L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Florence Libotte, 27 de maig de 2026.

Segons la NASA, avui dia tenim confirmats 6.291 exoplanetes, que es distribueixen en tres grans grups: un primer terç són gegants gasosos, similars a Júpiter, fins i tot més grans que ell; un altre terç correspon al que anomenem superterres: planetes rocosos, però més grans que la Terra; i després tenim els semblants a Neptú. I, finalment, hi ha un petit percentatge restant, al voltant del 4 %, que són planetes semblants a la Terra. Això no significa que només representin el 4 % de l’univers, sinó simplement que són els més difícils de detectar perquè són molt petits.

Com es detecten? Doncs el principal mètode per detectar exoplanetes és el mètode del trànsit, és a dir, mitjançant fotometria. El 75 % dels planetes que coneixem s’han descobert amb aquesta tècnica.

Actualment hi ha una sèrie de missions i instruments per detectar i estudiar exoplanetes. Per exemple, CARMENES, situat a Calar Alto, que és un espectrògraf que ha proporcionat moltíssims resultats sobre exoplanetes. També tenim missions espacials com TESS, que està aportant una enorme quantitat d’informació i detectant moltíssims trànsits d’exoplanetes —encara per confirmar—. Després tenim la missió PLATO, que es llançarà, crec, a principis de l’any vinent, i que es dedicarà precisament a buscar allò tan difícil de detectar: planetes similars a la Terra. I també vull esmentar la missió Ariel, un satèl·lit que probablement es llançarà a finals de 2029 o principis de 2030. Ariel també estarà orientat a l’estudi d’exoplanetes, però en aquest cas se centrarà a analitzar-ne les atmosferes per determinar de què estan fetes: si contenen oxigen, heli, hidrogen, etcètera.

Què és un trànsit? Un trànsit és, bàsicament, un eclipsi. Quan un planeta passa per davant de la seva estrella, es produeix una disminució de la intensitat de la llum. El planeta és opac i, en tapar una petita part de l’estrella, ens arriben menys fotons. Primer observem l’estrella sense cap trànsit; la llum es manté estable. Però quan el planeta passa per davant, apareix una petita disminució a la corba de llum.

Aquí teniu tres exemples de corbes de llum (figura 1) del nostre grup Uranian: WASP-12b, TOI-1272 i WASP-156b. El primer té, a més, un valor sentimental especial perquè va ser el primer trànsit que vam obtenir amb l’IAC-80, un telescopi de 80 centímetres situat a les Canàries.

Figura 1. Tres corbes de llum de tres trànsits

També existeixen els trànsits secundaris. Els qui treballeu amb binàries coneixeu el concepte de mínim primari i mínim secundari. Aquí passa una cosa semblant. Hi ha molt pocs trànsits secundaris detectats —menys de 60— perquè requereixen telescopis molt grans. En aquests casos, s’intenta mesurar la llum reflectida pel planeta.

De les corbes de llum dels trànsits podem obtenir informació de l’exoplaneta. En primer lloc, la seva mida. Si el trànsit és molt profund, podem intuir que el planeta és gran; en canvi, si la disminució és petita, probablement el planeta també ho sigui. Però sempre en relació amb la mida de la seva estrella.

També podem conèixer el període orbital, que és el temps que transcorre entre dos trànsits consecutius. Es pren el moment mitjà del trànsit —l’anomenat mid-transit— i es mesura la separació temporal entre tots dos esdeveniments. Mentre preparava aquesta xerrada em vaig preguntar quin seria el planeta amb el període orbital més curt conegut, i la veritat és que em va sorprendre moltíssim: disset minuts.

Per determinar la distància entre l’estrella i el planeta recorrem a les lleis de Kepler, especialment a la tercera llei, que relaciona el període orbital amb la distància. Amb les unitats adequades, la fórmula queda molt senzilla:

a³ = M · P²

On a és la distància, P el període i M la massa de l’estrella.

També podem mesurar la durada del trànsit. Això ens interessa molt als observadors perquè volem saber exactament quan comença i quan acaba el trànsit. Per fer-ho, primer calculem la velocitat orbital: prenem el recorregut total de l’òrbita i el dividim pel període orbital; després podem estimar la durada del trànsit, que depèn bàsicament del diàmetre de l’estrella i de la velocitat orbital.

T = 2R / v

En el cas del planeta que triga disset minuts a orbitar la seva estrella, el trànsit duraria uns 28 mil·lisegons.

A més, podem calcular el paràmetre d’impacte, que ens indica per on travessa el planeta el disc de l’estrella. Si travessa per l’equador, el paràmetre (b) val 0; si travessa just pel límit superior val 1; i si travessa pel límit inferior val −1 (figura 2).

Figura 2. Paràmetre d’impacte

Això ens interessa perquè aporta informació sobre la configuració geomètrica del sistema.

També podem estimar la temperatura del planeta perquè coneixem aproximadament la temperatura de l’estrella mitjançant models i acabem de calcular la distància orbital. Amb això obtenim l’anomenada temperatura d’equilibri del planeta.

T = T* · (R/2a)^(1/2) · (1 − A)^(1/4)

On T* és la temperatura de l’estrella, R el radi de l’estrella, a la distància estrella-planeta i A l’albedo del planeta.

La gran majoria dels exoplanetes coneguts tenen temperatures molt elevades.

A la web exoplanet.eu es poden fer molts gràfics diferents. Es pot triar quin paràmetre es vol representar a cada eix: temperatura, diàmetre, paràmetre d’impacte, període orbital, etcètera. A més, es poden aplicar filtres: només planetes petits, només gegants gasosos, només planetes temperats... És una eina molt versàtil. Us mostro el gràfic temperatura-període orbital (figura 3).

Figura 3. Temperatura-període orbital de molts exoplanetes

I més enllà d’aquests paràmetres físics, hi ha una cosa molt interessant: gràcies als exoplanetes també estem aprenent molt sobre les mateixes estrelles. Per exemple, en aquest cas de WASP-52, apareix una petita irregularitat, una mena de gepa a la corba de llum (figura 4). Això significa que el planeta estava passant per davant d’una taca estel·lar. I no pas una taqueta, sinó una taca força gran.

Figura 4. Corba del trànsit de WASP-52b

La doctora Mayuko va aconseguir determinar, a partir de molts trànsits, com es desplaçava aquella taca sobre la superfície estel·lar. Així que fixeu-vos fins on pot arribar la fotometria de trànsit.

Nosaltres, bàsicament, mesurem el moment d’inici i el final del trànsit i calculem el paràmetre O-C (observat menys calculat). El que fem és comparar quan hauria d’ocórrer el trànsit segons els càlculs i quan ocorre realment. Si el valor és menor que zero significa que el trànsit s’avança, i si és més gran significa que es retarda.

Aquestes variacions poden deure’s a moltes causes: potser cal recalcular el període orbital, potser l’òrbita és més excèntrica del que s’esperava o fins i tot podria haver-hi altres cossos pertorbant el sistema. Per això, aquestes corbes de llum proporcionen moltíssima informació i s’utilitzen en nombrosos camps de l’astrofísica, no només en exoplanetes, sinó també en estrelles variables o sistemes binaris.

De vegades, aquesta impuntualitat és periòdica, té un patró; no és una cosa caòtica, sinó que segueix un comportament ordenat. El que passa és que el planeta té un «germà», un altre planeta, i resulta que mostra exactament el mateix comportament. Sense veure aquest germà, podem deduir que existeix pel retard o l’avançament dels trànsits.

Moltes vegades trobem que les òrbites dels planetes presenten ressonància. Això significa que els seus períodes tenen una relació múltiple. Així, s’anomena ressonància 2:1 si un té un període que és el doble que l’altre. També hi ha ressonàncies 3:2, 4:3, etc. Les ressonàncies són extremament importants perquè, igual que les variacions temporals dels trànsits (anomenades TTV, Transit Timing Variations), ens porten a descobriments molt interessants.

Les ressonàncies no només existeixen en exoplanetes, sinó també en el nostre propi Sistema Solar. Així, per exemple, entre Venus i la Terra hi ha una ressonància 3:2, i entre la Terra i Mart una ressonància 2:1. I si anem més enllà, entre Plutó i Neptú també hi ha una ressonància 3:2. Però també passa entre els satèl·lits de Júpiter, ja que entre Io, Europa i Ganimedes hi ha una ressonància 4:2:1.

Us explico tot això perquè gràcies a les ressonàncies i a les variacions temporals dels trànsits podem descobrir sistemes planetaris realment extraordinaris.

Us mostro el famós sistema TRAPPIST-1 perquè és un sistema amb set planetes rocosos, similars en mida a la Terra. A més, alguns es troben a l’anomenada zona habitable. Els van descobrir utilitzant aquestes variacions temporals dels trànsits. Quan van veure que hi havia aquestes variacions, van buscar altres planetes amb diferents ressonàncies i van anar descobrint progressivament tots els planetes del sistema, cada vegada més allunyats de l’estrella. En aquest cas, les ressonàncies són les següents: 8:5, 5:3, 3:2, 3:2, 4:3 i 3:2.

Aquí teniu una comparació entre el sistema TRAPPIST-1 i el nostre Sistema Solar (figura 5). Tots els planetes d’aquest sistema es troben molt més a prop de la seva estrella que Mercuri del Sol. A més, tots són molt petits i tenen densitats semblants a les dels planetes rocosos del Sistema Solar.

Figura 5. Sistema Solar i TRAPPIST-1

Com es pot veure, aquesta tècnica dels TTV permet mesurar masses extremadament petites. Mentre que amb la tècnica clàssica de velocitat radial es mesura el petit «balanceig» de l’estrella causat per la gravetat d’un planeta massiu, amb els TTV fem una cosa diferent: en lloc de mesurar aquest petit moviment físic de l’estrella, mesurem avançaments i retards de minuts o segons en els trànsits. I això és molt més fàcil de mesurar amb precisió.

Parlant de masses, hi ha un petit debat sobre quin és exactament el límit de massa per considerar un objecte com a planeta. Recordem que una estrella necessita aproximadament entre 75 i 80 masses de Júpiter per iniciar la fusió de l’hidrogen. Les nanes marrons ocupen una zona intermèdia, aproximadament entre 13 i 75 masses de Júpiter. Per sota de 13 masses de Júpiter ja parlem normalment de gegants gasosos. Però en aquesta zona intermèdia les coses no sempre estan clares. Les diferències es troben en la formació d’aquests astres i en la presència de liti.

Tatooine

Tatooine, a Star Wars, és un planeta que orbita dos sols. I això ens porta directament al problema dels tres cossos: dues estrelles i un planeta interactuant gravitacionalment. Existeixen planetes d’aquest tipus que giren al voltant de dues estrelles?

Durant molt de temps es va pensar que era impossible que existissin planetes en sistemes binaris, ja que es creia que tot acabaria expulsat per les pertorbacions gravitatòries. Però l’any 1999 el senyor Dvorak va calcular que fins i tot en sistemes de tres cossos podien existir zones estables, una cosa semblant als punts de Lagrange. Més tard, altres investigadors van desenvolupar aquests estudis i, finalment, les observacions van confirmar que efectivament sí que existeixen planetes en sistemes binaris. I, a més, n’hi ha de dos tipus principals: els de tipus S i els de tipus P.

Tipus S (de satèl·lit): en aquests sistemes el planeta no orbita les dues estrelles, sinó només una d’elles, normalment la més massiva. Per fer-ho, el planeta ha de romandre molt a prop de la seva estrella (la seva distància orbital no pot superar aproximadament un terç de la separació entre les dues estrelles). Aquest és, amb diferència, el tipus més comú, i ja es coneixen més de 800 planetes en sistemes binaris d’aquest tipus.

Tipus P (de planeta): en aquests sistemes el planeta orbita conjuntament les dues estrelles; té una òrbita circumbinària. I aquí passa just el contrari que abans: el planeta ha d’estar molt lluny de les dues estrelles perquè l’òrbita sigui estable. D’aquests sistemes n’hi ha molt pocs: amb prou feines unes desenes de confirmats, però últimament s’hi han afegit 27 possibles candidats més.

I ara ve una qüestió molt interessant: podrien aquests sistemes ser favorables per a la vida? Doncs, sorprenentment, alguns estudis indiquen que sí. En primer lloc, perquè aquests planetes acostumen a trobar-se relativament lluny de les seves estrelles, igual que la Terra respecte del Sol. Això afavoreix unes condicions tèrmiques més moderades. A més, la dinàmica de les dues estrelles pot generar cicles estacionals complexos. I sabem que les estacions han estat importants per a la vida a la Terra perquè creen una alternança entre períodes d’activitat i de repòs. També podrien existir condicions adequades per a la presència d’aigua líquida. I hi ha un altre aspecte interessant: la configuració binària pot oferir una certa protecció davant d’una radiació ultraviolada intensa i de vents solars especialment energètics.

Podria existir un sistema binari en què cada estrella tingués, a més, el seu propi sistema planetari? Tot indica que sí. De fet, una investigació molt important realitzada des de l’Institut d’Astrofísica d’Andalusia —per Sebastián Zúñiga i Francisco Pozuelos— va descobrir precisament això.

Per primera vegada van trobar un sistema binari on ambdues estrelles posseeixen planetes terrestres en trànsit. El sistema s’anomena TOI-1337 i està format per dues nanes roges separades per unes vuit unitats astronòmiques. Primer van mesurar els períodes orbitals mitjançant trànsits. Dos dels planetes tenen períodes de 2,28 i 3,49 dies. I resulta que aquests valors mostren una ressonància 3:2. Això significa gairebé amb tota seguretat que tots dos planetes orbiten la mateixa estrella. Després va aparèixer un tercer planeta amb un període d’uns 2,03 dies, i sabem que no pot ser un planeta circumbinari perquè les estrelles estan separades vuit unitats astronòmiques i una òrbita tan curta seria inestable. Així doncs, l’explicació més probable és que aquest tercer planeta orbiti l’altra estrella.

Formació de sistemes planetaris

I per acabar volia comentar breument el tema de la formació dels sistemes planetaris. Els planetes neixen en discos protoplanetaris. Quan es forma una estrella, al seu voltant queda un disc de gas i pols. I és precisament en aquest disc on neixen els planetes.

Explicar-ho de manera senzilla és fàcil; entendre realment com es formen planetes rocosos, gegants gasosos i sistemes complets ja és molt més complicat. Per exemple, es pensa que les irregularitats del disc —torsions, buits, braços espirals o regions més denses— podrien afavorir la formació de planetes.

Per entendre com neixen els planetes, els astrònoms busquen sistemes extremadament joves, estrelles que pràcticament s’acaben de formar. I aquí apareixen les famoses estrelles T Tauri, que representen la fase evolutiva immediatament anterior a una estrella estable. Encara estan col·lapsant gravitacionalment. Encara no produeixen energia mitjançant fusió nuclear; simplement s’estan contraient.

Hi ha un article de la revista Nature on es va descobrir un sistema de quatre planetes orbitant una d’aquestes estrelles joves, amb una edat d’entre 15 i 30 milions d’anys. Aquests planetes són enormes, diverses vegades més grans que la Terra, però allò realment especial és la seva densitat extremadament baixa (0,08 g/cm³). De fet, l’article de Nature els descriu literalment com a ultra-low density exoplanets.

I aquí tornen a aparèixer els TTV. Els investigadors van detectar un planeta amb un període orbital de 24 dies. Després van aplicar les ressonàncies per buscar-ne companys. Va aparèixer un altre planeta a 12 dies, i un altre a 48 dies. I després un altre a vuit dies, novament en ressonància 3:2. Com es pot veure, les ressonàncies són una eina increïblement útil per als astrònoms perquè permeten orientar enormement les recerques.

Com poden existir planetes tan grans i tan extraordinàriament lleugers? Els investigadors proposen diversos mecanismes. Un d’ells és l’anomenat boil-off, en què el planeta neix dins del disc protoplanetari i el mateix disc exerceix una certa pressió gravitatòria i tèrmica que manté confinada la seva atmosfera. Però quan el disc desapareix, el planeta queda «alliberat» i la seva atmosfera s’expandeix enormement, com una olla de pressió quan s’obre. El resultat és un planeta molt inflat, enorme, però extremadament tènue.

A més, aquestes estrelles joves són molt actives magnèticament i generen vents solars brutals. Això provoca que els planetes perdin massa contínuament. I els científics també han calculat que, d’aquí a milers de milions d’anys, aquests planetes passaran dels seus radis actuals —de 5 a 10 radis terrestres— a només 1 o 2 radis terrestres. La raó és que una gran part d’aquesta enorme atmosfera externa conté molt poca massa i acabarà perdent-se amb el temps.

Col·loqui

Com d’optimista ets respecte al fet que, en un futur proper —diguem d’aquí a deu anys—, amb tota aquesta explosió tecnològica, la intel·ligència artificial, la computació quàntica, etc., puguem trobar prou biomarcadors per detectar possibles indicis de vida?
Sí, sens dubte crec que hi ha motius per a l’optimisme, especialment veient els telescopis que s’estan construint. En particular, el telescopi de 39 metres que s’està instal·lant a Xile crec que donarà moltíssimes respostes. N’estic força convençuda.

Al principi de la presentació vas comentar que suposàveu òrbites circulars. Com que les òrbites del nostre sistema solar són el·líptiques, volia saber si les òrbites el·líptiques són la norma o si n’hi ha de circulars, el·líptiques, excèntriques...
Totes les òrbites dels planetes són el·líptiques. El que passa és que algunes tenen una excentricitat molt petita i s’aproximen moltíssim a una circumferència, mentre que d’altres són molt més allargades.

M’ha semblat molt curiós trobar ressonàncies tan perfectes. Sembla gairebé una cosa dissenyada matemàticament. Has mostrat relacions com 8, 12 o 24 i resulta increïble.
Sí, i a més aquest fenomen apareix molt aviat. Hem vist sistemes planetaris amb només 15 o 20 milions d’anys que ja presenten ressonàncies orbitals. Explicar exactament per què passa té molt a veure amb el problema dels tres cossos. El que he llegit és que les òrbites ressonants es troben en una mena de frontera entre regions estables i inestables del sistema dinàmic. És allà on els planetes «troben el seu camí».