GJ 1214b, un planeta oceànic

El més semblant a un planeta oceànic que tenim en el nostre Sistema Solar és, precisament, la Terra. Però la hidrosfera terrestre no suposa quant a massa més que un 0,023% de tot el planeta. Més modesta encara és la hidrosfera marciana i nivells marginals assoleixen les hidrosferes de Venus, Mercuri o la Lluna. Però si anem a l’exterior del Sistema Solar trobarem planetes amb un contingut d’aigua més elevat, de fins a un 50% de la massa planetària. Però aquesta aigua es troba en forma de glaç. Què passaria si un planeta format en l’exterior del seu sistema estel·lar, i dotat d’una gruixuda escorça de glaç, migrés cap a l’interior? Teòricament, part d’aquesta escorça es fondria i donaria lloc a un super-oceà. Això és el que podria haver passat amb el planeta GJ 1214b. Aquesta planeta té una massa 6,55 vegades superior a la de la Terra i un radi 2,68 vegades més gran. Es troba, doncs, a mig camí de la nostra Terra i del nostre Neptú. Segons Charbonneau et al. (2009) fins un 75% de la massa planetària consistiria en aigua. En la modelització que fan aquests autors prediuen que, damunt el gran oceà, hi hauria una tènue atmosfera d’hidrogen i heli (0,05% de la massa planetària). Per això han fet una crida a estudiar l’atmosfera planetària a través del trànsit que fa damunt de l’estel GJ 1214.

GJ 1214b és el primer planeta descobert en el projecte MEarth. Aquest programa s’adreça a la descoberta de superterres (planetes amb masses de 2-10 vegades la de la Terra) i que orbitin al voltant dels seu estel en l’anomenada “zona habitable”, és a dir en l’àrea on la radiació estel·lar és l’adient per mantindre oceans planetaris. Les actuals tècniques de detecció fan que el projecte només pugui orientar-se a l’estudi de nans vermells situats en les proximitats del nostre Sistema Solar.

GJ 1214 b en xifres

L’estel GJ 1214 es troba a la constel·lació del Serpentari, amb una magnitud aparent de 14,67. Es tracta d’un nan vermell (tipus espectral M4.5), situat a una distància de 4,0•1017 m (42 anys-llum; 13 parsecs) del nostre sistema solar. La massa d’aquest estel és de 3•1029 kg (un 16% de la massa del nostre Sol) i la temperatura de superfície és de 3000 K. La lluminositat d’aquest estel és tan sols un 0,3% de la lluminositat del nostre Sol. Hom calcula a l’estel GJ 1214 una edat de 6.000 milions d’anys, és a dir lleugerament superior a la del nostre Sol. Però mentre el nostre Sol té els milers de milions d’anys comptats (4, 5 o 6) com a estel de fusió, la durada de l’estel GJ 1214 serà molt superior.

En el marc del MEarth Project, un programa d’anàlisi robòtica de dades telescòpiques, fa uns mesos hom va detectar un planeta al voltant d’aquest estel. El MEarth Project té com a objectiu el rastreig de nans vermells (small stars) a la percaça de planetes i, més concretament, de planetes amb dimensions no gaire més grans que les de la nostra la Terra (super-Earths) i que per la distància a l’estel es trobin en l’anomenada “zona habitable”. El concepte de “zona habitable” no vol dir cap altra cosa que l’àrea a la qual la radiació estel·lar no seria massa intensa ni massa fluixa com per fer, respectivament, que l’aigua bullís o l’aigua es glacés a gairebé qualsevol pressió.

El MEarth Project detecta planetes a través de l’efecte que produeixen quan, en la seva òrbita, s’interposen entre el llum de l’estel i el nostre punt de visió. No cal dir que detectar planetes a través de trànsit, suposa descartar tots aquells sistemes planetaris que tinguin una orientació massa esbiaixada al nostre pla de visió; o també aquells planetes que siguin massa petits o siguin massa lluny del seu estel.

Però detectar planetes a través del trànsit té l’avantatge que permet obtindre simultàniament una sèrie de dades vitals per fer-se’n una idea aproximada. Per exemple, del planeta detectat al voltant de l’estel GJ 1214, que rep la denominació consegüent del planeta GJ 1214b, podem dir:
– la massa és d’uns 4•1025 kg (6-7 vegades més gran que la de la Terra, un 45% la d’Urà). Aquesta dada es basa, més que no pas en el trànsit mateix, en l’efecte que té el planeta en el moviment estel·lar.
– el diàmetre és d’uns 34.000 km (és a dir 2-3 vegades més gran que el de la Terra, i un 67% del d’Urà). Aquesta dada és possible únicament gràcies a l’observació del trànsit.
– la distància a l’estel és de 2•109 m. I el període orbital és de tan sols 1,58 dies (1 dia i 14 hores terrestres). Es tracta, doncs, d’una òrbita ben tancada, que no té cap reflex en cap planeta del nostre Sistema Solar (Mercuri, el planeta més proper al Sol, té un període orbital de 80 dies i es troba 30 vegades més allunyat que no pas ho és GJ 1214b del seu estel).

De les dades de massa i diàmetre se’n deriven altres, ni que siguin aproximades. Per exemple, la densitat planetària de GJ 1214b seria de 1400-2000 kg•m-3. Això suposa una densitat notablement inferior a la de la Terra (5515), i superior a la d’Urà (1270). Hom pot també calcular la força gravitatòria en la superfície planetària, que seria d’un valor situat entre la de la Terra (9,81 m•s-2) i la d’Urà (8,69m•s-2).

Directament del diàmetre, obtenim:
– la superfície planetària: que seria 7 vegades més gran que la de la Terra.
– el volum planetari: que seria 19-20 vegades més gran que el de la Terra.

Si atenem a la distància estel·lar i a les dades de radiació rebuda, la temperatura superficial de GJ 1214b podria trobar-se entre els 393-555 K.

Els planetes oceànics

En la modelització que fan els descobridors en el seu article de Nature, aventuren més dades de GJ 1214b. Pel que fa a l’estructura pensen en la següent:
– un nucli rocallós.
– un mantell hídric. En total un 75% de la massa de GJ 1214b consistira en aigua. Comparativament, a la Terra l’aigua suposa tan sols un 0,023% de la massa planetària (d’aquesta aigua, més del 96% es troba en estat líquid, i la resta, majoritàriament, es troba en forma de glaç. A Urà l’aigua suposa també vora un 75% de la massa total, però pràcticament tota es troba en forma de glaç (barrejada també amb glaç de metà i d’amoni), fet que mereix que Urà i Neptú siguin anomenats “gegants de glaç”.
– una atmosfera d’hidrogen i d’heli. Aquesta atmosfera suposaria únicament un 0,05% de la massa planetària. A Urà l’atmosfera suposa un 3-9% de la massa planetària. A la Terra l’atmosfera suposa tan sols una milionèsima part de la massa planetària.

Tota la superfície de GJ 1214b, segons aquesta modelització, restaria coberta per un oceà. Caldria davallar centenars de quilòmetres per tocar-hi fons. Aquest fons consistiria bàsicament en glaç. Però en un glaç especial, no pas format per refredament, sinó per l’elevada pressió generada per l’enorme columna d’aigua.

El glaç VII és una de les formes exòtiques de glaç, que pot formar-se en temperatures elevades (355-715 K) quan la pressió és elevada (2-10 GPa, desenes o centenars de vegades més gran que la que pateixen les fondàries dels oceans de la Terra). Aquest glaç, més dens que l’aigua líquida, deu estendre’s milers de quilòmetres fins arribar al nucli rocallós.

Esquema de les diferents estats pels quals es troba l’aigua (H2O) segons les condicions de temperatura (eix x) i de pressió (eix y). Els punts de 0ºC i de 100ºC són únicament vàlids a pressions d’una atmosfera. Si la pressió és molt baixa, com s’esdevé en la superfície lunar, l’aigua no pot trobar-se en estat líquid i passa directament de vapor a glaç, i de glaç a vapor. Si la pressió és molt alta, es trobarà en alguna de les formes de glaç (assenyalades amb nombres romans)

Però per conèixer més coses de GJ 1214b, caldrà esperar a estudiar-ne millor els trànsits per tal d’obtindre una primera aproximació de la composició atmosfèrica i de la seva càrrega relativa de vapor d’aigua.

Els planetes oceàniques desperten també gran interès en el camp de la cosmobiologia. La presència d’aigua líquida es té per una condició sine qua non per a l’aparició de formes de vida. Fet i fet, si les condicions de GJ 1214b que dibuixen Charbonneau són correctes, el que ens hauria d’estranyar és que no hi hagués formes de vida, surant i nedant en aquest oceà sense límits.

Lligams:

A super-Earth transiting a nearby low-mass star David Charbonneau, Zachory K. Berta, Jonathan Irwin, Christopher J. Burke, Philip Nutzman, Lars A. Buchhave, Christophe Lovis, Xavier Bonfils, David W. Latham, Stéphane Udry, Ruth A. Murray-Clay, Matthew J. Holman, Emilio E. Falco, Joshua N. Winn, Didier Queloz, Francesco Pepe, Michel Mayor, Xavier Delfosse & Thierry Forveille. Nature 462, 891-894 (17 December 2009) | doi:10.1038/nature08679; Received 20 October 2009; Accepted 17 November 2009

MEarth: looking for transiting habitable super-Earths around small stars.

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada