El mètode de la mesura de la velocitat radial d’una estrella, explicat en l’article anterior d’aquesta sèrie, és el que s’ha utilitzat per descobrir dos exoplanetes orbitant l’estel més proper, Proxima Centauri.
L’any 2016 es van publicar els resultats de les observacions que demostraven l’existència del primer exoplaneta de Proxima, per part d’un equip liderat per Guillem Anglada Escudé, aleshores investigador a la Universitat Queen Mary de Londres. Les mesures de velocitat radial d’aquest estel nan roig d’onzena magnitud es van poder fer en dos instruments instal·lats l’European Southern Observatory a Xile, un instrument anomenat HARPS en un telescopi de 3.6 metres, i un altre anomenat UVES en un dels 4 telescopis de 8 metres d’aquest observatori situat a Xile. Els dos instruments són espectrògrafs d’una precisió extraordinària: es tracta de mesurar la longitud d’ona de les línies espectrals de Proxima Centauri de forma tan precisa que es pugui detectar fins a variacions d’una part entre 300 milions de la longitud d’ona del centre de la línia.
Aquesta precisió tan gran correspon a poder mesurar la velocitat radial amb una precisió d’un metre per segon. Aproximadament la velocitat a què es mou una persona que va caminant. El moviment de l’estel a aquesta velocitat, tan petita comparada amb la de la llum, és la que ha de produir el petitíssim desplaçament en la longitud d’ona de les línies espectrals de Proxima Centauri que delaten la presència de l’exoplaneta Proxima b.
Aquesta gràfica ens indica la velocitat radial mesurada en funció del temps (expressat en dies), una vegada hem replegat el temps en funció de la fase amb un període de 11.2 dies, que és el període de la variació que detectem en la velocitat radial. Veiem que la velocitat varia fins a uns 1.5 metres per segon respecte la velocitat mitjana. Cada punt d’aquesta gràfica, amb la seva barra d’error, és el resultat d’una sola mesura. Els resultats mostren que la velocitat radial no és constant, i que va variant d’una forma periòdica. Després d’arribar al mínim (fase=0 en la imatge), la velocitat radial va augmentant fins al seu màxim al cap de 5.6 dies, i després torna a disminuir durant 5.6 dies més. La variació és perfectament periòdica, i indica el moviment de l’òrbita del planeta amb un període orbital de 11.2 dies. Les observacions es van fer durant un temps molt més llarg que 11 dies, però les representem en funció de la fase respecte d’aquest període (és a dir, representem el temps a partir de l’inici de l’últim període abans de cada observació), per tal de poder visualitzar la variació mitjana de la velocitat durant molts períodes d’observació. D’aquesta manera, superposant els períodes consecutius, podem aconseguir una mesura molt més precisa de la variació de la velocitat a cada òrbita.
La implicació d’aquestes dades és que hi ha un planeta orbitant Proxima Centauri amb un període de 11.2 dies, del qual podem deduir la grandària de l’òrbita coneixent la massa de Proxima Centauri, que és d’unes 0.12 masses solars. Això ens diu que l’òrbita fa unes 0.05 Unitats Astronòmiques de radi, és a dir 20 vegades menor que l’òrbita de la Terra, o 7 vegades menor que l’òrbita de Mercuri. Una òrbita, doncs, molt petita, implicada per un període orbital tan curt comparat amb l’any terrestre.
Ara bé, com que Proxima Centauri és un nan roig d’una lluminositat tan baixa com unes 700 vegades menor que la del Sol, aquest planeta tan proper pot estar a una temperatura no massa calenta comparada amb la de la superfície de la Terra. En realitat, la temperatura a què calculem que trobaríem la superfície del planeta és d’uns 40 graus centígrads sota zero (uns 233 graus Kelvin), bastant més freda que la Terra a causa de la baixa lluminositat de Proxima Centauri, encara que això podria variar en funció de l’atmosfera que pugui tenir el planeta: si té una gran quantitat de gasos d’efecte hivernacle, la temperatura podria ser més alta.
La massa d’aquest planeta la podem obtenir a partir de la velocitat amb què es mou l’estrella com a reacció a l’òrbita del planeta, que veiem que és de 1.5 metres per segon. Com més ràpid es mou l’estrella, més gran ha de ser la massa del planeta que provoca la reacció del seu moviment orbital. La massa que deduïm, però, depèn de la inclinació del pla orbital respecte la nostra línia de visual, que fins ara no s’ha pogut determinar. Tot i això, el més probable és que la massa estigui compresa entre 1.3 i 3 vegades la massa de la Terra.
El planeta podria ser de tipus rocós, semblant a la Terra, i podria contenir aigua líquida, permetent la possibilitat de la presència de vida. També podria ser un planeta que hagués acretat grans quantitats d’hidrogen i heli, i que fos més semblant a Urà, encara que de massa més petita i amb una atmosfera més calenta que ocultaria qualsevol superfície sòlida. Pel que sabem, la vida no podria desenvolupar-se si la pressió a la superfície d’una atmosfera d’hidrogen i heli fos massa gran. Per ara no podem determinar el tipus d’atmosfera ni la composició que pot tenir aquest planeta.
Com que Proxima b és tan a prop del seu estel, un hipotètic ésser viu que visqués en aquest planeta veuria a Proxima com un disc lluminós vermell amb un diàmetre d’un grau i mig en el cel, unes tres vegades més gros que nosaltres veiem el Sol des de la Terra. Al mateix temps es podria veure, en la distància, la binària Alpha Centauri, com un parell d’estels molt brillants en el cel (unes 10 vegades més brillants que Venus tal com el veiem nosaltres des de la Terra) i separats per uns pocs minuts d’arc, just per poder distingir-los a simple vista com dos estels. Les lleis de Kepler haurien pogut ser estudiades en detall veient com els dos astres segueixen una òrbita el·líptica, un al voltant de l’altre, amb un període de 80 anys.
La proximitat de Proxima b al seu estel Proxima Centauri té una altra conseqüència important: les forces de marea són molt intenses, i han hagut de frenar qualsevol rotació inicial que hagués pogut tenir el planeta per ancorar-lo a una rotació igual a la del seu moviment orbital, de manera que el planeta ha de mostrar sempre la mateixa cara envers el seu estel. El fenomen és el mateix que ha passat amb la nostra Lluna, que ens mostra sempre la mateixa cara perquè les forces de marea de la Terra deformen la Lluna i fan que no sigui ben bé esfèrica, sinó allargassada en la direcció cap a la Terra, com una mena de meló que apunta cap a nosaltres. La marea terrestre va frenar ja fa molt temps qualsevol rotació que hagués pogut tenir la Lluna inicialment, ancorant la seva cara visible envers la Terra permanentment. Pel planeta Proxima b, hi ha d’haver també una cara permanentment ancorada a rebre la llum de Proxima de forma ininterrompuda, i la cara oposada queda sempre en la foscor d’una nit sense fi.
El clima a Proxima b seria, per tant, molt diferent que a la Terra, amb una cara oculta a l’estel Proxima molt més freda que la cara exposada a la llum estel·lar. Si hi hagués aigua líquida en el planeta, podria haver-hi un oceà en la cara il·luminada que quedaria congelat a la cara de la nit permanent. Si la quantitat d’aigua no fos gaire gran, el vapor d’aigua de l’atmosfera aniria precipitant-se a poc a poc en forma de neu a la cara fosca, i es podria anar acumulant tota l’aigua en una gran glacera que deixaria la resta del planeta completament sec. Però si la quantitat d’aigua fos més gran, el gel acumulat a la cara fosca podria anar desplaçant-se i fluint per acabar fonent-se de nou dins l’oceà líquid, tal com passa amb les glaceres de l’Antàrtida i Grenlàndia a la Terra. A això hi ajudaria el transport de calor proporcionat per la circulació atmosfèrica des de la cara diürna a la cara nocturna del planeta. En funció de la quantitat de gasos d’efecte hivernacle presents a l’atmosfera, el planeta Proxima b podria tenir una part més gran o més petita de la seva aigua en forma d’un oceà líquid a la cara il·luminada, o en forma de gel ocupant la resta de la superfícia planetària.
Les possibilitats per l’existència de vida en l’exoplaneta Proxima b es podrien veure dificultades no només per la manca del cicle de dia i nit. També sabem que la irradiació per raigs X seria molt més gran que a la Terra, per la proximitat a Proxima Centauri, que com la majoria d’estels de baixa massa té una forta activitat magnètica i lluminositat de raigs X. Això afectaria les parts altes de l’atmosfera i provocaria una pèrdua del vapor d’aigua a causa de la pèrdua d’hidrogen cap a l’espai. D’una forma semblant a com ha passat en els planetes Venus i Mart, l’aigua podria perdre’s progressivament del planeta fins a deixar-lo completament sec.
Una altra dificultat seria que en planetes tan propers a l’estrella, els cometes podrien col·lisionar-hi molt més sovint que en el cas de la Terra. Objectes de més de 10 km de diàmetre, com el que va provocar l’extinció dels dinosaures a la Terra fa 65 milions d’anys, podrien xocar amb molta més freqüència contra Proxima b, i a velocitats més altes atesa la més gran velocitat orbital de Proxima b. Explosions capaces d’extingir gran part de la vida podrien ser massa freqüents per permetre l’evolució de la vida cap a sers complexos en planetes molt propers a nanes roges.
Recentment, s’ha descobert que Proxima b no és l’únic planeta orbitant l’estel Proxima Centauri. Continuant amb les mesures de velocitat radial, s’ha descobert una altra variació amb un període molt més llarg de 1900 dies, o uns 5 anys. El nou planeta responsable, anomenat Proxima c, orbita a una distància 1.5 vegades la distància de la Terra al Sol. Amb un estel tan poc lluminós com Proxima Centauri, la temperatura superficial d’aquest planeta seria només d’uns 40 graus Kelvin, o uns 235 graus centígrads sota zero, semblant a la temperatura superficial de Plutó. El planeta és bastant gran, amb una massa d’unes deu masses terrestres. Segurament deu ser planeta semblant a Neptú, possiblement amb satèl·lits al seu voltant que serien també molt freds. Possiblement, noves mesures en el futur poden revelar més planetes en aquest sistema de l’estel més proper.
Per ara no sabem res més sobre els planetes de Proxima Centauri, però en el futur podrem investigar més detalls sobre les seves propietats amb telescopis i tècniques d’observació astronòmica cada cop més potents. Podrem fins i tot planejar el primer viatge fins a l’estel més proper, per enviar-hi alguna sonda que explori directament aquest altre sistema planetari. D’això en parlarà el quart article en aquesta sèrie.
Articles relacionats: L’estel més proper al Sistema Solar: Proxima Centauri (1 abril 2020) | Com s’han detectat planetes en altres estrelles (15 abril 2020)
Publicat el dilluns, 27 d'abril de 2020 al blog de l'Agrupació Astronòmica de Terrassa
Sobre l'autor
El Jordi Miralda és professor ICREA, astrònom i director científic de l'Institut de Ciències del Cosmos. Doctor en Astrofísica per la Universitat de Princeton, va retornar a Catalunya com a professor ICREA l'any 2005. La seva recerca està centrada principalment en el camp de l'astrofísica teòrica, i pretén donar explicacions físiques sobre els fenòmens que observem a l'Univers. Tot i que els seus interessos engloben des de la formació de galàxies fins a la composició de l'Univers o la formació dels forats negres massius, durant els últims anys ha centrat els seus esforços en estudiar la distribució a gran escala del gas intergalàctic a través dels sondeigs de quásars. Actualment, investiga sobre les tècniques que indaguen en la naturalesa de la matèria fosca.
