Sobre l'habitabilitat dels planetes

Un dels camps més apassionants de la investigació astronòmica actualment és el de la detecció, i estudi, de planetes similars a la Terra.

Es concret, els científics aposten pel gran premi, que seria un planeta en el que es  pogués detectar el signe de la vida. La humanitat necessita contestar una de les més importants i transcendents preguntes, i el descobriment de vida, ni que fos en formes molt primitives i microscòpiques, tancaria  per sempre el debat de si la vida és un esdeveniment rar i exclusiu del nostre planeta.

Què es busca? Planetes de composició rocosa i que continguin aigua en estat líquid.

Podeu pensar que això és una equivocació. Que res no diu que no pugui existir vida molt diferent a la que coneixem, i que no necessiti aigua per desenvolupar-se. Però la qüestió fonamental és que la comunitat científica no està descartant aquesta possibilitat. Simplement aposta, inverteix els limitats recursos en l'únic concepte de vida que coneixem.

Té lògica, s'ha d'admetre. Posats a dedicar els escassos diners per a investigació sembla raonable començar pel més fonamental,  pel més plausible. Només coneixem un esquema de vida, que necessita invariablement aigua, com a dissolvent on es varen crear les primeres cadenes de proteïnes, i com a component essencial dels éssers del planeta Terra. Tota l'extraordinària diversitat d'espècies vives del nostre planeta es basa en l'aigua. Des dels bacteris més simples, a la teva mascota preferida.

Així que l'objectiu és trobar planetes que puguin contenir aigua en estat líquid,... la qual cosa implicarà, normalment, que aquests móns siguin de composició rocosa, és a dir, sòlids  (com són, per exemple, Mercuri, Venus o Mart).

Partint del nostre model de formació planetària, en principi, la majoria dels planetes rocosos haurien de contenir aigua en les seves etapes inicials d'existència. En el cas de la Terra,  tot l'aigua del planeta va ser aportada per l'impacte de infinitat de cometes durant els primers centenars de milions d'anys. Sabem, també, Mart tenia aigua superficial en abundància. I creiem que Venus també.

Què és el que farà, doncs, que un planeta pugui conservar aigua líquida durant els milions d'anys que l'evolució pot requerir per a fer aparèixer la vida en aquell indret? La resposta és, bàsicament, la insolació, la calor, que el planeta rep de la seva estrella, del seu Sol.

Agafem una planeta similar al nostre i omplim-lo d'aigua. Ara apropem-lo  progressivament al Sol. La temperatura del planeta augmentarà,  al rebre més insolació de l'estrella. El ritme d'evaporació dels rius i oceans també augmentarà. A uns 100 graus encara podrem tenir gran quantitat d'aigua líquida. Això serà així perquè la pressió de l'atmosfera serà enorme, plena de vapor d'aigua, i igual com passa dins una olla a pressió, l'aigua podrà seguir sent líquida a temperatures molt superiors als 100 graus.

Però resulta que el vapor d'aigua que anirà omplint l'atmosfera pateix una descomposició degut a la intensa radiació de l'estrella, i s'acaba perdent en la buidor de l'espai exterior. A partir d'una determinada temperatura, lenta però inexorablement, al cap de pocs milions d'anys, els oceans s'hauran evaporat per sempre, l'aigua perdut a l'espai, i el planeta s'haurà convertit en un tòrrid i sec infern.

Això és el que li devia passar a Venus.

Ara fem  el mateix experiment mental, però en lloc d'apropar el planeta al seu Sol l'allunyem. La temperatura anirà baixant. Un mecanisme natural vindrà al rescat de la congelació dels oceans. Un mecanisme que ha estat funcionant a la Terra durant milions d'anys, i que es creu que ha de ser comú en qualsevol planeta rocós.

El CO2 produït pel vulcanisme en el planeta va omplint l'atmosfera. Aquest gas es dilueix amb l'aigua de la pluja, i al caure passa a formar part un altre cop de les roques. És un cicle continu. La tectònica de plaques recicla les roques, les enfonsa, i les descompon. El vulcanisme torna a alliberar el CO2.

Coneixem bé el CO2, perquè és un gas d'efecte hivernacle. En parlem molt actualment, perquè la civilització està trencant aquest equilibri, i a l'abocar enormes quantitats del gas a l'atmosfera estem engegant un canvi climàtic perillós. Però en el nostre planeta inventat el CO2 ens ajuda. A l'allunyar el planeta de la seva estrella, la temperatura baixa, i també baixen els ritmes de pluja. Plou menys, i per tant el CO2 s'acumula més a l'atmosfera. La qual cosa, per efecte hivernacle, fa pujar la temperatura del planeta i compensa la llunyania de l'estrella. L'aigua pot seguir sent líquida.

Tal com passava quan apropàvem el planeta al  Sol, també aquí topem amb un límit. Arriba un moment en el que si ens allunyem encara més de l'estrella la concentració de CO2 és tan alta a l'atmosfera que comença a reflectir la llum del Sol, com si es tractés d'un mirall. De sobte, la llum de l'estrella ja no pot arribar a la superfície, i és simplement reflectida cap a l'espai. El planeta cau en un estat gèlid, i els oceans es congelen.

Per tant, tenim dos límits, dos distàncies, que es poden calcular. Dos punts entre els quals un planeta rocós podria contenir aigua líquida. És clar, aquests punts varien en funció del tipus d'estrella.  No és el mateix estar a 150 milions de  quilòmetres de distància del nostre Sol que estar-ho d'una estrella el doble de gran.

La qüestió és que els astrònoms han calculat els límits d'habitabilitat en funció de cada tipus d'estrella. I ara la investigació pivota en detectar planetes orbitant altres estrelles que es trobin DINS aquests límits.

De  moment, ja s'han descobert uns quants que encaixen. Però és ben segur que en els propers anys la xifra escalarà enormement.

I després què?

Que un planeta es trobi en la "zona habitable", que permet l'existència d'aigua líquida, no certifica la presència de la vida. De fet, ni tan sols certifica la presència de l'aigua. Tan sols la probabilitat alta que pugui existir.

Aquí és on les inversions es focalitzaran en els millors candidats. Per aquests, i emprant les darreres tecnologies que estaran a l'abast en uns anys, s'intentarà detectar la signatura de la vida  a la seva atmosfera. La presència, a l'hora, d'oxigen i metà, per exemple, és un senyal potent, ja que ambdós gasos són incompatibles, i només es pot explicar la seva perdurabilitat si hi ha fonts que renoven constantment aquests gasos. A la Terra, l'oxigen és generat per la fotosíntesi, i el metà per la descomposició i metabolisme de material orgànic.

Fixem-nos que, en qualsevol cas, seran experiments en remot. La possibilitat d'enviar una nau, al menys a curt termini, serà utòpica, ja que els candidats més propers es trobaran com a mínim a uns quants anys llum de distància.

Tot això es farà en paral·lel a l'intent de recerca de vida en el nostre propi sistema solar. L'enorme avantatge és que en aquest cas sí que podem visitar amb naus fàcilment els planetes i satèl·lits del sistema solar, i podem conduir una exploració com cal, que demostri, sense lloc al dubte, la presència de vida en cas de detectar-la. Però el gran desavantatge és que es tracta d'un laboratori petit, amb pocs casos, comparativament amb els bilions de planetes i satèl·lits que a ben segur omplen la nostra galàxia, i, per tant, podria ben bé ser que el sistema solar no hostatgés més vida que la que tenim a la Terra.

A ben segur, venen uns anys apassionants.