A día de hoy conocemos un gran número de planetas. La mayor parte de ellos orbitando alrededor de otras estrellas. La mayor parte de ellos, cuando aparecen en prensa, lo hacen por sus posibilidades de albergar vida. Por su distancia a su estrella y su tamaño, principalmente. Algunas veces lo hacen porque ha podido detectarse alguno de los elementos de su atmósfera. Otras veces, aunque no sea tan común, lo hacen debido a la composición de su interior.
La composición de un planeta es algo muy complicado de estudiar. En especial cuando el planeta se encuentra en otra estrella. En esos casos, todo lo que tenemos para hacernos una idea de que hay bajo la primera capa de la atmósfera, es la densidad del planeta. En base a un solo dato tenemos que tratar de inferir como son las entrañas de ese planeta. ¿Como podemos hacer eso? Estudiando los planetas del sistema solar. En el caso de nuestro propio planeta, y nuestros planetas vecinos, hemos podido estudiar en mucho más detalle la composición y configuración de su interior. La relación de estas configuraciones con la densidad de los propios planetas nos ha permitido construir modelos teóricos que nos ayuden a extrapolar estas configuraciones a las de muchos planetas extrasolares, de los que solo conocemos la densidad y la masa.
La composición de un planeta es algo muy complicado de estudiar. En especial cuando el planeta se encuentra en otra estrella.
Dentro del sistema solar, se pueden hacer dos grupos bien diferenciados. El de los planetas cuya densidad es mayor a la densidad de la roca (conocidos como planetas rocosos) y el de los planetas cuya densidad es menor, que suelen llamarse planetas gaseosos. El primer grupo está formado por Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. El segundo grupo por Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. De entre ellos, el caso más llamativo es el de Saturno, menos denso que el agua.
La causa de esta diferenciación en diferentes grupos está en su estructura interna. Los planetas terrestres tienen todos una composición y estructuras similares. Todos ellos tienen en su centro un núcleo de hierro y níquel. En el caso del de la Tierra, este núcleo está dividido en una parte central sólida y una parte exterior líquida. El movimiento de esta parte líquida, combinado con la rotación de dicho núcleo causada por la rotación de la Tierra, son el origen del campo magnético terrestre. A continuación nos encontramos el manto, una capa de roca a altísima temperatura y sometida a presiones extremas, que se mantiene todo el tiempo entre el estado sólido y el de un líquido muy viscoso. Dentro del manto se establecen corrientes de convección que desplazan material caliente de sus capas inferiores (cercanas al núcleo) a las superiores (cercanas a la corteza). El lento movimiento de esta capa es responsable, entre otras cosas, del movimiento de las placas tectónicas. La capa más superficial es la corteza. Se trata de una fina capa compuesta de roca. Su grosor, en el caso de la Tierra, oscila entre los 5 km en las zonas más estrechas de los océanos, hasta los 70 km en las regiones montañosas de los continentes. Sobre esta corteza descansan los océanos y la atmósfera. Con una configuración interna diferente, la Tierra sería un planeta completamente diferente, y quien sabe si seguiría siendo habitable.
En el caso de los planetas gaseosos, la estructura es bastante diferente. La primera gran diferencia, es que ese núcleo metálico no existe. Las regiones más interiores de los planetas gaseosos son rocosas, pero probablemente no completamente sólidas. A su alrededor nos encontraríamos una capa de agua, y después extensas capas de hidrógeno en diferentes estados. La mayor parte del volumen de los cuatro planetas exteriores del sistema solar está ocupado por gas. Solo una pequeña parte estaría ocupada por material rocoso, ya sea en forma sólida o de fluido.
Dentro del sistema solar podemos agrupar los planetas en dos grandes grupos, pero el estudio de otros sistemas planetarios nos ha enseñado que existen muchas otras opciones.
Planetas mucho más densos que la Tierra, cuyos núcleos de hierro ocuparán la mayor parte de su volumen. Planetas aun menos densos que Saturno, formados casi entéramente por hidrógeno. Planetas en fases intermedias, con interiores rocosos (incluso puede que núcleos de hierro), pero atmósferas muy extendidas. Apenas conocemos la densidad de unos cuantos cientos de planetas, y la variedad de estos es ya enorme. Cada día que pasa está más claro que la variedad de planetas en el universo es mucho mayor de la que hasta hace poco podíamos imaginar.
Existe una cantidad ingente de planetas diferentes. Tanto en los tipos de estrellas a las que orbitan, las distancias de sus órbitas y las configuraciones de sus sistemas, las composiciones de sus atmósferas o la configuración y composición de sus interiores. Todos ellos parámetros claves para poder establecer si un planeta puede o no albergar vida, y para poder llegar a resolver algún día el puzzle de como se forman y como evolucionan los sistemas planetarios.
De todos esos parámetros, la configuración interior de los planetas es la más desconocida, y la que más tenemos que basar en medidas indirectas. La información mínima necesaria para poder tratar de inferir la composición del interior de un planeta son su masa y su radio, para poder calcular su densidad. Esto quiere decir que se requieren dos medidas independientes (normalmente un tránsito y una detección en velocidad radial), que normalmente resultan muy difíciles de obtener de forma simultanea. Hoy en día conocemos la densidad de apenas un puñado de exoplanetas, y ya estamos viendo como existen muchas opciones diferentes a las que tenemos en nuestro sistema solar. En el futuro, con misiones como TESS o CHEOPS, ese número seguramente crezca, y con el número la variedad de exoplanetas.
A. Suárez Mascareño 