Una de las ‘no-noticias’ más destacadas del año pasado fue el renovado interés por la búsqueda de un hipotético noveno planeta en el exterior del sistema solar gracias al análisis de las órbitas de varios objetos transneptunianos realizado por Konstantin Batygin y Mike Brown. Los dos investigadores se dieron cuenta de que muchos objetos del cinturón de Kuiper exhibían un perihelio —el punto más cercano al Sol— más o menos situado en la misma región del espacio y un argumento de perihelio similar. Esta acumulación de órbitas se podía explicar por la presencia de una supertierra o un minineptuno de diez masas terrestres situado en una órbita muy elíptica con un semieje mayor de 700 unidades astronómicas (UA), es decir, 105 mil millones de kilómetros. La órbita de este noveno planeta estaría orientada al contrario que la de los objetos que supuestamente perturba.

Simulación de la órbita del noveno planeta teniendo en cuenta las resonancias con varios TNOs (Sarah Millholland y Gregory Laughlin).

Es importante recordar que Batygin y Brown no fueron los primeros en proponer un noveno planeta lejos del Sol que se dedica a fastidiar a los objetos transneptunianos. Unos años antes Scott Sheppard, Chadwick Trujillo y Carlos y Raúl de la Fuente Marcos ya propusieron por separado la existencia de una supertierra con el objetivo de aclarar el misterio de las órbitas tan extrañas de algunos transneptunianos. Pero el modelo de Batygin y Brown ha otorgado más credibilidad a la hipótesis del noveno planeta y, lo más importante, ha permitido acotar las zonas del cielo en las que se podría encontrar. Un año después, ¿cómo va la búsqueda?

Pues sigue vivita y coleando. Durante este año varios investigadores, incluyendo a Brown, han comenzado a buscar el nuevo planeta, aunque por ahora parece que sin resultados. Por otro lado, a lo largo de estos meses se ha propuesto que el planeta nueve sería también el responsable de las extrañas órbitas de Niku (2011 KT19), Drac (2008 KV42) y otros objetos similares, todos ellos con órbitas muy inclinadas con respecto a la eclíptica y, en ocasiones, retrógradas. Eso sí, la sonda Cassini no ha logrado detectar la aceleración gravitatoria que el noveno planeta debería causar sobre Saturno, lo que pone un límite importante a su masa y/o su distancia (si el planeta está situado en dirección a Saturno, el gigante anillado debería sentir una aceleración un 2% superior a la que experimentaría la Tierra). Es decir, Cassini nos está chivando que el planeta nueve, o bien tiene menos de diez masas terrestres, o bien está situado como mínimo a mil unidades astronómicas —150 mil millones de kilómetros (!)—.

Posible aspecto del noveno planeta (Caltech).

En un nuevo paper Sarah Millholland y Gregory Laughlin han intentado acotar un poco más la posición de nuestro planeta misterioso a través de las resonancias que pudiera tener con otros cuerpos transneptunianos. Para que nos hagamos una idea, es lo mismo que ocurre entre muchos objetos del cinturón de Kuiper y Neptuno. Por ejemplo, Plutón está en una resonancia 3:2 con Neptuno, es decir, por cada tres órbitas de Neptuno, Plutón describe dos. Si no pudiésemos ver Neptuno, seríamos capaces de deducir su existencia estudiando las resonancias de los objetos perturbados por el gigante de hielo. Y usando esta novedosa aproximación al problema, los autores han concluido que Sedna estaría en una resonancia 3:2 con el nuevo planeta, mientras otros objetos transneptunianos estarían en resonancias 5:1, 4:1 o 3:1.

Posible composición del planeta suponiendo que sea un minineptuno (University of Bern).

Lo fascinante de esta hipótesis es que estas resonancias cuadran con la presencia de un objeto situado en una órbita con un periodo de 16.725 años (!!) y una distancia de 954 unidades astronómicas, datos que encajan casi como un guante con otras predicciones previas. Los dos investigadores han calculado de que existe un 98% de probabilidades de que estas resonancias sean reales y no un simple objeto del azar. La masa del planeta estaría entre seis y doce veces la de la Tierra. De paso, han calculado la posición en el cielo en la que debería encontrarse: entre 20º y -20º de declinación y 30º y 50º de ascensión recta.

Posible posición en el cielo del noveno planeta: se encontraría donde están la mayor parte de puntos negros (Sarah Millholland y Gregory Laughlin).

Las malas noticias son que se trata de una zona enorme. Si el planeta existe realmente tendría una magnitud de 23 —extremadamente débil— al hallarse cerca de su afelio. Además, la hipótesis de la resonancia solo explica las órbitas de algunos transneptunianos. Habrá qué ver si se ajusta a otros (desgraciadamente, la incertidumbre en la órbita de muchos de estos cuerpos es muy grande), sobre todo a los que se vayan descubriendo. También hay que señalar que otros investigadores siguen pensando que el noveno planeta no es necesario para explicar las distribuciones aparentemente no aleatorias de los elementos orbitales de algunos transneptunianos, así que no cantemos victoria aún.

El el caso de que realmente el noveno planeta esté allá fuera cuesta imaginar cómo podría ser un mundo tan extraño. Más grande que la Tierra, pero menos que Neptuno. Situado en el extrarradio del sistema solar allí donde el Sol es solo una estrella un poco más brillante que el resto, con una temperatura de apenas 40º por encima del cero absoluto. No sabemos qué características tendría, pero los modelos indican que su atmósfera estaría compuesta por hidrógeno y helio. Quizás tendría nubes de metano, por lo que sería más brillante que Neptuno a esa distancia. ¿Realmente hay un nuevo mundo esperando ser descubierto o solo es un constructo matemático? Si es así, puede que pronto salgamos de dudas.

Daniel Marín 2 feb 17

La sonda Cassini todavía no ha comenzado la última fase de su misión, denominada Grand Finale, pero ya se encuentra describiendo una serie de órbitas que la llevan muy cerca de los anillos y, además, le permite verlos en perpendicular con una resolución incluso mayor a la alcanzada durante la fase de inserción orbital en 2004. El resultado son una serie de impactantes imágenes que quitan el hipo. Algunas de las más espectaculares son las correspondientes a la pequeña luna Daphnis —en español Dafne— en medio de la división de Keeler.

La luna Dafne en la división de Keeler vista el 16 de enero a 28.000 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Daphnis es un satélite de apenas 8 kilómetros de diámetro que se encarga de ‘limpiar’ de restos la división de Keeler, de 42 kilómetros de ancho, situada en el borde exterior del anillo A (la propia luna fue descubierta gracias a la sonda Cassini en 2005). Lo fascinante de las imágenes es que se aprecian los efectos de la gravedad de la pequeña luna en las pequeñas partículas de los anillos, creando ondas y perturbaciones como si fueran olas en el mar. No obstante, la gravedad no explica por si sola muchas de las estructuras que observamos y hay que tener en cuenta otros fenómenos como fuerzas electrostáticas y la viscosidad entre las partículas de los anillos. Una de las estructuras más llamativas es el disco de material que se aprecia en el ecuador de Dafne, formado por la acumulación de partículas procedente de los anillos.

Detalle de Dafne en el que se aprecia el disco de material en el ecuador. Apenas se distinguen cráteres (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Este disco de material es similar al que se encuentra en otras lunas pastoras de los anillos como Pan y Atlas. Además de las ondas en horizontal en el plano de los anillos, Dafne también causa distorsiones verticales, auténticas montañas de partículas que se aprecian especialmente gracias a la sombra que proyectan durante los equinoccios. A lo largo de los más de diez años que lleva Cassini en órbita de Saturno nunca antes se había podido obtener una foto tan nítida de Dafne y sus efectos en los anillos.

Detalle de la imagen anterior en color (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Ian Regan).

Los anillos de Saturno vistos contra el limbo del planeta el 20 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Jason Mayor).

El hexágono del polo norte visto el 28 de octubre en filtro violeta (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Pero no hace falta centrarse en las lunas pastoras para sentirse apabullado por la belleza del sistema de anillos. Los primeros planos del anillo B que Cassini nos ha regalado tienen una resolución de más del doble de lo conseguido hasta la fecha y son simple y llanamente alucinantes.

El anillo B visto por Cassini el 18 de diciembre de 2016 a 52.000 km de distancia. La parte exterior del anillo está a la izquierda(NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

El borde del anillo B a 52.000 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Para entender lo que estamos viendo, el borde externo del anillo B queda a la izquierda de la imagen. El anillo B está separado del A por la famosa división de Cassini, el hueco más grande que existe en los anillos. Este hueco no está provocado por una luna pastora, sino por las perturbaciones gravitatorias de Mimas, que se encuentra fuera de los anillos y que también es la causante de la rica estructura que se puede observar en estas increíbles imágenes. En la siguiente imagen vemos el anillo A repleto de ondas de densidad, a la derecha, causadas por la presencia de las lunas Jano y Epimeteo, mientras que a la izquierda se pueden ver los huecos causados por la influencia gravitatoria de la luna Pan, que recorre el interior de la división de Encke.

Más estructura en el anillo A a 134.500 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Los anillos de Saturno (NASA).

Llama la atención que incluso a esta resolución no somos capaces de discernir las divisiones más pequeñas dentro de los anillos. Y, además de los puntos blancos debidos a los rayos cósmicos que impactan en la cámara de la sonda (no todas las imágenes están procesadas), se ven zonas alargadas más claras que son en realidad el agrupamiento temporal de partículas dentro de cada anillo. Estas agrupaciones (denominadas propellers y straws) se diluyen con el tiempo por los efectos de marea —los anillos están dentro del límite de Roche— y los choques con otras partículas. Los propellers —’hélices’—se forman alrededor de pequeñas lunas invisibles en las imágenes, mientras que las straws —’pajitas’— son agrupaciones de partículas sin un núcleo más denso.

Y, por supuesto, además de anillos, Cassini sigue fotografiando otras lunas, como vemos a continuación:

Tetis y su gran cráter Odiseo visto el 16 de noviembre de 2016 a una distancia de 367.000 km (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas con su cráter Herschel visto el 20 de octubre de 2016 a 185.000 km NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas visto el 30 de enero de 2017 (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Vista de Pandora, de 84 km de diámetro, el 18 de diciembre de 2016 a 41.000 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Epimeteo visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Epimeteo visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Primer plano de Epimeteo (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Roman Tkachenko).

Daniel Marín 12 abr 17

El principal objetivo de la misión Juno de la NASA es determinar si Júpiter tiene un núcleo y, en caso afirmativo, cuáles son sus dimensiones. A primera vista nos puede parecer un hecho sin especial trascendencia, hasta que nos damos cuenta de que se trata de una afirmación cuanto menos extraña. ¿Cómo no va a tener núcleo un planeta? Los mundos del sistema solar han tenido 4.600 millones de años para experimentar una diferenciación drástica. Es decir, los elementos y compuestos pesados tienen que haberse hundido hasta al fondo, dejando tras de sí las sustancias menos densas. Por eso los planetas rocosos como la Tierra tienen un núcleo de elementos pesados como el hierro y el níquel. ¿Por qué iba a ser Júpiter diferente?

Júpiter visto por el telescopio Hubble en 2017 (NASA, ESA, A. Simon).

El planeta más grande del sistema solar está formado principalmente por hidrógeno y helio, los elementos más ligeros y abundantes del Universo. De tener un núcleo, el de Júpiter tendría una pequeña fracción de su masa. Y sin embargo su tamaño es crucial para entender la formación del planeta y, por extensión, la del sistema solar. La existencia de un núcleo en la Tierra es fácil de entender: nuestro planeta surgió a partir de la fusión de planetesimales de composición rocosa y metálica principalmente. Cuando la prototierra tuvo un tamaño adecuado, el calor resultado del choque entre objetos y de la desintegración de elementos radiactivos fundió el interior, permitiendo que los elementos más pesados se fueran al centro. Y asunto resuelto.

Este modelo es el que se conoce como acreción del núcleo y es el que tradicionalmente se ha invocado para explicar la formación del sistema solar. Según este modelo el núcleo de Júpiter, rico en metales, roca y hielos, se formaría primero y la creciente gravedad del mismo permitiría retener los elementos más volátiles como el hidrógeno y el helio en una fase posterior. El problema con la mayor parte de variaciones de este modelo es que Júpiter habría tardado demasiado en formarse, aunque el verdadero talón de Aquiles del modelo es cómo explicar la formación de planetas gigantes alrededor de estrellas de muy baja metalicidad (con pocos elementos pesados) o a distancias superiores a las 20 Unidades Astronómicas. Por eso hace varias décadas se propuso otro modelo alternativo denominado inestabilidad de disco. De acuerdo con esta teoría los planetas se formarían muy rápidamente a partir de zonas más densas del disco protoplanetario. Este modelo es el favorito para justificar la formación de Júpiter y de hecho es capaz de explicar la formación de gigantes gaseosos tanto pobres como ricos en metales, enanas marrones e incluso, en algunos casos, planetas rocosos. Por contra, su punto débil son los planetas de tipo gigante de hielo como Urano y Neptuno (que, sin embargo, explica muy bien el modelo de acreción del núcleo).

Modelo tradicional del interior de Júpiter con núcleo (Lunar and Planetary Institute).

Ahora bien, ¿cómo saber qué pasos siguió Júpiter durante su formación? Pues la clave es el núcleo. Los planetas formados por inestabilidad de disco pueden tener núcleos en su interior, pero solo este modelo es capaz de explicar la ausencia de un núcleo de grandes dimensiones en el interior de Júpiter. Por supuesto, ambos modelos pueden ser complementarios. La inestabilidad de disco podría ser el mecanismo dominante durante los primeros cientos de miles de años de formación de un sistema planetario, mientras que la acreción del núcleo sería dominante durante los millones de años posteriores. La acreción del núcleo es la teoría que mejor se ajusta a todos los planetas del sistema solar, aunque por contra también es el modelo que sale peor parado a la hora de explicar la formación de algunos exoplanetas descubiertos durante los últimos años. Pero mucho cuidado, el hecho de que no haya un núcleo no implica necesariamente la victoria de la inestabilidad de disco: ciertos modelos recientes apelan al modelo de acreción del núcleo para explicar la formación de Júpiter, pero sugieren que mucho después el núcleo fuertemente diferenciado desaparecería por acción de corrientes convectivas y la erosión de la capa de hidrógeno metálico.

Un modelo reciente para el interior de Júpiter y Saturno. Júpiter tendría núcleo borroso, pero Saturno sí tendría un núcleo definido (http://www.ph.ed.ac.uk/).

Entonces, ¿cómo podría ser el interior de Júpiter sin un núcleo definido? Además del núcleo, los modelos incorporan una ‘envoltura’ dividida en dos partes: la exterior, que incluye la atmósfera visible con gran abundancia de hidrógeno y helio, y la interior, también compuesta principalmente por hidrógeno y helio, pero con más elementos pesados. La separación entre estas dos partes de la envoltura se debe a que a cierta profundidad el hidrógeno líquido se convierte en metálico. Al mismo tiempo, el helio se vuelve insoluble en el hidrógeno metálico, por lo que ‘llueve’ precipitándose hacia el interior (también se ha propuesto una lluvia similar de neón en regiones más profundas). Con respecto al centro del planeta, conviene recordar que aunque los modelos de inestabilidad de disco permiten la ausencia de un núcleo denso en Júpiter y Saturno, en el caso de este último planeta se considera más probable que haya algún tipo de núcleo clásico definido. La sonda Cassini duranye su misión Grand Finale podrá ayudar a determinar si esta suposición es cierta o no.

Zona de ‘lluvia de helio’ en Júpiter (Militzer et al.).

Preguntas sobre el interior de Júpiter (Lissauer et al.).

Si Júpiter tiene un ‘núcleo borroso’ estaríamos hablando de una región de composición relativamente homogénea en la que la proporción de elementos pesados aumentaría progresivamente a medida que nos movemos hacia el centro del planeta. Las sustancias más abundantes del núcleo —agua, dióxido de silicio, óxido de magnesio y hierro— son todas ellas solubles en hidrógeno metálico, permitiendo la ausencia de fronteras internas. Este núcleo poco definido de elementos pesados mezclados con hidrógeno y helio no sería necesariamente simple. Según el gradiente de composición podrían haber corrientes convectivas que se encargarían de crear capas adicionales. La sonda Galileo detectó proporciones de elementos pesados en la atmósfera de Júpiter tres veces superior a la media del sistema solar, con excepción del oxígeno. Este dato podría ser una indicación de que los elementos pesados están repartidos por todo el interior del planeta. O no, porque una complicación adicional que no hemos mencionado es que resulta muy difícil modelar una ecuación de estado para el interior de Júpiter, en cuyo centro se alcanzan presiones del orden de ochenta millones de atmósferas y temperaturas cercanas a los diez mil Kelvin.

Resumiendo, si la sonda Juno encuentra un núcleo en Júpiter sería todo un espaldarazo para el modelo de acreción del núcleo a pesar de los varapalos de los últimos años. Pero si no encuentra ninguno o su tamaño es muy reducido el modelo de inestabilidad de disco no debería cantar victoria, ya que originalmente pudo existir un núcleo que luego resultó disuelto. Ahora mismo no sabemos si Júpiter tiene o no un ‘núcleo borroso’, pero lo que sí está claro es que para entender el origen del sistema solar debemos entender cómo es el interior del gigante joviano.

Daniel Marín 22 feb 17

El descubrimiento de exotierras es uno de los objetivos más importantes de la astronomía moderna. Detectar un planeta con las dimensiones de la Tierra situado en la zona habitable de su estrella parecía un sueño hace tan solo unos años. Y sin embargo ya conocemos unos cuantos. Algo mucho menos frecuente es encontrar sistemas con más de un planeta potencialmente habitable. Pero, ¿y si te digo que acabamos de descubrir una estrella con siete planetas de los cuales cuatro podrían ser potencialmente habitables? Pues eso es justo lo que acaba de ocurrir hoy. Te presento a TRAPPIST-1.

Recreación de la superficie de uno de los planetas de TRAPPIST-1 (NASA/JPL-Caltech).

El sistema TRAPPIST-1 ya era conocido por albergar tres planetas, uno de los cuales parecía estar justo fuera de la zona habitable. TRAPPIST-1, también conocida con el bonito nombre de 2MASS J23062928−0502285, es una pequeña estrella enana roja de tipo espectral M8 situada a 39 años luz con una masa que apenas alcanza el 8% de la solar. Su pequeño tamaño explica que la zona habitable esté muy pegada a su estrella, una disposición que ya hemos visto en otros casos, como por ejemplo el planeta más cercano a la Tierra, Proxima b. Sin embargo, ahora un equipo de investigadores liderado por Michaël Gillon ha descubierto gracias al método del tránsito que en realidad son siete y no tres los planetas que giran alrededor de TRAPPIST-1.

Sistema TRAPPIST-1 (NASA/JPL-Caltech).

El sistema TRAPPIST-1 comparado con el sistema solar (ESO/O. Furtak).

Ya conocemos otros sistemas múltiples, pero lo fascinante de TRAPPIST-1 es que los siete planetas tienen un tamaño parecido a la Tierra y varios se encuentran en la zona habitable. Todos ellos se encuentran a poca distancia de la estrella, con periodos de entre 1,5 y 20 días. TRAPPIST-1 d, e y h son incluso más pequeños que la Tierra. Además, puesto que es un sistema múltiple y compacto, se ha podido aplicar la técnica TTV (Transit Timing Variations) para calcular las masas de los planetas. Somos afortunados, porque recordemos que normalmente el método del tránsito solo nos da información sobre el tamaño de un planeta, pero no su masa. Conociendo las dimensiones y su masa somos capaces de estimar la densidad de los planetas y, por lo tanto, llegar a alguna conclusión sobre sus propiedades (por contra, solo conocemos la masa mínima de Proxima b, pero no su tamaño, ya que fue descubierto por el método de la velocidad radial).

Sistema TRAPPIST-1. Los planetas d, e, f y g están en la zona habitable (zona gris) (Gillon et al.).

Las curvas de luz de los siete tránsitos de los planetas de TRAPPIST-1 vistos por el telescopio el telescopio espacial Spitzer de la NASA (Gillon et al.)

Los planetas d, e, f y g están en la zona habitable, esto es, la zona alrededor de la estrella donde puede existir agua líquida en la superficie de un planeta si se dan las condiciones adecuadas (entre ellas, que haya una atmósfera digna de mención). ¡Cuatro planetas en la zona habitable! Esto sí que es un récord. Naturalmente, los criterios de definición de zona habitable son un tanto subjetivos, así que los cuatro entrarían en la zona habitable solo si nos decantamos por la definición más optimista de la misma. Pero incluso si optamos por la llamada definición pesimista, más exigente, los planetas e, f y g seguirían estando en su interior.

Ya que la Tierra está más cerca del límite interior de la zona habitable del sistema solar que del exterior se suele considerar que cuanto más cerca de este límite esté un mundo, tanto mejor (obviamente, no todo el mundo está de acuerdo). Por eso no debemos perder de vista a TRAPPIST-1 e y f, ambos en la parte interna de la zona habitable. TRAPPIST-1 e tiene el 92% del tamaño de la Tierra, mientras que TRAPPIST-1 f es un poquito más grande, con un radio de 1,04 veces el de nuestro planeta. Por contra, TRAPPIST-1 g, también situado en la zona habitable, pero en la parte exterior tiene un radio de 1,13 veces el de la Tierra y quizás tenga una atmósfera demasiado densa para que sea compatible con la vida. O quizás sea todo lo contrario y precisamente esa atmósfera contenga gases de efecto invernadero que permitan mantener temperaturas óptimas en la parte exterior de la zona habitable. Tampoco debemos obviar el calentamiento interno provocado por las fuerzas de marea debido a la escasa distancia a la que se encuentran los planetas entre sí.

Características de los planetas TRAPPIST-1 (NASA/JPL-Caltech).

En cualquier caso, las estimaciones de densidad sugieren que se trata de mundos con poco contenido en metales y muchos volátiles, así que es fácil que tengan algún tipo de atmósfera a su alrededor (un dato que obviamente desconocemos). El sistema TRAPPIST-1 tiene unas proporciones que recuerdan a los satélites galileanos de Júpiter más que al sistema solar en su conjunto y la propia estrella es solo un poco más grande que Júpiter. Por eso muchos investigadores creen que los mecanismos de formación planetaria de las enanas rojas son más parecidos a los de un gigante gaseoso que a una estrella como el Sol (los cuatro satélites galileanos orbitan Júpiter en resonancia con periodos comprendidos entre 1,7 y 17 días, lo que recuerda poderosamente al sistema TRAPPIST-1).

El sistema TRAPPIST-1 comparado con el sistema solar y los satélites galileanos de Júpiter (NASA/JPL-Caltech).

Otra vista comparativa (ESO/O. Furtak).

TRAPPIST-1 y el Sol a escala (ESO).

Los mundos de TRAPPIST-1 deben superar los enormes desafíos que conlleva el vivir cerca de una enana roja. Como ya comentamos con motivo del reciente descubrimiento de Proxima b, lo más probable es que estos mundos sufran acoplamiento de marea y muestren siempre el mismo hemisferio hacia su estrella. Esto quiere decir que en un lado del planeta será de día continuamente y en otro tendremos una noche eterna. Aunque también es posible que, si su órbita es un poquito excéntrica, roten en resonancia con el periodo de traslación, como le ocurre a Mercurio. Por otro lado, las enanas rojas son famosas por emitir enormes cantidades de rayos X y partículas que pueden esterilizar un planeta que esté demasiado cerca, algo que podría evitarse con una atmósfera lo suficientemente densa y un buen campo magnético (aunque la baja densidad de los planetas provoca que sea más difícil imaginar un núcleo de hierro y níquel de dimensiones adecuadas para producir una magnetosfera potente). Otro factor a tener en cuenta para analizar la habitabilidad es la edad del sistema. Desgraciadamente resulta muy complicado calcular la edad de una estrella, así que solo es posible asegurar que tiene más de 500 millones de años, pero al tratarse de una enana roja podría tener miles de millones. Y, al revés, TRAPPIST-1 seguirá brillando cuando la mayor parte de las estrellas de la Galaxia se hayan apagado.

La zona habitable de TRAPPIST-1, al igual que las de otras enanas rojas, se ha ido contrayendo con el tiempo. O sea, que los mundos que ahora son habitables antes eran demasiado calientes para serlo. Esto implica que quizás sufrieron una etapa de ‘secado’ durante la cual el agua que pudieran contener pudo desaparecer debido a un efecto invernadero descontrolado como el de Venus. No obstante, TRAPPIST-1 es un sistema compacto y los modelos teóricos favorecen una formación a gran distancia de la estrella. Por lo tanto, es probable que estos planetas se hayan formado lejos durante la fase más caliente de la estrella y luego fueran migrando hacia el interior, evitando la fase de deshidratación por efecto invernadero. Un escenario de formación lejana cuadra con la baja densidad estimada para los planetas.

Estimación de la composición de los siete planetas de TRAPPIST-1 comparados con el sistema solar (Gillon et al).

Este descubrimiento ha sido posible gracias a ocho telescopios terrestres distintos, incluidos el gran VLT del ESO en Chile y el William Herschel de La Palma. Además se han usado las observaciones de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA, de ahí que la agencia espacial norteamericana haya convocado una rueda de prensa para dar la noticia. El telescopio infrarrojo Spitzer ha sido fundamental para confirmar los parámetros de los siete planetas y, de hecho, el séptimo planeta más alejado solo ha sido detectado por el Spitzer con un único tránsito. Por lo tanto su existencia está en cuestión hasta que sea confirmado por otros instrumentos.

TRAPPIST-1 no está tan cerca como Proxima Centauri, pero se encuentra a ‘solo’ 39 años luz. Esta relativa cercanía la convierte en un candidato ideal para el futuro telescopio espacial James Webb y los telescopios gigantes de nueva generación. Con suerte durante la próxima década seremos capaces de analizar la atmósfera de alguno de los planetas de TRAPPIST-1. Y, como soñar es gratis, no cuesta nada imaginar un sistema no ya con uno, sino con varios planetas compatibles con formas de vida microbiana.

Daniel Marín 10 mar 17

La sonda Cassini prometía ofrecernos imágenes únicas y espectaculares a lo largo de este año, el último de su dilatada misión alrededor del gigante anillado. Y ciertamente no está defraudando. ¿La última maravilla? Las imágenes en alta resolución de la luna Pan, que no se parecen en nada a lo que hemos visto hasta ahora en el sistema solar. Alucinen:

Pan visto por Cassini el 7 de marzo de 2017 (NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan).

Cassini ya había fotografiado esta pequeña luna irregular de 34,4 × 31,4 × 20,8 kilómetros en el pasado y pudo comprobar que, al igual que Atlas, tenía una extraña forma de nuez o ‘platillo volante’ causada por un disco ecuatorial de material procedente de los anillos. Y es que Pan está situada en medio de la división de Encke y se dedica a ‘limpiar’ las partículas de hielo y polvo de esta zona del anillo A de Saturno. Pero hasta el momento no habíamos sido capaces de contemplar el disco de Pan en detalle. Las imágenes son tan sorprendentes que parecen modelos hechos por ordenador en vez de fotografías reales.

Otra vista de Pan y su sorprendente disco de material (NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan).

Otra vista de Pan (NASA/JPL-Caltech/SSI).

Pan en medio de la división de Encke (NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan).

Nadie se podía imaginar que este material acretado fuese tan fino que más que un disco parece una gasa alrededor de la Luna. Sin embargo, sobre el mismo se ven marcas que parecen cráteres, lo que indica un grosor y resistencia considerables. Al mismo tiempo el cuerpo de Pan también sorprende por la presencia de pocos cráteres y las numerosas fracturas que recorren su superficie, dándole un aspecto de nuez. La formación de estos discos de acreción es obviamente objeto de debate, pero el equipo científico de Cassini, incluyendo a Carolyn Porco, cree que pudieron aparecer tras la formación de los satélites, aunque antes de que estos limpiasen sus órbitas dentro de los anillos. Las partículas de los anillos se agruparían sobre el ecuador de Pan tras pasar por los puntos de Lagrange L1 y L2 (Pan muestra siempre la misma cara hacia Saturno), formando este característico disco. Es de suponer que las nuevas imágenes volverán a despertar el interés hacia las teorías de formación de estos discos tan curiosos.

Esta es la mejor vista que teníamos hasta ahora de Atlas y Pan, las dos lunas con discos de Saturno (NASA/JPL-Caltech).

Las partículas del disco de acreción sobre Pan entran por los puntos L1 y L2 (Charnoz et al.).

Simulación de los impactos de partículas procedentes del anillo sobre la superficie de Pan (Charnoz et al.).

Además de aportar claves sobre la formación del sistema de anillos de Saturno, el disco de Pan es buen laboratorio para visualizar a pequeña escala los procesos de formación planetaria de la protonebulosa solar a partir de la cual surgieron los planetas. Para comprender estos discos hay que tener en cuenta fenómenos tales como cargas electrostáticas, viscosidad de las partículas o las fuerzas de marea. En cualquier caso, si pensábamos que después del espectáculo de Dafne ya nada nos podía sorprender, estábamos muy equivocados.

Y, además de Pan, Cassini sigue mostrándonos otras vistas impresionantes como las siguientes:

Estructuras denominadas ‘hélices’ en el anillo A (NASA/JPL-Caltech/SSI).

La refracción de la atmósfera de Saturno dobla los anillos (NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan).

Sin palabras (NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan).

Daniel Marín 19 mar 17

El descubrimiento de Proxima b, el planeta potencialmente habitable más cercano a la Tierra, y, más recientemente, los planetas terrestres localizados en la zona de habitabilidad de TRAPPIST-1 han puesto en primer plano la importancia de la búsqueda de exoplanetas alrededor de enanas rojas, las estrellas más abundantes del Universo. Mientras averiguamos más datos sobre Proxima Centauri y su planeta todo apunta a que nuestra estrella más cercana es una pequeña cascarrabias a la que le gusta emitir frecuentes exabruptos de radiación que son capaces de freír las hipotéticas formas de vida que pudieran encontrarse en Proxima b. Por otro lado, el sistema TRAPPIST-1 es más atractivo, con hasta cuatro planetas telúricos situados en la zona habitable, pero se encuentra relativamente lejos, a 39 años luz. Ahora, a este selecto club de planetas que podrían albergar formas de vida se le suma la Estrella de Luyten, localizada a tan solo 12,4 años luz, lo que la convierte en la segunda estrella más cercana con un mundo rocoso en la zona habitable.

El Sol visto desde la Estrella de Luyten (Steve Bowers).

Efectivamente, un equipo de astrónomos ha usado el famoso espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) del telescopio de 3,6 metros de La Silla (Chile) para buscar planetas alrededor de enanas rojas mediante el método de la velocidad radial. El resultado es que la Estrella de Luyten, también conocida como GJ 273 (GJ hace referencia al catálogo Gliese-Jahreiß de estrellas cercanas y se pronuncia algo así como ‘glise-yarais’), posee dos planetas denominados GJ 273b y GJ 273c, de 2,89 y 1,18 masas terrestres respectivamente. El que nos interesa es GJ 273b, ya que se halla en la zona habitable de la Estrella de Luyten. Esta supertierra gira alrededor de su estrella en tan solo 18,6 días y está a 13,7 millones de kilómetros de la misma. Esta distancia sitúa a GJ 273b en el límite interno de la zona habitable de su estrella (al igual que la Tierra).

El descubrimiento ha sido posible a partir de 280 espectros obtenidos por HARPS entre diciembre de 2003 y septiembre de 2016 (¡nada más y nada menos que trece años de datos acumulados!). Por supuesto, recordemos las pegas. Primero, no tenemos ni idea de cómo es realmente este planeta. Segundo, que esté en la zona de habitabilidad solo significa que podría existir agua líquida en su superficie de forma estable si se dan las condiciones adecuadas. Tercero, ha sido descubierto por el método de la velocidad radial, así que lo que tenemos es su masa mínima y no necesariamente la verdadera. GJ 273b podría tener más de 3 masas terrestres y ser en realidad un minineptuno en vez de una supertierra.

Datos de los dos planetas de la Estrella de Luyten (Astudillo-Defru et al).

Señal de velocidad radial del sistema de la Estrella de Luyten (Astudillo-Defru et al).

Las buenas noticias son que la Estrella de Luyten es una estrella mucho más mansa que Proxima b o, incluso, que TRAPPIST-1. Ello se debe principalmente a que es una enana roja no demasiado pequeña (su tipo espectral es M2.5 y tiene un tamaño del 29% del solar). En cualquier caso el resultado es que emite menos fulguraciones y tormentas de partículas capaces de erosionar la atmósfera de un planeta y freír las formas de vida que pululen por la superficie. Y, sobre todo, es una estrella localizada a solamente 12,366 años luz. Ir hasta allí con la tecnología actual sigue siendo igual de imposible que en el caso de TRAPPIST-1, pero obviamente la distancia es lo suficientemente ‘pequeña’ para que no se pueda descartar un viaje en un futuro lejano. Lo más importante es que su cercanía permitirá que estudiemos el planeta en detalle por telescopios terrestres y, quizás, que lleguemos a verlo directamente gracias a los telescopios del futuro. Lo malo es que GJ 273b tiene pocas probabilidades de que transite, así que va a costar averiguar más datos sobre su atmósfera, si es que la tiene.

En el mismo paper que se anunciaba el descubrimiento de GJ 273b también se hace referencia a otros ocho nuevos exoplanetas alrededor de enanas rojas relativamente cercanas. Descubrir planetas extrasolares potencialmente habitables en enanas rojas es más sencillo si usamos tanto el método del tránsito como el de la velocidad radial porque las estrellas son más pequeñas y la zona de habitabilidad está más cerca que en el caso de estrellas de mayor tamaño. Una exotierra alrededor de una enana roja como la Estrella de Luyten genera un tránsito 25 veces más profundo que si estuviera alrededor de una estrella como el Sol. Y, si hablamos del método Doppler, la velocidad radial de esta exotierra sería unas diez veces más elevada que en el caso de nuestro planeta. El inconveniente es que estas estrellas suelen ser más ‘ruidosas’, pero a cambio su gran número y la cercanía de muchas de ellas las convierten en objetivos cruciales. Así que ya saben: a partir de ahora ya pueden contar con la Estrella de Luyten a la hora de planificar su próximo viaje interestelar.