ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Ana Heras, 8 de enero de 2025

Plato es una misión espacial cuyo propósito principal es buscar planetas similares a la Tierra alrededor de otras estrellas y responder preguntas fundamentales sobre los sistemas planetarios. Aunque en castellano "Plato" puede sonar curioso, el nombre es un acrónimo en inglés que alude al filósofo Platón, reflejando la exploración y el conocimiento de nuevos mundos.

La astronomía siempre ha despertado fascinación. Al mirar al cielo, contemplamos las estrellas, pero hasta hace poco no sabíamos mucho sobre lo que ocurría a su alrededor. Gracias a los avances en telescopios terrestres y espaciales, ahora sabemos que, en promedio, hay al menos tantos planetas como estrellas en el universo. Aunque no todas las estrellas tienen planetas, esta idea es inspiradora y ha transformado nuestra comprensión del cosmos. Pero el estudio de otros sistemas planetarios no sólo sirve para entender el Cosmos sino también para entender mucho mejor nuestro propio Sistema Solar. Queremos saber si nuestro sistema es especial o, al contrario, muy habitual. 

El interés por los exoplanetas no es nuevo. Desde la antigüedad, filósofos como Epicuro y Giordano Bruno intuyeron que podrían existir otros mundos similares al nuestro. Sin embargo, no fue hasta 1992 cuando Aleksander Wolszczan y Dale Frail detectaron los primeros exoplanetas orbitando alrededor de un púlsar. Más tarde, en 1995, Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron el primer exoplaneta alrededor de una estrella similar al Sol, un hallazgo que marcó el inicio de una nueva era en la astronomía y que les valió el Premio Nobel de Física. Hoy en día, se han confirmado más de 5.800 exoplanetas, un número que sigue aumentando gracias al desarrollo de nuevas técnicas y observatorios.

Observar un planeta de manera directa con luz visible con los instrumentos que tenemos, es imposible. Si comparamos el brillo de un planeta pequeño como la Tierra con el brillo del Sol, hay una diferencia de diez órdenes de magnitud. Deberíamos eliminar la luz de la estrella con alguna técnica -que ya estamos empezando a hacer- para poderlo ver. Lo que significa que la mayoría de exoplanetas descubiertos hasta ahora lo han sido con métodos indirectos. Detectamos el efecto que el planeta tiene en la luz o en el espectro de su estrella.

El método de tránsito es la técnica más utilizada para descubrir exoplanetas. De los 5.800 exoplanetas descubiertos, 4.329 de ellos lo han sido por este método. Consiste en medir la disminución del brillo de una estrella cuando un planeta pasa frente a ella, ocultándola parcialmente. Este método permite determinar el radio del planeta, características de su órbita y, en algunos casos también, características de su atmósfera.

Figura 1. Método de los tránsitos

Puede parecer sencillo pero no lo es, porque debe tenerse en cuenta que en estas medidas hay mucho “ruido”, como la propia actividad de la estrella, el ruido instrumental y, como ya hemos mencionado, la bajísima disminución de luz. Para un planeta como Júpiter la bajada de luz es de una centésima, pero para un planeta como la Tierra es de sólo 8 cien mil milésimas.

Además, este método tiene sus limitaciones. Por ejemplo, solo detecta planetas cuyas órbitas estén alineadas con nuestra línea de visión, lo que ocurre en un 0,5% de los casos para planetas con órbitas similares a la de la Tierra. Por ello, para descubrir nuevos exoplanetas, es esencial observar una gran cantidad de estrellas.

Figura 2. Sólo el 0,5% de los exoplanetas, vistos des de la Tierra tienen tránsitos

Detectar planetas pequeños como la Tierra requiere una precisión fotométrica muy alta, algo difícil de lograr debido al ruido de los instrumentos, la actividad estelar y las interferencias de la atmósfera terrestre en observaciones desde el suelo. Además, existe el problema de los falsos positivos, situaciones en las que otros fenómenos observados imitan un tránsito planetario (el paso de una enana marrón, una estrella binaria, etc.). Por ello, es necesario realizar observaciones adicionales con telescopios terrestres o espaciales para confirmar los descubrimientos.

Plato está diseñado para superar estos desafíos. Observará miles de estrellas con una precisión excepcional, aumentando significativamente las probabilidades de detectar planetas habitables.

Además de los tránsitos, Plato también observará las curvas de fase. Cuando un planeta refleja la luz de su estrella y alcanza un punto máximo de brillo, observamos el máximo de la curva de luz. Al continuar su órbita, el planeta es ocultado tras la estrella, lo que genera un eclipse. Esto difiere del tránsito, donde el planeta pasa frente a la estrella, bloqueando parcialmente su luz.

Figura 3. Curva de fase de un exoplaneta

Las curvas de fase permiten analizar cómo cambia la luz reflejada por un planeta a medida que orbita su estrella, proporcionando información sobre su albedo, composición atmosférica e incluso posibles condiciones climáticas. Por ejemplo, el telescopio James Webb utiliza múltiples longitudes de onda para obtener mediciones precisas que ayudan a entender la atmósfera de los planetas y, en algunos casos, incluso a modelar sus climas.

Un ejemplo notable de descubrimientos realizados mediante el método de tránsito es el sistema TRAPPIST-1, detectado por un pequeño telescopio belga. Se trata de un sistema planetario formado por siete planetas rocosos que orbitan todos muy cerca de su estrella (más cerca que la órbita de Mercurio). Como la estrella es una enana roja ultrafría, la zona de habitabilidad (donde podría existir agua líquida en la superficie) está muy cercana a la estrella, y tres de los planetas están en el interior de esta zona.

El telescopio espacial James Webb está estudiando este sistema intensivamente para buscar atmósferas en estos planetas. Aunque aún no se han encontrado firmas biológicas, este sistema ofrece información crucial sobre planetas rocosos y su potencial habitabilidad.

Figura 4. Sistema planetario Trappist-1

Los sietes planetas del sistema Trappist-1 tienen tránsitos vistos des de la Tierra, lo que proporciona unas curvas muy bonitas porque a veces se solapan más de un tránsito a la vez.

Figura 5. Tránsitos planetarios en el sistema Trappist-1

Otro ejemplo destacado es el telescopio Kepler, responsable del descubrimiento de la mayoría de los exoplanetas hasta ahora. Kepler ha detectado planetas con tránsitos claros y precisos, como un planeta terrestre de 1.4 radios terrestres y una masa de 4.6 masas terrestres. Estos datos, limpios de interferencias instrumentales y estelares, ejemplifican el nivel de precisión alcanzado en estas mediciones.

El método de velocidad radial es otro pilar en la detección de exoplanetas. Este método mide el efecto Doppler causado por el movimiento de la estrella debido a la atracción gravitatoria del planeta. Aunque no ofrece información directa sobre el radio del planeta, permite calcular un límite inferior de su masa.

Un ejemplo icónico es el planeta Próxima b, descubierto alrededor de Próxima Centauri. Aunque su masa indica que podría ser habitable, aún no se ha detectado en tránsito, por lo que su radio y densidad siguen siendo desconocidos. Sin embargo, la combinación de los métodos de tránsito y velocidad radial permite calcular tanto la masa como el radio, y, por ende, la densidad del planeta, proporcionando pistas clave sobre su composición. La densidad nos da la primera medida importante para saber de qué está hecho un planeta. Con ella podemos saber si se trata de un planeta gaseoso, acuoso o terrestre.

Hay muchas misiones y observatorios que están trabajando en este tema como puede verse en la siguiente imagen (figura 6). Por un lado, están los observatorios en tierra, que son muy importantes sobre todo para medidas de las velocidades radiales. Luego tenemos las misiones pasadas como la francesa-europea COROT, que fue la primera misión que se lanzó para el estudio de exoplanetas, y descubrió la primera supertierra. También tenemos las misiones de la NASA, Kepler y TESS. Y la misión Keops de la ESA, que hace seguimiento de planetas ya conocidos.

Figura 6. Misiones presentes y futuras para el estudio de los exoplanetas

Dejadme destacar la contribución española con varios instrumentos desde tierra, como Carmenes en Calar Alto u otros instrumentos desde Canarias. En Chile también hay instrumentos muy importantes, como Espresso, colocado en el Very Large Telescope de más de 8 metros, que es el único instrumento que podría detectar las velocidades radiales de un planeta como la Tierra a una distancia de una unidad astronómica. Todavía no está muy claro que lo podamos hacer porque el mayor obstáculo no es el instrumento sino la actividad de la propia estrella.

Como os decía antes, hoy en día tenemos 5.811 exoplanetas confirmados y 7.358 candidatos que todavía no han sido confirmados. La diversidad de exoplanetas es asombrosa (figura 7). Tenemos “hot jupiters”, planetas gigantes orbitando su estrella más cerca que Mercurio. Tenemos planetas más grandes que Júpiter orbitando a distancias 10 o 100 veces mayores que Júpiter del Sol. Tenemos supertierras, planetas con tamaños y masas entre la Tierra y Neptuno, algunos de ellos deben ser rocosos, mientras que otros pueden ser de agua o de hielo, todavía no lo sabemos.

Figura 7. Relación de exoplanetas confirmados

No sabemos si el Sistema Solar es común en el Universo o es un sistema planetario extraño. Todavía hay grandes vacíos en nuestro conocimiento, especialmente en lo que respecta a planetas pequeños en la zona de habitabilidad de estrellas como el Sol. Esto se debe, en parte, a misiones como Kepler y TESS que han observado principalmente estrellas débiles o frías, limitando el seguimiento detallado con otros instrumentos. Nos hace falta observar estrellas más brillantes.

En la figura siguiente (figura 8) podemos ver el número de planetas descubiertos según la magnitud de la estrella. Para estrellas brillantes tenemos sobre todo la masa de los planetas, y para estrellas débiles tenemos sobre todo sus radios. Solo en la zona intermedia tenemos las dos medidas, por lo que hemos podido calcular las densidades en pocos casos. En total solo tenemos 1.350 planetas con masa y radio conocidos.

Figura 8. Número de planetas según la magnitud de las estrellas

Lo que estamos viendo es que los planetas del Sistema Solar, donde los pequeños son rocosos y los grandes gaseosos, no son la regla general. Existen otras configuraciones de planetas, algunos con mucha agua, o con hielo, y esto lo podremos saber cuando sepamos con toda seguridad su densidad. Aquí entra en juego el satélite Plato.

Plato ha sido diseñado para llenar estos vacíos, enfocándose en estrellas más brillantes y detectando planetas en la zona de habitabilidad de estrellas similares al Sol. Su precisión permitirá obtener datos críticos sobre planetas pequeños, como su densidad y composición, y buscar condiciones que favorezcan la habitabilidad.

El concepto de zona de habitabilidad se define como la distancia a la estrella donde podría existir agua líquida en la superficie del planeta. Aunque no implica que el planeta esté habitado, la presencia de agua líquida es un prerrequisito clave para la vida tal como la conocemos. Evidentemente hay que tener en cuenta también el efecto invernadero de las atmosferas planetarias, por esto la zona habitable es bastante ancha.

Figura 9. Zona de habitabilidad

Actualmente, tenemos más de 5.800 exoplanetas confirmados y unos 7.000 candidatos adicionales. Sin embargo, para avanzar en nuestro entendimiento, necesitamos descubrir más planetas pequeños en la zona de habitabilidad y caracterizarlos en detalle.

Plato, junto con misiones futuras, tiene el potencial de revolucionar nuestra comprensión de los exoplanetas y responder preguntas fundamentales sobre la posibilidad de vida más allá de la Tierra.

Hoy en día no conocemos exoplanetas pequeños en la zona de habitabilidad alrededor de estrellas como el Sol para los cuales tengamos datos completos, como el radio y la densidad. Por ejemplo, los planetas del sistema TRAPPIST-1 están en la zona habitable de una estrella pequeña y fría, pero no existen datos comparables para estrellas más grandes como el Sol. Este vacío es una de las principales motivaciones para desarrollar Plato, que ayudará a completar este "mapa" de posibles Tierras.

Entender los exoplanetas requiere conocer sus estrellas. Los parámetros clave de los planetas, como su radio, masa o edad, dependen directamente de las características estelares. Por ejemplo, el radio del planeta se calcula en relación con el radio de la estrella, la masa del planeta depende de la masa estelar, o la edad del sistema estelar influye en la evolución del planeta.

Por ello, Plato no solo estudiará planetas, sino también las estrellas que los albergan, utilizando una técnica llamada astrosismología. Todos conocemos los terremotos terrestres, vibraciones que proceden del interior de la Tierra y que sirven para estudiar cómo es nuestro planeta por dentro. De la misma manera, esta técnica permite estudiar las ondas sonoras que se propagan dentro de las estrellas. Estas ondas, al reflejarse y resonar, generan patrones observables en la luz de la estrella.

Figura 10. Vibraciones de una estrella

Analizando estas oscilaciones, podemos determinar cómo es la estructura interna de la estrella, su edad, que es esencial para entender la evolución de los planetas, y la cantidad de elementos como hidrógeno que se han consumido en reacciones nucleares, revelando la etapa evolutiva de la estrella.

Plato proporcionará las mediciones más precisas de astrosismología hasta la fecha, mejorando nuestros modelos de evolución estelar y permitiendo aplicarlos a estrellas más débiles que no se puedan medir directamente.

La edad de un sistema planetario es clave para comprender sus características. Los planetas terrestres pasan por etapas de enfriamiento, diferenciación interna y, potencialmente, tectónica de placas, procesos que afectan su composición y habitabilidad. En cambio, los planetas gigantes cambian su estructura y composición con el tiempo, como lo ha hecho Júpiter desde su formación hasta hoy en día. Estudiar planetas en diferentes etapas evolutivas permitirá entender mejor el desarrollo de los sistemas planetarios.

Plato combinará varias técnicas avanzadas para detectar y estudiar exoplanetas. Por un lado, observará pequeñas variaciones en la luz estelar causada por el paso de un planeta frente a su estrella, y por otro lado medirá las oscilaciones estelares y determinará parámetros fundamentales de las estrelles. Además, observatorios terrestres confirmarán y medirán la masa de los planetas observados por este satélite. Esta combinación permitirá crear un catálogo único de planetas pequeños en la zona habitable, con datos sobre su radio, masa, densidad y edad.

Plato utilizará un sistema de multitelescopios, un diseño que permitirá observar simultáneamente más de 100.000 estrellas simultáneamente. Por ello se necesita un campo de visión más amplio con estrellas débiles, pero también brillantes, de las que tenemos menos tránsitos. Además, queremos tener una buena sensibilidad para la astrosismología. Para todo esto tiene 26 cámaras. Su masa es de 2.500 kg y su tamaño alrededor de 3,5x3,5x3,5, lo que lo hace bastante impresionante. Además, tendrá 9 m de paneles solares cuando estén extendidos.

Figura 11. Satélite PLATO

Ya se ha hecho un modelo estructural y se ha probado en una cámara acústica, donde se han hecho test de vibraciones, de vacío, etc. Aún faltan más tests pero esperamos que se lance a finales de 2026, principios de 2027 con un cohete Ariane 6.2. El satélite está preparado para tener una vida de 8,5 años, aunque existe la posibilidad de que sea más larga.

El contratista industrial principal de este satélite es OHB System AG, en equipo con Thales Alenia Space (Francia y UK) y Beyond Gravity (Suiza), y demás hay centenares de empresas más pequeñas subcontratadas que han construido partes del satélite.

La carga útil está formada por 24 cámaras normales que trabajan en luz blanca. Cada 25 segundos harán una medida. Además, hay 2 cámaras rápidas, una de las cuales trabaja en rojo y la otra en azul, que también se usarán como cámaras guía. Cada cámara tendrá 4 CCDs, de 4.510 x 4.510 pixels cada una. En total habrá104 CCDs, que si las ponemos todas juntas ocupan un área de 0,7 m². Es la “cámara global” más grande que habrá en el espacio.

Se situará en el punto de lagrange L2, como los satélites EUCLID o James Webb. Es un punto a 1,5 millones de quilómetros de la Tierra, donde se consigue una gran estabilidad de apuntado y de cobertura de cielo. Lo que sí pasa es que necesitamos tener la luz del Sol apuntando hacia los paneles y que el Sol no apunte a las cámaras, por ello cada cuarto de vuelta -cada tres meses- habrá que girar el satélite 90 grados. Esto creará algunas perturbaciones en las medidas que habrá que corregir.

Ahora mismo, ya tenemos el modelo de vuelo en fase de construcción. Ya tenemos el módulo de servicio y el módulo de las cámaras donde ya están casi todas integradas. Hemos tenido un problema con el testeo de las cámaras rápidas porqué el lugar de testeo, que está en París, se inundó y no pudimos testearlas. Estamos buscando algún otro lugar.

El campo de visión instantáneo de todas las cámaras ocupará 2.200 grados cuadrados del cielo, esto es como 10.000 lunas llenas (figura 12). Queremos hacer una foto en algún sitio conocido para que la gente pueda entender el campo que ve este satélite. En el centro hay 24 cámaras, 12 más hacia el exterior, y 6 más en la periferia.

Figura 12. Campo de visión de PLATO

Observará simultáneamente entre 100.000 y 200.000 estrellas. Se concentrará en estrellas enanas y subgigantes con tipos espectrales entre F5 y K7, y magnitud menor que 13. También observará estrellas enanas rojas de tipo M, hasta la magnitud 16.

La idea es hacer dos apuntados de dos años cada uno, e incluso poder hacer un apuntado durante cuatro años seguidos. De esta manera se podrá hacer un seguimiento mucho mayor de las mismas estrellas durante mucho tiempo. Debemos pensar que el planeta tierra, desde fuera solo tiene un tránsito al año.

Ya hemos escogido la zona del primer apuntado, centrado en el hemisferio sur (figura 13). Esto es así para que desde el espectrógrafo Espresso, situado en Chile, puedan hacer medidas de los exoplanetas que descubra Plato.

Figura 13. Primer apuntado de Plato.

Estamos preparando un catálogo muy preciso porqué será imposible bajar todos los datos que obtenga el satélite. Sólo podremos bajar los datos de las estrellas que tengamos catalogadas. Es más, muchas curvas las haremos en el propio satélite para bajar solo las curvas y no las imágenes.  También tenemos un programa de “científicos invitados” para que propongan ciencia distinta de la que hará Plato, ciencia que necesite un fotómetro de alta precisión.

En el futuro hay más misiones programadas. Después de Plato se lanzará Ariel, también de la ESA, que estudiará atmósferas planetarias. La NASA lanzará otro Satélite, el Roman, que mirará básicamente la deformación de la luz debido a los exoplanetas (por microlentes gravitatorias). No podrá hacer seguimiento de estos exoplanetas, pero nos dará información muy interesante sobre las poblaciones de exoplanetas en la Galaxia.

Para el estudio de las composiciones atmosféricas tendremos el ELT (extremely large telescope) que se está construyendo en Chile. No sabemos si con él podremos estudiar atmósferas de planetas similares a la Tierra, pero sí de para planetas más grandes.

Y para la próxima década o la siguiente tenemos dos grandes proyectos: Habitable World Observatory (NASA) y LIFE (ESA), el primero basado en coronografía y el segundo en interferometria, para el estudio de atmósferas de planetas de tipo terrestre. No hace falta decir que vivimos en un tiempo excepcional para el descubrimiento de nuevos mundos.

Coloquio

¿Qué abertura tienen los telescopios?
Tienen 12 centímetros. Son relativamente pequeños.

¿Dónde está situado el centro de captación de datos y coordinación?
Hay varios sitios. Uno de ellos es en Madrid, donde hay lo que llamamos el Science Operations Center. Estos datos se van a enviar a Alemania.

¿Qué vida útil tendrá la misión?
De momento está financiada para cuatro años. Esto es un estándar según el cual las misiones tienen un dinero garantizado para las operaciones. Los ingenieros han diseñado el satélite para 8,5 años, pero muchas veces los satélites duran más, como por ejemplo XM Newton o el propio telescopio espacial Hubble.