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Se podría decir que el estudio de los planetas extrasolares se encuentra últimamente en una fase de transición. Hasta la fecha, se han confirmado 4.525 exoplanetas en 3.357 sistemas, y otros 7.761 candidatos están pendientes de confirmación. En consecuencia, los estudios sobre exoplanetas se han alejado del proceso de descubrimiento y se han orientado hacia la caracterización, en la que se realizan observaciones de seguimiento de los exoplanetas para conocer mejor sus atmósferas y entornos.
En el proceso, los investigadores de exoplanetas esperan ver si alguno de estos planetas posee los ingredientes necesarios para la vida tal y como la conocemos. Recientemente, un par de investigadores de la Universidad del Norte de Arizona, con el apoyo del Laboratorio Planetario Virtual (VPL) del Instituto de Astrobiología de la NASA, desarrollaron una técnica para encontrar océanos en exoplanetas. La capacidad de encontrar agua en otros planetas, un ingrediente clave para la vida en la Tierra, supondrá un gran avance en la búsqueda de vida extraterrestre.
La investigación fue llevada a cabo por Dominick J. Ryan, investigador postdoctoral de la Universidad del Norte de Arizona (NAU), y Tyler D. Robinson, profesor adjunto de Astronomía y Ciencias Planetarias de la NAU y del Instituto de Astrobiología de la NASA. El estudio que describe sus hallazgos, titulado "Detecting Oceans on Exoplanets with Phase-Dependent Spectral Principal Component Analysis" (Detección de océanos en exoplanetas mediante el análisis de componentes espectrales dependientes de la fase), ha aparecido recientemente en línea y está siendo considerado para su publicación por The Planetary Science Journal.
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| Ilustración artística del exoplaneta HR8799e. El instrumento GRAVITY de ESO en su Interferómetro del Very Large Telescope realizó la primera observación óptica directa de este planeta y su atmósfera. Crédito: ESO/L. Calçada |
En lo que respecta a la caracterización de exoplanetas, la técnica más prometedora es el método del tránsito (también conocido como fotometría de tránsito). Consiste en vigilar las estrellas en busca de bajadas periódicas de brillo, que son indicios de que los planetas pasan por delante de sus estrellas madre (en relación con el observador). A veces, los astrónomos también son capaces de obtener espectros a medida que la luz atraviesa la atmósfera del planeta en tránsito, revelando cosas sobre su composición química. Sin embargo, como el profesor Robinson dijo a Universe Today por correo electrónico, este método no permite realizar observaciones de la superficie:
"Por ahora, nuestras mejores técnicas para caracterizar exoplanetas rocosos no nos dicen mucho sobre los entornos de la superficie de estos mundos (incluyendo si hay agua líquida). En el caso del Hubble (y del JWST, que se lanzará próximamente), utilizamos la espectroscopia de tránsito para caracterizar las atmósferas de los exoplanetas, buscando cambios muy ligeros en el brillo y el color de una estrella anfitriona cuando un planeta atraviesa su disco. En esta geometría/configuración, los larguísimos recorridos que realiza la luz a través de la atmósfera (lo más análogo a ver el Sol al atardecer en la Tierra) hacen que la atmósfera profunda (y la superficie) queden oscurecidas".
En un futuro próximo, se espera que esta situación cambie considerablemente, gracias a los instrumentos de nueva generación, como el telescopio espacial James Webb (JWST), y a los observatorios terrestres, como el Extremely Large Telescope (ELT). Gracias a sus sofisticadas ópticas, coronógrafos y espectrómetros, estos telescopios podrán obtener imágenes directas de exoplanetas más pequeños que orbitan más cerca de sus estrellas (que es donde es más probable encontrar planetas rocosos potencialmente habitables).
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| Esta vista artística muestra el "Júpiter caliente" 51 Pegasi b (Belerofonte), el primer exoplaneta alrededor de una estrella normal y el primer exoplaneta que se ha fotografiado directamente. Crédito: ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger (skysurvey.org) |
Este método consiste en observar la luz reflejada directamente por la atmósfera o la superficie de un exoplaneta, lo que puede aportar valiosos datos sobre el clima y el entorno de la superficie del planeta. Además del JWST y el ELT, hay numerosas misiones propuestas que tendrán la resolución y la sensibilidad necesarias para detectar rasgos de la superficie basados en la composición atmosférica, identificar la vegetación, pruebas de fotosíntesis, ¡y quizá incluso discernir la presencia de luces artificiales!
Para su estudio, Ryan y el Dr. Robinson consideraron cómo los instrumentos de próxima generación podrían realizar estudios de imágenes directas de los exoplanetas que revelaran la presencia de agua en la superficie. La clave para ello, dijo el Dr. Robinson, es buscar "medias lunas rojas":
"Actualmente se están estudiando conceptos de misiones que podrían proporcionar este tipo de datos: HabEx y LUVOIR son los principales ejemplos. De la misma manera que la luz del sol que brilla en el océano cuando se ve una puesta de sol desde una playa en la Tierra se ve bastante roja, propusimos que el brillo de los océanos en los exoplanetas podría hacer que todo el planeta se viera muy rojo en las fases de media luna".
"Si la famosa foto del Punto Azul Pálido se hubiera tomado de la Tierra cuando era una media luna estrecha, no habría sido azul en absoluto, ¡habría sido roja! Así que, buscando señales de que un exoplaneta potencialmente similar a la Tierra se vuelve muy reflectante y rojo en las fases de cuarto creciente, podríamos ser capaces de hacer una detección de un océano en ese mundo."
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| TOI 1338 b es un planeta circumbinario que orbita alrededor de sus dos estrellas. Fue descubierto por TESS. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Chris Smith |
Dado que no existen observaciones de la Tierra por parte de naves espaciales para las fases de la media luna y las longitudes de onda que se necesitaban para probar este método, Ryan y el Dr. Robinson se basaron en una serie de simulaciones del brillo de la Tierra. Estas simulaciones tuvieron en cuenta todos los efectos realistas causados por la reflexión de la luz del Sol por el agua de la superficie, desde el brillo del océano y las nubes hasta la reflexión atmosférica y de la superficie.
"Estas simulaciones mostraron que, cuando la Tierra se ve en fases más parecidas a las de la media luna, se vuelve efectivamente roja y reflectante", dijo el Dr. Robinson. "Utilizando herramientas que imitaban la apariencia de una Tierra lejana para una misión similar a HabEx o LUVOIR, demostramos que sólo unas pocas observaciones de un mundo similar a la Tierra tomadas en unas pocas fases diferentes (que abarcan desde la fase casi completa hasta las fases de media luna) revelarían un enrojecimiento en la fase de media luna indicativo de océanos".
Como explicó el Dr. Robinson, esta técnica no se aplicará al JWST, pero será posible con futuras misiones. Entre ellas se encuentra el ya mencionado Observatorio de Exoplanetas Habitables (HabEx), un telescopio espacial diseñado para el estudio de imágenes directas de planetas similares a la Tierra en torno a estrellas similares al Sol; y el Large UV/Optical/IR Surveyor (LUVOIR), un observatorio de gran apertura y múltiples longitudes de onda que cumplirá una amplia gama de objetivos científicos.
Al final, dijo el Dr. Robinson, este estudio proporciona una "vía bien definida" para futuros estudios de imagen directa destinados a la caracterización de exoplanetas. "Parte de la búsqueda de vida extraterrestre consiste en comprender lo común que es que los mundos rocosos tengan condiciones de habitabilidad (océanos en la superficie, al menos en el caso de los exoplanetas), ya que los mundos habitables son también nuestros mejores objetivos para la búsqueda de bioseñales", dijo el Dr. Robinson. "Así que hemos ayudado a resolver una pieza del rompecabezas de cómo detectar mundos en los que creemos que podría surgir la vida".
Fuentes, créditos y referencias:
Dominick J. Ryan, Tyler D. Robinson, Detecting Oceans on
Exoplanets with Phase-Dependent Spectral Principal Component Analysis.
arXiv:2109.11062v1 [astro-ph.EP], arxiv.org/abs/2109.11062