MADRID.– Un equipo internacional acaba de detectar, usando el telescopio espacial James Webb, la presencia de dióxido de carbono y metano en el exoplaneta K2-18 b, un mundo a 120 años luz de nosotros de los que abundan por la galaxia, pero que no tenemos en nuestro sistema solar: con más masa que la Tierra, pero menos que Neptuno. Estos planetas tienen el potencial de poseer una atmósfera rica en hidrógeno y una superficie cubierta de océanos de agua, y por eso se han denominado hiceánicos (acrónimo de hidrógeno y océano). Pero como no tenemos nada cercano con lo que compararlos, no los conocemos bien y tampoco tenemos la certeza de que puedan albergar vida.

Las atmósferas de los planetas hiceánicos son relativamente sencillas de caracterizar. Eso sí, si consideramos que es fácil algo que requiere tener que colocar un telescopio infrarrojo lejano (el James Webb) en una órbita a millones de kilómetros de la Tierra y luego complementar los datos obtenidos con él con los proporcionados por el Hubble y por telescopios terrestres. Nadie dijo que descifrar los misterios del universo fuese un trabajo sencillo; fascinante, sí.

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La abundancia de metano y dióxido de carbono y la escasez de amoníaco, detectados en K2-18 b (ocho veces mayor que la Tierra), apoyan la hipótesis de que puede contener un océano de agua bajo una atmósfera rica en hidrógeno. Estas observaciones, que se están completando con más datos, hablan también de una posible señal de una molécula llamada dimetil sulfuro (DMS). Habría que confirmar la señal, pero en la Tierra esta molécula solo la produce el fitoplancton marino. Seamos cautos antes de hablar de indicios de vida.

En el sencillo átomo de carbono están escritos tanto el origen como la evolución de la vida en nuestro planeta. Se podría decir que este elemento químico es la base del material de construcción de nuestros cuerpos. Pero no solo eso, el carbono controla los ciclos globales climáticos, esos que nuestra dependencia energética de los combustibles fósiles está alterando. Además, es un componente fundamental en gran parte de una ciencia de materiales en la que se fundamenta, cada vez más, nuestro día a día tecnológico.

A menudo en astrofísica, cuando hablamos del descubrimiento de nuevos exoplanetas, mencionamos una zona de habitabilidad que definimos como una simple característica: la posibilidad de que exista agua líquida en la superficie del planeta. Este simple parámetro, que está relacionado con la distancia a su estrella, nos ayuda a evaluar la posibilidad de existencia de vida extraterrestre. Esto es así por una observación compleja, pero muy reveladora: en nuestro planeta, la vida necesita de agua líquida, y es el único lugar en el que se demostró que existe.

Definición simplista

Quien sabe un poco más de astrobiología siempre puede argumentar que esa es una definición muy simplista y que la distancia del planeta a la estrella no basta para definir una zona de habitabilidad. Cierto. Así que veamos cómo funciona esto a grandes rasgos en el caso de la Tierra para recordar que cuando nos alejamos perdemos información y, por tanto, tenemos que simplificar los parámetros que utilizamos para caracterizar el sistema. Esto es así, aunque los nuevos telescopios como James Webb nos ayuden no solo a refinar los modelos, sino también a hacer medidas que hace tan solo unos años creíamos imposibles.

La temperatura de la superficie terrestre, una de las variables físicas más importantes en lo que venimos a grandes rasgos a denominar como clima, está controlada por una serie de factores íntimamente ligados entre sí: la insolación solar, el albedo y el contenido de gases de efecto invernadero en la atmósfera.

Lo que llamamos insolación solar es aquello que los turistas del norte aprenden a conocer muy bien cuando visitan las costas de nuestro país, y que simplemente es la cantidad de energía que recibe el planeta proveniente del Sol. Depende básicamente de los cambios en la luminosidad (energía por segundo en todo el rango de longitudes de onda) que emite la estrella y de la distancia a que se encuentra el planeta.

El albedo es simplemente la parte de esa energía del Sol o de la estrella que el planeta, en su conjunto, refleja de vuelta al espacio. Es sencillo darse cuenta de que en el albedo influyen las nubes, las capas de hielo, la vegetación, la cantidad de tierra frente a océano que hay en el planeta y los aerosoles (ese conjunto de partículas microscópicas, sólidas o líquidas, que se encuentran en suspensión en un gas). Y todo esto, además, es muy variable en diferentes escalas de tiempo. De ahí que los modelos climáticos sean muy complejos.

La parte de la energía del Sol que no es reflejada directamente por el efecto del albedo, y devuelta al espacio, es absorbida por la superficie de la Tierra y se irradia de nuevo: esta vez desde la Tierra, pero en forma de energía infrarroja. Y aquí es donde entran en juego los gases de efecto invernadero, porque absorben esa radiación infrarroja, con el efecto global de calentar la atmósfera. Así, si los gases de efecto invernadero descienden por debajo de un límite, el agua líquida se congelaría en todo el planeta (no son malos, en su justa medida).

Termostato para el clima

Por otro lado, si ese umbral se supera, el agua en su mayor parte se convierte en vapor, lo que debió ocurrirle a Venus. Durante la mayor parte de la historia geológica de nuestro planeta, el gas de efecto invernadero dominante fue el dióxido de carbono y se demostró, con medidas experimentales, que su concentración está regulada por una especie de termostato interno, que permitió la existencia de un clima moderado desde hace más de mil millones de años. También está firmemente demostrado que todo esto está cambiando en la Tierra en muy pocos años, debido a la inyección humana de este gas proveniente sobre todo de la quema de combustibles fósiles.

Afirmar, por tanto, que un planeta es habitable sin tener medidas de su composición atmosférica es una simplificación burda en astrofísica, y lo sabemos. Por eso, todos los esfuerzos de caracterización planetaria están enfocados a la detección de las moléculas que dominan la química atmosférica, por ejemplo, dióxido de carbono, metano, ozono, agua. Este es también el motivo por el que necesitamos conocer muy bien cuánta energía emite la estrella en todo el rango, no solo en el visible. Por eso tenemos pavor a perder el Hubble, porque ahora mismo es el único instrumento funcionando que nos permite medir la energía de las estrellas en el rango ultravioleta.

Por Eva Villaver

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