planetas con otras características orbitales.

Vientos hipersónicos de 15,000 km/h detectados en planetas extrasolares

Hace un par de meses nos asombrábamos del gigantesco vórtice que la sonda Cassini había descubierto en Saturno. La velocidad del viento en él superaba los 500 km/h, lo que suponía más del doble que un huracán de categoría 5 en la escala de Saffir-Simpson. Esto nos llevaba a especular sobre cómo podía ser la vida en un entorno con tales vendavales. Pues bien, estos vientos que nos parecían atroces no son más que suavísimas brisas en comparación con los tremendos giga-huracanes que azotan a algunos planetas extrasolares. En un trabajo titulado:

• Infrared Phase Variations of Hot Jupiters (Hot Nights on Extrasolar Planets)

realizado por N.B. Cowan, E. Agol (ambos de la Universidad de Washington) y D. Charbonneau (del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), y que ha sido presentado ayer día 9 en la reunión de la American Astronomical Society, se ha estudiado el espectro infrarojo de tres planetas extrasolares: 51 Peg b (a 50 años-luz de la Tierra), HD179949b (a 100 años-luz), y HD209458b (a 147 años-luz). Tomando medidas de dicho espectro en diferentes posiciones de la órbita de estos planetas se perseguía detectar las variaciones de temperatura entre la cara que da al sol, y la cara oculta (debido a la gran proximidad de estos planetas a la estrella correspondiente, se hallan en estado de bloqueo gravitatorio, mostrando siempre la misma cara al sol, como ocurre con la Luna en relación a la Tierra). El resultado es el siguiente: no se aprecian diferencias significativas de temperatura, lo que indica que los movimientos de convección en la atmósfera redistribuyen el calor de manera bastante efectiva. La sorprendente implicación de este resultado es que los vientos en estos planetas deben rugir a velocidades hipersónicas: unos 15,000 km/h, equivalente a Mach 12 en la Tierra.

Pulsando en la figura superior se podrá acceder a una animación de uno de estos sistemas planetarios (disponible en diferentes formatos y tamaños), en la que el brillo indica mayor temperatura. Recomiendo una vez más leer el relato de Robert Sheckley titulado A Wind is Rising, y luego hacer mentalmente la transformación de escala entre los vientos descritos en dicho relato, y estos recién descubiertos.