El descubrimiento de Proxima b: la ciencia en la era de las redes sociales

A finales de agosto de 2016, una noticia astronómica acaparó los titulares de todo el mundo: se había descubierto Proxima b, un planeta de masa semejante a la de la Tierra que orbita en la zona de habitabilidad de la estrella Proxima Centauri. O dicho con menos palabras: se había descubierto un planeta «habitable» en la estrella más cercana a nosotros.

Desde entonces hasta ahora se ha escrito tanto sobre el tema que, del mismo modo que me ocurrió con El cuento de la Criada, no estaba seguro de poder aportar algo novedoso. Afortunadamente, una curiosa serendipia me ayudó a enfocarlo desde una perspectiva distinta (o, al menos, que no se ha enfatizado suficiente): el modo en que se llevó a cabo la investigación. Una estrategia innovadora y divulgativa que, a mi entender, ejemplifica muy bien las transformaciones que está sufriendo la ciencia en la era de las redes sociales.

 

Crónica de un descubrimiento anunciado

Quizás la primera pregunta que deberíamos hacernos sea la que Ricardo García le formuló al investigador principal del proyecto, Guillem Anglada-Escudé, en la entrevista que le realizó para su excelente podcast Astronomía y algo más (un podcast que, si aún no conoces, te recomiendo seguir): ¿por qué nadie lo había descubierto antes?

Hace más de una década que se dispone de la técnica para lograrlo y Proxima Centauri, al fin y al cabo, es la estrella más cercana a nosotros… ¿Por qué a nadie se le había ocurrido buscar allí exoplanetas?

Como el propio investigador indica, que hayan sido ellos quienes lo hayan descubierto «es una historia en sí».

Esa es la historia que quiero contarte; sin embargo, para hacerlo, primero debo hablarte de los métodos de detección.

 

Problemas de tránsito

A estas alturas, es difícil que no hayas oído hablar del telescopio espacial Kepler (y sus dos misiones), tras la apabullante cantidad de resultados que ha obtenido en los últimos años. Gracias a este satélite (que en una realidad alternativa podría haberse llamado Hipatia) en treinta años pasamos de preguntarnos si el sistema solar era un caso aislado en el universo a estimar que, en promedio, toda estrella de nuestra galaxia posee al menos un planeta.

Lo que no todo el mundo conoce es el sistema empleado por el telescopio para detectar exoplanetas: el tránsito astronómico. La idea (en teoría) es muy sencilla: del mismo modo que la luna eclipsa el sol al transitar entre nosotros y nuestra estrella, cualquier planeta, al transitar entre nosotros y su estrella, eclipsará parte de su luz.

El problema radica en cuán pequeña es esa «parte», porque el efecto de eclipse total que disfrutamos con nuestro satélite es fruto de una casualidad que, obviamente, no se repite entre un planeta y su estrella. Se calcula que la variación de luminosidad en una estrella del tamaño del Sol cuando transita un planeta del tamaño de la Tierra es de apenas 84 partes por millón.

Todo esto se sabía desde la década del ochenta gracias al trabajo de Borucki y Summers. El principal problema, desde entonces, había sido desarrollar una tecnología lo suficientemente sensible como para detectar variaciones menores a esa cifra. Al fin, tras años de sorprendentes idas y vueltas, el satélite fue lanzado desde Cabo Cañaveral el 6 de marzo de 2009. Desde entonces hasta ahora (entre sus dos misiones), ha confirmado la detección de cerca de 2500 exoplanetas.

 

No son todos los que están, ni están todos los que son

¿Por qué digo que «ha confirmado»? Porque captar la variación de luminosidad de una estrella no significa (directamente) que se haya detectado un exoplaneta. Para confirmar su existencia es necesario demostrar que esas variaciones se producen en ciclos regulares («años» del planeta), lo que en la práctica supone, al menos, aguardar tres tránsitos para confirmar la existencia de dos períodos similares. En algunos casos, incluso, es necesario recurrir a otras técnicas de detección de exoplanetas.

Actualmente existen varias, como la astrometría, los microlentes gravitacionales o incluso la detección directa; sin embargo, la más utilizada (después de la técnica del tránsito) es la llamada velocidad radial, que emplea el efecto Doppler para localizar exoplanetas.

De hecho, en ciertos casos, el único modo de detectarlos es por medio de la velocidad radial. Me explico: para que la técnica del tránsito funcione es necesario que el plano orbital del planeta se ubique de tal forma con respecto a nosotros que este pase «por delante» de su estrella. Pero pueden existir muchos planetas que orbiten en torno a sus estrellas sin eclipsarlas en ningún momento. En esos casos, lo que seguirá existiendo es el tirón gravitatorio (por más mínimo que sea) ejercido por el planeta sobre la estrella, y es ese levísimo tirón gravitatorio lo que mide la técnica de velocidad radial.

 

Un apunte folklórico

Para explicar qué supone el tirón gravitatorio podría emplear muchos símiles, pero como soy uruguayo, voy a hablarte de boleadoras (¿a que nadie ha mezclado antes los gauchos y la astrofísica?).

La boleadora es un instrumento empleado por los gauchos para atrapar animales. Consta de dos o tres bolas de piedra atadas a los extremos de tres cuerdas que en su otro extremo se unifican en un único agarre. Como te imaginarás, hay que revolearla por encima de la cabeza (las boleadoras suelen ser bastante largas) y soltarla en pleno giro hacia la cabeza o las patas del animal.

Y ahora transformemos la boleadora en un sistema planetario. Las tres bolas harán las veces de un planeta que orbita en torno al astro central (la mano del gaucho). Al principio, para hacerlas orbitar, el gaucho tiene que girar la muñeca, pero una vez que las bolas adquieren velocidad, son estas las que tiran de su mano y el gaucho debe ejercer una fuerza contraria para mantenerlas en posición.

Algo semejante (pero mucho más leve) es lo que ocurre entre un planeta y su estrella… para captar la intensidad del tirón gravitatorio que podría ejercer sobre Proxima Centauri un planeta del tamaño de la Tierra tendríamos que disfrazar de gaucho a un luchador de sumo de 150 kilos (pobre caballo) y hacerlo revolear una pelota de golf de 45 gramos.

 

Doppler: un viejo conocido

En el artículo sobre materia y energía oscura expliqué brevemente el efecto Doppler, pero ¿qué tiene que ver todo eso con los exoplanetas?

La técnica Doppler también se conoce como técnica de velocidad radial. Y, ¿qué es la velocidad radial? Es la velocidad de un objeto a lo largo de la línea visual del observador. Se le llama radial porque imaginamos que hay un «radio» que une un punto central (la posición del observador) con el objeto. Claro está que el objeto no tiene por qué moverse «exactamente» en esa dirección, pero la técnica mide la componente de velocidad relativa a esa dirección.

Y en el modo en que mide esa velocidad es donde entra en juego el efecto Doppler, porque si el objeto se acerca al observador (por más leve que sea este movimiento, se percibirá un corrimiento al azul en su espectro, y si se aleja, se experimentará un movimiento al rojo.

Dicho esto, hay que señalar que las velocidades radiales que se esperaría detectar en una estrella como Proxima Centauri para planetas de masa similar a la de la Tierra es del orden del metro por segundo. Lo que equivale a detectar el avance (o retroceso) de una estrella a paso de peatón.  Tal es el grado de exactitud que requiere esta técnica.

 

Una cuestión estadística

Hasta aquí he repasado los dos principales métodos de detección de exoplanetas.

Volvamos ahora a la pregunta formulada al principio del artículo: ¿por qué a nadie se le había ocurrido antes buscar exoplanetas en Proxima Centauri?

Y la respuesta tiene que ver con la implementación del sistema necesario para hacerlo.

Pero empecemos por el principio.

Como el propio Guillem Anglada-Escudé explica en su entrevista para Astronomía y algo más, a la hora de empezar la campaña de detección no partían desde cero:

«La justificación de por qué nos pusimos a mirar esta estrella es que, en 2012, mi colega Niko Tuomi (un matemático finlandés que está trabajando aquí, en Inglaterra) ha hecho unos métodos de estadística bayesiana que te permiten ver señales muy pequeñitas en los datos».

¿Qué es la estadística bayesiana? Es un enfoque de la estadística que considera que cada problema es único y tiene su propio contexto, al tiempo que reconoce explícitamente que toda asignación de probabilidades es subjetiva. Por ese motivo, los métodos bayesianos de inferencia se desarrollan a partir de la teoría de la probabilidad y requieren, para su implementación, de potentes equipos informáticos.

«Ahora, que esas señales sean realmente panetas… Ahí hay una brecha que hay que cubrir. (…) Él ya encontró la señal de 11,2 días en 2012, y (…) transformar esa señal en un candidato a planeta es lo que nos ha llevado cuatro años».

El motivo, lo explica un poco más adelante:

«La estadística bayesiana, a los investigadores más senior, les suena un poco a chino. (…) Este proyecto consistía en transformar esa señal, que era estadística bayesiana muy convincente; acumular datos suficientes y ponerlos de la forma suficiente para convencer también a esta gente que es un poco más senior… Intentamos mandar un artículo en 2013 y nos lo rechazaron».

 

La tortuga de Mafalda

El siguiente problema al que se enfrentaron, al intentar transformar los datos estadísticos en observaciones astronómicas, fue que el sistema de observaciones que necesitaban realizar no se adaptaba al sistema de observación del observatorio en el que tenían que trabajar.

Para su investigación, el grupo de Anglada-Escudé necesitaba emplear el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) del observatorio de La Silla (Chile): un espectrógrafo de altísima precisión, dado que emplea una lámpara de torio-argón como fuente de referencia y es el único en el mundo asociado a un telescopio de 3,6 metros.

¿Por qué tanta precisión? Porque, como expliqué un poco más arriba, la velocidad radial que iban a medir iba a ser muy similar a la de un peatón y, por lo tanto, los corrimientos de la estrella (tanto al rojo como al azul) iban a ser apenas perceptibles.

El problema consistió en que el tiempo de observación solo se otorgaba por noche completa, mientras que ellos necesitaban observar durante sesenta noches, pero solo treinta minutos por vez. Y eso, por razones económicas y de organización, no estaba permitido.

Por lo tanto, para lograr que les asignaran tiempo de un modo tan particular, no solo necesitaron demostrar el valor científico de su proyecto (que sin duda lo tenía), sino un cierto «valor añadido» que justificara el cambio de estrategia.

Y ese valor añadido fue Pale Red Dot.

 

Generación Sagan

La sombra del creador de Cosmos es alargada… Mirado en perspectiva, no resulta extraño que la propuesta de Anglada-Escudé y su grupo haya sido la que fue:

«Al final, “vendimos” un poco el proyecto a ESO (que son los observatorios: European Southern Observatory); hablamos con (…) el director de ciencias, y le dijimos: “mira, ya sabemos que en este proyecto usamos los instrumentos de una forma que no es estándar (que no se permite), pero si este proyecto se puede hacer, (…) podríamos intentar explicar a la gente cómo funciona el observatorio, cómo se hacen estas medidas”.

En definitiva, propusieron desarrollar un proyecto de divulgación científica en tiempo real en el que se fueran mostrando los avances de la investigación al tiempo que esta se desarrollaba. Y curiosamente (o no tanto) la propuesta fue aceptada. Claro que, en la era de internet y las redes sociales, la divulgación no se realiza a través de un programa de televisión, sino por medio de una página web.

¿Y por qué digo que la sombra de Sagan es alargada?

El nombre de la página (es decir, del proyecto de divulgación científica) es Pale Red Dot, y esto es lo que explican en la propia página sobre su elección:

«En 1990, la sonda Voyager 1 en su ruta hacia el espacio interestelar mandó una imagen del Sistema Solar interno en la que la Tierra ocupaba un solo píxel. Esta imagen de la Tierra fue bautizada como ‘Pale Blue Dot’ (Punto Azul Pálido), y fue usada de inspiración para uno de los últimos ensayos del célebre astrónomo Carl Sagan ‘Pale Blue Dot : A vision of the human future in Space’ (‘Un punto azul pálido: una vision del futuro humano en el espacio’). El ensayo, junto a los trabajos de Sagan, han sido la inspiración a toda una generación de cazadores de planetas».

 

«No nos falló la intención / pero sí el presupuesto»

La intención inicial de Pale Red Dot era subir imágenes cada día de observación; no solo datos, sino detalles del trabajo, para aproximar la cotidianeidad del astrónomo al público general. Incluso querían que fuera interactivo, que hubiera una persona en Twitter, respondiendo preguntas, al tiempo que llegaban los datos. Al final no pudo ser por cuestiones logísticas (o, para ser más preciso, por razones de presupuesto).

La página terminó siendo un blog en el que, cada tres o cuatro días, un experto en detección de exoplanetas colgaba un artículo sobre la materia.

Tampoco pudieron colgar los datos conforme los iban recibiendo; tanto la ESO como las revistas en las que publicarían sus resultados les impidieron interpretar los datos «en vivo», conforme iban saliendo.

Sin embargo, incluso con todos estos «recortes», Pale Red Dot supone una experiencia innovadora y estimulante, una forma inteligente de aunar ciencia e investigación que valdría la pena seguir explorando en esta era de las redes sociales.

 

 Leaks, pero no de wiki

Por más que el equipo de Anglada-Escudé había planificado una serie de actividades y artículos de preparación para mostrar los datos poco a poco en los días anteriores al anuncio oficial, el periódico alemán Der Spiegel filtró la noticia dos semanas antes. Con lo que el revuelo mediático impidió que, en un primer momento, la información llegara al público con claridad.

 

¿Y qué fue exactamente lo que se descubrió?

Lo que se ha medido con certeza, hasta ahora, es el período orbital del planeta: 11,2 días terrestres (lo que coincide con lo predicho por estadística bayesiana en 2012) y la amplitud (es decir, la velocidad a la que se mueve la estrella, debido al tirón gravitatorio del planeta): un metro por segundo. Lo interesante es que, teniendo esos dos datos, puede deducirse la masa mínima del planeta. ¿Por qué «masa mínima»? Porque, por definición, la velocidad radial mide la «amplitud» de la estrella en una sola dirección (la recta que contiene al observador y la estrella); si la órbita estuviera orientada en otra dirección, el planeta tendría una masa más grande. ¿Y cuál es esa masa mínima? 1,3 masas terrestres. Anglada-Escudé estima que el planeta debería hallarse en el rango entre 1,3 y 2 masas terrestres.

Otra cosa que se sabe es que, debido a la cercanía de Proxima b respecto a Proxima Centauri (está más cerca, incluso, de lo que está Mercurio del Sol) el planeta presenta rotación sincronizada, lo que significa que siempre muestra la misma cara a su estrella. Con todo, esa cercanía lo sitúa en la «zona de habitabilidad» de su estrella debido a que Proxima Centauri es una enana roja; es decir, una estrella doce veces más pequeña y mil veces más débil que nuestro sol.

Eso es lo que sabemos hasta el momento. El resto son especulaciones científicas (sin duda apasionantes) que piden a gritos más investigación. Esperemos que, a partir de ahora, el equipo de Anglada-Escudé lo tenga más fácil para seguir haciéndolo… y que nos siga contando sus avances en una nueva versión de Pale Red Dot.