Cosmobiologia: La majoria d’estels de fusió són nans roigs de tipus espectral M, estels menys massius que el nostre Sol i amb un període de seqüència principal que es pot comptar en desenes o centenars de milers de milions d’anys (el Sol, per contra, tindria una finestra de seqüència principal de menys de 10.000 milions d’anys). A banda d’aquest fet, les tecnologies actuals de detecció planetària afavoreixin especialment trobar planetes que orbiten al voltant de nans vermells amb òrbites molt tancades. Alguns d’aquests planetes poden trobar-se en l’anomenada “zona habitable”, és a dir aquella en la que seria plausible de trobar-hi aigua en estat líquid. D’acord amb els coneixements biològics actuals, la presència d’aigua líquida és l’únic requeriment imprescindible per a l’existència de formes de vida. En els propers anys serà possible estudiar l’atmosfera d’alguns d’aquests planetes, la qual cosa ha fet pensar en quines poden ser les característiques de química atmosfèrica que podem considerar “signatures” de la presència de biosferes en aquests planetes.
Els nans roigs no són, simplement, uns estels “en miniatura”. La seva radiació difereix qualitativament de la d’estels com el nostre Sol. Per exemple, les fortes emissions relativa de radiació ultraviolada han fet pensar una bona colla d’investigadors que els sistemes planetaris al voltant dels nans vermells són hostils, si més no, per a formes de vida “complexes”.
Feng Tian, Kevin France, Jeffrey L. Linsky, Pablo J. D. Mauas i Mariela C. Vieytes han tractat en un article recent aquests aspectes.
Representació artística d’un nan roig
Feng et al. han modelitzat les situacions de diversos estels de tipus espectral M dels quals se sap que tenen sistemes planetaris. Es fixen particularment en la relació que hi ha entre les emissions d’ultraviolat llunyà (longituds d’ona de 122-200 nm) i les d’ultraviolat proper (longituds d’ona de 300-400 nm). Aquesta relació FUV/NUV (segons l’acrònim anglès) pot arribar a ser mil vegades superior a la típica del Sol. No és tan sols que els nans roigs emetin més llum ultraviolada en relació a l’emissió de llum visible que no pas el Sol, sinó que també emeten radiació ultraviolada més energètica.
En aquestes condicions, les atmosferes planetàries poden carregar-se d’oxigen (O2) i d’ozó (O3) amb facilitat, ja que disminueixen els processos que en davallen la concentració, com ara la fotolisi de l’ozó, del peròxid d’hidrogen (H2O2) o d’altres espècies reactives d’oxigen (p.ex. l’HO2).
Així doncs, l’evolució atmosfèrica d’aquests planetes podria ésser ben diferent de la de la Terra. La primera atmosfera de la Terra consistia bàsicament en hidrogen i tenia una composició similar a la de la nebulosa que donà lloc al Sistema Solar. Segurament també aquests planetes tingueren aquesta atmosfera primigènia i, com la Terra, la devien perdre aviat, com a conseqüència del vent solar i de l’escapament gravitatori. La Terra va adquirir després una atmosfera secundària, ja rica en nitrogen. L’acumulació d’oxigen a l’atmosfera terrestre es va fer esperar, i no fou fins 2.200 milions d’anys després de la formació de la Terra que hi va començar la presència d’O2. Aquest oxigen era el resultat, fonamentalment, del metabolisme cianobacterià.
En canvi, en planetes que orbiten al voltant d’estels de tipus espectral M, l’acumulació d’O2 pot ésser més primerenca, i no vinculada a processos biològics. D’acord amb la modelització de Feng et al., cal qüestionar, doncs, la biosignatura més acceptada en aquests moments: la presència simultània a l’atmosfera d’O2, H2O i CO2.
Feng et al. recomanen, doncs, per a futures recerques sobre biosignatures en aquesta mena de planetes la combinació de 1) una determinació quantitativa de la composició atmosfèrica (H2O, CO2, CO i O2); 2) una anàlisi d’alta resolució de l’espectre d’ultraviolat de l’estel corresponent; 3) una modelització adient de la fotoquímica atmosfèrica del planeta estudiat.
