ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Florence Libotte, 27 de mayo de 2026.

Según la NASA, hoy en día tenemos confirmados 6.291 exoplanetas, que se reparten en tres grandes grupos: un primer tercio son gigantes gaseosos, similares a Júpiter, incluso más grandes que él; otro tercio corresponde a lo que llamamos supertierras: planetas rocosos, pero mayores que la Tierra; y luego tenemos los parecidos a Neptuno. Y después, hay un pequeño porcentaje restante, alrededor del 4 %, que son planetas parecidos a la Tierra. Eso no significa que solo representen el 4 % del universo, sino simplemente que son los más difíciles de detectar porque son muy pequeños.

¿Cómo se detectan? Pues el principal método para detectar exoplanetas es el método del tránsito, es decir, con fotometría. El 75 % de los planetas que conocemos se han descubierto mediante esta técnica.

Actualmente hay una serie de misiones e instrumentos para detectar y estudiar exoplanetas. Por ejemplo, CARMENES, situado en Calar Alto, que es un espectrógrafo que ha proporcionado muchísimos resultados sobre exoplanetas. También tenemos misiones espaciales como TESS, que está aportando una enorme cantidad de información y detectando muchísimos tránsitos de exoplanetas -aún por confirmar-. Después tenemos la misión PLATO, que se lanzará, creo, a principios del año que viene, y que se dedicará precisamente a buscar aquello tan difícil de detectar: planetas similares a la Tierra. Y también quiero mencionar la misión Ariel, un satélite que probablemente se lanzará a finales de 2029 o principios de 2030. Ariel también estará orientado al estudio de exoplanetas, pero en este caso se centrará en analizar sus atmósferas para determinar de qué están hechas: si contienen oxígeno, helio, hidrógeno, etcétera.

¿Qué es un tránsito? Un tránsito es, básicamente, un eclipse. Cuando un planeta pasa por delante de su estrella, se produce una disminución de la intensidad de la luz. El planeta es opaco y, al tapar una pequeña parte de la estrella, nos llegan menos fotones. Primero observamos la estrella sin ningún tránsito; la luz permanece estable. Pero cuando el planeta pasa por delante, aparece una pequeña disminución en la curva de luz.

Aquí tenéis tres ejemplos de curvas de luz (figura 1) de nuestro grupo Uranian: WASP-12b, TOI-1272 y WASP-156b. El primero tiene además un valor sentimental especial porque fue el primer tránsito que obtuvimos con el IAC-80, un telescopio de 80 centímetros situado en Canarias.

Figura 1. Tres curvas de luz de tres tránsitos

También existen los tránsitos secundarios. Los que trabajáis con binarias conocéis el concepto de mínimo primario y mínimo secundario. Aquí ocurre algo parecido. Hay muy pocos tránsitos secundarios detectados -menos de 60- porque requieren telescopios muy grandes. En ellos, se intenta medir la luz reflejada por el planeta.

De las curvas de luz de los tránsitos podemos obtener información del exoplaneta. En primer lugar, su tamaño. Si el tránsito es muy profundo, podemos intuir que el planeta es grande, en cambio, si la disminución es pequeña, probablemente el planeta también lo sea. Pero siempre en relación con el tamaño de su estrella.

También podemos conocer el período orbital, que es el tiempo que transcurre entre dos tránsitos consecutivos. Se toma el momento medio del tránsito —el llamado mid-transit— y se mide la separación temporal entre ambos eventos. Mientras preparaba esta charla me pregunté cuál sería el planeta con el período orbital más corto conocido, y la verdad es que me sorprendió muchísimo: diecisiete minutos.

Para determinar la distancia entre la estrella y el planeta recurrimos a las leyes de Kepler, especialmente a la tercera ley, que relaciona el período orbital con la distancia. Con las unidades adecuadas, la fórmula queda muy sencilla:

a³ = M · P²

Donde a es la distancia, P el periodo y M la masa de la estrella.

También podemos medir la duración del tránsito. Esto nos interesa mucho a los observadores porque queremos saber exactamente cuándo empieza y cuándo termina el tránsito. Para ello, primero calculamos la velocidad orbital: tomamos el recorrido total de la órbita y la dividimos entre el período orbital; y después podemos estimar la duración del tránsito, que depende básicamente del diámetro de la estrella y de su velocidad orbital.

T = 2R / v

En el caso del planeta que tarda diecisiete minutos en orbitar su estrella, el tránsito duraría unos 28 milisegundos.

Además, podemos calcular el parámetro de impacto, que nos dice por dónde cruza el planeta el disco de la estrella. Si cruza por el ecuador, el parámetro (b) vale 0, si cruza justo por el límite superior vale 1 y si cruza por el límite inferior vale -1 (figura 2).

Figura 2. Parámetro de impacto

Esto nos interesa porque aporta información sobre la configuración geométrica del sistema.

También podemos estimar la temperatura del planeta porque conocemos aproximadamente la temperatura de la estrella mediante modelos y acabamos de calcular la distancia orbital. Con ello, obtenemos la llamada temperatura de equilibrio del planeta.

T = T* · (R/2a)^(1/2) · (1 − A)^(1/4)

Donde T* es la temperatura de la estrella, R el radio de la estrella, a la distancia estrella-planeta i A el albedo del planeta

La gran mayoría de los exoplanetas conocidos tienen temperaturas muy elevadas.

En la web exoplanet.eu se pueden hacer muchos gráficos distintos. Se puede elegir qué parámetro se quiere representar en cada eje: temperatura, diámetro, parámetro de impacto, período orbital, etcétera. Además, se pueden aplicar filtros: solo planetas pequeños, solo gigantes gaseosos, solo planetas templados… Es una herramienta muy versátil. Os muestro el gráfico temperatura-periodo orbital (figura 3).

Figura 3. Temperatura-periodo orbital de muchos exoplanetas

Y más allá de estos parámetros físicos, hay algo muy interesante: gracias a los exoplanetas también estamos aprendiendo mucho sobre las propias estrellas. Por ejemplo, en este caso de WASP-52, aparece una pequeña irregularidad, una especie de joroba en la curva de luz (figura 4). Esto significa que el planeta estaba pasando por delante de una mancha estelar. Y no una manchita precisamente, sino una mancha bastante grande.

Figura 4. Curva del tránsito de Wasp-52b

La doctora Mayuko consiguió determinar, a partir de muchos tránsitos, cómo se desplazaba esa mancha sobre la superficie estelar. Así que fijaos hasta dónde puede llegar la fotometría de tránsito.

Nosotros, básicamente medimos el momento de inicio y el final del tránsito y calculamos el parámetro O-C (observado menos calculado). Lo que hacemos es comparar cuándo debería ocurrir el tránsito según los cálculos y cuándo ocurre realmente. Si el valor es menor que cero significa que el tránsito se adelanta, y si es mayor significa que se retrasa.

Estas variaciones pueden deberse a muchas causas: quizá haya que recalcular el período orbital, quizá la órbita sea más excéntrica de lo esperado o incluso podría haber otros cuerpos perturbando el sistema. Por eso, estas curvas de luz proporcionan muchísima información y se utilizan en numerosos campos de la astrofísica, no solo en exoplanetas, sino también en estrellas variables o sistemas binarios.

A veces, esa impuntualidad es periódica tiene un patrón, no es algo caótico, sino que sigue un comportamiento ordenado. Lo que ocurre es que el planeta tiene un “hermano”, otro planeta, y resulta que muestra exactamente el mismo comportamiento. Sin ver el hermano, podemos deducir que existe por el atraso o el adelanto de los tránsitos.

Muchas veces encontramos que las órbitas de los planetas tienen resonancia. Esto significa que sus periodos tienen una relación múltiple. Así, se llama resonancia 2:1 si uno tiene un periodo que es el doble que el otro. También hay resonancias 3:2, 4:3, etc. Las resonancias son extremadamente importantes porque, igual que las variaciones de tránsito (llamados TTV, Transit Timing Variations), nos llevan a descubrimientos muy interesantes.

Las resonancias no solo existen en exoplanetas, sino también en nuestro propio Sistema Solar. Así, por ejemplo, entre Venus y la Tierra hay una resonancia 3:2, y entre la Tierra y Marte una resonancia 2:1.  Y si vamos más allá, entre Plutón y Neptuno también hay una resonancia 3:2. Pero también ocurre entre los satélites de Júpiter, ya que entre Ío, Europa y Ganímedes hay una resonancia 4:2:1.

Os explico todo esto porque gracias a las resonancias y a las variaciones temporales de tránsito podemos descubrir sistemas planetarios realmente extraordinarios.

Os muestro el famoso sistema TRAPPIST-1 porque es un sistema con siete planetas rocosos, similares en tamaño a la Tierra. Y además, algunos se encuentran en la llamada zona habitable. Los descubrieron utilizando estas variaciones temporales de tránsito. Cuando vieron que había estas variaciones, buscaron otros planetas con distintas resonancias y fueron descubriendo progresivamente todos los planetas del sistema, cada vez más alejados de la estrella. En este caso, las resonancias son las siguientes: 8:5, 5:3, 3:2, 3:2, 4:3 y 3:2.

Aquí tenéis una comparación entre el sistema TRAPPIST-1 y nuestro sistema solar (figura 5). Todos los planetas de este sistema se encuentran mucho más cerca de su estrella que Mercurio del Sol. Además, todos ellos son muy pequeños y tienen densidades como los planetas rocosos del Sistema Solar.

Figura 5. Sistema Solar y Trappist-1

Como se puede ver, esta técnica de los TTV permite medir masas extremadamente pequeñas. Mientras que con la técnica clásica de velocidad radial se mide el pequeño “bamboleo” de la estrella causado por la gravedad de un planeta masivo, con los TTV hacemos algo diferente: en lugar de medir ese pequeño movimiento físico de la estrella, medimos adelantos y retrasos de minutos o segundos en los tránsitos. Y eso es mucho más fácil de medir con precisión.

Hablando de masas, hay un pequeño debate sobre cuál es exactamente el límite de masa para considerar un objeto como planeta. Recordemos que una estrella necesita aproximadamente entre 75 y 80 masas de Júpiter para iniciar la fusión del hidrógeno. Las enanas marrones ocupan una zona intermedia, aproximadamente entre 13 y 75 masas de Júpiter. Por debajo de 13 masas de Júpiter ya hablamos normalmente de gigantes gaseosos. Pero en esa zona intermedia las cosas no siempre están claras. Las diferencias están en la formación de estos astros y la presencia de litio. 

Tatooine

Tatooine, en Star Wars, es un planeta que orbita dos soles. Y eso nos lleva directamente al problema de los tres cuerpos: dos estrellas y un planeta interactuando gravitatoriamente. ¿Existen planetas de este tipo que giran alrededor de dos estrellas?

Durante mucho tiempo se pensó que era imposible que existieran planetas en sistemas binarios, ya que se creía que todo acabaría expulsado por las perturbaciones gravitatorias. Pero en 1999 el señor Dvorak calculó que incluso en sistemas de tres cuerpos podían existir zonas estables, algo parecido a los puntos de Lagrange. Más tarde otros investigadores desarrollaron estos estudios y, finalmente, las observaciones confirmaron que efectivamente sí existen planetas en sistemas binarios. Y además, hay de dos tipos principales: los de tipo S y los de tipo P.

Tipo S (de satélite): en estos sistemas el planeta no orbita las dos estrellas, sino solo una de ellas, normalmente la más masiva. Para ello, el planeta debe permanecer muy cerca de su estrella (su distancia orbital no puede superar aproximadamente un tercio de la separación entre las dos estrellas). Este es, con diferencia, el tipo más común, y ya se conocen más de 800 planetas en sistemas binarios de este tipo.

Tipo P (de planeta): en estos sistemas el planeta orbita las dos estrellas conjuntamente, tiene una órbita circumbinaria. Y aquí ocurre justo lo contrario que antes: el planeta tiene que estar muy lejos de las dos estrellas para que la órbita sea estable. De estos sistemas hay muy pocos: apenas unas decenas confirmadas, pero últimamente se han añadido 27 posibles candidatos más.

Y ahora viene una cuestión muy interesante: ¿podrían estos sistemas ser favorables para la vida? Pues sorprendentemente, algunos estudios indican que sí. Primero, porque estos planetas suelen encontrarse relativamente lejos de sus estrellas, igual que la Tierra respecto al Sol. Eso favorece condiciones térmicas más moderadas. Además, la dinámica de las dos estrellas puede generar ciclos estacionales complejos. Y sabemos que las estaciones han sido importantes para la vida en la Tierra porque crean alternancia entre periodos de actividad y reposo. También podrían existir condiciones adecuadas para la presencia de agua líquida. Y hay otro aspecto interesante: la configuración binaria puede ofrecer cierta protección frente a radiación ultravioleta intensa y vientos solares especialmente energéticos.

¿Podría existir un sistema binario donde cada estrella tuviera además su propio sistema planetario? Todo indica que sí. De hecho, una investigación muy importante realizada desde el Instituto de Astrofísica de Andalucía —por Sebastián Zúñiga y Francisco Pozuelos— descubrió precisamente eso.

Por primera vez encontraron un sistema binario donde ambas estrellas poseen planetas terrestres en tránsito. El sistema se llama TOI-1337 y está formado por dos enanas rojas separadas por unas ocho unidades astronómicas. Primero midieron los períodos orbitales mediante tránsitos. Dos de los planetas tienen períodos de 2,28 y 3,49 días. Y resulta que esos valores muestran una resonancia 3:2. Eso significa casi con total seguridad que ambos planetas orbitan la misma estrella. Luego apareció un tercer planeta con un período de unos 2,03 días, y sabemos que no puede ser un planeta circumbinario porque las estrellas están separadas ocho unidades astronómicas y una órbita tan corta sería inestable. Así que la explicación más probable es que ese tercer planeta orbite la otra estrella.

Formación de sistemas planetarios

Y para terminar quería comentar brevemente el tema de la formación de sistemas planetarios. Los planetas nacen en discos protoplanetarios. Cuando se forma una estrella, alrededor queda un disco de gas y polvo. Y es precisamente en ese disco donde nacen los planetas.

Explicarlo de forma sencilla es fácil; entender realmente cómo se forman planetas rocosos, gigantes gaseosos y sistemas completos ya es muchísimo más complicado. Por ejemplo, se piensa que las irregularidades del disco —torsiones, huecos, brazos espirales o regiones más densas— podrían favorecer la formación de planetas.

Para entender cómo nacen los planetas, los astrónomos buscan sistemas extremadamente jóvenes, estrellas que acaban prácticamente de formarse. Y ahí aparecen las famosas estrellas T Tauri, las cuales representan la fase evolutiva inmediatamente anterior a una estrella estable. Todavía están colapsando gravitatoriamente. Aún no producen energía mediante fusión nuclear; simplemente se están contrayendo.

Hay un artículo de la revista Nature donde descubrieron un sistema de cuatro planetas orbitando una de estas estrellas jóvenes, con una edad de entre 15 y 30 millones de años. Estos planetas son enormes, varias veces mayores que la Tierra, pero lo realmente especial es su densidad extremadamente baja (0,08 g/cm³). De hecho, el artículo de Nature los describe literalmente como “ultra-low density exoplanets”.

Y aquí vuelven a aparecer los TTV. Los investigadores detectaron un planeta con un período orbital de 24 días. Luego aplicaron resonancias para buscar compañeros. Apareció otro planeta a 12 días, y otro más a 48 días. Y luego otro más a ocho días, otra vez en resonancia 3:2. Como puede verse, las resonancias son una herramienta increíblemente útil para los astrónomos porque permiten orientar muchísimo las búsquedas.

¿Cómo pueden existir planetas tan grandes y tan extremadamente ligeros? Los investigadores proponen varios mecanismos. Uno de ellos es el llamado “boil-off”, en el que el planeta nace dentro del disco protoplanetario y el propio disco ejerce cierta presión gravitatoria y térmica que mantiene confinada su atmósfera. Pero cuando el disco desaparece, el planeta queda “liberado” y su atmósfera se expande enormemente, como una olla a presión al abrirse. El resultado es un planeta muy inflado, enorme, pero extremadamente tenue.

Además, estas estrellas jóvenes son muy activas magnéticamente y generan vientos solares brutales. Eso provoca que los planetas pierdan masa continuamente. Y los científicos también han calculado que, dentro de miles de millones de años, estos planetas pasarán de sus radios actuales -de 5 a 10 radios terrestres- a 1 o 2 radios terrestres. La razón es que gran parte de esa enorme atmósfera externa contiene muy poca masa y terminará perdiéndose con el tiempo.

Coloquio

¿Cómo de optimista eres respecto a que, en un futuro cercano —digamos en diez años—, con toda esta explosión tecnológica, la inteligencia artificial, la computación cuántica, etc., podamos encontrar suficientes biomarcadores como para detectar posibles indicios de vida?
Sí, desde luego creo que hay motivos para el optimismo, especialmente viendo los telescopios que se están construyendo. En particular, el telescopio de 39 metros que se está instalando en Chile creo que dará muchísimas respuestas. Estoy bastante convencida de ello.

Al principio de la presentación comentaste que suponíais órbitas circulares. Como las órbitas de nuestro sistema solar son elípticas, quería saber si las órbitas elípticas son la norma o si existen circulares, elípticas, excéntricas…
Todas las órbitas de los planetas son elípticas. Lo que ocurre es que algunas son muy poco excéntricas y se aproximan muchísimo a una circunferencia, mientras que otras son mucho más ovaladas.

Me ha parecido muy curioso encontrar resonancias tan perfectas. Parece casi algo matemáticamente diseñado. Has mostrado relaciones como 8, 12 o 24 y resulta increíble.
Sí, y además este fenómeno aparece muy pronto. Hemos visto sistemas planetarios con apenas 15 o 20 millones de años que ya presentan resonancias orbitales.

Explicar exactamente por qué ocurre tiene mucho que ver con el problema de los tres cuerpos. Lo que he leído es que las órbitas resonantes se encuentran en una especie de frontera entre regiones estables e inestables del sistema dinámico. Ahí es donde los planetas “encuentran su camino”.