A la descoberta de planetes extrasolars

Consideracions generals

Des de fa segles els científics han especulat sobre l’existència de sistemes planetaris al voltant d’estrelles diferents del Sol. Els planetes que orbiten en aquests sistemes reben el nom d’exoplanetes o planetes extrasolars. Durant la dècada de 1950, l’astrònom nord-americà d’origen rus Otto Struve (1897 – 1963) va proposar, per primera vegada, utilitzar els instruments astronòmics anomenats espectrògrafs per tal de descobrir exoplanetes gegants al voltant d’estrelles brillants. Aquesta idea va quedar descartada per les dificultats tècniques, però es va reprendre durant els anys noranta, quan la tecnologia ja havia avançat prou per a permetre l’obtenció de mesures prou precises. De tota manera, la possibilitat de trobar nous planetes es va rebre amb un cert escepticisme, ja que les primeres cerques solament eren sensibles a la presència de grans planetes en òrbites molt properes a les seves estrelles, una circumstància que no té lloc al sistema solar. Tot i això, el 1995 els astrònoms suïssos Michel G.E. Mayor (n. 1942) i Didier Queloz (n. 1966) van anunciar la descoberta del primer objecte de massa planetària en òrbita al voltant d’una estrella normal, l’anomenat 51 Peg b (els exoplanetes s’anomenen amb el nom de catàleg de la seva estrella seguit d’una lletra minúscula que, començant per la b, determina l’ordre en què han estat descoberts dins el seu sistema planetari). Cal dir, però, que el 1992 l’astrònom polonès Aleksander Wolszczan (n. 1946) i l’astrònom canadenc Dale A. Frail havien anunciat la descoberta d’un sistema de tres planetes, bé que no giraven a l’entorn d’una estrella, sinó que ho feien al votant d’un púlsar, un objecte compacte romanent d’una explosió de supernova. Des de llavors els descobriments s’han succeït a un ritme trepidant i el nombre d’exoplanetes confirmats ja depassa el mig miler.

Mètodes indirectes de detecció d’exoplanetes

El contrast de brillantor entre un planeta i la seva estrella és enorme, ja que el planeta tan sols reflecteix una petita quantitat de la llum incident de l’estrella, que, al seu torn, constitueix una ínfima part de tota la llum que emet. Per això les estrelles són més d’un milió de vegades més brillants que els planetes, fins i tot que els planetes gegants de la mida de Júpiter. Tanmateix, a longituds d’ona infraroges el contrast de brillantor entre l’estrella i el planeta pot ser més petit, i planetes que tenen òrbites molt properes a la seva estrella tan sols són un miler de vegades menys brillants que ella. Sigui com sigui, el contrast de brillantor és sempre molt accentuat, i per això fins ara la detecció d’exoplanetes s’ha basat, i de manera gairebé exclusiva, en l’estudi dels efectes que el planeta exerceix sobre la seva estrella, ja sigui per un canvi de velocitat, de la posició o de la brillantor. Aquest efecte revela la presència del planeta de manera indirecta, en contraposició amb l’observació directa del mateix, que en permet la descoberta mitjançant la identificació en imatges. Els mètodes indirectes més utilitzats són la velocitat radial, el trànsit planetari i l’astrometria.

La velocitat radial

Corba de velocitat radial de l’estrella 51 Pegasi. Els punts corresponen a les diverses mesures efectuades al llarg del temps i les barres que travessen els punts indiquen l’interval d’incertesa de cada mesura. L’oscil·lació de la velocitat radial és causada per l’efecte gravitatori d’un exoplaneta no visible, el 51 Peg b.

Marcy i Butler, 1996.

Entre els mètodes indirectes per a detectar exoplanetes, fins ara el que s’ha revelat més eficaç –i amb escreix– és el que es basa en les mesures de la velocitat radial de les estrelles, és a dir, de la velocitat de les estrelles en la línia de visió d’un observador situat a la Terra. Qualsevol exoplaneta descriu una òrbita al voltant de la seva estrella amb unes propietats determinades, com ara el període, la distància i l’excentricitat. Però cal tenir en compte que l’estrella no resta immòbil en el decurs d’aquesta òrbita planetària, sinó que en descriu una altra de complementària com a efecte reflex. De fet, tant el planeta com l’estrella orbiten al voltant del centre de masses comú del sistema, però com que l’estrella és molt més gran que el planeta, aquest centre de masses se situa al seu interior. Això fa que des de la Terra s’observi l’estrella allunyar-se i apropar-se alternativament. A causa de l’efecte Doppler (el canvi de longitud d’ona quan l’emissor s’apropa o s’allunya del receptor) aquesta oscil·lació de l’estrella es tradueix en un desplaçament del seu espectre cap al violeta quan l’estrella s’apropa, i cap al vermell, quan s’allunya. Per tant, si s’observen uns desplaçaments d’aquesta mena en una estrella qualevol és que està orbitada per un exoplaneta.

Efecte de canvi en la longitud d’ona de la llum que emet una estrella en allunyar-se i apropar-se a l’observador com a conseqüència del moviment causat per l’òrbita d’un planeta invisible. Això s’anomena l’efecte Doppler.

A partir de fonts diverses.

El moviment orbital de l’estrella causat per l’atracció gravitatòria del planeta no tan sols és potencialment detectable sinó que permet mesurar la velocitat radial de manera molt precisa. Si es representa aquesta velocitat en funció del temps s’obté l’anomenada corba de velocitat radial de l’estrella, que depèn de la massa de l’exoplaneta i dels seus paràmetres orbitals, ja que l’amplitud del moviment estel·lar creix en augmentar la massa del planeta i en disminuir-ne el període orbital. A més, la forma de la corba és funció de l’excentricitat de l’òrbita, i és una sinusoide en el cas d’una òrbita circular. Per tant, un cop obtinguda una seqüència temporal de velocitats radials es pot determinar el període orbital del planeta, que equival al temps que triga a repetir-se el mateix patró en la gràfica. D’altra banda, l’estudi de les velocitats radials no proporciona directament la massa del planeta sinó solament una cota inferior d’aquesta mesura, ja que existeix una degeneració causada pel desconeixement de la inclinació de l’òrbita respecte a l’eix de visió. L’únic que mesuren les velocitats radials és el moviment de projecció al llarg de la línia de visió. D’aquesta manera, un planeta petit en una òrbita vista totalment de cantó pot tenir un senyal de velocitat ra dial idèntic al d’un planeta molt més massiu en una òrbita inclinada. En el cas d’un sistema planetari múltiple, la corba de velocitat radial resulta de la combinació de cadascun dels moviments orbitals, que, en principi, es poden determinar de manera independent gràcies als diferents períodes. Un cop determinats els períodes dels diferents planetes del sistema, es pot dibuixar la gràfica de velocitats radials de cadascun eliminant la contribució dels altres i plegar cada gràfica amb el seu període orbital, és a dir, fer coincidir al mateix lloc totes les observacions fetes a la mateixa fase. D’aquesta manera és més fàcil deduir les característiques de cada planeta.

Corba de velocitat radial de l’estrella HD 69830. Els moviments observats en les gràfiques a i b són causats per dos planetes de massa semblant a la de Neptú i períodes orbitals de 8,57 i 31,6 dies. En eliminar aquests dos moviments i fer la mitjana de les dades s’observa el d’un tercer planeta, més extern però també amb una massa comparable a la de Neptú, que té un període de 197 dies (c). Els gràfics a’, b’ i c’ mostren les corbes de velocitat radial de cada planeta un cop plegades amb el període corresponent.

Observatori de Ginebra / Lovis i altres.

La magnitud del senyal de velocitat radial és de l’ordre d’unes desenes de metres per segon per a planetes d’una massa semblant a la de Júpiter. Però la presa de dades amb aquest nivell de precisió no va ser possible fins els anys noranta, quan es van construir espectrògrafs altament estables i es van fer servir mètodes de calibratge de longitud d’ona simultanis mitjançant cel·les de iode o amb fibres òptiques de recorregut paral·lel i llum de làmpades de tori-argó. Des d’aleshores s’ha continuat avançant i actualment els espectrògrafs més precisos aconsegueixen mesurar amb precisió velocitats inferiors a 1 m/s, com és el cas de l’espectrògraf HARPS (de l’anglès High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, ‘Cercador de Planetes per velocitat Radial d’Alta Precisió’) del telescopi de 3,6 m de La Silla (Xile). Aquestes grans prestacions, combinades amb l’observació d’estrelles més petites que el Sol, han conduït a la descoberta de planetes de només unes poques vegades la massa de la Terra, com és el cas del Gl 581 e, de tan sols dues masses terrestres. Tanmateix, cal tenir present que en el cas d’un sistema com el Sol i la Terra, l’efecte de velocitat radial és de tan sols uns 10 cm/s, cosa que avui encara és fora de l’abast dels espectrògrafs més avançats.

El trànsit planetari

Si el pla orbital d’un planeta es troba alineat amb la visual des de la Terra, s’observa que aquest planeta creua el disc de l’estrella un cop en cada òrbita. Això produeix un petit eclipsi que s’anomena trànsit planetari. Durant el trànsit planetari, la brillantor de l’estrella disminueix lleugerament en una proporció igual al quocient d’àrees entre les superfícies del planeta i de l’estrella. Per exemple, en una estrella com el Sol i un planeta com Júpiter, la disminució de brillantor és de l’1-2%. En canvi en el sistema Sol-Terra, la disminució de brillantor és tan sols del 0,01%, ja que la Terra és molt més petita que Júpiter. La corba de llum del trànsit, és a dir, la representació de la brillantor de l’estrella en funció del temps, permet determinar el quocient de radis entre l’estrella i el planeta i la inclinació orbital, com també altres paràmetres de l’estrella i de l’òrbita planetària. Les observacions dels trànsits cal complementar-les amb mesures de velocitat radial, per tal de calcular la massa dels objectes que els produeixen i confirmar-ne la naturalesa planetària. Un cop es coneix la massa i el radi d’un exoplaneta, se’n pot calcular la densitat, cosa que aporta informació valuosa sobre les seves propietats globals. I comparant les prediccions teòriques per a diferents models de composició química, és possible deduir si el planeta és ric en metalls, en roques, en gels o en elements lleugers com ara l’hidrogen i l’heli.

El trànsit planetari es produeix quan un planeta passa pel davant de l’estrella que orbita. Aleshores la brillantor de l’estrella disminueix, ja que el planeta oculta una part de la seva llum. La durada típica d’aquesta disminució de brillantor és d’unes hores, mentre que el percentatge de disminució, o fondària del trànsit, depèn de la relació entre el radi del planeta i el radi de l’estrella.

A partir de fonts diverses.

Tot i la baixa probabilitat que succeeixi una alineació favorable de l’òrbita d’un planeta extrasolar amb la visual de la Terra, el descobriment d’exoplanetes per trànsit és prou fructífer i ja n’hi ha més d’un centenar de confirmats. El procediment es basa en observar moltes estrelles alhora per garantir que algunes de les que són orbitades per planetes tinguin la inclinació adient per a observar-ne els trànsits.

El primer exoplaneta que es va descobrir per trànsit és l’anomenat HD 209458 b, que va ser identificat el 1999 per un grup d’investigadors liderats per l’astrònom canadenc David Charbonneau (n. 1974). Com aquesta troballa, se n’han fet moltes des de la Terra mitjançant telescopis capaços de cobrir un gran camp de cel de manera simultània. Però també s’han descobert exoplanetes gràcies a missions espacials dissenyades amb aquest objectiu. La primera d’aquestes missions ha estat la CoRoT (del francès Convection, Rotation et Tran sit planétaires, ‘Convenció, Rotació i Trànsits planetaris’), liderada per l’Agència Espacial Francesa (CNES) i l’Agència Espacial Europea (ESA) i iniciada el 2006. Una altra d’aquestes missions és la Kepler de la NASA (National Aeronautics and Space Administration), llançada el 2009.

El planeta Kepler-10 b és el primer exoplaneta de tipus súper-Terra descobert per la missió espacial Kepler de la NASA. Com que es troba a l’enorme distància de 560 anys llum, no es pot saber de què és fet ni quin aspecte té la seva superfície, però sí que se n’ha pogut calcular el diàmetre, que és tan sols un 50% més gran que el de la Terra. La corba de llum del seu trànsit mostra un període planetari de tan sols unes 20 hores i una fondària de només el 0,02%.

NASA / Kepler.

La major part dels planetes descoberts per trànsit són planetes gegants molt propers a les seves estrelles, però també se n’han detectat de mides semblants a les de Neptú, i gràcies a les missions espacials, que prenen mesures amb una precisió que s’apropa al 0,01%, s’han aconseguit detectar, fins i tot, alguns planetes de mida semblant a la Terra; és el cas de CoRoT-7 b i Kepler-10 b, que tenen un radi solament un 50% més gran que el terrestre. A aquests planetes tan semblants a la Terra se’ls anomena súper-Terres i se suposa que són de tipus rocós i tenen una superfície i una atmosfera diferenciades (en contraposició amb els planetes gegants gasosos, als quals manca una superfície sòlida).

L’astrometria

Un tercer mètode per a descobrir exoplanetes és l’astrometria. El principi és el mateix que el de les velocitats radials, però en aquest cas el que s’observa és el canvi de posició aparent de l’estrella causat pel moviment reflex.

La mida de l’òrbita que descriu l’estrella al cel és proporcional a la massa del planeta, però també a la distància a la qual el sistema exoplaneta-estrella es troba de la Terra. En el cas d’un planeta com Júpiter, orbitant una estrella com el Sol a una distància de 10 parsecs (equivalent a 32,6 anys llum), el moviment té una amplitud de 0,5 mil·lèsimes de segon d’arc, cosa que és difícilment mesurable, ja que representa un enorme repte tècnic. Per això l’astrometria no ha tingut fins ara gaire èxit com a mètode detector d’exoplanetes. Però s’espera que la situació canviï en un futur immediat amb el llançament de la missió espacial GAIA de l’ESA, que podrà mesurar milionèsimes de segon d’arc, cosa que haurà de permetre el descobriment de milers de planetes amb la tècnica de l’astrometria i determinar-ne les seves masses i paràmetres orbitals.

Altres mètodes indirectes: el cronometratge i les microlents gravitacionals

El fenomen de microlent gravitacional es produeix quan la llum d’una estrella llunyana (la font) és amplificada per una estrella intermèdia (la lent) en alinear-se totes dues respecte de la nostra línia de visió. Si l’estrella lent té un planeta al seu voltant es produeix una amplificació addicional, que pot ser detectada i que permet determinar la massa i la distància d’aquest planeta.

Universitat de Notre Dame (EUA) / Bennett, 2004.

A més dels tres mètodes esmentats, n’hi ha d’altres que també permeten descobrir exoplanetes de manera indirecta. Un d’ells és el cronometratge. Si l’estrella experimenta un fenomen regular mesurable, el moviment reflex causarà un endarreriment i un avançament periòdic d’aquest fenomen causat pel temps que triga la llum a cobrir la distància que descriu l’òrbita. Aquesta va ser la tècnica utilitzada el 1992 per a trobar un sistema planetari al voltant del púlsar PSR 1257+12, però també es pot emprar en estrelles amb variabilitat intrínseca periòdica (pulsacions) o bé en estrelles binàries eclipsants. Utilitzant aquesta tècnica s’han descobert alguns planetes gegants al voltant d’estrelles amb pulsació.

Finalment, les microlents gravitacionals també es poden utilitzar per a descobrir planetes. L’efecte de lent gravitacional es produeix quan dues estrelles en el decurs del seu moviment per la Galàxia s’alineen perfectament amb la línia de visió que és té des de la Terra. Tal com prediu la teoria de la relativitat general, la llum de l’estrella de fons és amplificada per l’estrella intermèdia o central, que actua com a lent. Si aquesta estrella lent té un planeta que gira al seu voltant, la corba de llum associada amb el fenomen experimenta un augment addi cional a causa de l’efecte lent que fa el planeta. La corba observada es pot modelitzar i permet extreure força informació de l’estrella central i del planeta. Aquest mètode és sensible al descobriment de planetes de massa petita, sempre que girin a grans distàncies de la seva estrella. Dissortadament, el fenomen de microlent gravitacional és irrepetible i, per tant, no permet l’estudi posterior de l’objecte planetari, però sí que proporciona valuoses dades de naturalesa estadística.

Els mètodes directes de detecció d’exoplanetes basats en imatges

La detecció directa d’exoplanetes és, sens dubte, l’objectiu primordial a mitjà i llarg termini. Això obrirà la porta a l’estudi i la caracterització dels exoplanetes més enllà de la pròpia descoberta, i permetrà l’obtenció de la màxima quantitat d’informació de cadascun. Aleshores mitjançant l’astrometria directa es podrà descriure l’òrbita del planeta observat, i a través de l’espectroscòpia de la seva pròpia llum se’n podran deduir les propietats físiques.

Durant molts anys els esforços per trobar planetes per imatge directa van ser infructuosos, però l’any 2008 es va anunciar la descoberta d’uns quants planetes al voltant de les estrelles joves Fomalhaut, HR 8799 i β Pictoris mitjançant imatges d’alt contrast a l’infraroig. Cal dir que la informació disponible d’aquests objectes consisteix només en una minúscula part de la seva òrbita i mesures aproximades de la brillantor. Els models en prediuen masses de l’ordre de cinc a quinze vegades la de Júpiter, de manera que la seva naturalesa planetària no està confirmada.

Característiques dels exoplanetes descoberts fins ara

Un Júpiter calent és un planeta de mida gran, comparable a Júpiter però que orbita molt a prop de la seva estrella, fins i tot més del que ho fa Mercuri al voltant del Sol. Sembla que aquesta mena de planetes es van formar en òrbites exteriors i al cap de poc van migrar cap a les seves posicions actuals.

ESA.

El primer exoplaneta que es va detectar, el 51 Peg b, va representar una gran sorpresa, ja que es tracta d’un objecte amb una massa semblant a la de Júpiter però que orbita 20 vegades més a prop de la seva estrella del que ho fa la Terra respecte del Sol (la distància orbital Terra-Sol s’anomena unitat astronòmica i es representa amb la sigla UA). Aquest fet contradeia el paradigma de les teories de formació planetària existents aleshores, que predeien la impossibilitat que es formés un planeta per dins de l’anomenada línia de gel, que se sol trobar a unes 3 UA. Per tant, el 51 Peg b va passar a ser el representant d’una nova classe de planetes anomenats Júpiters calents. Ara sabem que els Júpiters calents, que constitueixen aproximadament una quarta part del total de planetes extrasolars detectats fins avui, són relativament comuns. De tota manera, cal dir que la seva relativa abundància podria ser deguda, en gran part, a un biaix observacional, ja que les tècniques de velocitat radial i trànsits, les més productives fins ara, són especialment sensibles a aquest tipus de planetes.

L’anàlisi de la freqüència d’exoplanetes en funció de la seva massa indica una abundància creixent de les masses més petites. Les dades de les cerques fetes amb l’espectrògraf HARPS i els resultats estadístics de la missió Kepler suggereixen que els planetes de la mida de Júpiter són presents en aproximadament un 1% de les estrelles, mentre que els de mida semblant a Neptú tenen una abundància d’aproximadament el 10%. Una projecció cap a planetes encara més petits suggereix que entre un 30 i un 40% de les estrelles podrien tenir planetes de mida semblant a la Terra. Dit d’una altra manera, la Via Làctia podria contenir 100.000 milions de planetes com la Terra.

Els estudis estadístics dels exoplanetes descoberts fins ara han revelat una sèrie de circumstàncies que, sens dubte, tenen a veure amb el mecanisme de formació dels sistemes de què formen part. Per exemple, es troba una proporció més alta de planetes al voltant d’estrelles riques en elements pesants. Aquesta tendència podria ser deguda a una probabilitat més alta que es formin planetes al voltant d’aquest tipus d’estrelles, però també a un enriquiment posterior de les estrelles en engolir planetes ja formats. Les anàlisis estadístiques també indiquen una abundància dels sistemes planetaris amb excentricitats orbitals elevades. Tot això fa que la major part dels sistemes planetaris descoberts siguin força diferents del sistema solar, on la major part dels planetes tenen òrbites pràcticament circulars. Les òrbites altament el·líptiques poden indicar l’existència de fortes interaccions gravitatòries entre els planetes d’aquests sistemes que, per tant, deuen ser dinàmicament molt actius. Aquestes circumstàncies també concorden amb el fet que un nombre significatiu de planetes tenen òrbites inclinades respecte l’eix de rotació de la seva estrella. En conclusió, totes les troballes que s’estan fent evidencien la desconeixença dels mecanismes que defineixen l’arquitectura dels sistemes planetaris, que sembla ben diferent del paradigma del sistema solar.

D’altra banda, l’anàlisi de les propietats físiques dels exoplanetes amb trànsits ha revelat un rang de densitats sorprenentment gran. Per exemple, els radis dels exoplanetes de massa semblant a la de Júpiter tenen un radi que va del 90 al 180% del radi de Júpiter. Una possible explicació és que tenen nuclis rocosos de diferents masses. Això permet entendre els planetes més densos; però els més lleugers, entre els quals hi ha el que es va descobrir primer, el planeta HD 209458 b, continuen eludint l’explicació dels models teòrics.

Formació d'exoplanetes: migració

El nombre d’exoplanetes que giren al voltant d’una estrella central és més gran com més petit és el radi dels planetes, segons les dades de la missió espacial Kepler. Mentre que l’1% de les estrelles tenen planetes propers de la mida de Júpiter (11,2 radis terrestres) la fracció d’estrelles amb planetes del doble de la mida de la Terra és del 10%. Tot i que les dades de la missió Kepler són esbiaixades per sota de dos radis terrestres (zona ombrejada), s’espera que entre el 30 i el 40% de les estrelles tinguin planetes de la mida de la Terra.

Universitat de Califòrnia / A. Howard i col·laboradors.

Durant dècades, el paradigma de formació de sistemes planetaris es va centrar en explicar les propietats físiques i orbitals dels planetes del sistema solar. Per exemple, els planetes interns són de tipus terrestre perquè se situen dins la línia de gel i, per tant, contenen una baixa quantitat de compostos volàtils. En canvi, els planetes externs, que són gegants de gas i de gel, tenen un nucli rocós però són molt rics en elements lleugers, que es van poder condensar i capturar durant el seu procés de formació. El descobriment de planetes del tipus Júpiter calent ha demostrat que cal un model molt més general.

Avui dia es creu que tots els planetes gegants es formen, efectivament, en regions més enllà de la línia de gel del disc protoplanetari primordial, però que mecanismes d’interacció amb aquest disc els fan migrar cap a òrbites més internes i properes a la seva estrella, de tal manera que experimenten un moviment en espiral cap endins que s’atura quan el disc es dissipa. D’aquesta manera, un planeta format a una distància de diverses unitats astronòmiques pot acabar a tan sols unes dècimes o centèsimes d’unitat astronòmica de la seva estrella.

La nova era de l’exoplanetologia

Es pot anar un pas més enllà dels estudis estadístics i analitzar detalladament les propietats atmosfèriques dels exoplanetes. Actualment això solament és possible per als planetes que experimenten trànsits, i requereix l’ús de tècniques sofisticades que permeten prendre mesures extremament precises. Tanmateix, aquests estudis marquen l’arribada d’una nova era, l’exoplanetologia o estudi de les atmosferes dels planetes més enllà del sistema solar. Aquesta era haurà de culminar amb la caracterització detallada de les atmosferes dels exoplanetes de tipus terrestre i la subsegüent cerca d’indicadors de l’existència de vida.

Estudi de les atmosferes planetàries mitjançant trànsits

En el gràfic de la variació del flux del sistema HD 189733 a l’infraroig (1) s’hi observen tant el trànsit del planeta per davant de l’estrella (fase orbital 0) com l’ocultació del planeta darrere l’estrella (fase orbital 0,5). El flux per sobre del nivell de l’ocultació (2) correspon al planeta, i la seva variació es pot traduir en un mapa de temperatures en funció de la longitud geogràfica (3) on, en fals color, s’ha representat en tons més brillants les temperatures més elevades.

Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) / H. Knutson / NASA / JPLCaltech.

Els trànsits proporcionen una gran riquesa d’informació sobre els exoplanetes, ja que permeten determinar la seva massa i el seu radi i, per tant, la seva densitat. Però també s’ha descobert que permeten determinar l’espectre del planeta i, consegüentment, estudiar-ne la composició química detallada. Hi ha dues maneres essencials de determinar aquest espectre: per transmissió o per emissió.

Per tal d’obtenir l’espectre de transmissió d’un exoplaneta cal observar el trànsit planetari a diferents longituds d’ona i determinar-ne la profunditat per a cadascuna. La major part dels paràmetres del trànsit seran els mateixos per a cada longitud d’ona, llevat d’una propietat molt notable: el radi. I és que estudis teòrics prediuen que la mida efectiva del planeta mesurada durant un trànsit pot dependre de la longitud d’ona. Això es deu al fet que la llum de l’estrella que brilla a través de l’atmosfera del planeta pot ser o no absorbida, en funció dels compostos químics que contingui aquesta atmosfera. Per exemple, si s’observa un trànsit en una longitud d’ona en la qual l’atmosfera absorbeix poc, el radi aparent del planeta es veurà més petit i per tant el trànsit serà menys profund. En canvi, si l’atmosfera és més opaca, el radi aparent serà més gran i el trànsit més profund. Aquesta metodologia permet reconstruir l’espectre de transmissió (o absorció) de l’atmosfera del planeta. S’ha demostrat que el canvi de mida aparent del planeta a les diferents longituds d’ona està relacionat amb la densitat; com més baixa és la densitat, més s’accentua el canvi de mida. Per tant, els exoplanetes més adients per a ser estudiats mitjançant un espectre de transmissió són els de tipus Júpiter calent, que tenen una atmosfera molt tènue. Els càlculs indiquen que les variacions de la profunditat del trànsit degudes a les diferents opacitats de l’atmosfera se situen a l’entorn del 0,05%. Unes mesures d’aquesta precisió són molt difícils d’obtenir des de la Terra, però són possibles des de l’espai.

L’espectre de transmissió de l’exoplaneta HD189733 b obtingut l’any 2008 amb el telescopi espacial Hubble mostrava les característiques espectrals típiques del gas metà. Era la primera vegada que s’identificava una molècula orgànica fora del sistema solar.

NASA / ESA / A. Field / STScl.

La primera vegada que es va determinar la presència d’un element químic concret a l’atmosfera d’un exoplaneta va ser el 2002, quan un grup liderat per l’astrònom canadenc David Charbonneau va demostrar la presència de sodi a l’atmosfera del HD 208458 b. I la primera molècula trobada en una atmosfera exoplanetària va ser de vapor d’aigua, identificada el 2007 per un estudi del HD 189733 b encapçalat per l’astrofísica italiana Giovanna Tinetti (n. 1972). A hores d’ara ja s’han identificat altres molècules senzilles, com el metà i l’amoníac, en les atmosferes d’uns quants exoplanetes, incloent-hi alguns Júpiters calents i un Neptú calent. La major part de les observacions que han obtingut aquests resultats s’han realitzat en l’infraroig proper (a longituds d’ona d’entre 1,5 i 8 μm) amb els telescopis espacials Spitzer i Hubble.

La fondària del trànsit planetari no es deu només a la llum absorbida pel propi planeta, sinó també a la llum absorbida pel seu anell d’atmosfera. Per tant, la mesura de les diferents fondàries del trànsit per a cada longitud d’ona permet reconstruir l’espectre d’absorció de l’atmosfera planetària i deduir-ne la composició química.

A partir de NASA / STScl.

A més de l’espectre de transmissió, els planetes amb trànsit permeten mesurar l’espectre d’emissió, que s’obté observant-ne l’ocultació. Aproximadament mig període després del trànsit es produeix una ocultació, durant la qual el planeta queda totalment tapat pel disc de l’estrella. El planeta reflecteix part de la llum que rep de l’estrella i aquesta reflexió és màxima just abans i just després de l’ocultació, és a dir, quan el planeta està en fase plena. Aleshores es pot detectar un canvi de la brillantor del sistema. Però a més de la llum reflectida (majoritàriament a longituds d’ona visible), el planeta també emet la radiació pròpia d’un cos a certa temperatura. En el cas dels Júpiters calents, que es troben a uns 1.000-2.000 ºC, l’emissió és màxima a longituds d’ona de l’infraroig proper. Diversos treballs han demostrat que és possible mesurar directament aquesta emissió per mitjà de l’observació d’ocultacions del planeta, que tenen una fondària típica del 0,1-0,3%. L’observació de mesures d’aquesta profunditat a diverses longituds d’ona permet reconstruir l’espectre característic del planeta, aquest cop de la seva emissió. L’espectre conté informació sobre la composició química de l’atmosfera, i fins ara ha permès determinar la presència de vapor d’aigua, monòxid de carboni i diòxid de carboni en diferents exoplanetes de tipus Júpiter calent i Neptú calent.

Biomarcadors atmosfèrics i teledetecció de vida

Un cop s’hagi aconseguit caracteritzar l’espectre d’un planeta semblant a la Terra, el pas següent serà determinar si existeix algun indici de vida a la seva superfície. La detecció remota de vida o teledetecció és l’única manera viable i científicament sòlida amb què la humanitat podrà determinar el seu propi context en l’Univers vivent en una escala de temps relativament curta.

La composició química de l’atmosfera de la Terra ha anat variant al llarg dels 4.560 milions d’anys de la seva existència. És evident que els canvis han estat molt notables i, per tant, resulta difícil d’associar-hi biomarcadors o biosignatures sense cap mena d’ambigüitat.

NASA.

La tècnica de teledetecció es basa en el fet, ben establert, que la vida altera significativament la composició química de l’atmosfera del planeta que l’alberga. Diversos experiments han constatat que els gasos presents a l’atmosfera terrestre no estan en equilibri. La presència simultània en quantitats apreciables d’un gas altament oxidant, com és l’oxigen, i un altre altament reductor, com el metà, és inestable. Les proporcions observades d’aquests gasos només es poden sostenir si hi ha una font de metà que l’envia contínuament a l’atmosfera; i en el cas de la Terra aquesta font és la vida. Les combinacions de compostos químics que únicament es poden explicar per la contribució dels éssers vius s’anomenen biomarcadors o biosignatures. La definició d’aquests biomarcadors, molt complexa, es duu a terme descartant totes les circumstàncies en què la combinació de gasos es pot explicar de manera abiòtica, és a dir, sense recórrer a la presència de vida. També cal tenir en compte que la composició química dels planetes pot ser diversa i can viant en el temps, com ho demostren les enormes variacions que ha experimentat la mateixa atmosfera de la Terra al llarg dels 3.800 milions d’anys en què ha albergat vida.

Davant les perspectives tangibles de detectar vida extraterrestre amb la tecnologia a l’abast en aquests moments, s’han dut a terme diverses missions espacials que tenen com a objectiu analitzar exoplanetes de tipus terrestre amb trànsit i reconstruir-ne l’espectre. Aquest és el cas del James Webb Space Telescope (JWST) de la NASA / ESA i de la proposta de missió Exoplanet Characterization Observatory (EChO) de l’ESA. Però el pas definitiu serà la detecció directa dels planetes i la consegüent mesura del seu espectre. Per a això serà necessari l’ús de les noves tècniques d’imatge d’alt contrast que s’estan desenvolupant i que s’espera que estiguin llestes cap al 2030.

L’habitabilitat dels exoplanetes

La possible detecció de vida en un exoplaneta està íntimament relacionada amb el concepte d’habitabilitat. Si bé és evident que per a fer progressos en aquesta àrea cal abstreure’s de l’únic exemple de vida conegut –el del planeta Terra–, i treballar a partir de principis el més oberts possible, també cal tenir en compte que cal definir un punt d’inici que permeti avançar. Per això s’acostuma a assumir que les formes de vida que cal cercar en els exoplanetes es basen en el carboni i es defineix la presència d’aigua líquida com un criteri d’habitabilitat primordial. Se suposa que amb l’existència d’aigua líquida la resta de requisits essencials per a la vida, com ara una font d’energia i la presència de compostos químics bàsics, hi seran presents.

La zona habitable

La zona habitable d’un sistema planetari es defineix com el rang de distàncies orbitals en el qual és possible l’existència d’aigua líquida a la superfície dels planetes. En el cas del sistema solar aquesta zona queda compresa actualment entre 0,80 i 2 UA. Consegüentment, Venus queda més enllà del límit intern de la zona habitable, mentre que Mart se situa dins del límit extern i, per tant, és potencialment habitable.

NASA.

El requisit d’aigua líquida a la superfície d’un planeta condueix immediatament a la definició de la zona habitable, que queda compresa dins el rang de distàncies orbitals al voltant d’una estrella per a les quals la temperatura superficial d’un planeta està entre 0 ºC i 100 ºC. Evidentment, els planetes en òrbites internes a la zona habitable tenen temperatures superiors a la d’ebullició de l’aigua, mentre que els que se situen en òrbites més externes les tenen per sota del punt de congelació.

La zona habitable d’un sistema planetari (en verd) depèn de la brillantor intrínseca de l’estrella. Per tant, és més gran en el cas d’estrelles calentes i brillants, i més petita en el cas d’estrelles fredes i dèbils. La zona que queda per dins del límit intern de la zona habitable (en vermell) és massa calenta perquè els seus planetes tinguin aigua líquida superficial, mentre que la que queda per fora (en blau) és massa freda.

A partir de NASA - Kepler.

Un càlcul simple del balanç entre la radiació que s’absorbeix i la que es reflecteix permet calcular la temperatura d’equilibri d’un planeta. Per al cas de la Terra, aquesta temperatura és, sorprenentment, de –18 ºC. En canvi, la temperatura mitjana de la Terra és de +15 ºC. La diferència de +33 ºC la proporciona l’efecte hivernacle causat per diversos gasos, principalment el vapor d’aigua i el diòxid de carboni. Aquest mecanisme de regulació fa que la zona habitable tingui una extensió més gran del que caldria esperar a partir de l’aplicació estricta del balanç de radiació.

La definició de zona habitable, però, cal fer-la considerant també diferents escenaris per a l’abundància de diòxid de carboni. El límit intern de la zona habitable correspon al cas d’una absència total de diòxid de carboni atmosfèric i una temperatura de 100 ºC. Fins i tot en aquest cas l’efecte hivernacle no és zero, atesa la gran quantitat de vapor d’aigua de l’atmosfera que contribueix a l’escalfament del planeta. Però també cal considerar que una elevada cobertura per núvols pot augmentar la reflectivitat i, per tant, compensar part d’aquest efecte hivernacle. Tot i no ser perfectament definit, el límit intern de la zona habitable del Sol se situa avui dia cap a les 0,80-0,85 UA. Un planeta situat en una òrbita més interna patiria un procés descontrolat d’evaporació de l’aigua, que passaria a l’alta atmosfera i es dissociaria i s’escaparia a causa de la radiació solar. El resultat final seria un planeta molt calent, sec i amb una densa atmosfera de diòxid de carboni, que s’hauria acumulat amb el temps. Aquest és el retrat del planeta Venus, que orbita a 0,72 UA. D’altra banda, el límit extern de la zona habitable es calcula estimant l’abundància màxima de diòxid de carboni que pot contenir l’atmosfera d’un planeta i considerant també l’efecte dels núvols (tant d’aigua com de diòxid de carboni). La localització exacta d’aquest límit tampoc és ben definida ja que no es coneixen prou les propietats dels núvols de diòxid de carboni. Tot i això, s’estima que els planetes situats més enllà d’unes 2 UA no són habitables i tindrien els oceans congelats. Un cop establerts els límits intern i extern de la zona habitable s’observa que el planeta Mart, a una distància d’1,8 UA del Sol, es troba dintre de la zona habitable actual.

Finalment, també cal tenir en compte que la situació i l’amplada de la zona habitable d’un sistema planetari depèn de la lluminositat de l’estrella i, per tant, de la seva massa. A més, com que les estrelles evolucionen amb el temps (en general, fent-se més brillants), la zona habitable s’allunya progressivament. Això descartaria els planetes que giren al voltant d’estrelles de gran massa com a llocs potencialment adients per a la vida, ja que el temps que un planeta passa dins de la zona habitable podria ser massa petit per a desenvolupar una biosfera.

Factors que influeixen en l’habitabilitat

El camp magnètic relativament intens de la Terra crea una magnetosfera (en blau) que protegeix el planeta de les emissions d’alta energia i de partícules del Sol (en vermell). Sense aquesta magnetosfera el vent solar s’enduria gran part de l’atmosfera, i la superfície de la Terra seria inhabitable.

NASA.

Una distància orbital que situï un planeta dins de la zona habitable és una condició necessària però no suficient per tal que sigui hospitalari a la vida. Per exemple, la massa del planeta és un factor decisiu per a l’habitabilitat, ja que ha de tenir una força de gravetat prou intensa per retenir l’atmosfera. Això ho il·lustra molt bé el planeta Mart. Tot i que se situa dins la zona habitable, com que té menys massa que la Terra la seva atmosfera és més prima, de manera que exerceix un efecte hivernacle menys intens. En conseqüència, les temperatures a la superfície són més extremes i impossibiliten l’acumulació d’aigua líquida.

També és imprescindible que el planeta tingui un camp magnètic que el protegeixi de la pèrdua de materials volàtils per evaporació. Les partícules del vent solar (o estel·lar) són molt eficients capturant els ions de les atmosferes planetàries si abans no són deflectides per un camp magnètic.

La massa de l’estrella és un element essencial per a l’habitabilitat dels seus planetes. Les estrelles de massa inferior al Sol (en particular les que tenen menys de mitja massa solar) passen una llarga etapa durant la qual les seves emissions d’alta energia (llum ultraviolada i radiació X) i els seus vents estel·lars són de gran intensitat. De moment encara no és clar si un planeta situat a la seva zona habitable pot superar aquesta fase tot conservant l’atmosfera i l’aigua líquida superficial, però els estudis indiquen que és necessària com a mínim la meitat de la massa de la Terra per tal que un planeta i la seva atmosfera puguin sobreviure a la fase activa de l’estrella durant la joventut.

També hi ha altres factors que poden influir en l’habitabilitat però que poden no ser decisius, ja que poden ser motivats per un excessiu geocentrisme. Entre aquests factors hi ha, per exemple, l’existència d’una lluna gran que estabilitzi l’eix de rotació del planeta (i que causi marees, afavorint d’aquesta manera certs camins evolutius de la vida) o la presència d’un planeta de tipus Júpiter en una òrbita circular allunyada que actuï com un escut protector contra el bombardeig d’asteroides i cometes.