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

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