El nuevo Catálogo de Planetas Habitables para Candidatos del telescopio Kepler.

Esta semana un equipo de astrónomos ha anunciado un estudio sobre la habitabilidad de los más de 4.000 candidatos a planeta del telescopio Kepler. Es el resultado de varios años de estudio con los datos completos proporcionados por la primera fase del proyecto Kepler, más concretamente, de los 17 trimestres en los que se recogieron datos (Q1-Q17). Por supuesto, además de incluir a los candidatos a planeta aún no validados, también se incorporan los que se ha podido demostrar que son planetas reales. El estudio incluye no solo un contraste orientado a mejorar la calidad de las estimaciones sino, además, estudios de estabilidad de los sistemas planetarios múltiples.

Como resultado, se destacan 104 candidatos en la Zona Habitable, con 20 de ellos en la lista de los más prometedores, por ser de reducido tamaño y estar especialmente bien ubicados.

¡Esto es realmente excitante!

La totalidad de los candidatos del proyecto Kepler han sido clasificados por probable habitabilidad (Fuente: NASA/JPL)

Además, demuestran que la distribución por tamaños de los candidatos dentro de la Zona Habitable no es distinta de la del resto de candidatos.

El autor, Stephen R. Kane, el director de llamado “Kepler Habitable Zone Working Group”, es un científico extraordinario al que no me canso de leer, por su enorme experiencia, por su perspicacia, por su erudición, por su sano escepticismo, porque tiene (sin duda) ideas propias y, sobre todo, porque es un tipo con sentido del humor. Junto a él aparecen como coautores otros científicos de la talla de Kasting, Kopparapu, Selsis, Kaltenegger, que quizá sean algunos de los mayores expertos en habitabilidad del mundo, acompañados de miembros del equipo Kepler: Torres (descubridor de Kepler-442 b), Quintana (descubridora de Kepler-186 f), el gran Bill Borucki (descubridor de Kepler-162 f, entre otras muchísimas cosas) y otros.

Se plantea acertadamente que una relación de planetas con posibilidades de habitabilidad no es otra cosa que una lista de objetivos que, por sus excepcionales condiciones, sirven para realizar estudios posteriores, y nada más:

“Recordamos que la Zona Habitable es principalmente una herramienta de selección de objetivos en lugar de cualquier garantía con respecto a la habitabilidad.”

(Kane, 2016)

De los 20 candidatos elegidos en la Zona conservadora, 5 se ha comprobado que son planetas reales. Si ampliamos a la Zona optimista son 29 en total, con 9 planetas reales. (Fuente: Kane, 2016)

El Tamaño del planeta.

Aunque hay autores que plantean radios más reducidos (1,2 R⊕), la tendencia actual parece que es a considerar el “corte” entre planeta “terrestre” y “gaseoso” en 1,5/1,6 R⊕. En el artículo se considera que los planetas con 2 R⊕ son candidatos razonables:

“para tener en cuenta incertidumbres en los parámetros estelares y planetarios que eliminarían planetas potencialmente terrestres de nuestras listas de categoría 1 y 2 [las de los planetas con más posibilidades]. Esta salvaguarda es particularmente relevante a la luz del hecho de que las binarias no resueltas pueden causar muchos de los radios de los candidatos aparecer subestimados.”

(Kane, 2016)

Imaginemos que detectamos una candidato Kepler en un punto de luz. Al medir el diámetro de la estrella (el punto de luz) podremos deducir el tamaño del candidato. Sin embargo, se estima que alguno de esos puntos de luz puedan ser en realidad un sistema binario de dos estrellas, pero solo una de ellas (excluyendo circumbinarios) tendrá el planeta orbitando, es decir, la estrella será realmente más pequeña, y el planeta también. Además, puede ocurrir que se demuestre que el planeta orbita en torno a la estrella más pequeña del sistema binario y, por consiguiente, el planeta sería más pequeño todavía. No es un argumento débil, ya que muchas de las estrellas de los candidatos de la lista de favoritos se ha descubierto recientemente que son estrellas binarias bastante separadas.

No obstante, pero, sin embargo, creo que se debería ser un poquito más prudente que los 2 R⊕. Si hay incertidumbre sobre el radio del planeta lo que hay que hacer es estudiar el problema hasta realizar una buena medición, y no ampliar el punto de corte. Pensemos que los estudios experimentales que determinan el punto de corte utilizan los planetas cuya densidad se ha podido medir, es decir, suelen ser planetas infernales muy muy cercanos a su estrella, abrasados por el calor y con más tendencia a carecer de volátiles que los que están en la Zona Habitable. Es posible que incluso 1,5 R⊕ sea una estimación poco conservadora…

La parte positiva de este punto de corte de 2 R⊕ es que quizá incorpora planetas menos densos que la Tierra (¡con más agua!) tal como ya comenté en una entrada anterior en relación con el punto de corte en 1,5 R⊕:

“al seleccionar así los planetas potencialmente habitables se eliminan algunos que pueden tener interés astrobiológico. Me refiero a los Mundos Océano, planetas totalmente cubiertos por océanos de agua de cientos de kilómetros de profundidad, que se prevé que puedan ser más grandes y menos densos que la Tierra, por ser especialmente ricos en agua.”

El Hall de la Fama del proyecto Kepler actualizado a Enero de 2015. Todos continúan salvo Kepler-438 b, que ya no aparece en las listas. (Fuente: Nasa/JPL)

La Zona Habitable.

Se plantean como siempre los límites optimista y conservador de la Zona Habitable de Kopparapu de 2014, pero recordemos que son modelos de 1-D, sin nubes en la atmósfera, quizá algo imprecisos, pero también quizá prudentes. Los modelos de Circulación Global al estilo Kopparapu de 2016,  3-D, no se proponen aún, considerando que la comunidad no ha alcanzado todavía el necesario consenso, sobre todo en relación con el periodo de rotación de los planetas cercanos a sus estrellas. Os lo recuerdo, el propio Kopparapu es coautor del paper.

Más información en otra de mis entradas.

Se hacen listas de planetas muy grandes en la Zona Habitable Optimista, se considera que pueden ser útiles, y lo son sin duda, se argumenta que así podrían estudiarse exolunas habitables orbitando en torno a estos planetas grandes, y podría ser así..

“Por ejemplo, los planetas gigantes en el Zona Habitable Optimista (Tabla 4) pueden ser útiles para aquellos interesados en la Zona Habitable de las exolunas donde una gama más amplia del flujo incidente puede dar cuenta de las fuentes de energía adicionales de energía de las mareas, etc.”

(Kane, 2016)

Tengamos claro que la Zona Habitable de una exoluna puede no coincidir con la de los exoplanetas, aunque Kane sugiere que la zona más optimista puede ser suficiente para recoger la de las exolunas.

Los satélites jovianos nos han enseñado que las exolunas quizá deban estar un poco más lejos que los planetas para ser habitables, simplemente, porque tienen acceso a más fuentes de energía. Me cito a mí mismo en una de mis entradas sobre lo que le ocurriría a una exoluna en la Zona Habitable para planetas:

“las Zonas Habitables tradicionales de las enanas rojas están muy cercanas a sus estrellas. Pues bien, la exoluna para seguir vinculada gravitatoriamente tiene que estar muy cerca de su planeta, tan cerca que la excentricidad que induce la estrella en la órbita de la exoluna produce efectos de marea muy fuertes (como los de IO) que terminan abrasando la exoluna por un efecto invernadero descontrolado. La luna no puede, en teoría, ser habitable.”

La lista de los 20 candidatos. No estoy del todo de acuerdo en que solo cinco sean planetas reales. K02418.01 realmente es Kepler-1229 b. (Fuente: Kane, 2016)

Los resultados.

Permanecen en la Zona Habitable Conservadora los míticos planetas que todos conocemos: Kepler-186 f, Kepler-62 f, Kepler-442 b,.. y también Kepler-1229 b (KOI-2418.01) que aparece con un radio reducido de 1,25 R⊕.

Tengamos en cuenta que salvo Kepler-442 parece que la mayoría son estrellas binarias y eso puede afectar a las estimaciones de sus parámetros.

Por su parte, la Zona Habitable Optimista también está llena de viejos conocidos: Kepler-62 e, Kepler-452 b, Kepler-296 e, Kepler-440 b,...

Sin embargo, desaparece de la lista Optimista Kepler-438 b el planeta con mayor ESI conocido… y esto sí que es toda una sorpresa.

El artículo de Kane:

https://arxiv.org/abs/1608.00620

Métricas de Habitabilidad (IV). El tamaño y la masa del planeta.

En la búsqueda de vida que el ser humano ha emprendido en la Galaxia surge la necesidad de seleccionar los planetas más prometedores entre los más de 3.000 exoplanetas descubiertos. Ya hemos revisado alguno de los criterios de selección utilizados, como la definición de la Zona Habitable, pero no menos importante es identificar aquellos planetas del tamaño adecuado, ni muy grandes, ni muy pequeños.

El tamaño y la densidad son, hoy por hoy, factores utilizadas al considerar la habitabilidad de un planeta (Fuente: NASA/JPL)

Se busca la vida tal como la conocemos. Se espera que el tamaño del planeta no sea demasiado grande, porque aquellos que los son pueden ser como minineptunos que acumulan volátiles ligeros, hidrógeno o el helio, formando atmósferas enormes, presuntamente inadecuadas para la vida conocida.

Esta necesidad de eliminar los planetas minineptunos demasiado grandes tiene un precio: al seleccionar así los planetas potencialmente habitables se eliminan algunos que pueden tener interés astrobiológico. Me refiero a los Mundos Océano, planetas totalmente cubiertos por océanos de agua de cientos de kilómetros de profundidad, que se prevé que puedan ser más grandes y menos densos que la Tierra, por ser especialmente ricos en agua.

Se pretende además identificar planetas con una densidad elevada, rocosa y terrestre, similar a la de la Tierra (5,5 g/cm3) o mayor. Hay que entender que los planetas algo mayores que la Tierra, aun teniendo la misma composición, debido a la compresión que produce una mayor masa, aumentan su densidad, que puede estar en torno a 6 o 7 g/cm3.

De izquierda a derecha, Kepler-22b, Kepler-69 c, Kepler-452 b, Kepler-62 f y Kepler-186 f. El primero es probablemente gaseoso, el resto es más difícil de determinar. El asunto está en encontrar cómo separar los gaseosos de los rocosos. (Fuente: NASA/JPL)

La selección no es un tema sencillo. Para los candidatos detectados por el método de la velocidad radial solo tenemos la masa, para los detectados por el método del tránsito solo tenemos el radio. Es decir, para muy pocos planetas interesantes tenemos la densidad.

Para solucionar esta dificultad se han desarrollado modelos que permiten, utilizando la masa o el radio, predecir más o menos aproximadamente si el planeta tiene densidad terrestre. Por suerte, no son meros modelos teóricos, sino que están basados en los pocos planetas pequeños para los que se conoce la densidad, incluyendo por supuesto a Venus y la Tierra.

Los planetas grandes son gaseosos, porque están compuestos de hidrógeno y helio,  las especies más abundantes del Universo. Los planetas pequeños, en cambio, suelen ser rocosos. Un planteamiento es encontrar la frontera entre los planetas gaseosos y los rocosos, a partir del radio o la masa. Por supuesto, esta frontera depende realmente de más aspectos, es solo una aproximación.

Geoff Marcy, Lauren Weiss, Leslie Rogers y Courtney Dressing en diversos estudios en el periodo 2013-2014 pusieron un límite en 1,5-1,6 R⊕ (La masa equivalente podría ser 4-5 M⊕). De tal forma, que un planeta por encima de este umbral probablemente sería poco denso y ligeramente gaseoso. El umbral no es una regla exacta sino estadística, se considera que si se supera el umbral es más probable que el planeta sea poco denso.

Es inevitable, no faltan sonadas excepciones a esta regla. La más llamativa sin duda vino en 2014 con la medición de la masa de Kepler-10 c, un planeta rocoso de 7 g/cm3 y ¡2,35 R⊕!. Mediciones posteriores de Weiss en 2016 redujeron la densidad a unos 6 g/cm3. Según los modelos teóricos un planeta tan grande necesitaba compuestos volátiles para mantener esa densidad. No hay que olvidar que la compresión aumenta conforme el planeta es más grande.

Este diagrama de Courtney Dressing permite ver visualmente la frontera: Inferiores a la frontera incluye los planetas Venus, Tierra,  Corot-7 b, Kepler-10 b, Kepler-36 b, Kepler-78 b y Kepler-93 b (Si os fijáis todos se mantienen en una misma línea azul discontinua en coherencia con Grasset 2009). Por encima, quedan 55 Cancri e, GJ 1214 b, Kepler-10 c, HD 97658 b y HIP 116454 b, mayoritariamente gaseosos. (Fuente:  Dressing, 2014) 

En el asunto del umbral no faltan voces discordantes. Lo último es un estudio de Chen y Kipping que proponen un umbral más conservador de 1,2 R⊕ o 2M⊕. Con este umbral sólo el planeta potencialmente habitable Kepler-186 f sería rocoso  con una  probabilidad del 59% según el modelo), en cambio, por ejemplo Kepler-452 b  (el llamado "primo" de la Tierra) con 1,62 R⊕ solo tendría un probabilidad del 13%.

Kepler-186f es el planeta en la Zona Habitable con mayor probabilidad de ser rocoso. (Fuente: NASA/JPL)

 


2009. Grasset de la Universidad de Nantes predijo que variaciones en la composición de los planetas entre el núcleo metálico y el manto de silicatos, si ocurren dentro de las variaciones observadas de las abundancias de estas especies en una muestra de estrellas cercanas, apenas afectarían al radio del planeta (2%).

Es decir, un planeta de composición terrestre tendrá un radio que dependerá de su masa y mucho menos de la composición interna y del tamaño del nucleo. Este efecto fue experimentalmente observado por Dressing en 2014, aunque se necesitan más datos para confirmarlo totalmente.

https://arxiv.org/abs/0902.1640

2013. Jack Lissauer, uno de los mayores expertos en la medida de la masa de los exoplanetas por TTV (midiendo adelantos y retrasos del momento de paso del tránsito debido a interacciones gravitatorias entre los planetas), calculó la densidad de 5 planetas en el sistema Kepler-11, que resultó ser muy baja. Normalmente los TTV son excluidos de los estudios R-M por considerarse que las densidades calculadas por este método son reducidas debido a errores sistemáticos.

https://arxiv.org/abs/1303.0227

2013. Estudios de Lauren Weiss y el gran astrónomo Geoff Marcy sobre la relación entre la masa y el radio (R-M) para planetas de radio inferior a 4 R⊕ y periodo inferior a 100 días. Los estudios muestran que la densidad de los planetas crece linealmente con R, hasta 1,5 R⊕, para luego ir disminuyendo paulatinamente por la presencia de volátiles. Es quizá de los primeros que no incluye gigantes gaseosos en la muestra de estudio.

https://arxiv.org/abs/1312.0936

https://arxiv.org/abs/1404.2960

2014. Xavier Dumusque nos deja descolocados con el anuncio de la densidad posiblemente rocosa de Kepler-10 c. Todo el mundo pensaba que este planeta de gran tamaño tenía que ser gaseoso.

https://arxiv.org/abs/1405.7881

2014. Leslie Rogers se centra en estudiar la frontera de los 1,5 R⊕ y argumenta que la mayoría de los planetas con Radio mayor o igual que 1,6 R⊕ no son rocosos. La muestra son planetas detectados por Kepler con la VR medida con Keck-HIRES.

https://arxiv.org/abs/1407.4457

2014. Courtney Dressing, con motivo del cálculo de la densidad de Kepler-93 b, muestra su famoso diagrama relacionando el Radio y la Masa de los planetas terrestres. En coherencia con Rogers establece la frontera de los planetas gaseosos en torno a 1,6 R⊕ o 6 M⊕.

https://arxiv.org/abs/1412.8687

2015. Wolfgang desarrolla un modelo gaussiano no determinista para predecir la masa de un planeta a partir del radio. No establece ningún umbral de transición entre planetas rocosos y gaseosos.

https://arxiv.org/abs/1504.7557

2015. Zeng, desde su profundo conocimiento de la estructura interna de los planetas refuerza las conclusiones de Dressing utilizando modelos sísmicos de la Tierra que permiten incluir núcleos metálicos más realistas. El también piensa que los planetas terrestres muestras una relación estática M-R. Incluye nuevos datos como HD 219134 b y GJ 1132 b que no desvirtúan sus conclusiones.

https://arxiv.org/abs/1512.08827

2016. Lauren Weiss reanaliza nuevamente Kepler-10 c con datos actualizados y concluye que la masa es algo menor que la aportada por Dumusque en 2014. La nueva densidad de 5,94 g/cm3, habida cuenta el enorme tamaño del planeta de 2,35 R⊕, implica la presencia de volátiles.

https://arxiv.org/abs/1601.06168

2016. Chen y Kipping estudian la relación M-R utilizando una muestra muy amplia que abarca desde pequeñas lunas del Sistema Solar hasta cuerpos que queman hidrógeno. El resultado es algo distinto, con un umbral de 1,2 R⊕ o 2M⊕. 

https://arxiv.org/abs/1603.08614

Métricas de Habitabilidad (III). El ESI (Earth Similarity Index)

El Índice de Similitud con la Tierra (Earth Similarity Index en inglés. ESI), o la "Escala Fácil" es una medida que muestra la distancia entre los parámetros conocidos de un exoplaneta y los de nuestra Tierra. De esta manera, podemos conocer de forma sencilla en qué medida un determinado exoplaneta es parecido a la Tierra. Esto nos permite identificar los planetas más “terrestres” para luego realizar análisis más detallados.

Los planetas con mayor potencialidad de habitabilidad ordenados por ESI (Fuente: PHL, Universidad de Puerto Rico en Arecibo) 

Este índice ESI es ampliamente utilizado por el Laboratorio de Habitabilidad Planetaria, dirigido por Abel Méndez, de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo.

Según sus autores el ESI no es una medida directa de habitabilidad, pero a nadie se le escapa que es una herramienta útil para, en una relación de planetas, identificar aquellos “más terrestres” de forma sencilla rápida y directa. Su cálculo es sencillo. Su simplicidad es en cierto modo su fortaleza, la medida puede adaptarse fácilmente a la información disponible:

1. Exoplaneta detectado por el método del tránsito:

La ecuación para un exoplaneta detectado por el método del tránsito. (Fuente PHL. Universidad de Puerto Rico, en Arecibo)

Donde S es el flujo luminoso de la estrella recibido en el planeta, R es el radio del exoplaneta, S⊕ es el flujo que recibe la Tierra del Sol y R⊕ el Radio de la Tierra.

Los que habéis estudiado algo de matemáticas seguro que identificáis una media cuadrática de la diferencia de los parámetros medidos del exoplaneta y los correspondientes de la Tierra.

El índice toma el valor 1 para la Tierra y 0 para un planeta totalmente diferente de la Tierra. Para valores de más de 0,8 puede considerarse que el planeta ya es muy similar. El planeta conocido por el método del tránsito con el mayor ESI es Kepler-442 b, con 0.84.

2. Planeta detectado por el método de las velocidades radiales:

Como en los planetas detectados por esta técnica se conoce la masa y normalmente no se conoce el radio, se aplica una ecuación similar a la anterior sustituyendo R y R⊕ por M^(⅓) y M⊕^(⅓), 
respectivamente. 

El hecho se fundamenta en que el cubo de radio es proporcional al volumen y, por tanto, a la masa. Sin embargo ignora el hecho de que los planetas cuanto más grandes son, más se comprimen. Es decir, que no son exactamente proporcionales al cubo de R.

El planeta conocido por el método de las velocidades radiales con el mayor ESI es Gliese 667C c, con 0.84.

3. Planetas del Sistema Solar:

Para planetas como los del Sistema Solar se tiene mucha información. Se utiliza una expresión distinta, que tiene en cuenta el radio, la densidad (interior del planeta), y la velocidad de escape y la temperatura superficial (superficie del planeta), tal como se muestra en Schulze-Makuch et al., 2011. Cada uno de estos parámetros es ponderado por un peso distinto.

Algunos planetas del Sistema Solar ordenados por ESI. Para los planetas la ecuación es más compleja, porque se tiene más información (Fuente PHL, Universidad de Puerto Rico en Arecibo)

El ESI, la llamada “Easy Scale”, es un índice sencillo, simple y rápido, que permite de un vistazo saber qué parecido hay entre un planeta y la Tierra. Huye de modelos complejos, sobre los que no tenemos una certeza absoluta. Además, es un criterio global, que combina en un sola medida todos los aspectos conocidos de un exoplaneta.

Esta simplicidad es, más que una debilidad, una fortaleza. Es una medida tosca para un ciencia tosca, que pone de relieve una realidad palmaria: nuestro conocimiento de la habitabilidad de la Galaxia está comenzando ahora. Estamos en un periodo primitivo con un conocimiento primitivo que requiere métricas primitivas.

Como ya mostré, otras métricas complementarias como las basadas en la Zona Habitable, aún siendo valiosas, producen la sensación, a todas luces ficticia, de que nuestro conocimiento de la habitabilidad de la Galaxia es detallado. Nada más lejos de la realidad. Ninguno de los modelos utilizados para construir la Zona Habitable ha sido probado fuera del Sistema Solar...

 Bienvenido sea, por tanto, el ESI.

(Fuente Wikipedia.org)

2011. Schulze-Makuch y Abel Méndez propusieron la primera versión del ESI.

http://online.liebertpub.com/doi/10.1089/ast.2010.0592#/doi/full/10.1089/ast.2010.0592

2014. Puestos a sugerir ideas de mejora para el ESI de los exoplanetas se me ocurre que pueden venir por la consideración de datos adicionales a los hasta ahora incluidos en la ecuación: S, R (o M). 

A priori, uno de ellos podría ser la edad de la estrella. De esta forma, los planetas de las estrellas demasiado jóvenes se verían penalizados porque la vida compleja de la Tierra tardó varios eones en florecer. De la misma manera, se penalizarían las estrellas longevas (a menudo enanas rojas) en los que la vida podría estar extinta.

Incluyo un paper de autores para mí desconocidos (Safonova, Murthy y Shchekinov) que pone el acento entre la Edad de la estrella y la Habitabilidad 

http://arxiv.org/abs/1404.0641

El sistema posiblemente habitable K2-72 y los nuevos planetas del K2

Esta semana Ian Crossfield nos ha vuelto a sorprender a todos con el anuncio de 64 nuevos planetas detectados con el método del tránsito, entre ellos, esas joyas que orbitan en torno a K2-72. Pues bien, por si esto fuese poco, Vanderburg ha publicado independientemente el hallazgo de HD 3167 b, el tránsito del K2 más brillante hasta la fecha. La verdad es que han sido anuncios espectaculares, no exentos de cierta controversia…

Los cuatro planetas que parece que orbitan en torno a K2-72. Queda mucho trabajo por hacer. (Fuente: NASA/JPL) 

Los resultados del estudio de Crossfield han sido obtenidos analizando un año de datos del K2 perteneciente a las campañas 0-4. Para ello han desarrollado (supongo que es una tarea que Petigura ha liderado) pipelines y otros sofisticados programas informáticos que, partiendo de los datos “crudos”, corrigen las distorsiones en los datos del K2, y permiten construir unas curvas fotométricas muy precisas. Luego, han ejecutado procesos que identifican tránsitos (planetas candidatos) en estas curvas de luz. El trabajo ha sido realmente fino: ¡197 candidatos!.

Una vez finalizados los procesos de Big Data se ha realizado el agotador trabajo en el que los candidatos son validados (o rechazados) utilizando diversas técnicas astronómicas. Los resultados son importantes: de una muestra de 197 candidatos, 30 han resultado ser falsos candidatos, 63 indeterminados y, el resto, 104 planetas validados. De estos 104 planetas reales, 64 son nuevos. Esta interesante muestra de 64 planetas incluye casos más o menos cercanos y de pequeño tamaño, terrestre e incluso menor. La habitabilidad de algunos de ellos está actualmente siendo objeto de análisis.

Por supuesto, no faltan sistemas planetarios que hayan llamado la atención:

K2-72

El sistema planetario de K2-72 según la Wikipedia. Hay que interpretar los datos con cautela, pues únicamente los periodos parecen ser datos precisos.

Esta estrella tenía un candidato a planeta en una órbita con un periodo de 5,57 días (Vanderburg, 2016). Crossfield y su equipo han descubierto 3 candidatos más y, además, ha validado los cuatro planetas: periodos 5,58 días (K2-72 b), 15,19 (K2-72 c), 7,76 (K2-72 d) y 24,17 (K2-72 e).

Tenemos, por tanto, un sistema planetario múltiple, con cuatro planetas, todos de tamaño terrestre, y alguno parece estar cómodamente en la Zona Habitable de la estrella… Quizá incluso más de uno de ellos.

Esto es realmente interesante.

Sin embargo, los radios y la ubicación exacta de los planetas no están claros, pues parece que el tamaño de la estrella no está medido con una precisión razonable. Por ahora parecen todos inferiores en tamaño a la Tierra: 0,75 R⊕ (b), 0.86 R⊕ (c), 0.73 R⊕ (d) y 0.82 R⊕ (e)... 

Hum, demasiado bonito para ser verdad. Estos datos parecen no estar muy finos.

Están trabajando en ello, en breve llegarán medidas más precisas de este magnífico sistema, de hecho, ante esta situación el PHL no los ha censado en su catálogo de planetas potencialmente habitables. Tengamos un poquito de paciencia.

Además, la estrella parece demasiado débil (Kp=14.4 mag, K=11.0 mag) para ser objeto de estudios de velocidad radial (y calcular sus masas planetarias y la densidad). No desesperemos, hay alternativas. Parece claro que hay interacción gravitatoria entre los planetas (resonancias) que permitirán por medio de técnicas TTV (Transit Timing Variations, retardos o adelantos en el momento previsto de un tránsito) deducir la masa de los planetas.

Una representación artística de K2-3 (Fuente: NASA/JPL)

K2-3

Este maravilloso sistema es un viejo conocido en nuestro blog. Ya hemos comentado alguna vez que fue validado en 2015 por el propio Ian Crossfield. El sistema planetario está compuesto por tres planetas: K2-3 b de más de 2 R⊕, demasiado cálido y demasiado grande; K2-3 c, con 1,6 R⊕; y el más interesante, K2-3 d, con un 1,5 R⊕. Sobre este último se especula que pueda estar cerca de la Zona de Habitabilidad. Además, cuando llegue, JWST puede darnos una sorpresa estudiando sus atmósfera, aunque no es nada (pero nada) fácil.

Nuevamente Ian Crossfield ha vuelto a detectar el planeta pero esta vez publica unos parámetros algo distintos: K2-3 b con 1,44 R⊕, K2-3 c con 1,18 R⊕; y ¡K2-3 d, con un 0,96 R⊕!. Además, parece que si K2-3 d antes estaba en el límite, ahora está cómodamente instalado en la Zona Habitable. Con estos parámetros sería, de hecho, el planeta con más posibilidades de habitabilidad conocido...

¡Hum! Nuevamente demasiado bonito para ser verdad. 

Lo cierto, es que Crossfield ha sido muy sincero explicando que los datos proporcionados por este proceso masivo de detección de 104 planetas, pueden ser menos precisos que los estudios específicos que se han centrado en este planeta.

HD3167

Por si esto pareciera poco, Vanderburg, de forma independiente ha publicado el descubrimiento con datos del K2 de dos supertierras transitando en la estrella HD 3167. Esta estrella está cerca (unos 150 años luz), pero es, sobre todo, muy luminosa. De hecho es la más luminosa (K=7,07) detectada hasta el momento en la muestra del K2. Sin duda, será un magnífico para estudios de velocidad radial y para el futuro JWST.

El sistema se compone de dos planetas: HD 3167 b (1,6 R ⊕; 0,96 días) y HD 3167 c (2,9 R ⊕; 29,85 días). 

Al K2 le quedan muchos planetas por descubrir. (Fuente:NASA/JPL)

Finalizamos apuntando un detalle: Al K2 le queda combustible para rato, ¿qué se descubrirá cuando se analicen la totalidad de los datos que todavía Kepler está recogiendo?. El telescopio Kepler está lejos de estar muerto, lo cierto es que nos va a tener muy entretenidos hasta que se lance TESS:

“Salvo problemas técnicos inesperados, K2 es actualmente capaz de operar al menos hasta la campaña 18. (...) Si K2 continúa observando, basado en sus actuales descubrimientos podemos esperar obtener 4-5 veces el número de planetas actualmente detectados. Teniendo en cuenta la relativa falta de completitud  de las muestras grandes que se manifiesta al comparar nuestros resultados y de otras muestras del K2 (Vanderberg, 2016), esperamos encontrar entre 500-1000 planetas para todo el periodo de vida de misión."   (Crossfield, 2016)

2014. Vanderburg muestra cómo extraer curvas fotométricas de calidad del K2.

http://arxiv.org/abs/1408.3853

http://arxiv.org/abs/1412.1827

2014. Vanderburg detecta HIP 116454 b el primer planeta del K2, la nueva vida de Kepler.

http://arxiv.org/abs/1412.5674

2015. Crossfield anuncia el descubrimiento de K2-3.

http://arxiv.org/abs/1501.03798

2015. Foreman-McKey anuncia 36 candidatos en la muestra de la campaña 1 del K2.

http://arxiv.org/abs/1502.04715

2015. Ben Montet anuncia la validación de 17 planetas de la muestra de candidatos de Foreman-McKey.

http://arxiv.org/abs/1503.07866

2015. Vanderburg anuncia el descubrimiento de 238 candidatos en la muestra del K2 para las campañas 0-3. 

http://arxiv.org/abs/1511.07820

2016. Elisabeth Adams detecta 19 candidatos de periodo ultracorto en la muestra del K2 de las campañas 0-5.

http://arxiv.org/abs/1603.06488

2016. Vanderburg anuncia el descubrimiento de 5 exoplanetas en HIP 41378.

http://arxiv.org/abs/1606.08441

2016. Vanderburg anuncia el descubrimiento 2 exoplanetas en HD 3167.

http://arxiv.org/abs/1607.05248

2016. El anuncio de Crossfield de 104 planetas del K2 de las campañas 0-4.

http://arxiv.org/abs/1607.05263

Métricas de Habitabilidad (II). La Zona Habitable.

James Fraser Kasting es considerado el fundador de la habitabilidad planetaria moderna con su libro "How to Find a Habitable Planet”. Su planteamiento de 1993 sobre zonas habitables fue particularmente decisivo en la conformación del pensamiento en esta materia. La zona habitable se define como el lugar del sistema planetario en el que es posible la presencia de mares de agua en la superficie del planeta.

La distancia va en función de la Raíz Cuadrada de la Intensidad Luminosa de la estrella. Una estrella 4 veces más luminosa que el Sol a 2 UA producirá el mismo flujo luminoso que en la Tierra. (Fuente: Wikipedia)

Se calcula analizando un planeta similar a la Tierra con atmósfera de CO2/H2O/N2. Estimaciones conservadoras para estas distancias en nuestro Sistema Solar son 0.95 UA ("Pérdida del Agua": presencia de agua en la estratosfera, fotólisis y escape del hidrógeno) y 1.37 UA (condensación del CO2). Marte no entraba.

El Sol visto desde Marte. aunque actualmente este planeta está en la Zona Habitable no se ha detectado vida (Fuente: NASA)

Otros límites más optimistas se definían empíricamente basados en el hecho de que el Venus joven pudo ser húmedo (0.75 UA) y que el Marte antiguo pudo tener mares de agua (1.77 UA). Es claro que estos límites han sido obtenidos empíricamente partiendo de asunciones sobre la historia del Sistema Solar.

Kopparapu, Ramírez y Kasting en 2013 actualizaron los estudios de Kasting de 1993 (20 años después). Las nuevas estimaciones eran 0.99 UA ("Pérdida del Agua" o "Efecto Invernadero Húmedo", mismo criterio que Kasting) y 1.70 UA ("Máximo Efecto Invernadero"). 

También incluían los límites optimistas y empíricos para el Venus joven (0.75 UA) y que el Marte antiguo pudo tener mares de agua (1.77 UA). El efecto de la condensación del CO2 propuesto por Kasting no fue considerado, ya que había sido mostrado que no era correcto (Forget et al. 1997). En un paper posterior de 2014, Kopparapu y Ramirez muestran la sensibilidad de sus cálculos a variaciones en la masa del planeta.

Entre los estudios publicados en esta materia destacan los de Jérémy Leconte (2013a, 2013b 2015) que analizó la influencia de la rotación en la habitabilidad desde una visión muy amplia. Leconte ha estudiado tanto los planetas que presentan la misma cara a su estrella (llamados también planetas sincrónicos o bloqueados por efecto marea) como los que tienen un periodo de rotación algo diferente, mostrando que en la zona demasiado cálida del sistema planetario pueden desarrollarse dos tipos de sistemas climáticos. Uno es el inhabitable “Efecto Invernadero Descontrolado”, como el de Venus; el otro es una familia de climas que pueden mantener mares de agua en determinadas condiciones.

Yang en 2013 y 2014 también mostró que los planetas oculares podían tener posibilidades de habitabilidad, poniendo no solo el acento en la relación entre la rotación y la habitabilidad sino también en la formación de nubes. En principio las nubes, si se acumulaban en la zona del eterno mediodía, la de mayor insolación, podían beneficiar la habitabilidad por el aumento del albedo.

Estos artículos animaron en 2016 a Kopparapu, el creador de la Zona Habitable clásica, a ampliar el borde interior Zona de Habitabilidad para las estrellas más pequeñas (en colaboración con Yang).

Finalmente, señalar que René Heller en 2012 añadió un concepto nuevo a la habitabilidad de las exolunas, el “Límite Habitable” (“habitable edge”). Simplemente las exolunas demasiado cercanas a sus planetas no pueden ser habitables. Por otro lado, las lunas demasiado lejanas pueden perder su vínculo con el planeta por la influencia gravitatoria de la estrella. Es lo que se denomina Hill Ratio.

En resumen, percibimos un proceso marcado por los siguientes aspectos:

• El continuo trabajo teórico va enriqueciéndose con el curso de los años. Probablemente deberá mejorarse todavía más cuando empiecen a analizarse las atmósferas de planetas terrestres templados. En mi opinión queda mucho trabajo por hacer.

• Buscamos la vida tal como la conocemos. Es decir, se analizan mares de superficie porque son los únicos en los que prospera la vida (¡que nosotros sepamos!). Pero hay que recordar que en el Sistema Solar el 95% del agua líquida está en los misteriosos mares subterráneos en Europa, Ganímedes, Titán,... El descubrimiento de microorganismos en Encélado lo cambiaría todo.

• Buscamos la vida tal como la conocemos, pero, quitando casos extremos. Si considerásemos la enorme adaptabilidad de los extremófilos junto a la enorme diversidad de los exoplanetas, concluiríamos que ¡la Zona Habitable de un sistema planetario es TODO el sistema planetario!. Y es que la vida no tiene límites ni zonas. La vida, una vez que nace, se abre camino, simplemente.

La Tierra, el único planeta habitable que conocemos. Es nuestra única referencia, por ahora. (Fuente: NASA/Apolo XVII).  

La bibliografía es muy extensa. Hacemos un pequeño resumen de las referencias que a mi entender han sido las más influyentes, pero faltan trabajos de Kane, Ramírez, Kaltenegger y muchos otros. 

1993. Kasting abre el inicio de los estudios de habitabilidad modernos.

http://hrsbstaff.ednet.ns.ca/jenninj2/Astronomy%2012/Miscellaneous/Projects/Habitability/Habitable%20Zones%20around%20Main%20Sequence%20Stars.pdf

2007. Selsis analiza la habitabilidad de Gliese-581 c y d.

https://arxiv.org/abs/0710.5294

2012. Un buen resumen de las ideas de René Heller sobre la habitabilidad de las exolunas.

https://arxiv.org/abs/1210.5172

2013. Kopparapu actualiza el planteamiento de Kasting de 1993. Muestra, entre otros, que HD-85512 b no está ni siquiera en la Zona Habitable Optimista.

https://arxiv.org/abs/1303.2649

2014. Kopparapu mejora su estudio considerando la dependencia de la Zona Habitable de la masa del planeta.

https://arxiv.org/abs/1404.5292

Destacan los estudios de Jérémy Leconte (2013a, 2013b 2015) que analizó la influencia de la rotación en la habitabilidad desde una visión muy amplia.

http://arxiv.org/abs/1303.7079

http://arxiv.org/abs/1312.3337

http://arxiv.org/abs/1502.01952

Yang en 2013 y 2014 también mostró que los rotadores lentos podían tener posibilidades de habitabilidad, cuestionando el límite interior de la Zona Habitable hasta el momento considerada.

http://arxiv.org/abs/1307.0515

http://arxiv.org/abs/1404.4992

2016. Kopparapu amplía el límite interior de la Zona Habitable para considerar los rotadores lentos, incorporando conceptos que ya habían sido apuntados por Yang.

http://arxiv.org/abs/1602.05176

Métricas de Habitabilidad (I).

Para seleccionar los planetas más prometedores entre los más de 3.000 planetas ya descubiertos fuera del Sistema Solar, hay que desarrollar métricas, es decir, medidas que nos ayuden a ordenar los planetas en función de su interés astrobiológico, para, de esa manera, identificar aquellos que merecen estudios adicionales.

Y ahí chocamos estruendosamente contra nuestra escandalosa ignorancia, nuestro clamoroso desconocimiento. Conocemos un planeta con vida (la Tierra) y, a partir de este ejemplo insignificante, pretendemos analizar la habitabilidad de la totalidad de la Galaxia… la verdad es que somos realmente atrevidos.

Algunos de los planetas descubiertos por Kepler más prometedores. (Fuente: NASA/JPL)

Decimos que buscamos la vida tal como la conocemos, como el sabio griego Protágoras de Abdera que aseguraba que “El hombre es la medida de todas las cosas”. Pues no, en este caso no. En este caso, no somos sino un minúsculo grano de arena en el océano cósmico, no deberíamos ser una referencia.

Os lo recuerdo, no sabemos cómo nació la vida en la Tierra, si es que nació en la Tierra. No sabemos cómo la vida prospera y se extiende en la Galaxia, si es que fuera de la Tierra hay vida en la Galaxia. Desconocemos tantas cosas...

Sin embargo, las métricas, que tan necesarias son, tienen un peligro. Y es que nos producen la sensación equivocada de que sabemos medir con precisión la habitabilidad de un planeta. Nos hacen vivir la ficción de que sabemos más de lo que sabemos realmente.

Estos son los planetas cuyas atmósferas entendemos más o menos gracias a los modelos actuales. Pensemos que fuera del Sistema Solar no hay garantías de nada. (Fuente: Wikipedia)

Reconozcámoslo: las métricas de habitabilidad son una tosca aproximación, un dato a interpretar de forma genérica. A menudo parámetros construidos con modelos desarrollados con los efectos que son habituales es la Tierra, Marte y Venus… pero pensemos por un momento, que estos modelos no han sido probados en las condiciones de otras estrellas. El trabajo teórico, no obstante, es continuo y se identifican algunos efectos nuevos, relevantes en otros sistemas planetarios, como es el de los rotadores lentos, que podrían ser habituales en las enanas rojas. Sin embargo, ningún planeta ha sido observado detalladamente en estas estrellas, simplemente se intenta adivinar qué efectos son los que predominan. Podría ocurrir, por ejemplo, que la vida fuera imposible es estas enanas rojas, realmente no lo sabemos.

Vamos a hablar de lo que sí sabemos. Cuando se empezaron a observar las primeras atmósferas de los planetas del tipo Júpiter se cayó en la cuenta de que los modelos desarrollados a partir de la observación de Júpiter y Saturno en el Sistema Solar... NO FUNCIONAN BIEN. Me refiero al radio de los llamados planetas del tipo Júpiter Inflado. Sigamos a Leconte en 2009 cuando estudiaba los primeros resultados de Corot:

"Una fracción significativa de los planetas con tránsitos muestran un radio anormalmente grande comparado con las predicciones de los modelos irradiados estándar. No en vano dos objetos de la muestra de Corot pertenecen a esta categoría: Corot-Exo-1b y 2b. (...) Solamente el efecto de la irradiación de la estrella NO permite replicar el radio observado de estos objetos fuertemente inflados. Estas observaciones ponen de manifiesto la existencia de un mecanismo ausente en los modelos, que ralentiza el enfriamiento y la contracción del planeta."

Los puntos rojos son planetas "Júpiter Inflados". No son coherentes con los modelos (curva azul) basados en una atmósfera de hidrógeno (Fuente: Fulton, 2015)

Esperemos lo inesperado cuando analicemos las primeras atmósferas de los planetas terrestres, como ya hubo sorpresas con los gigantes gaseosos. Y la vida es un fenómenos bien complejo, más que la atmósfera de un Júpiter Inflado.

Las métricas son el reflejo de nuestro estado tecnológico. Están basadas en lo que, por ahora, podemos medir (ubicación, masa, radio,...). Pero a la vez, nuestras medidas son, sobre todo, una declaración de intenciones, un ejerciciode voluntad. Son puro atrevimiento y osadía. Queremos medir, nada más y nada menos, que la posibilidad de vida en un planeta...

Es por eso que, cuando algún analista asegura de forma categórica que la vida en un planeta es improbable, o bien que es muy probable; o hay una encendida disputa porque un planeta está fuera de la Zona Habitable por una décima de UA... no puedo por menos que entristecerme. Algunos planetas nos fascinan, nos apasionan, pero realmente no sabemos qué hay allí.

En el futuro, cuando sepamos más, quizá consigamos construir métricas precisas.

Este es el artículo en el que Leconte, al analizar la muestra de planetas detectados por Corot, encontraba planetas del tipo Júpiter Inflado, que los modelos estándar no consiguen explicar.

http://arxiv.org/abs/0907.2669

El descubrimiento de Fulton de  KELT-8 b, un gigante gaseosos fuertemente inflado.
http://arxiv.org/abs/1505.06738

La Habitabilidad de los planetas excéntricos.

La órbita de la Tierra es un círculo casi perfecto, estando siempre a la misma distancia del Sol, más o menos. Como sabéis, las estaciones están causadas por la inclinación del eje de rotación de la Tierra, no por la distancia Tierra-Sol. 

Hay que tener en cuenta que incluso pequeñas variaciones en la órbita pueden producir importantes cambios en el clima de un planeta. Se piensa que en la Tierra pueden haberse producido Edades del Hielo debido a estos efectos. Es lo que se denominan Ciclos de Milankovitch y se considera que son el resultado de la influencia de Júpiter y Saturno en la órbita terrestre. 

Gliese 832 c es un planeta con cierta excentricidad (0,18) que sale a veces de su Zona Habitable. (Fuente PHL. Universidad de Puerto Rico en Arecibo.)

Los planetas altamente excéntricos suelen ser gigantes gaseosos que dominan su sistema planetario, a menudo expulsando al resto de planetas y quedándose como único planeta del sistema. Los planetas más pequeños por el contrario suelen aparecer “empaquetados” junto a otros planetas, en sistemas estables en los que la excentricidad es razonablemente moderada. Pero la enorme diversidad de los exoplanetas nos proporciona casos de exoplanetas en órbitas excéntricas.

Para que nos hagamos una idea, pongamos un ejemplo: un planeta en órbita siguiendo una elipse en una estrella como el Sol, con el semieje mayor de 1 UA, como la Tierra, pero con una excentricidad de, digamos, 0,30 se aleja hasta 1,30 UA y se acerca hasta la órbita de Venus, a tan solo ¡0,70 UA! de su estrella. 

Diagrama de la órbita de un planeta altamente excéntrico. Si definimos a es el semieje mayor y e la excentricidad, se aleja hasta a x (1 + e) y se acerca hasta a x (1 - e). (Fuente: Courtney, 2010)

Es verdad que por las leyes de Kepler el planeta del ejemplo pasaría más tiempo en la zona lejana y fría de la elipse que en la zona caliente y cercana. Un planeta así podría permanecer helado la mayor parte de un tiempo durante el cual los organismos estarían algo así como hibernando; luego llegaría un periodo de deshielo (solo en algunas zonas) en el que aprovecharían para reproducirse apresuradamente y desarrollarse un poco, para tener un fugaz periodo de elevada temperatura, durante el que los seres vivos deberían desarrollar estrategias de supervivencia para soportar incrementos de temperatura muy drásticos, quizá de cientos de grados (solo en algunas zonas). Sin duda, no lo tendrían fácil.

Es solo un ejemplo, lo que caracteriza a estos planetas son las fuertes variaciones estacionales que sufren. Es cuestión de que durante una de esas estaciones se produzcan las condiciones adecuadas para la vida, para en el resto permanecer bajo algún tipo de protección. 

Williams y Pollard en 2002, tras estudiar la habitabilidad de estos planetas propusieron que algunos planetas excéntricos podrían ser razonablemente habitables, porque lo que importaría no es la energía que se recibe en un determinado momento, sino la energía promedio recibida durante toda la órbita. 

Alguno de los exoplanetas potencialmente habitables son algo excéntricos, es el caso de Gliese 832 c con 0,18 y del prometedor planeta Gliese 667 C c con 0,27. Algún día escribiremos sobre ellos. 

Ejemplo de planetas potencialmente habitables excéntricos. Entre ellos se encuentra el famoso planeta Gliese 667 C c, que es uno de los más prometedores. (Fuente: Bolmont, 2016) 

Esta entrada pertenece a la serie “Ecosistemas de la Galaxia”. Otras entradas de la serie:

Gemelos de la Tierra.

Planetas Oculares.

Mundos Océano.

Exolunas Habitables.Un Misterior por Resolver.

Mundos Superhabitables.

2002 Williams and Pollard publican el primer paper que conozco sobre Habitablidad en Planetas Excéntricos. Proponen que la habitabilidad a largo plazo depende del Flujo Estelar Promedio que reciben de la estrella.
http://adsabs.harvard.edu/full/2002ASPC..269..201W

2010. Courtney Dressing et al. Si el efecto de "Invernadero" puede abrasar un planeta, el efecto "Bola de Nieve" puede convertirlo en un desierto de hielo en las zona externas de la Zona Habitable. La excentricidad podría hacer que un planeta mostrase diversos comportamientos frente a este efecto.
http://arxiv.org/abs/1002.4875

2010. Spiegel et al. Un planeta gigante puede inducir variaciones en la órbita de los planetas terrestres que les permitan escapar, a través de ciclos como los de Milankovich, de estados como el del efecto "Bola de Nieve".
http://arxiv.org/abs/1002.4877
http://arxiv.org/abs/1010.2197

2016. Bolmont revisa con un espíritu crítico la asunción de 2002 de que la habitabilidad depende del flujo medio recibido por el planeta mostrando sus limitaciones cuando la luminosidad de la estrella y la excentricidad del planetas son elevados.
http://arxiv.org/abs/1604.06091