Una "súper Tierra" cercana está brindando a los científicos una rara oportunidad de vislumbrar directamente la superficie expuesta de un planeta rocoso distante que se parece poco a la Tierra. El planeta, llamado LHS 3844 b, es un mundo caliente, oscuro y sin atmósfera con una composición de superficie y condiciones geológicas más cercanas a las de la Luna o Mercurio que a las de planetas similares a la Tierra, según muestran las últimas observaciones.
El equipo de investigación científica utilizó el instrumento de infrarrojo medio MIRI en el Telescopio Espacial James Webb (JWST) de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) para realizar observaciones detalladas del lado solar del planeta. La investigación fue dirigida por Sebastian Ziba, quien realizó un doctorado en el Instituto Max Planck de Astronomía (MPIA) en Heidelberg, Alemania, y en ella participó Laura Kreidberg, directora del MPIA e investigadora principal del proyecto. En comparación con el enfoque anterior sobre las atmósferas de los exoplanetas, este trabajo avanza aún más en la frontera de la investigación hacia la "geología de los exoplanetas", tratando de limitar directamente la composición de la superficie y la historia evolutiva de los planetas rocosos fuera del sistema solar. Los resultados relevantes se publicaron en la revista Nature Astronomy.
LHS 3844 b es un planeta rocoso con un radio aproximadamente un 30% más grande que la Tierra. Orbita una fría estrella enana roja a una distancia extremadamente cercana, con un período orbital de sólo unas 11 horas, y la distancia entre el planeta y su estrella madre es de sólo unos tres diámetros estelares. Una órbita tan estrecha hace que el planeta esté bloqueado por las mareas, con un lado siempre ardiendo hacia la estrella y el otro lado permanentemente en la oscuridad. Su superficie solar tiene una temperatura de unos 1.000 Kelvin (unos 725 grados Celsius), y todo el sistema planetario está a sólo unos 48,5 años luz de la Tierra.
Gracias a la excelente sensibilidad del Telescopio Webb, los investigadores pudieron medir directamente el brillo de la radiación térmica de la superficie de este planeta rocoso. "Lo que vimos fue una roca oscura, caliente y estéril sin atmósfera detectable", dijo Kreidberg sobre las observaciones. Dado que los telescopios no pueden resolver directamente la superficie circular del planeta, los investigadores utilizaron técnicas de "eclipse secundario" y "curva de fase" para invertir la radiación infrarroja emitida por la superficie solar del planeta rastreando las débiles fluctuaciones en el brillo total de todo el sistema a medida que cambia la órbita.
MIRI observa el sistema en la banda de 5 a 12 micrones y luego divide esta banda en subbandas más finas para obtener la distribución espectral del infrarrojo medio de la radiación de la superficie planetaria. El equipo también incorporó datos previos del Telescopio Espacial Spitzer en el análisis para mejorar la solidez del ajuste espectral. Al comparar el brillo en diferentes longitudes de onda con modelos teóricos, los investigadores pudieron examinar una variedad de posibles combinaciones de materiales de la superficie, desde la corteza granítica de la Tierra hasta basaltos de estilo lunar y lavas derivadas del manto.
Los cálculos descartan explícitamente escenarios de superficie similares a los de la corteza continental de la Tierra. La corteza granítica rica en silicatos de la Tierra generalmente se forma mediante placas tectónicas prolongadas y reciclaje de magma, lo que a menudo requiere la participación de agua líquida. La fusión y diferenciación repetidas permiten que los minerales ligeros floten gradualmente hacia la superficie. Ziba señaló que el espectro de LHS 3844 b no muestra signos de esta corteza granítica rica en silicatos, lo que significa que la tectónica de placas al estilo de la Tierra nunca ocurrió en el planeta o ha dejado de funcionar hace mucho tiempo. Esto también implica que el contenido interno de agua del planeta es extremadamente bajo, lo que difiere esencialmente de los "planetas similares a la Tierra" en el sentido habitual.
Por el contrario, las observaciones apoyan una escena de superficie "dominada por basalto". El modelo que es más consistente con los datos es una gran área de roca basáltica formada por la solidificación del magma derivado del manto, similar a las vastas llanuras basálticas de la Tierra o las "marias" de la Luna. Estas rocas suelen ser ricas en magnesio y hierro y contienen una variedad de minerales de silicato de hierro y magnesio como el olivino. El ajuste mostró que las capas de roca o grava más gruesas también coincidirían bien con las observaciones, mientras que una superficie compuesta únicamente de polvo fino sería demasiado brillante para coincidir con las observaciones actuales.
Debido a la falta de barrera atmosférica, la superficie de LHS 3844 b está completamente expuesta a la radiación de la estrella madre y al bombardeo de meteoritos, y ha sufrido la llamada "erosión espacial" durante mucho tiempo. Estos procesos rompen gradualmente la roca dura en pequeñas partículas similares al regolito lunar y enriquecen su superficie con hierro y carbono, haciendo que el material sea más oscuro y endotérmico. Ziba señaló que es este regolito oscuro erosionado el que hace que las propiedades ópticas e infrarrojas generales de la superficie del planeta sean más consistentes con las observaciones.
Basado en los datos existentes, el equipo propuso dos escenarios posibles para la evolución de la superficie. La primera es que la superficie del planeta está ampliamente cubierta de rocas basálticas relativamente "jóvenes", lo que sugiere que la actividad volcánica reciente o en curso ha estado liberando roca fundida fresca a la superficie. El segundo tipo es la superficie "vieja", dominada por la erosión espacial a largo plazo: la antigua llanura de magma ha sido procesada repetidamente por irradiación e impactos durante cientos de millones de años, y está cubierta por una gruesa capa oscura de erosión como la Luna o Mercurio. A juzgar por la morfología espectral, esta última escena de "silencio prolongado" es más consistente con las observaciones.
Para distinguir entre estos dos escenarios, un indicador clave es si hay actividad volcánica en curso en el planeta. En muchos cuerpos celestes geológicamente activos, los volcanes liberan grandes cantidades de gas, entre los cuales el dióxido de azufre (SO₂) es uno de los trazadores típicos. Si LHS 3844 b tiene una fuerte actividad volcánica contemporánea, en teoría MIRI debería poder identificar bandas de absorción características para SO₂ en el espectro del infrarrojo medio. Sin embargo, las observaciones no detectaron tales características, lo que reduce en gran medida la posibilidad de actividad volcánica reciente, sino que respalda la explicación de que su superficie ha estado "enfriándose y dormida" durante mucho tiempo, lo que la hace más cercana en apariencia a Mercurio.
Para aclarar aún más la verdadera apariencia de este planeta, el equipo de investigación ha planeado más observaciones de seguimiento del JWST. Una de las tareas clave es medir la radiación térmica y las propiedades de reflexión de la superficie del planeta en diferentes ángulos de visión, utilizando la forma en que se dispersa la luz para distinguir las superficies rocosas rugosas de los materiales relativamente lisos o sueltos. Este tipo de tecnología ha tenido éxito en el estudio de asteroides en el sistema solar y, ahora trasplantada al campo de los exoplanetas, se espera que permita a los científicos determinar si la capa superficial de LHS 3844 b es una losa de roca completa, una llanura de lava o una espesa acumulación de polvo y escombros.
Kreidberg dijo que el equipo confía en que usar el mismo método no sólo revelará las propiedades de la corteza de LHS 3844 b, sino que también proporcionará información "a nivel de superficie" para más exoplanetas rocosos en el futuro. Las observaciones del JWST utilizadas aquí provienen del Proyecto de Observación General 1846, titulado "Búsqueda de signos de volcanes y geodinámica en el exoplaneta rocoso caliente LHS 3844 b", del cual ella se desempeña como científica jefe y Ren Ru es codirector. Las instituciones que participan en esta investigación están ubicadas en los Estados Unidos, Alemania, China y otros países, incluido el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, el Instituto de Tecnología de California, el Laboratorio de Propulsión a Chorro, la Universidad de Pekín, la Universidad Estatal de Pensilvania, el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA y muchas universidades e instituciones de investigación europeas.
El instrumento MIRI responsable de esta observación fue desarrollado por un equipo conjunto de muchos países europeos, incluidos Bélgica, Dinamarca, Francia, Alemania, Irlanda, Países Bajos, España, Suecia, Suiza y el Reino Unido. El trabajo relevante se llevó a cabo con la financiación de instituciones nacionales de investigación científica de cada país. En Alemania, los principales financiadores son la Sociedad Max Planck y el Centro Aeroespacial Alemán, y las unidades participantes incluyen el Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg, la Universidad de Colonia y la Compañía Hensold. Como una de las instalaciones de astronomía espacial más importantes en la actualidad, el Telescopio Espacial James Webb está dirigido por la NASA, con la participación de la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Canadiense, y está comprometido a abrir nuevas ventanas en los campos de la formación temprana de galaxias, el nacimiento de estrellas y planetas, y la atmósfera y las propiedades de la superficie de los exoplanetas. Antes de esto, el Telescopio Espacial Spitzer había sentado las bases para la investigación de exoplanetas mediante observaciones infrarrojas, y sus proyectos relacionados fueron operados por el Laboratorio de Propulsión a Chorro del Instituto de Tecnología de California en nombre de la NASA.