El misterio del exoplaneta “prohibido”: ¿Cómo es que un planeta tan grande puede orbitar una estrella tan pequeña?

A TOI-5205b le dicen “el planeta prohibido” porque, según los modelos estándar de formación planetaria, no debería existir. Se trata de un gigante gaseoso del tamaño de Jupiter que orbita una estrella muy pequeña, cuyo disco protoplanetario habría tenido muy poco material sólido para construir primero un núcleo masivo y luego desencadenar la rápida acumulación de gas. Ahora bien, gracias al telescopio espacial James Webb (JWST), investigadores se acercan a la solución de este enigma. ¿Cómo se forman los planetas gigantes alrededor de estrellas pequeñas y frías?

Descubierto en febrero de 2023 a 280 años luz de la Tierra, TOI-5205b es un gigante gaseoso con una masa comparable a la de Júpiter que orbita una enana roja de tipo M4, apenas cuatro veces más grande que este planeta (y 40% la masa de nuestro Sol). Este exoplaneta completa una vuelta cada 1.63 días, lo que lo convierte en un “Júpiter cálido” extremadamente cercano a su estrella. Este tipo de sistemas intriga a los astrónomos porque cuando nacen, las enanas rojas tienen discos protoplanetarios menos masivos, lo que en principio debería dificultar la formación de planetas gigantes. No obstante, TOI-5205b existe, y entender su composición puede ayudar a reconstruir su historia.

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Para entender su origen hay que entender su composición

Para investigar su atmósfera, un equipo internacional de investigadores observó tres tránsitos del planeta con el instrumento NIRSpec (espectrógrafo de infrarrojo cercano) del JWST. Durante un “tránsito”, el planeta pasa frente a su estrella y parte de la luz estelar atraviesa su atmósfera. Analizar cómo varía esa luz con la longitud de onda permite identificar moléculas presentes en la envoltura gaseosa. Esta técnica, conocida como espectroscopía de transmisión, se ha convertido en una de las herramientas favoritas de los astrónomos para estudiar atmósferas exoplanetarias.

Los datos, publicados recientemente en The Astronomical Journal, mostraron que la estrella anfitriona es muy activa. Las manchas estelares y otras irregularidades de su superficie alteran el espectro observado, generando lo que los autores llaman “contaminación estelar”. Este efecto dominó la señal en gran parte del rango de longitudes de onda y dificultó detectar algunas moléculas, especialmente vapor de agua.

A pesar de ello, el equipo logró identificar con claridad dos compuestos: metano y sulfuro de hidrógeno. Estas detecciones son relevantes porque indican que la atmósfera contiene moléculas típicas de planetas relativamente fríos y pueden aportar pistas sobre la química y el origen del planeta. En contrastre, no hubo una detección clara de presencia de agua, probablemente debido a la interferencia causada por la actividad de la estrella.

Los análisis estadísticos de los datos sugieren que la atmósfera de TOI-5205b es pobre en elementos pesados en comparación con su propio sol, lo que se denomina como “metalicidad subsolar”. Este resultado sorprende porque muchos planetas gigantes (incluido nuestro propio Júpiter) muestran lo contrario: atmósferas enriquecidas en elementos pesados. Además, el cociente carbono-oxígeno parece ser mayor que el solar, una característica poco común que podría relacionarse con el entorno químico en el que se formó el planeta.

Al mismo tiempo, los modelos del interior del planeta cuentan una historia distinta. A partir de su masa y radio, los investigadores estimaron que TOI-5205b contiene una fracción considerable de elementos pesados en su interior, con una metalicidad global cercana al 17%. Esta discrepancia (interior rico en metales pero pobre en la atmósfera) sugiere que el planeta no está completamente “mezclado”. En otras palabras, los elementos pesados podrían concentrarse en las capas profundas, mientras que la atmósfera superior permanece relativamente “limpia”.

Esta estructura interna tiene implicaciones para su formación. Una posibilidad es que el planeta haya acumulado gran parte de su material sólido durante sus primeras etapas, despositándolo en el interior, y luego haya capturado gas más pobre en metales. Otra opción es que procesos de mezcla interna hayan sido limitados, impidiendo que los elementos pesados alcanzaran la atmósfera observable.