Europa. Un satélite de Júpiter cubierto de hielo y con un océano líquido bajo su corteza. ¡Agua líquida! Un hábitat idóneo para la proliferación de vida. Como es natural, el satélite está en el punto de mira en la búsqueda de formas de vida dentro del Sistema Solar.

Ahora bien, el Sol es una estrella más entre las decenas de trillones que hay en el universo. Y el Sistema Solar es un sistema planetario en una esquina de una galaxia. ¿No merece la pena tener en cuenta los demás sistemas? ¿Y las demás galaxias? Igual que la Tierra alberga vida, igual que Europa puede albergarla, ¿podría haber vida un poco más lejos?

El Sol, una estrella más

Epicuro de Samos, hace más de 2000 años, proponía la existencia de infinidad de mundos similares y diferentes del nuestro, así como la posibilidad de la presencia de criaturas y plantas en ellos. Mutatis mutandis, esta propuesta fue el comienzo de la exoplanetología, la búsqueda de planetas que se encuentran fuera del Sistema Solar.

A partir de la propuesta heliocéntrica de Copérnico, reforzada por las observaciones de Tycho Brahe y Johannes Kepler, los trabajos de Galileo Galilei conducen a la consideración del Sol como una simple estrella sin ninguna relevancia a nivel global, como sugiere Descartes en su Principia philosophiae, ya en el siglo XVI. Poco después la Philosophiae naturalis principia mathematica de Newton sirve para demostrar la teoría de Copérnico y da paso a la teoría nebular de Kant, que propone que el Sistema Solar se formó a partir de una nube de gas y polvo en rotación, modelo aceptado aún hoy en gran parte. Fue en el siglo XIX cuando se generalizó el estudio de la Vía Láctea, galaxia repleta de estrellas en torno a las que, quizá, orbiten planetas igual que en el Sistema Solar. Y en los que, igual que en el Sistema Solar, quizá haya vida. Pero localizar esos planetas era aún una tarea pendiente. Y nada fácil.

En el universo tan sólo las estrellas tienen el privilegio de emitir luz propia. Los planetas tienen que conformarse con la que reflejan de la estrella cercana. Así, cuando miramos al cielo nocturno, podemos encontrar a Marte, Venus, Júpiter… Parecen estrellas y, a veces, muy brillantes, pero ese brillo no es más que el reflejo del astro que los ilumina. Si hablamos de planetas más lejanos, planetas que no están en el Sistema Solar, exoplanetas, no podemos localizarlos en el cielo a partir de la luz que reflejan. La luz de su estrella ciega a los astrónomos e impide que vean con claridad esos planetas en los que puede existir la vida extraterrestre que estamos buscando.

Como decíamos, en el comienzo del siglo XX estaba ya totalmente aceptada la idea de que las estrellas que se observan en el cielo pueden ser soles de lejanos sistemas planetarios. Pero la imagen directa, es decir, la observación de una estrella y la posterior detección de una disminución en la radiación emitida, no era un método factible con las herramientas disponibles. Fue la astrometría, rama de la astronomía dedicada al posicionamiento y localización de los cuerpos celestes, la disciplina que se antojó propicia para la detección de objetos que orbitaran estrellas.

Todavía en el siglo XIX, fue el prusiano Friedrich Bessel quien consiguió avances significativos en la localización de objetos aparentemente invisibles y cercanos a estrellas. Estudiaba el movimiento periódico de una estrella que podría ser causado por un objeto compañero. Así podría ser capaz de detectar cuerpos en la órbita de la estrella. Y este método se apoyaba en la astrometría. A Bessel le sirvió para detectar, en 1844, pequeños movimientos en la estrella Sirio, que lo llevarían al descubrimiento de Sirio B, una enana blanca que, junto con la estrella mayor, forma el sistema estelar del mismo nombre. Sin embargo, nunca se consiguieron resultados concluyentes en la localización de planetas extrasolares mediante esta técnica. Habría que esperar unos años hasta que la exoplanetología obtuviera resultados.

Cómo se detectan exoplanetas

Un método desarrollado a lo largo del siglo XX, que obtuvo mejores resultados que la astrometría, es el de la velocidad radial. Pero antes de comentar en qué consiste, conviene dar una idea intuitiva de lo que es el efecto Doppler.

Supongamos que un coche de policía se acerca hacia ustedes. Sentirán que el sonido de su sirena irá adquiriendo un tono cada vez más agudo. Cuando se aleje, cuando la distancia entre el coche y ustedes aumente, el tono parecerá más grave. Este cambio se debe a variaciones en la percepción de la onda emitida desde el coche. En términos generales, dado un cuerpo en movimiento emisor de una onda –el coche– y un observador fijo –ustedes–, la frecuencia de la onda sufrirá variaciones aparentes en relación a dicho movimiento, relativo entre la fuente y el observador: aumentará cuando se acerquen los cuerpos y disminuirá cuando se alejen. La primera vez que se corroboró esta hipótesis, a mediados del siglo XIX, fue en un caso también de ondas sonoras. Pocos años después, se descubrió el mismo efecto para ondas electromagnéticas.

Para el caso del espectro visible de la radiación electromagnética, si la fuente de la onda se aleja, el espectro lumínico se acerca al rojo –la frecuencia de la onda disminuye–. En el caso de que se acerque, se acerca al azul –la frecuencia aumenta–. Si bien el ojo humano no puede captar estas diferencias en el espectro lumínico, los espectrómetros son unos instrumentos capaces de analizar dicho espectro de frecuencias.

El método de la velocidad radial se centra en la interacción gravitacional entre el planeta y la estrella en torno a la que gira. Sobre ella induce el planeta un movimiento en torno al centro de masa del sistema planeta-estrella. Debido a las variaciones en la velocidad radial del desplazamiento de la estrella, se produce el efecto Doppler con respecto al observador –en la Tierra–. Concretamente, cuando se aleja del observador, la longitud de onda de la radiación emitida por la estrella aumenta y el espectro de luz se desplaza hacia el rojo. Cuando se acerca, la onda se hace más corta y el espectro se desplaza hacia el azul. Ambos efectos se conocen, respectivamente, como corrimiento al rojo y al azul. Es a partir de estas variaciones de la radiación de la estrella como se deduce la presencia de un planeta que orbita a su alrededor, así como una aproximación del valor de su masa.

En los años 80 el método se hizo popular y en el 95 se descubrió un exoplaneta por primera vez con la velocidad radial, 51 Pegasi b. De tipo gaseoso y de una masa cercana a la mitad de la de Júpiter –para entendernos, tremendamente grande–, orbita alrededor de su estrella en unos 4 días. Este breve ciclo orbital se debe, no sólo a su rapidez, sino a su proximidad. La importancia de este descubrimiento radica en que contradice a las teorías de formación planetaria habituales porque, de acuerdo con ellas, planetas gaseosos de tal tamaño no deberían encontrarse tan cerca de su estrella. Pero no entraré a ello en este artículo.

Una alternativa al método de la velocidad radial, pero cuyos resultados se complementan muy adecuadamente, es el del tránsito. Se lleva a cabo cuando un planeta se cruza entre su estrella y el observador, y trata de captar la variación en la luminosidad de aquella, debida al bloqueo por parte del planeta del flujo lumínico emitido. Aunque presenta inconvenientes cuando el exoplaneta no es suficientemente grande o tiene un largo periodo orbital, es el único modo que se tiene para aproximar su radio. Combinado con la masa, proporcionada por la velocidad radial, se puede obtener la densidad, que puede dar mucha información sobre el interior del planeta.

A partir de los años 90 se empezó a trabajar con un nuevo método: las microlentes gravitacionales. Una de las consecuencias de la Teoría de la Relatividad de Einstein es que, en términos coloquiales, un cuerpo que genere un campo gravitacional suficientemente fuerte puede desviar la trayectoria de la luz.

De cara a la localización de exoplanetas, podemos interpretar que un sistema de un planeta y su estrella actúan como una lente que desvía la luz emitida por una estrella más lejana. Supongamos una estrella cuyo campo de gravedad refracta la luz emitida por un cuerpo más lejano. Si en torno a esta estrella orbita un planeta, éste también afectará en la refracción. De esta forma, si se encuentra una anomalía en el desvío de esta luz lejana, es decir, un cambio que no pueda depender del campo gravitatorio ejercido por la estrella, podemos considerar que un cuerpo –concretamente, un exoplaneta– orbita a la estrella.

Más arriba hemos mencionado, sin detenernos, la observación directa de los exoplanetas. Si bien las técnicas disponibles no son suficientemente potentes en general para ello, en algunas ocasiones sí se han obtenido imágenes de planetas lejanos, aunque es inevitable la tendencia de localizar principalmente planetas de gran masa y lejanos a su estrella.

El descubrimiento mediante imagen directa más destacado es posiblemente el de un planeta gigante que orbita en torno a la estrella Formalhaut. Hace seis años astrónomos de la NASA obtuvieron la primera imagen directa de un planeta en órbita a una estrella. En las imágenes se observa al planeta, Fomalhaut b, inmerso en el disco de polvo de unos 35 mil millones de kilómetros de longitud que rodea a la estrella, como un pequeño foco de luz.

Y todo esto, ¿para qué?

A día de hoy, se han localizado 1105 sistemas planetarios y 1783 exoplanetas. En la llamada zona habitable de los sistemas se han encontrado 21 objetos que pueden ser exoplanetas, todos ellos de tamaños superiores al terrestre. Esta zona habitable de un sistema se caracteriza porque cuenta con las condiciones adecuadas para que se pueda generar vida tal y como la entendemos, desde bacterias hasta organismos complejos como plantas o animales.

Así, diremos que un exoplaneta es potencialmente habitable si tiene un tamaño apropiado y orbita en torno a su estrella a una distancia que permita la presencia de agua líquida en la superficie. ¿Qué es eso de un tamaño apropiado? Hay muchas respuestas para esa pregunta pero aún no se puede decir que alguna sea una fórmula mágica que funcione con seguridad. Además, la habitabilidad se puede medir en función de la distancia del planeta a su estrella, de la composición, de su atmósfera… Hay varias métricas que se deben considerar cuando se estudia si un planeta es apto para albergar vida. Y a menudo es incierta la información de la que se dispone.

Veintiuno. Por ahora se han encontrado veintiún, digamos, lugares donde puede haber vida similar a la que puebla nuestro planeta. El universo es demasiado grande para pensar que sólo hay vida aquí. Vida, sea lo que sea eso, tiene que haber en más puntos del espacio. Y la exoplanetología trata de encontrar esos otros mundos habitados. Pero dejemos las cosas claras: dar con extraterrestres va a llevar tiempo. En lo que los astrónomos continúan su trabajo, sólo nos queda lidiar con nosotros mismos.