Desde hace unas décadas, la tecnología de la que disponemos ha hecho posible descubrir que muchas estrellas poseen una cohorte de planetas orbitando a su alrededor, como le sucede a nuestro querido Sol. Por el momento, se ha confirmado la existencia de 893 planetas orbitando otras estrellas, en ocasiones distantes miles de años-luz – distancia que la luz, a la velocidad de trescientos mil kilómetros por segundo, recorre en un año –.

Por supuesto, lo más interesante del descubrimiento de estos exoplanetas – como se ha dado en llamar a cualquier planeta que no orbite alrededor del Sol – es averiguar si existen o no muchos mundos como la Tierra o, al menos, si existen o no planetas habitables para el ser humano. Para averiguar esto, además de escudriñar la vecindad de las estrellas con potentes instrumentos, es también importante avanzar en el estudio de la génesis y evolución de los planetas rocosos, es decir, de planetas como la Tierra que podrían albergar vida, a diferencia de los grandes planetas gaseosos como Júpiter o Neptuno.

El asunto de la generación y evolución de los planetas rocosos no está ni mucho menos claro, ni siquiera en nuestro propio sistema solar. La generación de planetas rocosos es ciertamente necesaria para que pueda surgir vida sobre ellos, pero no todos los planetas rocosos son iguales, ni mucho menos. Ahí tenemos, si no, al planeta Venus, el lucero del alba, planeta hermano de la Tierra que, no obstante, es más seco que la espina de un cactus y, por consiguiente, está muerto. ¿Qué pudo suceder para que los destinos de la Tierra y de Venus hayan sido tan diferentes?

OCÉANOS DE MAGMA

Investigadores de la universidad de Tokyo abordan este problema desde una nueva e interesante perspectiva y publican sus estudios en la revista Nature. Sus hallazgos acarrean importantes consecuencias sobre el número de planetas habitables alrededor de otras estrellas. Veamos por qué.
Los modelos de formación planetaria desarrollados por los astrofísicos postulan que los planetas como la Tierra y Venus se formaron en un proceso de acumulación de materia por fuerzas gravitatorias, seguido por un periodo de gigantescas colisiones con otros protoplanetas similares a ellos, igualmente en formación. Como resultado de estas colisiones, la superficie de ambos planetas –los supervivientes de dichos encuentros– alcanzó elevadísimas temperaturas y se fundió en un océano de magma. Igualmente, debido a estas elevadas temperaturas, toda el agua contenida en los planetas se encontraba en forma de vapor en sus atmósferas.

Cuando el periodo de las grandes colisiones entre protoplanetas terminó, se inició el enfriamiento de la superficie planetaria, tanto en el caso de la Tierra, como en el de Venus. Debido al vapor de agua contenido en la atmósfera primitiva de ambos planetas, es aquí donde se inician dos caminos muy diferentes en su evolución.

El vapor de agua genera un importante efecto invernadero que se opone al enfriamiento. En condiciones de saturación atmosférica de vapor de agua, este impone un límite a la cantidad de energía que puede ser emitida por el planeta, la cual es de unos trescientos vatios por metro cuadrado de superficie. Este límite, a su vez, impone un máximo a la velocidad a la que el planeta puede enfriarse. Dicha velocidad solo podrá aumentar si el agua contenida en la atmósfera se pierde en el espacio exterior.

ENERGÍA Y DISTANCIA

Pero no hay que olvidar que al mismo tiempo que el planeta se enfría emitiendo energía al espacio exterior, también se calienta debido a la energía que recibe de la estrella alrededor de la cual orbita. Si este flujo de energía es igual o cercano a esos trescientos vatios por metro cuadrado, el planeta se mantendrá caliente por mucho tiempo –hasta que pierda suficiente agua de su atmósfera y el efecto invernadero disminuya–. Solo si el flujo de energía es claramente inferior a ese valor, el planeta podrá enfriarse.

A nadie se le oculta que la cantidad de energía que un planeta recibe de su estrella depende de la distancia a la que se encuentra su órbita. La Tierra, situada a una media de ciento cincuenta millones de kilómetros del Sol, recibió en sus orígenes energía en cantidad claramente inferior al límite de trescientos vatios por metro cuadrado. Esto permitió su rápido enfriamiento –en solo unos cuatro millones de años– mucho antes de que el agua de la atmósfera se perdiera. Sin embargo, el océano de magma de Venus –planeta situado a solo unos ciento ocho millones de kilómetros del Sol– se mantuvo así durante cerca de cien millones de años, hasta que el planeta perdió el agua de su atmósfera y esta permitió que el planeta emitiera más energía de la que recibía del Sol. Por esta razón – mantienen los autores del estudio –, la Tierra es húmeda y llena de vida; Venus, seco y yermo.

Este estudio sugiere, por consiguiente, que los planetas rocosos y habitables no solo deben encontrarse en la actualidad a una distancia de su estrella que permita la existencia de agua líquida, sino que durante los primeros millones de años tras su formación debieron enfriarse lo suficientemente rápido como para retener igualmente agua líquida sobre su superficie, condición indispensable para la existencia y la sostenibilidad de la vida. ¿Cuántos de estos habrá ahí fuera?

OBRAS DE JORGE LABORDA.

Una Luna, una civilización. Por qué la Luna nos dice que estamos solos en el Universo

One Moon one civilization why the Moon tells us we are alone in the universe

Adenio Fidelio

El embudo de la inteligencia y otros ensayos