ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Jordi Jofre, 30 de octubre de 2024

La disciplina exoplanetaria tiene 40 años de existencia. Desde entonces -y este es el último dato que tengo del mes de mayo- estamos a punto de ver los 6.000 descubrimientos de exoplanetas. La mayoría de ellos descubiertos a partir de dos técnicas, principalmente, la del tránsito y la de la velocidad radial. Sin embargo, se están incorporando nuevos métodos de detección, basados en imagen directa. No solo se han detectado muchos nuevos exoplanetas, sino que, además, a nivel de artículos científicos ha habido una gran explosión sobre todo en los últimos 10-15 años. Y el nivel de divulgación también ha crecido mucho dentro de la comunidad. Y esto es así porque el hecho de trabajar en exoplanetas o pensar en exoplanetas nos lleva a esta fascinación que tiene el ser humano desde el inicio de los tiempos por saber si existe más vida en el Universo.

Figura 1. Portada de la película “Interstellar” (2014)

Es posible que haya vida fuera de nuestro Sistema Solar y esto nos lleva a la paradoja de Fermi: nuestra Vía Láctea tiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas, en la mayoría de ellas debe haber planetas, y en un tanto por ciento de ellos habrá aparecido la vida. ¿Si es así, cómo puede ser que no tengamos ningún indicio de vida extraterrestre? La intuición nos lleva a pensar que quizás sí que hay algunos rincones de nuestra galaxia donde existen exoplanetas con vida, pero no podemos asegurarlo.

De hecho, hasta los años 70, todo lo que era ciencia exoplanetaria era visto de un modo algo esperpéntico, hablaban de ello sólo personas pseudocientíficas. Fue a partir de la década del 70, con astrónomos de primer nivel como Frank Drake o Carl Sagan, que empezaron a ponerse las bases de la ciencia exoplanetaria de hoy en día. Habréis oído hablar de la famosa ecuación de Drake, que sirve para calcular el número de civilizaciones tecnológicas que pueden existir en nuestra galaxia. Para ello usa distintas variables, como por ejemplo el índice de formación estelar, la cantidad o porcentaje de estrellas que pueden crear planetas, etc. Lo que pasa que muchas de estas cantidades nos son desconocidas y de momento no puede calcularse este número. Ahora bien, esta fórmula sirvió para poner ciencia a la nueva ciencia de los exoplanetas.

Figura 2. Ecuación de Drake sobre el número posible de civilizaciones que pueden existir.

Observaciones radio

Y así es como comenzó este camino, concretamente con observaciones radio a la frecuencia de 1.420 MHz. En los años 70, Frank Drake empezó el proyecto OSMA, que fue el precursor de lo que más adelante sería el Instituto SETI. Junto a Carl Sagan, fueron dos personas líderes dentro del Instituto SETI y de la divulgación de la astronomía en la sociedad. Este instituto obtuvo financiación del gobierno de Estados Unidos a lo largo de las décadas de los 70, 80 y 90, y con el radiotelescopio de Arecibo -que ya no está en funcionamiento- se enviaron algunos mensajes hacia el espacio (mensaje de Arecibo).

Figura 3. Carl Sagan y Frank Drake, fundadores del Instituto Seti

En esa época se pensaba que seríamos capaces de contactar por radio con civilizaciones de otros sistemas estelares. La realidad, sin embargo, es que no se logró ninguna evidencia de ninguna recepción de señal extraterrestre. Lo único destacable -o de lo que siempre nos quedará la duda- es la señal “WOW”, que se captó en 1977 y que todavía hoy no se explica a qué puede atribuirse.

Observar en radio tiene ventajas respecto a otras longitudes de onda. La primera, y muy evidente, es que la atmósfera terrestre es permeable en la banda de radio. Es decir, entre 10 MHz y unos 300 GHz, las señales de radio son observables desde la superficie terrestre, lo que no ocurre en otras longitudes de onda. La segunda es que la extinción interestelar afecta menos a las frecuencias de radio. Es decir, el polvo y el gas que hay en el medio interestelar atenúan menos las señales que se encuentran en este rango de frecuencias.

En la época de Carl Sagan y de Frank Drake se creía que, si existía una civilización lo suficientemente desarrollada tecnológicamente como para poder emitir señales de radio, lo haría en la banda de radio, y más concretamente en los 1420 MHz (21 cm) porque es la emisión del hidrógeno neutro. El hidrógeno neutro es un estado de los átomos hidrógeno en el que el electrón y el protón tienen el mismo espín (el mismo sentido de giro). Cuando el electrón cambia el espín -que por cierto solo ocurre de media una vez cada 10 millones de años por cada átomo de hidrógeno- emite luz a esta longitud de onda de 21 cm. 

Condiciones principales para la habitabilidad planetaria

Estos primeros astrónomos interesados en la posible vida extraterrestre estudiaron las principales condiciones para la habitabilidad planetaria.

El primer punto a tener en cuenta es la clase espectral de la estrella en torno a la cual orbita el exoplaneta. Porque las estrellas más masivas y calientes, las que son de tipo espectral O, B y A, se cree que no pueden tener planetas, ya que son 100% radiativas, con vientos estelares potentísimos, y que fotoevaporan el disco estelar en las etapas iniciales de creación. Esto no es lo que ocurre en estrellas más frías, tipo F, G, K o M, por ejemplo.

El segundo punto importante a tener en cuenta es la distancia a la estrella, lo que se conoce como zona de habitabilidad. Un exoplaneta para que pueda tener condiciones de climatología, y sobre todo de temperatura adecuadas, debe estar a una distancia óptima, ni demasiado cerca de la estrella ni demasiado lejos.

En tercer lugar, debe haber estabilidad orbital. Es decir, la estrella no puede sufrir perturbaciones gravitatorias de otros cuerpos u objetos que se encuentren en las inmediaciones de la estrella para favorecer que haya esta estabilidad.

En cuarto lugar, debe haber agua. Sabemos que el agua es el disolvente esencial para que la química del carbono pueda surtir efecto y, con las condiciones necesarias, pueda evolucionar tal y como lo ha hecho en la Tierra, que es el único tipo de vida que nosotros hemos podido estudiar y conocer.

Y los últimos dos puntos son los más importantes para la vida, y además son los que derivan en la explicación que haremos después de emisiones radio. Son los siguientes: El planeta debe tener una atmósfera que permita las condiciones de climatología que favorezcan la evolución de la vida. Y también es muy importante la presencia de campo magnético, el cual tiene un doble efecto: por un lado, es capaz -como si fuera un escudo- de rechazar o expulsar todas las partículas cargadas del viento estelar que continuamente lo están bombardeando, y en segundo lugar preserva la atmósfera. Si no existiera un campo magnético, las partículas altamente energéticas de los vientos estelares romperían los enlaces químicos de las moléculas y todos estos elementos se evaporarían. Esto es lo que se cree que ocurrió en Marte.

Pues bien, de todos estos puntos, uno de los que parece ser clave es si un exoplaneta tiene campo magnético. ¿Cómo podemos detectar campo magnético en un exoplaneta? Enviar sondas con instrumentación para medir campo magnético no es posible, y por tanto debemos intentar realizar detecciones de manera indirecta.

Caracterización SPI (Star-Planet Interacción)

En las interacciones entre estrellas y exoplanetas nos fijaremos en dos elementos fundamentales: los vientos estelares, que son estas partículas cargadas que son expulsadas a grandes velocidades en el medio interplanetario; y los campos magnéticos planetarios. La interacción entre ambos es clave para entender la radiación ciclotrónica.

Figura 4. Viento estelar (Izquierda) i campos magnéticos planetarios (derecha).

1. Los vientos estelares

Una estrella está hecha de plasma, un estado de la materia que tiene lugar cuando ésta se encuentra en unas condiciones extremas de presión y temperatura. Los electrones son arrancados de los núcleos atómicos y fluyen libremente por la fotosfera. De la misma forma, en la fotosfera tenemos unos campos magnéticos muy intensos -estamos hablando de estrellas convectivas- que aceleran estas partículas y las expulsan hacia el medio interplanetario.

Hay muchos estudios que intentan caracterizar cómo es el viento estelar, qué intensidad tiene, qué forma tiene, etc. Os daré un pequeño apunte: el viento estelar es función de la tasa de rotación de la estrella. Si la estrella rota muy rápidamente, la estrella se allana por los polos y el viento estelar sale, sobre todo, por las regiones ecuatoriales de la estrella. Sin embargo, si la estrella rota más lentamente, el viento estelar sale de forma uniforme de toda la esfera.

1. Las magnetosferas planetarias.

Existen dos tipos de magnetosferas distintas: las intrínsecas y las inducidas. En las magnetosferas intrínsecas, la propia dinámica interna del planeta le dota de campo magnético. Algunos ejemplos conocidos son la Tierra, Júpiter, Neptuno, etc. En Júpiter, por ejemplo, parece que existe un núcleo líquido de hidrógeno, y eso es lo que le proporciona esta propiedad. El otro tipo son las magnetosferas inducidas. Hay planetas que carecen de campo magnético propio, y la interacción del viento estelar se da con las capas superiores de la atmósfera planetaria. En el caso del Sistema Solar tenemos a Venus y Marte.

En cualquier caso, lo que aquí es importante es que la configuración magnética de un planeta depende de su propia dinámica interna, pero también de la magnetosfera del sistema estelar.

¿Qué rol tiene tener un campo magnético en un planeta? Lo primero, como hemos dicho antes, nos protege contra la radiación. Si no dispusiéramos de un campo magnético, las partículas altamente energéticas nos impactarían y destruirían el tejido celular, y sería incompatible con la vida tal y como la conocemos. Por tanto, es un escudo imprescindible. Y además, el hecho de tener una atmósfera permitió tener agua líquida en la superficie terrestre, y esto facilitó la química del carbono, imprescindible para la vida tal como la conocemos en toda la Tierra.

La mayoría de planetas del Sistema Solar tienen campo magnético. Curiosamente, vemos también que sus ejes de rotación muchas veces no coinciden con sus ejes magnéticos. Júpiter es el planeta que tiene el campo magnético más potente del Sistema Solar (entre 10 y 15 Gauss) y la Tierra es el segundo (0,6 G). Así, el campo magnético de Júpiter es unas 15-20 veces más potente que el de la Tierra.

Figura 5. Campos magnéticos de algunos planetas del Sistema Solar

Cuando las partículas cargadas procedentes del Sol entran en interacción con los campos magnéticos de los planetas dan lugar el Cyclotron -Maser Instability o radiación ciclotrónica. Lo que sucede es que algunas de estas partículas cargadas son rechazadas o rebotan en el campo magnético, pero otras se cuelan, siguiendo las líneas de campo magnético, hacia dentro y se dirigen hacia los polos magnéticos en trayectorias helicoidales - en espiral-. Cuando esto ocurre, los electrones emiten luz, que es la radiación ciclotrón, con una frecuencia muy concreta. Esta frecuencia depende de la intensidad del campo magnético del planeta. Cuanto más intenso sea éste, a mayor frecuencia veremos la señal radio.

También es importante observar que las regiones en las que existe emisión radio, ésta se produce a lo largo de las líneas de campo, pero es más intensa cuando las líneas de campo se cierran sobre sí mismas, típicamente sobre los polos magnéticos. En la figura 6 lo vemos dibujado como un anillo de color azul.

 Figura 6. Máxima emisión de la radiación ciclotrón

Características de la emisión CMI

Algunas características importantes de esta emisión son:

1. Sólo entre un 1 y un 5% de las partículas del viento solar son las que provocan este efecto. Es decir, una porción muy pequeña realmente de las partículas del viento estelar.
2. El máximo de emisión coincide con la región en la que las líneas de campo magnético se cierran.
3. La frecuencia de esta emisión vale 2,8*B (Mhz) donde B es el campo magnético del planeta.
4. Esta radiación es perpendicular al eje magnético. Según el punto de vista en el que vemos el planeta, la radiación apuntará hacia nosotros, como si de un faro se tratara.
5. Este tipo de radiación está caracterizada por ser polarizada circularmente, la cual la hace fácil de detectar.
6. Y en lo que se refiere a la intensidad, está modulada según la ley de radiometría de Bode, que básicamente nos dice que depende de la intensidad del campo magnético de la estrella y también del planeta. Es decir, cuanto más intensos sean ambos más luminosa será esta emisión.

A lo largo de la órbita del exoplaneta, cuando éste apuntaría hacia la Tierra, nos llegaría esta radiación ciclotrón, es decir en cada órbita nos iluminaría como con una linterna. Veríamos una especie de pulsaciones, como un faro marino.

Ejemplos de emisiones CMA

Vamos a hablar de diferentes ejemplos. El primero es Tau Bootis b, exoplaneta descubierto en 1996 en la constelación del Boyero. Es un Júpiter caliente, es decir, un planeta gaseoso muy cerca de su estrella (menos de 0,05 unidades astronómicas), con un período de traslación de sólo 3,3 días. Se estima que este planeta tiene un campo magnético de entre 5 y 11 Gaus, más o menos similar a Júpiter, y el hecho de que esté a esta distancia de la estrella a la que orbita, junto con este campo magnético, hace que tenga una frecuencia ciclotrón entre 10 y 40 MHz. Si desde la Tierra fuéramos capaces de observar este exoplaneta deberíamos escuchar en la banda de entre 10 y 40 MHz.

El segundo ejemplo es el de YZ Ceti b, planeta rocoso que también está en una órbita muy cercana a la estrella a la que orbita, una estrella de tipo espectral M muy magnética. Fue descubierto en 2017, tiene un radio similar al de la Tierra y tiene una masa también algo más pequeña que la de la Tierra. En este caso, se estima que este exoplaneta tiene un campo magnético de 0,3 G, similar al de la Tierra, y debe emitir una radiación ciclotrónica de unos 5 MHz.

Modelos de interacción entre flujos de plasma y obstáculos

¿La radiación ciclotrón que se genera como consecuencia de la interacción entre una estrella y un planeta es el único escenario en el que puede haber este tipo de emisión radio? La respuesta es que no, y en el Sistema Solar tenemos un ejemplo muy interesante y que ha sido muy estudiado desde hace años: la emisión que se genera en los polos magnéticos de Júpiter.

Como hemos dicho antes, Júpiter es un planeta con un campo magnético potente y con distintas lunas que lo orbitan. Estas lunas, aunque carecen de campo magnético, inducen un flujo de partículas hacia las regiones polares de Júpiter, provocando este mismo fenómeno. El satélite Io no tiene campo magnético propio, pero sí tiene una muy fuerte actividad volcánica que le produce una pequeña atmósfera a su alrededor. Cuando las partículas de esta atmósfera reciben radiación, se ionizan y aparecen electrones libres. Al girar en torno a Júpiter, cruza las líneas de campo magnético del planeta y se produce el fenómeno que hemos descrito anteriormente: los electrones son acelerados a través de estas líneas y están dirigidos hacia el polo magnético de Júpiter. Durante este camino van emitiendo radiación ciclotrónica, con un máximo cerca de los polos magnéticos del planeta. Y todos estos electrones, a través de interferencia constructiva, están en fase y se produce una emisión coherente.

Detección de emisión CMI extrasolar: exoplanetas orbitando estrellas magnéticas tipo M

El estudio de este tipo de interacción en el caso de Júpiter y su satélite Io ha sido muy importante porque nos ha permitido proyectar este caso fuera del Sistema Solar. Y se ha visto que, a día de hoy, con la instrumentación de la que disponemos, no es posible detectar radiación ciclotrón que provenga de un planeta como Júpiter que se encuentre a la distancia que está Júpiter del Sol. Ahora bien, los investigadores han calculado a qué distancia debería estar un planeta como Júpiter de su estrella para poder detectar su radiación ciclotrón, y el resultado es que no puede ser mayor que 0,05 UA, es decir, muy cercana a la estrella. Un ejemplo de exoplaneta candidato que cumple estas características es próxima Centauri b, el exoplaneta más cercano a nosotros.

Habitabilidad en exoplanetas orbitando estrellas magnéticas

Lo que ocurre es que, si un planeta tiene que estar muy cerca de su estrella y además en su zona habitable, significa que la estrella tiene que ser fría, de tipo M, y aquí surge la siguiente pregunta: ¿Es posible que existan exoplanetas habitables con planetas que están orbitando estrellas de este tipo? Pues existen dudas serias. Estas estrellas de tipo M, tan magnéticas, tienen una actividad fotosférica muy violenta y turbulenta, y eyectan una gran cantidad de masa al medio interplanetario. Hay dudas muy serias de que un planeta que está muy cerca de una estrella de este tipo pueda tener las condiciones de estabilidad atmosférica, mantener la magnetosfera, y por tanto que pueda tener vida.

Observaciones radio CMI con LOFAR

Para estudiar la emisión ciclotrón de los exoplanetas en Europa tenemos el proyecto Low Frequency Array. Este proyecto empezó a operar en Países Bajos en mayo de 2012, y rápidamente se expandió con miles de antenas distribuidas en distintos países de Europa. A través de técnicas de interferometría, somos capaces de observar en estas longitudes de onda emulando antenas de grandes proporciones y podemos obtener resoluciones angulares muy significativas. Se está observando entre los 10 y 240 MHz, y si bien es cierto que a día de hoy todavía no se ha detectado ninguna emisión CMI de un exoplaneta, sí que existen diferentes exoplanetas candidatos y se espera que en los próximos meses o años realmente se pueda detectar.

El telescopio James Webb recientemente ha empezado a estudiar exoatmósferas con detalle gracias a su instrumentación infrarroja. El estudio de exoatmósferas es muy interesante para saber qué gases contienen y ver si nos indican la presencia de vida o no. Estudiar cómo funcionan los campos magnéticos en exoplanetas será otra pieza clave del puzzle que todavía nos queda por entender.

Conclusiones

Las conclusiones de la charla serían:

1. Las observaciones radio aportan claros beneficios en la exploración exoplanetaria.
2. A día de hoy no podemos detectar tierras ni júpiteres en órbitas mayores que 0,05 UA.
3. La primera detección más plausible es de júpiteres calientes orbitando estrellas enanas magnéticas.
4. Son observaciones muy complejas. Son imprescindibles unos buenos moldeados SPI para las primeras detecciones dada la naturaleza de la emisión CMI (aniotrópica, haz estrecho, dependencia con la órbita, alineación con la Tierra, etc.)

Coloquio

Las antenas que intentan detectar esta radiación parecen planas, en contra de éstas que existían en Arecibo. ¿Nos puedes contar un poco más cómo son estos telescopios?
Son telescopios de gran apertura. Algo que sí sabemos es que cuanto más corta es la longitud de onda, menores pueden ser las antenas. Por eso, las antenas de nuestros teléfonos móviles son super pequeñas, de hecho, están incrustadas dentro del teléfono, porque están escuchando a frecuencias de varias GHz. En cambio, cuando tenemos frecuencias bajas, necesitamos más apertura para ser capaces de poder albergar lo que es un ciclo de la señal dentro de la antena, poder tratarlo después digitalmente a partir de los receptores, etc. Sí que tenían cierta curvatura, no eran completamente planas.

Las señales WOW, ¿se sabe alguna otra cosa, alguna hipótesis de qué podían ser?
Realmente no se conoce a qué se debió aquella señal. Cabe pensar también, que en aquella época había mucha competición tecnológica entre las dos grandes potencias: Estados Unidos y la Unión Soviética, y se ha especulado mucho sobre si esta señal pudo ser producida por la Unión Soviética.

¿Para que haya campo magnético es necesario que haya un núcleo de hierro grande?
Lo que sabemos es que cuando tenemos un núcleo con electrones en movimiento, éstos generan un campo magnético. Entonces necesitamos que haya rotación. Evidentemente, cuanto más masa -o cuanto mayor volumen de electrones estén en rotación- mayor será el campo magnético que se producirá.