L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Ana Heras, 8 de gener de 2025

Plato és una missió espacial amb el propòsit principal de buscar planetes similars a la Terra al voltant d'altres estrelles, i respondre preguntes fonamentals sobre els sistemes planetaris. Tot i que en castellà "Plato" pot sonar curiós, el nom és un acrònim en anglès que al·ludeix al filòsof Platoó, reflectint l'exploració i el coneixement de nous mons.

L'astronomia sempre ha despertat fascinació. En mirar al cel, contemplem les estrelles, però fins fa poc no sabíem gaire sobre el que passava al seu voltant. Gràcies als avenços en telescopis terrestres i espacials, ara sabem que, de mitjana, hi ha almenys tants planetes com estrelles a l'univers. Tot i que no totes les estrelles tenen planetes, aquesta idea és inspiradora i ha transformat la nostra comprensió del cosmos. Però l'estudi d'altres sistemes planetaris no sols serveix per entendre el Cosmos sinó també per entendre molt millor el nostre sistema solar. Volem saber si el nostre sistema és especial o, ben al contrari, molt habitual.

L'interès pels exoplanetes no és pas nou. Des de l'antiguitat, filòsofs com Epicur i Giordano Bruno van intuir que podrien existir altres mons similars al nostre. Tot i això, no va ser fins al 1992 quan Aleksander Wolszczan i Dale Frail van detectar els primers exoplanetes orbitant al voltant d'un púlsar. Més tard, el 1995, Michel Mayor i Didier Queloz van descobrir el primer exoplaneta al voltant d'una estrella semblant al Sol, una troballa que va marcar l'inici d'una nova era a l'astronomia i que els va valer el Premi Nobel de Física. Avui dia, s'han confirmat més de 5.800 exoplanetes, un nombre que continua augmentant gràcies al desenvolupament de noves tècniques i observatoris.

Observar un planeta de manera directa amb llum visible amb els instruments que tenim és impossible. Si comparem la lluentor d'un planeta petit com la Terra amb la lluentor del Sol, hi ha una diferència de deu ordres de magnitud. Hauríem d'eliminar la llum de l'estrella amb alguna tècnica -que ja estem començant a fer- per veure'l. Això significa que la majoria d'exoplanetes descoberts fins ara ho han estat amb mètodes indirectes. Detectem l'efecte que el planeta té en la llum o en l'espectre de la seva estrella.

El mètode de trànsit és la tècnica més utilitzada per descobrir exoplanetes. Dels 5.800 exoplanetes descoberts, 4.329 ho han estat per aquest mètode. Consisteix a mesurar la disminució de la brillantor d'una estrella quan un planeta passa davant seu, ocultant-la parcialment. Aquest mètode permet determinar el radi del planeta, les característiques de la seva òrbita i, en alguns casos també, les característiques de la seva atmosfera.

Figura 1. Mètode dels trànsits

Pot semblar senzill però no ho és, perquè cal tenir en compte que en aquestes mesures hi ha molt de soroll, com la pròpia activitat de l'estrella, el soroll instrumental i, com ja hem esmentat, la baixa disminució de llum. Per a un planeta com Júpiter, la baixada de llum és d'una centèsima, però per a un planeta com la Terra és de només 8 cent mil mil·lèsimes.

A més, aquest mètode té limitacions. Per exemple, només detecta planetes que les seves òrbites estiguin alineades amb la nostra línia de visió, cosa que passa en un 0,5% dels casos per a planetes amb òrbites similars a la de la Terra. Per això, per descobrir nous exoplanetes, és essencial observar una gran quantitat d'estrelles.

Figura 2. Només el 0,5% dels exoplanetes, vists des de la Terra tenen trànsits

Detectar planetes petits com la Terra requereix una precisió fotomètrica molt alta, una mica difícil d'aconseguir a causa del soroll dels instruments, de l'activitat estel·lar, de les interferències de l'atmosfera terrestre en observacions des del terra, i de situacions en què altres fenòmens observats imiten un trànsit planetari (el pas d'una nana marró, una estrella binària, etc.). Per això, cal fer observacions addicionals amb telescopis terrestres o espacials per confirmar els descobriments.

Plato està dissenyat per superar aquests desafiaments. Observarà milers d'estrelles amb una precisió excepcional i augmentarà significativament les probabilitats de detectar planetes habitables.

A més dels trànsits, Plato també observarà les corbes de fase. Un planeta reflecteix la llum de la seva estrella i arriba a un punt màxim de brillantor, observem el màxim de la corba de llum. En continuar la seva òrbita, el planeta és ocultat després per l'estrella, cosa que genera un eclipsi. Això difereix del trànsit, on el planeta passa davant de l'estrella, bloquejant-ne parcialment la llum.

Figura 3. Corba de fase d'un exoplaneta

Les corbes de fase permeten analitzar com canvia la llum reflectida per un planeta a mesura que orbita la seva estrella, proporcionant informació sobre el seu albedo, composició atmosfèrica i, fins i tot, possibles condicions climàtiques. Per exemple, el telescopi James Webb utilitza múltiples longituds d'ona per obtenir mesures precises que ajuden a entendre l'atmosfera dels planetes i, en alguns casos, fins i tot a modelar-ne el clima.

Un exemple notable de descobriments realitzats mitjançant el mètode de trànsit és el sistema TRAPPIST-1, detectat per un petit telescopi belga. Es tracta d'un sistema planetari format per set planetes rocosos que tots orbiten molt a prop de la seva estrella (més a prop que l'òrbita de Mercuri). Com que l'estrella és una nana vermella ultrafreda, la zona d'habitabilitat (on podria existir aigua líquida a la superfície) és molt propera a l'estrella, i tres dels set planetes es troben en aquesta zona.

El telescopi espacial James Webb està estudiant aquest sistema intensivament per cercar atmosferes en aquests planetes. Tot i que encara no s'han trobat firmes biològiques, aquest sistema ofereix informació crucial sobre planetes rocosos i la seva habitabilitat potencial.

Figura 4. Sistema planetari Trappist-1

Tots els set planetes del sistema Trappist-1 tenen trànsits vistos des de la Terra, cosa que proporciona unes corbes molt boniques perquè de vegades se solapen més d'un trànsit alhora.

Figura 5. Trànsits planetaris al sistema Trappist-1

Un altre exemple destacat és el telescopi Kepler , responsable del descobriment de la majoria dels exoplanetes fins ara. Kepler ha detectat planetes amb trànsits clars i precisos, com ara un planeta terrestre de 1,4 radis terrestres i una massa de 4,6 masses terrestres. Aquestes dades, netes d'interferències instrumentals i estel·lars, exemplifiquen el nivell de precisió assolit en aquests mesuraments.

El mètode de velocitat radial és un altre pilar a la detecció d'exoplanetes. Aquest mètode mesura l' efecte Doppler causat pel moviment de l'estrella a causa de l'atracció gravitatòria del planeta. Tot i que no ofereix informació directa sobre el radi del planeta, permet calcular un límit inferior de la seva massa.

Un exemple icònic és el planeta Pròxima b, descobert al voltant de Pròxima Centauri. Tot i que la seva massa indica que podria ser habitable, encara no s'ha detectat en trànsit, per la qual cosa el radi i la densitat segueixen sent desconeguts. Tot i això, la combinació dels mètodes de trànsit i velocitat radial permet calcular tant la massa com el radi, i, per tant, la densitat del planeta, proporcionant pistes clau sobre la seva composició. La densitat ens dóna la primera mesura important per saber de què està fet un planeta. Amb ella podem saber si és un planeta gasós, aquós o terrestre.

Hi ha moltes missions i observatoris que estan treballant en l’estudi dels exoplanetes, tal com es pot veure a la imatge següent (figura 6). D'una banda, hi ha els observatoris a terra, que són molt importants sobretot per a mesures de les velocitats radials. Després tenim les missions passades com la francesa-europea COROT, que va ser la primera missió que es va llançar per estudiar exoplanetes, i va descobrir la primera superterra. També tenim les missions de la NASA, Kepler i TESS. I la missió Keops de l'ESA, que fa seguiment de planetes ja coneguts.

Figura 6. Missions presents i futures per a l'estudi dels exoplanetes

Deixeu-me destacar la contribució espanyola amb diversos instruments des de terra, com Carmenes a Calar Alto o altres instruments des de Canàries. A Xile també hi ha instruments molt importants, com Espresso, col·locat al Very Large Telescope de més de 8 metres, que és l’únic instrument que podria detectar les velocitats radials d’un planeta com la Terra a una distància d’una unitat astronòmica. Encara no està gaire clar que ho puguem fer perquè l'obstacle més gran no és l'instrument sinó l'activitat de la pròpia estrella.

Com us deia abans, avui dia tenim 5.811 exoplanetes confirmats i 7.358 candidats que encara no han estat confirmats. La diversitat d'exoplanetes és sorprenent (figura 7). Tenim “hot jupiters”, planetes gegants orbitant la seva estrella més a prop que Mercuri. Tenim planetes més grans que Júpiter orbitant a distàncies 10 o 100 vegades més grans que Júpiter del Sol. Tenim superterres, amb mides i masses entre la Terra i el Neptú, alguns han de ser rocosos, mentre que altres poden ser d'aigua o de gel, encara no ho sabem.

Figura 7. Relació d'exoplanetes confirmats

No sabem si el sistema solar és comú a l'univers o és un sistema planetari estrany. Encara hi ha grans buits en el nostre coneixement, especialment pel que fa a planetes petits a la zona d’habitabilitat d’estrelles com el Sol. Això és degut, en part, a missions com Kepler i TESS que han observat principalment estrelles febles o fredes, limitant el seguiment detallat amb altres instruments. Cal observar estrelles més brillants.

A la imatge següent (figura 8) podem veure el nombre de planetes descoberts segons la magnitud de l'estrella. Per a estrelles brillants coneixem, sobretot, la massa dels planetes, i per a estrelles febles coneixem, sobretot, els seus radis. Només a la zona intermèdia tenim les dues mesures, per la qual cosa hem pogut calcular les densitats en pocs casos. En total només tenim 1.350 planetes amb massa i radi coneguts.

Figura 8. Nombre de planetes segons la magnitud de les estrelles

El que estem veient és que els planetes del sistema solar, on els petits són rocosos i els grans gasosos, no són la regla general. Hi ha altres configuracions de planetes, alguns amb molta aigua, o amb gel, i això ho podrem saber quan coneguem, amb tota seguretat, la seva densitat. Aquí entra en joc el satèl·lit Plato.

Plato ha estat dissenyat per omplir aquests buits, enfocant-se en estrelles més brillants i detectant planetes a la zona d'habitabilitat d'estrelles similars al Sol. La seva precisió permetrà obtenir dades crítiques sobre planetes petits, com la seva densitat i composició, i buscar condicions que afavoreixin la habitabilitat.

El concepte de zona d'habitabilitat es defineix com la distància a l'estrella on podria existir aigua líquida a la superfície del planeta. Evidentment cal tenir en compte també l'efecte hivernacle de les atmosferes planetàries, per això la zona habitable és força ampla.

Figura 9. Zona dhabitabilitat

Actualment tenim més de 5.800 exoplanetes confirmats i uns 7.000 candidats addicionals. Tot i això, per avançar en la nostra entesa, necessitem descobrir més planetes petits a la zona d'habitabilitat i caracteritzar-los en detall.

Plato, juntament amb missions futures, té el potencial de revolucionar la nostra comprensió dels exoplanetes i de respondre preguntes fonamentals sobre la possibilitat de vida més enllà de la Terra.

Avui dia no coneixem exoplanetes petits a la zona d'habitabilitat al voltant d'estrelles com el Sol per a les quals tinguem dades completes, com ara el radi i la densitat. Per exemple, els planetes del sistema TRAPPIST-1 són a la zona habitable d'una estrella petita i freda, però no hi ha dades comparables per a estrelles més grans com el Sol. Aquest buit és una de les principals motivacions per desenvolupar Plato, que ajudarà a completar aquest “mapa” de possibles Terres.

Entendre els exoplanetes requereix conèixer les seves estrelles. Els paràmetres clau dels planetes, com ara el radi, la massa o l'edat, depenen directament de les característiques estel·lars. Per exemple, el radi del planeta es calcula respecte del radi de l'estrella, la massa del planeta depèn de la massa estel·lar, o l'edat del sistema estel·lar influeix en l'evolució del planeta.

Per això, Plato no només estudiarà planetes, sinó també les estrelles que els allotgen, utilitzant una tècnica anomenada astrosismologia. Tots coneixem els terratrèmols terrestres, vibracions que procedeixen de l´interior de la Terra i que serveixen per estudiar com és el nostre planeta per dins. De la mateixa manera, aquesta tècnica permet estudiar les ones sonores que es propaguen dins de les estrelles. Aquestes ones, en reflectir-se i ressonar, generen patrons observables a la llum de l'estrella.

Figura 10. Vibracions d'una estrella

Analitzant aquestes oscil·lacions, podem determinar com és l'estructura interna de l'estrella, la seva edat, que és essencial per entendre l'evolució dels planetes, i la quantitat d'elements com l’hidrogen que s'han consumit en reaccions nuclears, revelant l'etapa evolutiva de la estrella.

Plato proporcionarà els mesuraments més precisos d'astrosismologia fins avui, millorant els nostres models d'evolució estel·lar i permetent aplicar-los a estrelles més febles que no es puguin mesurar directament.

L'edat d'un sistema planetari és clau per comprendre'n les característiques. Els planetes terrestres passen per etapes de refredament, diferenciació interna i, potencialment, tectònica de plaques, processos que n'afecten la composició i l'habitabilitat. En canvi, els planetes gegants canvien la seva estructura i composició amb el temps, com ho ha fet Júpiter des de la seva formació fins avui dia. Estudiar planetes en diferents etapes evolutives permetrà entendre millor el desenvolupament dels sistemes planetaris.

Plato combinarà diverses tècniques avançades per detectar i estudiar exoplanetes. D'una banda, observarà petites variacions en la llum estel·lar causada pel pas d'un planeta davant de la seva estrella, i de l'altra mesurarà les oscil·lacions estel·lars i determinarà paràmetres fonamentals de les estrelles. A més, observatoris terrestres confirmaran i mesuraran la massa dels planetes observats per aquest satèl·lit. Aquesta combinació permetrà crear un catàleg únic de planetes petits a la zona habitable, amb dades sobre el radi, la massa, la densitat i l'edat.

Plato utilitzarà un sistema de multitelescopis, un disseny que permetrà observar més de 100.000 estrelles simultàniament. Per això cal un camp de visió molt ampli amb estrelles febles, però també brillants, de les quals tenim menys trànsits. A més, volem tenir una bona sensibilitat per a l'astrosismologia . Per tot això té 26 càmeres. La seva massa és de 2.500 kg i la seva mida al voltant de 3,5x3,5x3,5, el que ho fa força impressionant. A més, tindrà 9 m de panells solars quan estiguin estesos.

Figura 11. Satèl·lit PLATO

Ja s'ha fet un model estructural i s'ha provat en una cambra acústica, on s'han fet tests de vibracions, de buit, etc. Encara falten més tests però esperem que es llanci a finals del 2026 o principis del 2027, amb un coet Ariane 6.2. El satèl·lit està preparat per tenir una vida útil de 8,5 anys, encara que hi ha la possibilitat que sigui més llarga.

El contractista industrial principal d'aquest satèl·lit és OHB System AG, en equip amb Thales Alenia Space (França i UK) i Beyond Gravity (Suïssa), i a més hi ha centenars d'empreses més petites subcontractades que han construït parts del satèl·lit.

La càrrega útil està formada per 24 càmeres normals que treballaran en llum blanca. Cada 25 segons faran una imatge. Cada càmera tindrà 4 CCDs , de 4.510 x 4.510 píxels cadascuna. En total hi haurà 104 CCDs , que si les posem totes juntes ocupen una àrea de 0,7 m ² . És la “càmera global” més gran que hi haurà a l'espai.

Se situarà al punt de lagrange L2, com els satèl·lits EUCLID o James Webb . És un punt a 1,5 milions de quilòmetres de la Terra on s'aconsegueix una gran estabilitat d'apuntat i de cobertura de cel. Com que necessitarà tenir la llum del Sol apuntant cap als panells i que el Sol no apunti a les càmeres, cada quart de volta -cada tres mesos- caldrà girar el satèl·lit 90 graus. Això crearà algunes pertorbacions a les mesures que caldrà corregir.

Ara mateix ja tenim el model de vol en fase de construcció. Ja tenim el mòdul de servei i el mòdul de les càmeres on ja estan gairebé totes integrades. Hem tingut un problema amb el testeig de les càmeres ràpides perquè el lloc de testeig, que és a París, es va inundar i no vam poder testejar-les. Estem buscant algun altre lloc.

El camp de visió instantani de totes les càmeres ocuparà 2.200 graus quadrats del cel, és a dir, com 10.000 llunes plenes (figura 12). Volem fer una fotografia en algun lloc conegut perquè la gent pugui entendre l’enorme camp que veurà aquest satèl·lit. Al centre hi ha 24 càmeres, 12 més cap a l'exterior, i 6 més a la perifèria.

Figura 12. Camp de visió de PLATOO

Observarà simultàniament entre 100.000 i 200.000 estels. Es concentrarà en estrelles nanes i subgegants amb tipus espectrals entre F5 i K7, i magnitud menor que 13. També observarà estrelles nanes vermelles de tipus M, fins a la magnitud 16.

La idea és fer dos apuntats de dos anys cadascun, i fins i tot poder fer un apuntat durant quatre anys seguits. D'aquesta manera es podrà fer un seguiment molt gran de les mateixes estrelles durant molt de temps. Hem de pensar que el planeta terra, des de fora, només té un trànsit a l'any.

Ja hem triat la zona del primer apuntat, centrat a l'hemisferi sud (figura 13). Això és així perquè des de l'espectrògraf Espresso, situat a Xile, puguin fer mesures dels exoplanetes que descobreixi Plato.

Figura 13. Primer apuntat de Plato.

Estem preparant un catàleg molt precís perquè serà impossible baixar totes les dades que obtingui el satèl·lit. Només podrem baixar les dades de les estrelles que tinguem catalogades. És més, moltes corbes les farem al mateix satèl·lit per baixar només les corbes i no les imatges. També tenim un programa de “científics convidats” perquè proposin ciència diferent de la que farà Plato, ciència que necessiti un fotòmetre d'alta precisió.

En el futur hi ha més missions programades. Després de Plato es llançarà Ariel, també de l'ESA, que estudiarà atmosferes planetàries. La NASA llançarà un altre Satèl·lit, el Roman, que mirarà bàsicament la deformació de la llum a causa dels exoplanetes (per microlents gravitatòries). No podrem fer seguiment d'aquests exoplanetes, però ens donarà informació molt interessant sobre les poblacions d'exoplanetes a la Galàxia.

Per a l'estudi de les composicions atmosfèriques tindrem l'ELT ( extremely large telescope ) que s'està construint a Xile. No sabem si amb ell podrem estudiar atmosferes de planetes similars a la Terra, però sí de planetes més grans.

I per a la propera dècada o la següent tenim dos grans projectes: Habitable World Observatory (NASA) i LIFE (ESA), el primer basat en coronografia i el segon en interferometria, per a l'estudi d'atmosferes de planetes de tipus terrestre. No cal dir que vivim en un temps excepcional pel descobriment de nous mons.

Col·loqui

Quina obertura tenen els telescopis?
Tenen 12 centímetres. Són relativament petits.

On és el centre de captació de dades i coordinació?
Hi ha diversos llocs. Un d'ells és a Madrid, on hi ha el que anomenem el Science. Operations Center. Aquestes dades s'enviaran a Alemanya.

Quina vida útil tindrà la missió?
De moment està finançada per a quatre anys. Això és un estàndard segons el qual les missions tenen uns diners garantits per a les operacions. Però la seva vida útil està calculada en 8,5 anys.