¿Qué significa realmente «parecido a la Tierra»?
Casi nunca podemos ver con detalle la superficie de un exoplaneta lejano. En su lugar, los astrónomos miden la luz que bloquea el planeta al pasar frente a su estrella y el movimiento que provoca en ella con su gravedad. Esas mediciones revelan su tamaño y su masa, y permiten compararlo con la Tierra característica por característica.
«Parecido a la Tierra» puede referirse a cosas distintas: el tamaño, la masa, la luz que recibe o la atmósfera. Un planeta puede medir casi lo mismo que la Tierra y tener una superficie completamente diferente. Estar en la zona habitable tampoco demuestra que haya agua o vida. Cada propiedad debe medirse por separado para saber en qué se parece a la Tierra y en qué no.
Una caída de la luz estelar revela el tamaño del planeta
Cuando un planeta pasa frente a su estrella, bloquea parte de su luz. Al registrar el brillo de la estrella a lo largo del tiempo aparece una curva de luz con una caída en el centro. Esto se llama observación de tránsito. Si la caída se repite a intervalos regulares, también permite conocer el período orbital del planeta.
La profundidad de la caída indica la proporción entre el tamaño del planeta y el de la estrella. Un planeta mayor bloquea más luz y produce una caída más profunda. Sin embargo, el tránsito por sí solo no da el tamaño real del planeta: para calcular su radio también hay que conocer el radio de la estrella.
Desde nuestro punto de vista, no todos los planetas pasan frente a su estrella. El método de tránsito solo encuentra aquellos cuyas órbitas están orientadas de forma que bloqueen la luz estelar. Por eso, los planetas encontrados así no representan a toda la población.
El vaivén de una estrella revela la masa del planeta
Un planeta también ejerce una pequeña atracción gravitatoria sobre su estrella. Cuando la estrella se acerca a nosotros, las líneas de absorción de su espectro se desplazan ligeramente hacia el azul; cuando se aleja, lo hacen hacia el rojo. Esto se llama observación de velocidad radial. Un desplazamiento que se repite muestra con qué fuerza tira el planeta de la estrella.
La amplitud del vaivén depende tanto de la masa del planeta como de la inclinación de su órbita. Si el planeta no transita, esa inclinación no se conoce con precisión y suele calcularse una «masa mínima». Las manchas y las llamaradas estelares también alteran la luz, así que hay que separar la actividad de la estrella de la señal del planeta.
El radio y la masa dan la densidad media
El radio obtenido con los tránsitos puede combinarse con la masa calculada mediante velocidad radial o mediante cambios en los tiempos de tránsito causados por planetas vecinos. Juntos dan la densidad media del planeta. Es una primera pista para saber si está compuesto sobre todo por material sólido o si posee una gran capa de gas ligero.
Distintos interiores pueden producir la misma densidad media. Un planeta rocoso con poco hierro y otro rico en agua u otros materiales ligeros pueden tener densidades parecidas. Para averiguar si hay océanos o continentes, o qué tamaño tiene el núcleo, hacen falta más observaciones y modelos.
La zona habitable se calcula con la luz estelar y modelos atmosféricos
La zona habitable es la región alrededor de una estrella donde podría existir agua líquida en la superficie de un planeta, siempre que tenga una atmósfera adecuada. Se calcula introduciendo en modelos climáticos la energía de la estrella, la órbita del planeta y el efecto invernadero de su atmósfera. La región cambia según la estrella sea caliente y luminosa o fría y tenue.
Que un planeta esté en esa región no demuestra que se hayan encontrado agua, atmósfera o vida. Dos planetas que reciben cantidades similares de luz pueden tener superficies muy distintas si sus atmósferas cambian en grosor y composición. La atmósfera, las llamaradas de la estrella y la presencia de agua deben observarse por separado.
El espectro de transmisión busca pistas en la atmósfera
Cuando un planeta cruza frente a su estrella, parte de la luz atraviesa su atmósfera. Los materiales presentes absorben con más fuerza ciertas longitudes de onda, de modo que el planeta parece ligeramente mayor en ellas. Los astrónomos ordenan por longitud de onda las profundidades del tránsito para formar un espectro de transmisión y lo comparan con distintos modelos atmosféricos.
Toda medición tiene un margen de incertidumbre, y varios modelos atmosféricos pueden ajustarse a los mismos datos. Las manchas o regiones brillantes de la zona de la estrella que cruza el planeta también pueden alterar la profundidad a cada longitud de onda. Por eso, una pequeña curva del espectro no basta para confirmar una molécula concreta, y mucho menos vida.
Qué revelan las observaciones de TRAPPIST-1 e y Proxima Centauri b
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TRAPPIST-1 e
TRAPPIST-1 e transita frente a su estrella. Su radio es unas 0,92 veces el de la Tierra, y su masa se midió a partir de los cambios en los tiempos de tránsito causados por la atracción mutua entre los planetas vecinos. Su densidad media es compatible con un planeta rocoso, pero los datos no señalan una única composición interior.
Las observaciones del telescopio espacial James Webb publicadas en 2025 no encajan con una atmósfera gruesa dominada por hidrógeno. Sin embargo, todavía no distinguen entre la ausencia de atmósfera y otras posibilidades, incluida una atmósfera rica en nitrógeno. Por ahora descartan algunos modelos, pero no identifican una respuesta única.
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Proxima Centauri b
Proxima Centauri b orbita la estrella más cercana al Sol una vez cada 11,2 días. Las mediciones de velocidad radial le asignan una masa mínima de unas 1,07 veces la terrestre. Se calcula que recibe cerca de 0,64 veces la luz que la Tierra recibe del Sol.
No se ha confirmado ningún tránsito de este planeta, así que su radio real y su densidad media siguen sin conocerse. Su posición calculada en la zona habitable no dice por sí sola si hay agua superficial o atmósfera. También hay que estudiar cómo afectan a su entorno las llamaradas de su activa estrella enana roja.
Los planetas más fáciles de detectar se encuentran primero
El método de tránsito favorece a los planetas grandes, que bloquean más luz, y a los cercanos a su estrella, que transitan con frecuencia. La velocidad radial es más sensible a los planetas masivos y de período corto, que tiran con más fuerza de sus estrellas. Los planetas pequeños en órbitas lejanas producen señales más débiles y tardan más en confirmarse.
Por eso, los catálogos actuales contienen una proporción mayor de mundos fáciles de observar. Para estimar lo comunes que son realmente los planetas, los astrónomos deben tener en cuenta la probabilidad de detectarlos y aquellos que sus estudios no pudieron ver.
El radio, la masa, la luz recibida y la atmósfera proceden de observaciones distintas. Más datos reducen las posibles explicaciones, pero no permiten afirmar nada sobre una superficie o una forma de vida que no se haya observado.
Fuentes
- NASA Science — Cómo se encuentran y caracterizan los exoplanetas
- NASA Science — Significado y límites de la zona habitable
- ESA CHEOPS — Relación entre radio, masa y densidad media
- ESA Ariel — Estudio de atmósferas mediante espectros de transmisión
- NASA Exoplanet Archive — Parámetros actuales de TRAPPIST-1 e
- Agol et al. — Tiempos de tránsito, masas y radios de los planetas TRAPPIST-1
- Espinoza et al. — Espectro de transmisión de TRAPPIST-1 e con JWST
- Glidden et al. — Límites actuales de los modelos atmosféricos de TRAPPIST-1 e
- NASA Exoplanet Archive — Parámetros actuales de Proxima Centauri b
- Faria et al. — Observaciones precisas de velocidad radial de Proxima Centauri
- Kipping y Sandford — Sesgo de selección en estudios de tránsito
- Rackham et al. — Efectos de la superficie estelar en los espectros de transmisión