Ignasi Ribas – Presente y futuro en la investigación exoplanetaria

El pasado 13 de febrero, Ignasi impartió la charla “Present and future of exoplanet research” en el IAA-CSIC en el marco de los Coloquios Severo Ochoa. Posteriormente lo entrevistamos para profundizar en algunos de los temas tratados en su visita a Granada, y conocer más sobre los pilares e incertidumbres de la ciencia exoplanetaria.     

 

Para contextualizar, ¿podrías ofrecer una visión general de las misiones exoplanetarias del pasado, presente y futuro?

Empezaría por COROT (COnvection ROtation et Transits planétaires), una misión de la ESA junto con la Agencia Espacial Francesa (CNES), lanzada en 2006, que descubrió la primera supertierra, Corot-7 b. Por lo tanto, fue una misión pionera que inició el largo camino de detección de otras Tierras.

Luego Kepler (NASA) nos proporcionó estadísticas masivas, pero no pudo cumplir con su objetivo de encontrar sistemas gemelos de la Tierra. Detectó unos 4000 exoplanetas, pero su precisión se vio afectada por la actividad de las estrellas solares anfitrionas, que era más alta de lo previsto.

La actual misión TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, NASA), observa planetas alrededor de estrellas brillantes, y trabaja de manera sinérgica con observaciones complementarias desde tierra y espacio. Por ejemplo, con el JWST (James Webb Space Telescope, NASA), que mide propiedades atmosféricas de los exoplanetas.

Cheops (CHaracterising ExOPlanets Satellite, ESA), en un principio pretendía hacer un seguimiento de planetas con velocidad radial ya medida y encontrar tránsitos. No obstante, este objetivo no se pudo alcanzar y se replanteó en favor de estudiar de forma precisa planetas con tránsitos y complementar la misión TESS para obtener información completa de sistemas planetarios.

Finalmente llegamos al futuro cercano, a PLATO (PLAnetary Transits and Oscillation of Stars, ESA), que tiene dos características importantes. La primera es que buscará planetas con periodos largos en estrellas brillantes, y, por lo tanto, será posible medir velocidades radiales desde la Tierra. La segunda característica clave de Plato es que podrá caracterizar la estrella anfitriona de manera completa, hasta midiendo su edad. Esa caracterización será de gran ayuda para el desarrollo de nuevos modelos de formación planetaria y de evolución. Es probable que esta sea la mayor contribución de Plato: la introducción de una etiqueta de edad.

 

 

En tu charla mencionaste seis técnicas de detección de exoplanetas: medición de velocidades radiales, tránsitos, astrometría, gravitational microlensing (microlente gravitatoria), cronometraje y  direct imaging (imagen directa). ¿Qué podemos esperar del desarrollo futuro de estas técnicas?

En general todas estas técnicas se pueden potenciar más. La misión Plato llevará aún más allá el método de los tránsitos, estudiando periodos orbitales muy largos en estrellas anfitrionas brillantes. Eso permitirá la exploración de una nueva región del espacio de parámetros, pues la misión de la NASA Kepler observaba una región del espacio pequeña y profunda y, por otra parte, TESS estudia periodos orbitales cortos en casi todo el cielo.

En cuanto a la astrometría, que mide el cambio de la posición aparente de una estrella (star wobble) debido a la presencia de un exoplaneta, estamos a la espera de una revolución que la misión Gaia aportará en menos de 2 años, cuando se publicará el Data Release 4 (DR4). En el DR4 tendremos datos astrométricos, por épocas, de los 5 años de duración de la misión, y probablemente pasaremos de los actuales 6.000 exoplanetas confirmados a más de 10.000.

La técnica de la microlente gravitatoria (gravitational microlensing) está basada en la amplificación de luz de una estrella distante a causa del pozo gravitacional causado por el paso de un objeto-lente a distancia más corta. En el caso de que el pozo sea generado por un sistema planeta-estrella observaríamos, en una serie temporal de imágenes, también, un pico de amplificación correspondiente al efecto de lente del planeta. Es una técnica muy potente, pero solo desde el punto de vista estadístico, ya que se puede obtener sólo una medida: cuando se produce el efecto de lente. Con esta técnica resulta posible medir la distancia orbital y la masa, pero hay cierta degeneración, debido al efecto de la proyección. La microlente gravitatoria tiene todavía potencial gracias a diversos muestreos desde tierra y desde el espacio, pero son actualmente bastante caros.

El método del cronometraje se basa en observar objetos con una periodicidad bien determinada (estrellas pulsantes, binarias eclipsantes, púlsares), puesto que el movimiento alrededor del centro de masa a causa de un exoplaneta produce cambios en el periodo de la señal. Sería como tener un reloj en órbita y calcular su atraso o adelanto.

La limitación de esta técnica, en este caso, deja de ser instrumental, sino que depende del estado del arte de la propia astrofísica, es decir, necesitamos conocer de manera muy precisa y detallada las pulsaciones, y eso depende del desarrollo de los modelos. Por ejemplo, en el caso de estrellas pulsantes, en cuánto podamos avanzar en astrosismología teórica. En 1992, fue este método, precisamente, el que permitió a Aleksander Wolszczan y Dale Frail descubrir los primeros exoplanetas, orbitando alrededor del púlsar PSR 1257+12.

El avance más puntero, pero también el más ambicioso, lo hará la técnica de imagen directa (direct imaging) en los próximos 20 años. Estoy pensando en la misión ROMAN (NASA) en el inmediato futuro,  Habitable Worlds Observatory (HWO, NASA) y, potencialmente, el Large Interferometer For Exoplanets (LIFE, ESA) a más largo plazo.

 

 

Hablas en tu charla de  “un zoológico”, haciendo referencia al conjunto de planetas descubiertos por CARMENES. ¿Cuál es la propiedad más destacada, más novedosa, más inesperada que habéis encontrado en este “zoo”?

Te puedo hablar no de una, sino de dos propiedades importantes que vemos con CARMENES.

Primeramente, hemos descubierto una cantidad sorprendente de planetas gigantes alrededor de estrellas de muy baja masa. Esto está en desacuerdo con los modelos actuales de formación planetaria, y fue claramente una gran sorpresa. Observamos estrellas pequeñas, de en torno a 0.1 masas solares, con uno o dos Júpiteres.     

Además de esto, descubrimos, con gran sorpresa, que hay una enorme abundancia de planetas con una masa parecida a la de la Tierra alrededor de estrellas de baja masa. De hecho, CARMENES ha llevado el límite de estas observaciones a estrellas de 0.1 masas solares, hallando un promedio de 1.5 planetas por estrella en enanas M (con entre 0.1 y 0.6 masas solares). Y si bajamos el umbral de masas estelares a 0.16 masas solares encontramos una abundancia de dos planetas de masa parecida a la Tierra por estrella.      

Alrededor de estrellas frías hay sistemas multiplanetarios ricos, como el de la estrella de Teegarden, estudiado por CARMENES en 2019, el cual alberga tres o más planetas gemelos de la Tierra (con la misma masa), dos de los cuales se encuentran en su región de habitabilidad.      

Con suficientes medidas y un trabajo profundo de estadística considerando estrellas enanas M de muy baja masa, gracias a CARMENES hemos concluido que el 100% de éstas parece tener planetas de tipo terrestre. Sin embargo, los modelos no predecían tanta abundancia.

 

 

Por otra parte, ¿cuál es la proporción de planetas terrestres en el caso de estrellas solares?

Si hablamos de la fracción de estrellas solares (con masas similares a  la de nuestro Sol) con planetas de tipo terrestre, rondamos el 15%. Incluyendo minineptunos y supertierras llegaríamos al 50%.

 

¿Y en cuanto a la habitabilidad? Porque no es lo mismo decir que un planeta sea de tipo terrestre y decir que es habitable…

Esto es cierto. Podemos definir un planeta de tipo terrestre si tiene, aproximadamente menos de 3 veces la masa y 1.5 veces el radio de nuestra Tierra.      

En cuanto a la habitabilidad, en una muestra estadística solemos estudiar un parámetro, el eta_tierra (η_⊕), es decir, la frecuencia de planetas terrestres en zona habitable (cuya temperatura y presion superficial es compatible con la presencia de agua en estado líquido). La misión Kepler situó  el η_⊕ alrededor del 15-20%, aunque no hay un consenso claro. Sí sabemos que la muestra está dominada por estrellas de tipo solar.

En el caso de las enanas M, el valor de η_⊕ es más alto, aunque no la tenemos calculada aún en la muestra de CARMENES, pues aún tenemos una estadística pequeña. Sin embargo, para estrellas de muy baja masa, de menos de 0.15 masas solares, las cuales además tienen una estructura totalmente convectiva, apuesto que no será muy inferior al 100%.

En todo caso, un dato claro es que la probabilidad de tener planetas, en general, y planetas terrestres, en concreto,  es más alta en estrellas frías de tipo M que en estrellas de tipo solar.

 

¿Cuál dirías que es el estado del arte y qué dificultades existen en cuanto a la realización de modelos que describan la transición entre planetas rocosos y gaseosos?

Por lo general, si un planeta tiene una masa elevada, tiene que ser gaseoso, mientras si su masa es menor, será pobre en volátiles, y, por tanto, rocoso, como la Tierra. En la transición entre estos dos escenarios se encuentran los ‘Neptunos pequeños’, cuya naturaleza no está del todo clara.      

Pero es importante también tener en cuenta la historia de la formación de un planeta y su dinámica. Hay procesos como la pérdida de atmósfera y la fotoevaporación que no se comprenden aún del todo bien y dependen de la radiación de alta energía que emite la estrella, cuya historia también resulta difícil de determinar.

Si nos preguntamos: ¿un planeta de cinco masas terrestres es gaseoso o rocoso? La respuesta será que hay de los dos ¡y hasta de diez masas terrestres! Por otra parte, hemos encontrado planetas de dos masas terrestres que son gaseosos. El diagrama masa-radio, pues, estaría degenerado en esta región.

En la transición entre planetas gaseosos y rocosos hay mucha información por recolectar y por entender. Parece que hay dos regímenes de radios, y, en mitad, el radius valley (región de radios donde baja la frecuencia de exoplanetas). Pero no sabemos si estamos frente a un fenómeno estático, si el valle se produce de forma primordial o si hay procesos de fotoevaporación que tienden a eliminar los planetas.

En 2022, Luque y Pallé, en su artículo de Science “Density, not radius, separates rocky and water-rich small planets orbiting M dwarf stars”, proponen la existencia de tres familias de planetas: rocosos, gaseosos y planetas de agua (water worlds).

Definitivamente, en esta región dudosa, en la línea divisoria entre los que tienen gas y los que no – la denominada cosmic shoreline-, hay que estudiar no sólo una dimensión, sino más. Añadir a estos estudios la dimensión de la edad evolutiva de la estrella anfitriona claramente será de ayuda.

 

 

La detección de atmósferas exoplanetarias está limitada por la actividad de la estrella anfitriona, la cual es necesario modelar de manera muy fina y exacta. Aquí es donde entra tu último proyecto, SPOTLESS. ¿Qué nos puedes contar de él?

A pesar de tener ahora instrumentos fantásticos como CARMENES, HARPS, ESPRESSO o JWST, el factor limitante sigue siendo el ruido. Es esencial tener una herramienta para comprender y eliminar este factor de contaminación. Estoy dando vueltas a este proyecto desde hace diez años. Yo vengo del campo de la astrofísica estelar y ya había trabajado en el pasado en actividad estelar magnética y hace un par de años les dimos un impulso más, porque ahora es evidente que tiene una aplicación directa, que la contaminación de la actividad estelar es más relevante que nunca.    

Mi aproximación se plantea eliminar esta contaminación usando modelos físicos, basados en la física estelar que conocemos desde hace décadas, y tratar la actividad estelar como una fuente de señal. No sería entonces una fuente de ruido, sino un fenómeno físico comprensible y estudiable.      

Nuestro modelo estelar, que llamamos StarSim, tiene como objetivo construir un gemelo digital de una estrella activa, con manchas y fáculas. Después de generar series temporales con StarSim, empleando los parámetros físicos observacionales, usamos una IA para determinar cuáles de estos modelos se asemeja más a la señal observada. Esto nos permite desacoplar de la señal la posible influencia de un exoplaneta y de su atmósfera.

La filosofía de fondo de nuestro proyecto está en que el método es physics-driven, no data-driven.

 

 

Concluiste tu charla diciendo que cuatro siglos después de Copérnico estamos en una nueva revolución que cambia nuestro contexto en el universo viviente. Yo creo que, más que una revolución, es una confirmación observacional de lo que los filósofos ya decían desde hace siglos, que traslada al sistema universo lo que el pensamiento moderno post-Darwiniano ya aclaró en el ecosistema terrestre. ¿Qué opinas tú?     

A nivel humano el impacto de esta nueva revolución copernicana es, efectivamente, una cura de humildad a lo darwiniano.

Si hallamos vida fuera de nuestro planeta no sólo no somos nada especial en el mundo de la vida en la Tierra, sino que seríamos unos más en el contexto de la vida del universo. Ojalá tengamos pronto alguna evidencia de actividad biológica en otro planeta. Sin embargo, lo más probable es que no sepamos de qué tipo: si son seres unicelulares, básicos o complejos, con algún tipo de inteligencia.

Eso producirá, a mi entender, un efecto transformativo, un cambio social, a nivel de pensamiento y de sensación de pertenencia. Ojalá que si encontramos otro sitio donde haya vida, esto nos haga apreciar mucho más a nuestra Tierra. Los humanos formamos comunidades, grupos familiares, étnicos, naciones, por un proceso de comparación. Me gusta pensar que el hecho de encontrar otra vida en el universo podría llevarnos a desarrollar una conciencia de colectivo planetario, que ahora no tenemos.

Ojalá que, con esta eventual identificación de vida más allá de la Tierra, nos pongamos todos de acuerdo para una gobernanza global y cuidemos más nuestro hogar en el universo.