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.
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| 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.
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| 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.
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| 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%.
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| 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.
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.
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.
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.
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.
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⊕.
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.
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.
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.
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⊕.
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