Los «mundos de agua» abundan en el universo

La aventura científica de los planetas extrasolares dio comienzo en la década de 1990. Los primeros descubrimientos sembraron el desconcierto por su extrañeza, pero pronto se multiplicaron las búsquedas y se refinaron distintos métodos de detección, hasta el punto de que conocemos ya muchos miles de mundos de tipos muy variados. Mientras se asienta la idea de que nuestra Galaxia puede contener más planetas que estrellas, las herramientas observacionales permiten realizar los primeros estudios sobre la densidad y estructura interna de esos mundos. Una investigación reciente ha arrojado un resultado inesperado y sorprendente: existe toda una población de planetas pequeños que están compuestos por materiales rocosos y agua a partes iguales.

La inmensa mayoría de los más de cinco mil planetas extrasolares conocidos hasta la fecha se han descubierto por medio de métodos indirectos. Esto quiere decir que no se ha llegado a detectar el planeta en sí mismo, sino que se deduce su existencia a partir de las perturbaciones que provoca en su estrella anfitriona. Los dos procedimientos indirectos más fructíferos son el método de los tránsitos y el de la velocidad radial.

El método de los tránsitos se basa en medir la disminución de brillo aparente de la estrella que se produce cada vez que el planeta pasa por delante de ella. Esta táctica solo puede funcionar si la órbita del planeta está orientada de manera adecuada respecto a la Tierra, es decir, si la vemos justo de perfil. Como los planetas suelen ser muy pequeños, la observación consiste en medidas fotométricas de altísima precisión y da los mejores frutos cuando se lleva a cabo desde el espacio, más allá del efecto perturbador de la atmósfera. A pesar de requerir que la geometría de la órbita sea favorable, este es, hasta ahora, el método que ha conducido a más descubrimientos, lo que nos puede dar una idea de la enorme abundancia de planetas en el universo.

La velocidad radial de una estrella constituye una medida del ritmo al que el astro se acerca o se aleja del Sol. Cada estrella muestra una velocidad radial característica, pero, en caso de tener un planeta en órbita, presenta además un ligero vaivén debido al tirón gravitatorio del pequeño cuerpo opaco. Las velocidades radiales se miden a través del efecto Doppler, el cambio de frecuencia o longitud de onda (cambio de color, en el fondo) de la luz estelar causado por el movimiento de la fuente emisora. Este tipo de análisis condujo a detectar el primer planeta en torno a una estrella normal en 1995 y sigue ocupando el segundo lugar en cuanto a número de descubrimientos facilitados.

El método de los tránsitos  también permite estimar el tamaño del planeta. En efecto, la luz de la estrella contiene información sobre la masa y las dimensiones del astro luminoso, mientras que la intensidad de la atenuación causada por el tránsito del planeta sirve para medir la relación entre los radios de los dos cuerpos. Sin embargo, no es posible deducir nada sobre la masa planetaria tan solo a partir de estos datos fotométricos.

En cambio, el método de la velocidad radial sí brinda una cota inferior para la masa del planeta. Como en el caso anterior, esta medida depende de una estimación previa fiable de la masa estelar que, de nuevo, se deduce de los detalles de la radiación que emite.

Pero, si un planeta se detecta a la vez por los dos métodos, entonces los resultados de uno y otro se complementan. El hecho de que el planeta provoque eclipses aporta información sobre la orientación de la órbita (sabemos que está de canto) y esto convierte la cota inferior de la masa en una medida certera. A la vez, al combinar esta masa con el diámetro planetario deducido de los tránsitos se puede calcular la densidad, lo que abre la puerta a toda una serie de estudios (basados en modelos) sobre las características internas, externas y superficiales del planeta.

El estudio recién publicado por Rafael Luque y Enric Pallé en la revista Science se basa en el análisis de 43 planetas para los que se dispone de datos de este tipo, mundos extrasolares que se han detectado tanto mediante tránsitos como examinando la velocidad radial. Una medida precisa de la densidad requiere que el radio y la masa estén bien determinados, lo que movió a estos investigadores a restringirse a planetas que giran alrededor de estrellas poco masivas, pertenecientes a las llamadas «enanas M». Tras un repaso detallado de estos sistemas, seleccionaron tan solo los 34 que contaban con estimaciones suficientemente precisas de la masa y el radio.

La muestra abarca planetas con masas que van desde dos décimas de la terrestre hasta más de veinte veces la de nuestro mundo. A la vez, los radios planetarios abarcan desde algo más de la mitad del terrestre hasta casi cuatro veces el radio de la Tierra. Al deducir las densidades correspondientes, los investigadores se encontraron con varias sorpresas. A pesar del tamaño reducido de la muestra, estos «planetas pequeños con tránsitos en torno a enanas M» se organizan con claridad en tres categorías muy bien definidas.

El colectivo más denso se ajusta a las características esperables para planetas muy semejantes a la Tierra, compuesta por un tercio de hierro y dos tercios de silicatos. Un conjunto menos abundante agrupa planetas masivos (más de seis masas terrestres), pero tan grandes (más de dos veces el radio terrestre) que la densidad resultante es muy baja, a veces semejante o inferior a la del agua. Esto apunta a que tales mundos, bautizados como «subneptunos hinchados», pueden poseer núcleos rocosos con enormes atmósferas de hidrógeno y helio, o bien consistir en grandes bloques de agua y rocas con atmósferas menos masivas de agua, hidrógeno y helio.

Pero entre ambos extremos hay toda una serie de planetas cuya densidad solo puede explicarse si constan de rocas y agua a partes iguales. Los autores han bautizado este grupo como el de los «mundos de agua» (water worlds, en inglés). Todos los planetas de este tipo detectados en el estudio tienen entre 2 y 8 veces la masa de la Tierra.

Sin embargo, estos mundos de agua plantean varios retos. El primero consiste en que no debemos imaginarlos como planetas oceánicos, con una superficie líquida. En todos los casos estudiados en el nuevo artículo se tiene la certeza de que, dada la escasa distancia planeta-estrella, es imposible que el agua líquida subsista en la superficie, porque se evaporaría. En consecuencia, la superficie debe ser rocosa. A la vez, la densidad media de los planetas no deja lugar a dudas e implica que contienen un 50 por ciento de agua. Por tanto, estas cantidades tan inmensas de H₂O deben formar parte del interior planetario, en una distribución y estado físico aún por determinar.

El segundo desafío tiene que ver con el origen de los mundos de agua. Los modelos son unánimes al descartar la formación de planetas con esta composición tan cerca de sus estrellas. Los autores del artículo defienden que debieron nacer en regiones más frías del disco circunestelar, más allá de la «cota de nieve» (o línea de congelación) que permite la existencia de agua en estado sólido, la cual puede incorporarse a los planetas en formación. Luego, los mundos recién creados se desplazarían hasta sus ubicaciones actuales mediante procesos de migración planetaria muy estudiados y compatibles con las observaciones.

Los autores, vinculados al Instituto de Astrofísica de Andalucía y a la Universidad de Chicago (en el caso de Luque) y al Instituto de Astrofísica de Canarias y a la Universidad de La Laguna (en el de Pallé), se han planteado si sus resultados son extensibles a los sistemas planetarios presentes en torno a estrellas más masivas y calientes. Sin embargo, en este contexto, el de las estrellas de los tipos F, G y K (entre las que se encuentran las de tipo solar), no se dispone de datos que permitan calcular densidades lo bastante precisas en un número razonable de casos.

Vemos que aún queda camino por recorrer en el apasionante campo de la diversidad de planetas que pueblan el cosmos. Muchos de estos mundos de agua podrían ser habitables e integrar sistemas en torno a estrellas muy distintas, pero solo los avances en las observaciones, tanto desde el suelo como desde el espacio, permitirán esclarecer este aspecto en el futuro cercano.

 

David Galadí-Enríquez

Referencias: «Density, not radius, separates rocky and water-rich small planets orbiting M dwarf stars». Rafael Luque y Enric Pallé en Science, vol. 377, 1211-1214, 8 de septiembre de 2022.