Espectroscopía astronómica: en busca de vida extraterrestre

Manuel Aragó Ambou »

Desde tiempos remotos nos hemos hecho la pregunta de si estamos solos en el universo. Existen proyectos importantes, como el denominado SETI (Search for Extraterrestial Inteligence), que buscan vida inteligente mas allá de nuestro sistema solar. Este sistema utiliza un radiotelescopio para captar señales de radio en la frecuencia del hidrógeno, ya que este es el elemento más abundante del universo. Esta frecuencia puede atravesar, sin problemas, nubes de gas, polvo, atmósferas y galaxias. Encontrar un patrón similar a esta frecuencia sería como dar con alguien que está emitiendo señales intencionadamente. Hasta ahora ha sido incapaz de demostrar que exista vida inteligente en otros planetas. Sin embargo, desde hace unos años, la espectroscopía se ha desarrollado de manera progresiva, y ha conseguido establecerse en el ámbito astronómico como uno de los métodos más fiables para la detección de vida en otros planetas, y aún sigue en expansión.

Espectroscopía y espectroscopía atómica

La espectroscopía es, básicamente, el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con absorción o emisión de energía radiante. Tiene múltiples aplicaciones en física, química, medicina, astronomía y otras disciplinas científicas.

La espectroscopía astronómica se basa en el estudio de los astros y de la materia interestelar. Estos emiten ondas electromagnéticas y los astrónomos han llegado a descifrar los mensajes que portan esas ondas cuando llegan a nuestro planeta. Todo ello, reproduciendo en sus laboratorios los diferentes estados de la materia y obteniendo los espectros correspondientes. Estos sirven de patrones que permiten analizar los espectros de los cuerpos celestes y extraer toda la información que contienen. En el caso de los espectros luminosos, los estudios constituyen el análisis espectral.

Para descifrar esos mensajes que llegan del espacio en forma de ondas electromagnéticas, no se utilizan imágenes fotográficas de nebulosas, galaxias, estrellas etc. sino gráficas espectrales. Para ello se utiliza un espectrógrafo de alto poder resolutivo (HARPS), Se trata del más avanzado espectrógrafo de este planeta (véase imagen).

Este gigantesco espectrógrafo se encuentra instalado en un telescopio de 3,6 m perteneciente a un observatorio europeo austral (ESO) ubicado en Chile.

Con este complejo sistema se puede descomponer en colores la luz blanca que se percibe de las estrellas y determinar la composición química que las forman, ya que cada elemento químico tiene un espectro característico de absorción y de emisión (véase imagen).

Cuando un gas es atravesado por una radiación, parte de esa radiación es absorbida por ese gas y absorbe parte del espectro.

Las líneas del espectro de emisión y de absorción están situadas en la misma frecuencia, es decir, se sitúan en la misma posición, por eso cada elemento químico posee un espectro discontinuo o discreto característico.

Pero pongamos algún ejemplo referente al estudio de nuestra estrella: el Sol. Es una estrella bastante simple, posee un núcleo a una temperatura muy elevada en la que se producen reacciones nucleares, y una atmósfera a una temperatura muy baja, comparada con el núcleo. Para los astrofísicos es una temperatura “fría”, de unos 5000 a 100.000 K. Parece una utopía pero, en su espectro podemos observar unas 24000 líneas espectrales de absorción en la que cada elemento es responsable de un conjunto diferente de líneas de absorción en el espectro. En longitudes de onda que se pueden medir, de forma fiable, mediante experimentos llevados a cabo en un laboratorio, cada una de ellas se analiza para estudiar la composición de un elemento químico en su atmósfera, y hasta ahora solo se ha logrado identificar un 85% de su composición química.

La mayoría de espectros estelares comparten características similares.

Gracias a la espectroscopía, en el Sol se ha descubierto la presencia de osmio, se trata de un elemento pesado que se produce como resultado de una explosión termonuclear que solo producen las supernovas. Si se compara este resultado con la presencia de osmio en uno de los planetas en órbita, se podría llegar a pensar que, a partir de las explosiones de las supernovas se formaron los planetas y estrellas.

Por otra parte, tras largos estudios de análisis, se elaboró una gráfica que representa la abundancia relativa de los elementos químicos en estrellas similares al Sol y el espacio interestelar. En la gráfica, que se expone a continuación, se observa claramente como los elementos más abundantes en el universo son hidrógeno, helio y oxígeno, los otros elementos son menos comunes. Éste es un patrón común que no varía. El porcentaje de elementos conocidos en el universo es de un 4 %, que representa a la materia visible, es decir, la materia que forma las estrellas, planetas y seres vivos. El resto es energía oscura en un 74%, y materia oscura en un 23 %. De estas dos últimas se ha deducido su existencia mediante teorías e hipótesis, ya que no se ha observado de forma directa ni se entienden en su totalidad.

La importancia de esta gráfica es fundamental para los astrofísicos porque permite a los astrofísicos saber que un elemento no puede tener más abundancia que otro, resulta imposible, ya que de forma natural no puede darse el caso. Si se llegara a detectar, entonces habría indicios de que alguien lo hubiera situado ahí. Según Frank Drake, un brillante astrónomo norteamericano, pionero del proyecto SETI

Si en el espectro de una estrella con un planeta en órbita pudieran verse elementos químicos extraños (no recogido en abundancia como en la tabla observada anteriormente) se podría considerar como una señal de civilización que está ahí fuera y quieren señalizar su presencia mediante estas líneas espectrales correspondientes a ese elemento en el espectro de una estrella.

Existen varias formas de realizarlo, por ejemplo: el Tecnecio, es un elemento de transición radiactivo que tiene un periodo de descomposición de 4,2 millones de años. Si de pronto observamos Tecnecio en una estrella tipo el Sol, se puede estar seguro de que alguien ha puesto este elemento en su atmósfera, ya que según la tabla es imposible que ocurra de forma natural.

Otro de los principios físicos que se usa conjuntamente con la espectroscopía es el efecto Doppler-Fizeau (Doppler lo observó para las ondas sonoras en 1842 y Fizeau lo aplicó a los fenómenos lumínicos en 1848. Sabemos que este principio se cumple en ondas sonoras pero también en ondas electromagnéticas como la luz. Está relacionado con el cambio de frecuencia que procede de una fuente en movimiento, es decir, si se quiere conocer la velocidad relativa de una estrella de tipo solar, basta con tomar un espectro de la estrella, comparar éste con un espectro del Sol, medir el desfase entre los dos, y deducir de eso, inmediatamente, la velocidad buscada (véase video). Con ello se consigue la detección de planetas extrasolares.

La intención de los científicos es detectar elementos radiactivos para el ulterior descubrimiento de planetas extrasolares con vida, pero resulta de una complejidad muy elevada localizar o analizar las líneas espectrales de cualquier elemento radiactivo en la atmósfera de una estrella lejana. Un ejemplo patente de que un planeta puede albergar vida sería la observación de un espectro de absorción, de elementos radiactivos tales como el uranio, torio y potasio. ¿Por qué? Porque el estado de acción de los seres orgánicos está relacionado con la actividad sismológica y volcánica de un planeta. Hay una clara relación entre la vida y un núcleo radiactivo. Se sabe, a ciencia cierta, que la energía geotérmica se produce mayoritariamente por la descomposición de uranio, torio y potasio. Si en esos planetas la composición de estos elementos es muy baja, será una clara evidencia de que estos planetas están tectónicamente muertos, y por consiguiente, no pueden albergar vida. En el caso de que hubiera demasiado uranio, torio o potasio, probablemente no habría tampoco vida, porque se trataría de un planeta que estaría en una continua actividad volcánica y tectónica, y prácticamente la superficie del planeta estaría en ebullición. Por lo tanto, comparando el análisis espectral de estos elementos presentes en la Tierra con los de otro planeta, también seriamos capaces de afirmar la existencia de vida.

Uno de los métodos más prometedores y que se están desarrollando son los biomarcadores espectrales, como por ejemplo, la existencia de vegetación. Se puede detectar el espectro de absorción de un planeta mediante la espectroscopía. ¿Cómo se puede conseguir esto si un planeta no emite luz? Básicamente es la estrella más cercana la que le proporciona esa luz y mediante el espectro que absorbe el planeta, se puede obtener el espectro y calcular su composición química, con ello podemos comparar el espectro que tiene la Tierra y observar si existe la misma composición en ese exoplaneta. En los últimos 3 años se ha detectado agua, metano y dióxido de carbono en el espectro de un planeta fuera del sistema solar, pero hemos de detectar ozono y oxígeno para afirmar que reúnen las condiciones necesarias para albergar vida.

Este es el poder de la espectroscopía. La respuesta de si estamos solos en el universo no vendrá con señales de radio, ni con ovnis, sino que vendrá como un espectro similar al de la Tierra en el que se observe claramente que hay composición de sustancias tales como dióxido de nitrógeno, oxígeno y ozono. Tal vez en un futuro no muy lejano, 10 o 15 años se pueda descubrir un espectro similar al de la Tierra y se podrá afirmar que existe vida en ese planeta. Se está desarrollando el proyecto CODEX, un proyecto que permitirá abordar la ubicación de los gemelos de la Tierra en la zona habitable de las estrellas de tipo solar con una precisión inimaginable.