L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Jordi Jofre, 30 d'octubre de 2024

La disciplina exoplanetària té 40 anys d'existència. Des de llavors - i aquesta és l'última dada que tinc del mes de maig- estem a punt de veure els 6.000 descobriments d'exoplanetes. La majoria d'ells descoberts a partir de dues tècniques, principalment, la del trànsit i la de la velocitat radial, però s'estan incorporant nous mètodes de detecció, basats en imatge directa. No només s'han detectat molts exoplanetes nous, sinó que, a més a més, a nivell d’articles científics hi ha hagut una gran explosió sobretot pel que fa als últims 10-15 anys. I el nivell de divulgació també ha crescut molt dins de la comunitat. I això és perquè, el fet de treballar en exoplanetes o pensar en exoplanetes ens porta a aquesta fascinació que té l'ésser humà des de l'inici dels temps per entendre si és que fora del nostre sistema hi ha altres planetes on pugui haver-hi vida.

Figura 1. Portada de la pel·lícula interestel·lar (2014)

És possible que hi hagi vida fora del nostre Sistema Solar i això ens porta a la paradoxa de Fermi: la nostra Via Làctea té entre 200.000 i 400.000 milions d'estrelles, en la majoria d'aquestes estrelles hi ha planetes, i en un tant per cent haurà aparegut vida. Com pot ser que no tinguem cap indici de vida extraterrestre? La intuïció ens porta a pensar que potser sí que hi ha alguns racons de la nostra galàxia on existeixen exoplanetes amb vida, però no ho podem assegurar.

De fet, fins als anys 70, la ciència exoplanetària era vist d'una manera una mica esperpèntica, en parlaven només persones pseudocientífiques. Va ser a partir de la dècada del 70, amb astrònoms de primer nivell, com Frank Drake o Carl Sagan, que es va començar a posar les bases científiques del que és la ciència exoplanetària a dia d'avui. Haureu sentit a parlar de la famosa equació de Drake, que ens parla sobre quin és el nombre possible de civilitzacions que poden existir a la nostra galàxia, donades certes variables, com per exemple l'índex de formació estel·lar, la quantitat o percentatge de estrelles que poden crear planetes, etc. Ara bé, de moment és impossible saber quin és aquest número perquè depèn de moltes variables que encara desconeixem. Per tant, no deixa de ser una fórmula que va esdevenir famosa perquè és la que va iniciar la ciència dels exoplanetes.  

Figura 2. Equació de Drake sobre el nombre posible de civilitzacions que poden existir.

Observacions ràdio

I així és com va començar aquest camí, concretament amb observacions ràdio a la freqüència de 1.420 MHz. Als anys 70, Frank Drake va començar el projecte OSMA, que va ser el precursor del que més endavant seria l'Institut SETI, dins del qual es van desenvolupar molts altres projectes. Junt amb Carl Sagan, van ser capdavanters del projecte SETI i de la divulgació de l'astronomia a la societat. Amb finançament del govern dels Estats Units, al llarg de les dècades dels 70, 80 i 90, i des de telescopis com el d’Arecibo -que ja no està en funcionament- es codificaven una sèrie de missatges els quals s’enviaven cap a l’espai (missatge d’Arecibo).

Figura 3. Carl Sagan i Frank Drake

En aquella època es pensava que podíem seríem capaços de contactar per ràdio amb civilitzacions d'altres sistemes estel·lars. La realitat, malgrat tot, és que després de tots aquells anys no es va aconseguir cap evidència de cap recepció de senyal en la banda ràdio en aquesta freqüència. La única cosa destacable, de la qual sempre quedarà el dubte, és el senyal “WOW”, que es va captar l'any 1977 en una recepció que es va fer d'una seqüència que a dia d'avui encara no s'explica a què es pot atribuir.

Observar en ràdio té avantatges respecte d'altres longituds d'ona. La primera, i molt evident, és que l’atmosfera terrestre és permeable a la banda de ràdio. És a dir, entre 10 MHz i uns 300 GHz, els senyals de ràdio són observables des de la superfície terrestre, cosa que no passa en altres longituds d'ona. La segona és que l'extinció interestel·lar afecta menys a les freqüències de ràdio. És a dir, la pols i el gas que hi ha al medi interestel·lar atenuen menys els senyals que estan en aquest rang de freqüències.

En l'època de Carl Sagan i de Frank Drake es creia que si existia una civilització prou desenvolupada tecnològicament com per poder emetre, ho faria a la banda de ràdio, i ho faria concretament en els 1420 MHz perquè és la línia de 21 centímetres. Aquesta és l'emissió de l'hidrogen neutre. L'hidrogen neutre és un estat dels àtoms hidrogen en el qual l'electró i el protó tenen el mateix espín. Per entendre'ns, tenen el mateix sentit de gir. Quan l'electró canvia l’espín, -que per cert només passa de mitjana una vegada cada 10 milions d'anys per cada àtom d'hidrogen- es genera llum en aquesta banda de 21 cm. Per això, escoltar en aquesta banda ens permet determinar on hi ha hidrogen neutre a la nostra galàxia. 

Condicions principals per l’habitabilitat planetària

Aquests primers astrònoms interessats en la possible vida extraterrestre van estudiar les principals condicions per l’habitabilitat planetària.

El primer punt a tenir en compte és la classe espectral de l'estrella al voltant de la qual l'exoplaneta orbita. Les estrelles més massives i calentes, les que són de tipus espectral O, B i A, no es creu que puguin tenir planetes, ja que són estrelles totalment radiatives, amb uns vents estel·lars potentíssims, i que fotoevaporen el disc estel·lar en les etapes inicials de creació. Això no és el que passa en estrelles més fredes, tipus F, G, K o M, per exemple.

El segon punt important a tenir en compte és la distància a l'estrella, el que es coneix com la zona d'habitabilitat. Un exoplaneta perquè pugui tenir condicions de climatologia, i sobretot de temperatura adients, ha d'estar a una distància òptima, ni massa prop de l'estrella ni massa lluny.

En tercer lloc, hi ha d'haver estabilitat orbital. És a dir, aquesta estrella no pot patir pertorbacions gravitatòries d'altres cossos o objectes que estiguin en les immediacions de l'estrella per afavorir que hi hagi aquesta estabilitat.

En quart lloc, ha d'haver-hi aigua. Sabem que l’aigua és el dissolvent essencial per tal que la química del carboni pugui fer efecte i amb les condicions necessàries pugui evolucionar tal com ho ha fet a la Terra, que és el tipus de vida que nosaltres hem pogut estudiar i conèixer.

I els últims dos punts són els més importants perquè són els que deriven en l'explicació que farem després d'emissions ràdio. Són els següents: El planeta ha de tenir atmosfera perquè permet les condicions de climatologia que afavoreixen l'evolució de la vida. Tots els gasos que nosaltres coneixem, com el vapor d'aigua, el metà, nitrogen, oxigen, que són imprescindibles per a la vida i alguns d'ells són gasos d'efecte hivernacle. També és molt important la presència d’un camp magnètic. El camp magnètic té un doble efecte: per un costat és capaç -com si fos un escut- de rebutjar o d'expulsar totes les partícules carregades del vent estel·lar que contínuament l'estan bombardejant, i en segon lloc preserva l’atmosfera. Si no existís un camp magnètic, les partícules altament energètiques dels vents estel·lars trencarien els enllaços químics de les molècules i tots aquests elements s’evaporarien. Això és el que es creu que va passar a Mart.

Com deia, un dels punts claus per a l’existència de vida en un exoplaneta és si té camp magnètic. Com podem detectar camp magnètic en una exoplaneta? Enviar sondes amb instrumentació per mesurar camp magnètic no és possible, i per tant hem d'intentar fer deteccions de manera indirecta.

Caracterització SPI (Star-Planet Interaction)

En les interaccions entre estrelles i exoplanetes mirarem dos elements fonamentals: els vents estel·lars, que són les partícules carregades que són expulsades a grans velocitats al medi interplanetari; i els camps magnètics planetaris, perquè la interacció entre tots dos és clau per entendre la radiació ciclotrònica.

Figura 4. Vent solar i camp magnètic terrestre

1.- Els vents estel·lars

Una estrella està feta de plasma, un estat de la matèria quan es troba en unes condicions extremes de pressió i temperatura. Els electrons són arrencats dels nuclis atòmics i aquests electrons flueixen lliurement per la fotosfera. De la mateixa manera, a la fotosfera hi ha uns camps magnètics molt intensos -estem parlant d'estrelles convectives- que acceleren aquestes partícules i les expulsen cap al medi interplanetari.

Hi ha molts estudis que intenten caracteritzar com és el vent estel·lar, quina intensitat té, quina forma té, etc. Us donaré un petit apunt: el vent estel·lar és funció de la taxa de rotació de l'estrella. Si l’estrella rota molt ràpidament l'estrella s'aplanarà pels pols i això farà que el vent estel·lar surti més o menys de les regions equatorials de l'estrella. En canvi, si l’estrella rota més lentament el vent estel·lar sortirà de forma uniforme de tota l'esfera cap al medi.

2.- Les magnetosferes planetàries

Hi ha dos tipus de magnetosferes diferents: les intrínseques i les induïdes. 

En les magnetosferes intrínseques, la pròpia dinàmica interna del planeta el dota de camp magnètic. Alguns exemples coneguts són la Terra, Júpiter, Neptú, etc. A Júpiter, per exemple, sembla que hi ha un nucli líquid d'hidrogen, i això és el que li dona aquesta propietat.

L’altre tipus són les magnetosferes induïdes. Hi ha planetes que no tenen camp magnètic propi, i la interacció del vent estel·lar es dona amb les capes superiors de l’atmosfera planetària. En el cas del Sistema Solar tenim a Venus i Mart.

En qualsevol cas, el que és important aquí és que la configuració magnètica d'un planeta depèn de la pròpia dinàmica interna del planeta, però també de la magnetosfera del sistema estel·lar.

Quin rol té tenir un camp magnètic en un planeta? El primer, com hem dit abans, és que ens protegeix contra la radiació. Si no disposéssim d'un camp magnètic, les partícules altament energètiques que ens impacten destruirien el teixit cel·lular i seria incompatible amb la vida tal com la coneixem, per tant són un escut imprescindible. A més, ens ajuda a estabilitzar l'atmosfera i impedir que tinguem el fenomen d'escapament atmosfèric. I també, gràcies a tenir una atmosfera, ens permet tenir aigua líquida a la superfície terrestre i que això pugui donar lloc a la química del carboni, que sabem que és la que ha facilitat la vida a la Terra.

La majoria de planetes del Sistema Solar tenen camp magnètic. Curiosament, també veiem que l'eix de rotació del planeta moltes vegades no coincideix amb l'eix magnètic. Júpiter és el planeta que té el camp magnètic més potent del Sistema Solar (entre 10 i 15 Gauss), i la Terra és el segon (0,6 G). Així doncs, el camp magnètic de Júpiter és unes 15-20 vegades més potent que el de la Terra.

Figura 5. Camps magnètics d'alguns planetes del Sistema Solar

Quan les partícules carregades procedents del Sol entren en interacció amb els camps magnètics dels planetes emeten llum, anomenada radiació ciclotrònica (Cyclotron-Maser Instability). El que succeeix és que algunes d’aquestes partícules carregades són rebutjades o reboten en el camp magnètic, però d'altres es colen cap a dins, entre les línies de camp magnètic, i es dirigeixen cap al pol magnètic del planeta en trajectòries helicoidals -en espiral- al llarg d'aquestes línies de camp magnètic. I quan això passa, els electrons emeten llum amb una freqüència molt concreta, que és la freqüència ciclotró. Aquesta freqüència depèn de la intensitat del camp magnètic del planeta. Com més intens sigui aquest, a més freqüència veurem el senyal ràdio.

També és important observar que les regions en les quals hi ha emissió ràdio, aquesta es produeix al llarg de les línies de camp, però és més intensa quan les línies de camp es tanquen sobre elles mateixes. Quan es tanquen totes les línies de camp, típicament sobre els pols magnètics, hi ha el màxim de radiació. En la figura 6 ho veiem dibuixat com un anell de color blau. 

Figura 6. Màxim d'emissió de la radiació ciclotró

Característiques de l’emissió CMI

Algunes característiques importants d’aquesta emissió són:

1. Només entre un 1 i un 5% de les partícules del vent solar són les que provoquen aquest efecte. És a dir, és una porció molt petita realment de les partícules del vent estel·lar.
2. El màxim d’emissió coincideix amb la regió on les línies de camp magnètic es tanquen.
3. La freqüència d’aquesta emissió val 2,8*B (Mhz) on B és el camp magnètic del planeta
4. Aquesta radiació és perpendicular a l'eix magnètic. Segons el punt de vista en què veiem el planeta, la radiació ens enfocarà cap a nosaltres, com si d'un far es tractés.
5. Aquest tipus de radiació està caracteritzada per ser polaritzada circularment, la qual la fa fàcil de detectar.
6. I pel que fa a la intensitat, està modulada segons la llei de radiometria de Bode, que bàsicament ens diu que depèn de la intensitat del camp magnètic de l'estrella i també del planeta. És a dir, quan més intensos siguin tots dos més lluminosa és aquesta emissió.

Així doncs, durant l’òrbita del planeta, quan aquest apunta cap a la Terra, ens hauria d’arribar aquesta radiació ciclotró, és a dir, a cada òrbita estaríem il·luminats com amb una llanterna. Veuríem una espècie de pulsacions, com un far que ens va il·luminant.

Exemples d’emissions CMA

Anem a parlar d'alguns exemples. El primer cas és el de Tau Bootis b, exoplaneta descobert l'any 1996 a la constel·lació del Bover. Es tracta d’un Júpiter calent, és a dir, un planeta gasós molt a prop de la seva estrella (menys de 0,05 unitats astronòmiques), amb un període de translació de només de 3,3 dies. S’estima que aquest planeta té un camp magnètic d’entre 5 i 11 Gaus, més o menys similar a Júpiter, i el fet que estigui a aquesta distància de l'estrella a la qual orbita, juntament amb aquest camp magnètic, fa que tingui una freqüència ciclotró entre 10 i 40 MHz. Si des de la Terra fóssim capaços d'observar aquest exoplaneta hauríem d'escoltar en aquesta freqüència.  

El segon cas és el de YZ Ceti b, que és un planeta rocós que també està en una òrbita molt propera a l'estrella a la qual orbita, una estrella de tipus espectral M que és molt magnètica. Va ser descobert l'any 2017, té un radi similar al de la Terra i té una massa també una mica més petita que la de la Terra. En aquest cas, s’estima que aquest exoplaneta té un camp magnètic de 0,3 G, similar al de la Terra, i deu emetre una radiació ciclotrònica d’uns 5 MHz.

Models d’interacció entre fluxos de plasma i obstacles

La radiació ciclotró que es genera com a conseqüència de la interacció entre una estrella i un planeta és l'únic escenari en què hi pot haver aquest tipus d'emissió ràdio? La resposta és que no, i en el Sistema Solar en tenim un exemple molt interessant i que ha estat molt estudiat des de fa anys: l’emissió que es genera en els pols magnètics de Júpiter.

Com hem dit abans, Júpiter és un planeta amb un camp magnètic potent i que té diferents llunes que l’orbiten. Aquestes llunes, malgrat que no tenen cap magnètic, indueixen un flux de partícules cap a les regions polars de Júpiter, i provoquen aquest mateix fenomen. Concretament, el satèl·lit Io no té cap magnètic propi però sabem que té molta activitat volcànica que li produeix una petita atmosfera al seu voltant. Quan les partícules d’aquesta atmosfera reben radiació, s’ionitzen i alliberen electrons. Com que Io gira al voltant de Júpiter, creua les línies de camp magnètic del planeta i es produeix el fenomen que hem descrit anteriorment: els electrons són accelerats a través d'aquestes línies i són dirigits cap el pol magnètic de Júpiter. Durant aquest camí van emetent radiació ciclotrònica i el màxim es dona quan hi ha més intensitat de camp magnètic, i tots aquests electrons, a través d'interferència constructiva, estan en fase i es produeix una emissió coherent.

Detecció d’emissió CMI extrasolar: exoplanetes orbitant estrelles magnètiques tipus M

L'estudi d'aquest tipus d'interacció en el cas de Júpiter i Io ha estat molt important perquè ens ha permès projectar aquest mateix efecte fora del Sistema Solar. I el que s'ha vist és que a dia d'avui, amb la instrumentació que disposem, no és possible detectar radiació ciclotró que ens vingui d'un planeta com Júpiter que es trobi a la distància que està Júpiter del Sol.

El que han fet els investigadors és veure a quina distància hauria de trobar-se un planeta com Júpiter de la seva estrella per tal de poder-se detectar la seva radiació ciclotró. I la conclusió a la que s'ha arribat és que les òrbites no poden ser més grans que 0,05 UA, és a dir, molt properes a l’estrella.

Un exemple d'exoplaneta candidat que compleix aquestes característiques és pròxima Centauri b, l’exoplaneta més proper a nosaltres.

Habitabilitat en exoplanetes orbitant estrelles magnètiques

El que passa és que aquest tipus de sistemes (estrelles molt petites i poc calentes, de tipus M, amb planetes molt propers) com Pròxima Centauri presenten dubtes seriosos per a la vida. Aquestes estrelles de tipus M, tan magnètiques, tenen una activitat fotosfèrica molt violenta i turbulenta, i ejecten una gran quantitat de massa al medi interplanetari. Hi ha dubtes molt seriosos que un planeta que està molt a prop d'una estrella d'aquest tipus pugui tenir les condicions d'estabilitat atmosfèrica i  mantenir la magnetosfera, i per tant, que hi pugui haver vida.  

Observacions ràdio CMI amb LOFAR

A Europa tenim el projecte Low Frequency Array, que són un conjunt de radiotelescopis que es dediquen a estudiar aquesta radiació ciclotró. Aquest projecte va començar a operar als Països Baixos al maig del 2012, però ràpidament es va expandir, i a dia d'avui compta amb milers d'antenes distribuïdes en diferents països d'Europa.  A través de tècniques d'interferometria, som capaços d'observar en aquestes longituds d'ona emulant antenes de grans proporcions i podem obtenir resolucions angulars molt significatives. S'està observant entre els 10 i 240 MHz, i si bé és cert que a dia d'avui encara no s'ha fet la primera detecció CMI d'un exoplaneta, sí que hi ha diferents exoplanetes candidats i s'espera que en els propers mesos o anys realment es pugui detectar.  Seria molt important trobar un exoplaneta amb un camp magnètic perquè ens permetria estudiar amb més atenció aquest tipus d'exoplanetes.

El telescopi James Webb recentment ha començat a estudiar exoatmosferes amb la instrumentació infraroja que porta. L’estudi d'exoatmosferes pot ser molt interessant per intentar veure si hi ha els gasos necessaris, una combinació d'ingredients que ens indiquin si pot existir una biosfera en algun dels planetes observats. Per tant, estudiar com funcionen els camps magnètics en exoplanetes és una peça del puzle que encara ens queda per entendre.

Conclusions

Aquestes són les conclusions de la xerrada:

1. Les observacions ràdio aporten clars beneficis en l’exploració exoplanetària.
2. A dia d’avui no podem detectar terres ni júpiters en òrbites majors que 0,05 UA.
3. La primera detecció més plausible és de júpiters calents orbitant estrelles nanes magnètiques.
4. Són observacions molt complexes. Són imprescindibles bons modelats SPI per les primeres deteccions donada la naturalesa de l’emissió CMI (aniotròpica, feix estret, dependència amb l’òrbita, alineació amb la Terra, etc.)

Col·loqui

Les antenes que intenten detectar aquesta radiació semblen planes, en contrari d'aquestes que hi havia a Arecibo. Ens pots explicar una mica més com són aquests telescopis?
Són telescopis de gran obertura. Una cosa que sí sabem és que com més curta és la longitud dona, més petites poden ser les antenes. Per això, les antenes dels nostres telèfons mòbils són superpetites, de fet estan incrustades dins del telèfon, perquè estan escoltant a freqüències de diverses GHz. En canvi, quan tenim freqüències baixes, necessitem més obertura per ser capaços de poder encabir el que és un cicle del senyal dins de l'antena, poder-ho tractar després digitalment a partir dels receptors, etc. Sí que tenien certa curvatura, no eren completament planes.

Les senyals WOW, se'n sap alguna altra cosa, alguna hipòtesi de què podien ser?
Realment no es coneix a què es va veure aquella senyal. Hem de pensar que aquesta era una època també en la qual hi havia molta competició tecnològica entre diferents potències. Hi han hagut moltes especulacions a la xarxa sobre possible tecnologia secreta de la Unió Soviètica.

Perquè hi hagi camp magnètic cal que hi hagi un nucli de ferro gran?
El que sabem és que quan tenim un nucli amb electrons en moviment, aquests generen camp magnètic. Llavors necessitem que hi hagi rotació. Evidentment, com més massa o com més volum d'electrons estiguin en rotació, doncs entenc que es pot donar un camp magnètic de major intensitat.