Grandes retos del siglo XXI

Una vez que quedó claro que la técnica de medir la velocidad radial de la estrella permitía inferir la existencia de planetas, así como determinar la masa y distancia de éstos a su estrella, se desarrolló una cacería de exoplanetas desde distintos observatorios en el mundo. Esta cacería fue muy exitosa, y para principios de la primera década del siglo XXI ya se conocían varios cientos de exoplanetas. El problema es que estos exoplanetas eran predominantemente cuerpos parecidos a Júpiter y además muy cercanos a su estrella, por lo que se les bautizó como “Júpiteres calientes”. ¿Qué estaba ocurriendo? ¿Sería que en el Universo no existían o casi no existían planetas como la Tierra? No era éste el caso, sino que estábamos ante un ejemplo de lo que se conoce como “sesgo observacional”. Los movimientos de la estrella son mayores y por lo tanto más fáciles de detectar conforme el planeta es más grande y más cercano a ésta. Para aclarar lo anterior, digamos que este sesgo sería equivalente a un pescador que tira al mar una red con agujeros de 10 centímetros y acaba concluyendo que no hay peces más chicos que 10 centímetros.

Los planetas tipo Júpiter son enormes esferas de gas (mayoritariamente hidrógeno y helio) que no tienen superficie sólida; en consecuencia, no podrían sostener la vida, como ocurre en la Tierra, que tiene superficie sólida.

Era entonces necesario buscar otra técnica que favoreciera, o al menos permitiera, la detección de pequeños planetas como la Tierra. Esta técnica resultó ser la del tránsito del planeta frente a la cara de la estrella. Si la órbita del planeta está en la orientación adecuada, cada vez que complete una vuelta pasará enfrente de la estrella y disminuirá por una pequeña fracción el brillo de ésta. Los planetas son mucho más pequeños que las estrellas y estos tránsitos no pueden producir un eclipse total, sino sólo una pequeña disminución del brillo estelar. Es importante aclarar que todo esto se ve desde la Tierra como un punto de luz que disminuye repetitivamente, con cada paso del planeta. No podemos distinguir al planeta de la estrella. Para explorar las posibilidades de esta técnica, la nasa puso en órbita en el año 2009 al satélite Kepler. Esta misión ha sido todo un éxito. Para 2013 lleva descubiertos más de un centenar de exoplanetas, entre ellos algunos de los mejores candidatos a planetas parecidos a la Tierra. Un ejemplo muy reciente es la estrella llamada Kepler 62, a la cual se le han detectado cinco planetas, todos con dimensiones similares a la Tierra (con radios que van de 0.54 a 1.95 del de la Tierra). Pero, de forma más interesante aún, los dos planetas más externos (conocidos como Kepler 62e y Kepler 62f) están en lo que se conoce como la zona habitable de su estrella. ¿Qué es la zona habitable?

La vida como la conocemos requiere de agua líquida. A la presión de una atmósfera terrestre, el agua está líquida entre los 0°C y los 100°C. Por debajo de ese intervalo se hace hielo y por encima vapor de agua. Entonces, un primer criterio para que un planeta sea considerado habitable es que su temperatura esté en este intervalo. Si un planeta está demasiado cerca de su estrella, estará demasiado caliente, mientras que si está demasiado lejos, estará demasiado frío. Como diríamos en México: “Ni tanto que queme al santo, ni tan poco que no lo alumbre”. Este criterio de temperatura define una banda alrededor de la estrella que se conoce como la zona habitable. En el caso del Sol, la zona habitable abarca Venus, la Tierra y Marte.

El agua líquida actúa como un medio solvente en el que los compuestos orgánicos pueden mezclarse entre sí y ser transportados a las células. Nuestros cuerpos usan el agua líquida para eliminar las toxinas, regular la temperatura del cuerpo y ayudar al metabolismo.

Con el descubrimiento de muchos ejemplos de exoplanetas con tamaños similares al de la Tierra (lo cual implica que tienen superficie sólida), ubicados dentro de la zona habitable de su estrella (lo cual sugiere que podría haber agua líquida), el siguiente reto es estudiar la composición química de las atmósferas de esos exoplanetas, si es que las tienen. El estar en la zona habitable no garantiza nada. Además de la Tierra, Venus y Marte están en la zona habitable del Sol, pero ninguno de estos dos planetas tiene agua líquida. La evolución en el tiempo de un planeta lo puede llevar a perder su atmósfera (como el caso de Marte) o bien a desarrollar una atmósfera con un efecto invernadero tan fuerte que el agua sólo podría existir como vapor (como en Venus).

Afortunadamente, es posible conocer muchas cosas de la atmósfera de un exoplaneta observándolo remotamente, desde la Tierra. A la inversa, el estudio de la luz de nuestra Tierra desde el espacio, en particular de lo que se conoce como la radiación infrarroja, nos permite afirmar que hay en nuestra atmósfera moléculas de vapor de agua, oxígeno gaseoso, ozono y metano, las cuales están vinculadas a la vida. Por ejemplo, el metano desaparecería si se extinguiera la vida, puesto que es producido principalmente por la digestión de los mamíferos terrestres.

Se ha planteado la construcción de satélites astronómicos que pudieran estudiar la atmósfera de los exoplanetas seleccionados a partir de las observaciones ahora disponibles. El problema es que se trata de un proyecto sumamente costoso, en el rango de los 5 000 millones de dólares, y con la crisis económica actual, no ha sido posible encontrar el apoyo para su realización. Pero la experiencia nos demuestra que estas crisis son periódicas y que en un clima económico más propicio será factible financiar el proyecto, posiblemente por un consorcio de naciones.

El lado oscuro del universo

Lo primero que hay que aclarar al hablar de este tema es que la materia oscura y la energía oscura son cosas diferentes, pero que tienen en común que lo que sean, no lo podemos ver directamente y sólo sentimos su efecto en el movimiento de las galaxias y del universo como un todo.

Las galaxias de morfología espiral, como la nuestra, rotan alrededor de su centro. Cuando uno estudia esta rotación encuentra que es demasiado rápida y que si la galaxia solamente tuviera la masa que le vemos en estrellas y nebulosas, la fuerza centrífuga de la rotación le ganaría a la fuerza atractiva de la gravedad y la galaxia se dispersaría en el espacio. Pero esto no sucede, y la explicación es que además de la materia ordinaria que vemos en estrellas y nebulosas existe una materia oscura que no emite, absorbe o refleja la luz (o cualquier otra forma de radiación electromagnética), pero que sí deja sentir su fuerza de gravedad y mantiene estable a las galaxias. El candidato más viable para explicar la materia oscura es un tipo de partícula que existe en enormes cantidades, pero que simplemente no podemos ver o detectar, pero que está ahí.

Afortunadamente, hay teorías razonables que predicen la existencia de partículas con las características necesarias para explicar la materia oscura. Como interactúan muy débilmente con la materia ordinaria se les conoce como partículas masivas débilmente interactuantes o wimps (siglas en inglés de weakly interacting massive particles ). El problema es que a pesar de un gran número de experimentos que buscan detectarlas, esto no se ha logrado. Una pequeña fracción de astrónomos piensa que lo que está mal es la ley de la gravedad de Newton. Esta ley nos dice que la fuerza de gravedad decae como la distancia al cuadrado. Estos astrónomos disidentes piensan que a grandes distancias la fuerza de la gravedad decae más lentamente que lo que nos dice la ley de Newton.

Pero si la materia oscura es difícil de entender, ante la energía oscura estamos, literalmente, a oscuras.