LOS EXOPLANETAS: LA ZONA HABITABLE
Bienvenidos a "La búsqueda de mundos habitables".
Esta conferencia nos lleva fuera de nuestro planeta
para revisar lo que actualmente sabemos de planetas que orbitan otras estrellas.
Antes del inicio de la década de los 90, los únicos planetas que conocíamos
eran los mundos que orbitan alrededor de nuestro Sol,
pero a medida que nuestros instrumentos se hicieron más sensibles para observar
el tenue susurro de un planeta alrededor de otra estrella en otra galaxia,
descubrimos que nuestro sistema solar era uno de muchos.
Ahora ya conocemos miles de planetas extrasolares o exoplanetas,
planetas que orbitan estrellas distintas a nuestro Sol.
Esto nos lleva a una pregunta obvia:
¿Pudiera ser que uno de estos nuevos mudos sea habitable?
El problema con esta pregunta es que, mientras estamos descubriendo
muchos mundos, sabemos muy poco acerca de cada uno de ellos.
Hasta ahora, la mayoría de los planetas que hemos descubierto
se han encontrado mediante una de dos técnicas:
la técnica de la velocidad radial, que usan los telescopios terrestres
tales como el observatorio ESO en Chile,
o la técnica del tránsito que la usan aquellos instrumentos
como el telescopio espacial Kepler y su sucesor: el TESS.
La técnica de la velocidad radial,
llamada por algunos como "el bamboleo Doppler",
detecta un planeta por el tenue bamboleo que causa en la estrella.
Tendemos a creer que la estrella es estacionaria y que el planeta
la órbita, pero la verdad es que ambos orbitan sus centros de masa comunes.
Como la estrella es mucho más grande que el planeta,
el centro de masa reside muy cerca del centro de masa de la estrella,
haciendo que su órbita tenga un tenue bamboleo
en comparación con el amplio circuito del planeta.
Este bamboleo hace que, periódicamente, la estrella
se aleje ligeramente y, luego, se acerque a la Tierra.
Cuando la estrella se aleja ligeramente de la Tierra las longitudes
de onda de su luz se hacen más largas y ligeramente rojas
Por el contrario, cuando la estrella se mueve hacia nosotros,
las longitudes de onda de su luz se acortan y se vuelven azules.
Este cambio regular hacia el rojo y hacia el azul
es lo que los astrónomos pueden medir para detectar un planeta.
El segundo método que se usa para la detección de planetas
es la técnica del tránsito.
Aquí se detecta una ligera disminución
del brillo de la estrella cuando el planeta pasa frente de la estrella
al verlo desde la Tierra.
Estos dos métodos proporcionan dos propiedades del planeta:
la técnica del tránsito da un estimado del radio del planeta,
mientras que la técnica de la velocidad radial
nos da la masa mínima del planeta,
la cual puede ser significativamente menor que la masa real del planeta
debido a que la velocidad radial solo mide el bamboleo de la estrella
hacia la Tierra.
Si la órbita del planeta se inclina con respecto a nosotros,
entonces parte del movimiento de la estrella se alejará de nosotros;
este no se mide y así se subestima la masa del planeta.
Ambas técnicas también nos dan la cantidad de radiación
que de la estrella recibe el planeta,
la cual puede ser diferente a la temperatura de la superficie
cuando se tienen en cuenta los efectos de retención del calor
de los diferentes gases atmosféricos.
El reto de tratar de determinar
si un planeta es habitable
es que solo podemos medir dos o tres propiedades
y ninguna nos dice en verdad cómo es la superficie del planeta.
Esto cambiará cuando los telescopios de la próxima generación sean capaces
de detectar la luz que pasa a través de la atmósfera del planeta.
Diferentes moléculas de la atmósfera absorben diferentes longitudes de onda
proporcionando la huella de las longitudes de onda faltantes
que indican la composición de la atmósfera;
nuestra primera pista de lo que pasa en la superficie del planeta.
Pero esto conlleva un nuevo problema
como la espectroscopia atmosférica para planetas rocosos y templados,
la cual es complicada y consume mucho tiempo.
Por ello, necesitamos un modo de seleccionar planetas
que tengan mayor probabilidad de arrojar resultados interesantes.
Pero ¿cómo seleccionamos planetas que sean aptos para ser habitados
sin conocer las propiedades de la superficie?
Analicemos lo que queremos encontrar:
será más fácil reconocer la vida semejante a la de la Tierra
que es agua y la química basada en el carbono.
Luego, estos necesitan ser detectables,
lo que significa que el agua tiene que estar en la superficie
y no en un sistema bajo la superficie como en Europa.
Basándonos en esto, podemos preguntar:
¿En qué medida necesita un planeta similar a la Tierra estar aislado?
La respuesta es: una "zona habitable clásica".
La zona habitable clásica es donde un planeta similar a la Tierra;
es decir, un planeta con nuestra presión superficial,
nuestros gases atmosféricos y procesos geológicos,
puede mantener agua en la superficie.
A menudo, la literatura sobre exoplanetas
se refiere a esto como "zona habitable",
aunque todavía no conocemos otro planeta
que sostenga vida que no sea la Tierra.
El confín interno de la zona habitable
es demasiado caliente como para que haya agua superficial en la Tierra,
esta se evaporaría.
en el límite externo, el dióxido de carbono se condensa
en nubes que no son capaces de proveer el aislamiento térmico
de un gas de invernadero y, por lo tanto, el planeta se congelaría.
Los modelos climáticos predicen que la zona habitable debe extenderse
entre los 0,99 ua y 1,67 ua,
donde 1 ua es la distancia promedio entre la Tierra y el Sol;
por lo tanto, nuestro planeta reside justo en el confín interno.
Una ligera extensión de esta es conocida como la "zona habitable optimista",
la ampliación de esos límites se basa en la idea de que Venus
y Marte presumiblemente tuvieron en el pasado agua en su superficie.
De manera que un planeta similar a la Tierra pudiera tener un período
de habitabilidad fuera de los confines de la zona habitable.
Los confines de la zona habitable clásica
solo se han calculado para la Tierra,
lo cual se demuestra fácilmente,
mientras que Venus reside fuera de la zona habitable,
con la Luna y Marte que orbitan en ella, pero no son tan similares a la Tierra
como para tener agua líquida en esta región.
Diferentes planetas pudieran tener zonas habitables diferentes
en diferentes lugares o puede ser que no tengan ninguna.
Hasta ahora, de los planetas que se han encontrado orbitando
en la zona habitable clásica, hay casi 15 veces más
planetas suficientemente grandes como para tener una atmósfera tan densa
como la de Neptuno en comparación con los que pudieran ser rocosos.
Hemos descubierto planetas
con el tamaño adecuado para ser rocosos y que orbitan en de la zona habitable.
¿Su similitud con la Tierra es suficiente para contener agua líquida en esa región?
No lo sabemos.
Puede ser que tengan otra geología o diferentes gases atmosféricos
como para que sea imposible la existencia de agua superficial.
Lo único que podemos decir es
que si hay otro planeta habitable parecido a la Tierra,
debería estar en la zona habitable, pero estar ahí no significa
que su parecido con la Tierra sea suficiente para albergar vida.
En conclusión, hemos descubierto miles de exoplanetas;
muchos de ellos con un tamaño semejante al de la Tierra,
paro, por ahora,
no tenemos manera de saber cómo son sus superficies.
Fíjense que, particularmente,
la Tierra y Venus son similares en tamaño;
por lo tanto, son planetas con tamaños similares al de la Tierra.
La próxima generación de telescopios
será capaz de detectar la atmósfera de esos mundos
y, por primera vez, nos podrán decir algo sobre sus superficies.
La zona habitable es un concepto útil
para seleccionar planetas con estos nuevos telescopios,
pero eso no garantiza que un planeta sea en verdad habitable.
Si quieren jugar
con un simple modelo climático de un planeta similar a la Tierra,
pueden ir a "earthlike.world" o al Twitter asociado.
En este sitio web verán
qué diferente a la Tierra puede ser un planeta hoy,
incluso, si tiene nuestros mismos ciclos geológicos.
El blog NASA NExSS "Many Worlds"
cubre las noticias más recientes sobre exoplanetas y muchas historias
sobre el origen de la vida. También hay una reseña más técnica
sobre la búsqueda de biofirmas en un artículo liderado por Yuka Fuji
publicado el año pasado en "Astorbiology". Estas son las referencias
que fueron mencionadas durante la conferencia.
Muchas gracias por su atención.