La zona de Venus
A la hora de estudiar los planetas que existen alrededor de otras estrellas nos topamos sin falta con el famoso concepto de zona habitable, esa región donde un planeta rocoso con atmósfera puede tener agua líquida en su superficie de forma estable. La extensión de la zona habitable varía con el tipo de estrella y su edad, además del modelo teórico empleado. Entonces, ¿cómo saber si un planeta está en la zona habitable o no? Es complicado, pero para complicar las cosas, y de acuerdo con la mayoría de modelos, la Tierra se encuentra en el borde interior de la zona habitable del Sistema Solar. Por lo tanto, un ligero error en el cálculo de la órbita de un exoplaneta (algo inevitable teniendo en cuenta los pocos datos que tenemos sobre la inmensa mayoría de estos mundos) puede hacernos creer que estamos ante una exotierra cuando en realidad no es así. Y viceversa.
Pero esto no es todo. Venus tiene casi el mismo tamaño que la Tierra, pero no es ni de lejos un planeta habitable. Más bien es todo lo opuesto a un planeta habitable que podemos imaginar. Es decir, resulta fundamental poder distinguir un exovenus de una exotierra. Para ello necesitamos definir una ‘zona de Venus’, o sea, la región interior a la zona habitable de una estrella. En la zona de Venus un planeta terrestre con atmósfera bien sufriría un efecto invernadero desbocado -como Venus- o bien perdería su atmósfera por completo. Eso sí, primero debemos definir qué es un planeta terrestre: una posible definición englobaría a todos aquellos mundos con un tamaño entre 0,5 y 1,4 veces el de nuestro planeta. Por encima de este tamaño un planeta tiende a ser un minineptuno, mientras que por debajo carece de la gravedad suficiente como para mantener una atmósfera densa de forma estable. A continuación debemos concretar los límites de la zona. El límite exterior es obvio: coincide con el límite interior de la zona habitable, ¿pero y el interior? Como solución de compromiso elegimos una frontera donde la radiación ultravioleta y de rayos X procedente de la estrella provoque la desaparición de su atmósfera. Este límite se halla a una distancia variable dependiendo del tipo de estrella y su edad, pero en cualquier caso coincide con la zona donde el exoplaneta recibe un flujo incidente igual a 25 veces el que recibe la Tierra.
Todo esto no dejaría de ser nada más que un bonito ejercicio teórico si no fuera porque ya disponemos de datos que nos permiten calcular la frecuencia de planetas fuera de nuestro Sistema Solar. Gracias al telescopio espacial Kepler tenemos una base de datos gigantesca sobre la frecuencia de exoplanetas de distintos tamaños detectados por el método del tránsito. Puesto que los exovenus son más fáciles de detectar mediante este sistema que las exotierras -están más cerca de su estrella-, resulata más sencillo calcular la frecuencia de mundos similares a Venus.
¿Y cuál es esta frecuencia? Pues analizando los candidatos a planetas de Kepler se han descubierto 43 exovenus en potencia. Si extrapolamos estos resultados, eso significa que el 32% de las estrellas de tipo M -enanas rojas- tendría un exovenus a su alrededor, mientras que este porcentaje aumentaría hasta el 45% en las estrellas de tipo solar (tipos G y K). La distintas frecuencias pudieran ser reales o quizás se trate de un artificio debido al error en los datos, que es mayor para las estrellas de tipo solar.
Naturalmente, hay otros efectos a tener en cuenta que pueden provocar que un exoplaneta sea como Venus o como la Tierra. Por ejemplo, la presencia de nubes es un factor decisivo. Las nubes de agua hacen que un planeta pueda ser habitable a pesar de estar en el interior de la zona de Venus y fuera de la zona habitable. Por el contrario, las nubes de dióxido de carbono son capaces de ‘mover’ la zona habitable hacia el exterior. Otros factores son el periodo de rotación o la inclinación del eje del planeta (contrariamente a lo que uno pudiera pensar, inclinaciones altas favorecen la extensión de la zona habitable).
Sea como sea, la frecuencia de exovenus en nuestra Galaxia estimada a partir de los datos de Kepler, aunque preliminar -se incluyen mundos candidatos no confirmados-, coincide aproximadamente con la frecuencia estimada de exotierras (aunque por el momento el error es mucho mayor en este último caso). O dicho de otra forma, la cantidad de mundos en la zona de Venus en nuestra Galaxia podría ser aproximadamente similar al número de planetas en la zona habitable. Curioso, ¿no?
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