Un posible planeta de segunda generación en torno a una enana blanca

Un viejo enigma en el archivo del Hubble

HS 0209+0832 es una enana blanca situada a unos 270 años luz: el núcleo al descubierto de una estrella parecida al Sol que agotó su combustible y se desprendió de sus capas externas. Es joven: tras solo unos 5 millones de años de enfriamiento, su superficie sigue a unos 35.800 kelvin. Su gravedad hace que el helio y los elementos más pesados se hundan bajo la superficie en cuestión de meses, así que el helio y los metales que se observan en ella tienen que seguir llegando de fuera.

Un estudio publicado en 2000 sobre un espectro ultravioleta que el Hubble había tomado el 10 de enero de 1999 identificó siete elementos, pero unas 100 líneas no se pudieron asignar a ningún elemento conocido, y el origen de la contaminación siguió siendo un misterio. Jamie Williams, de la Universidad de Warwick, y sus colaboradores volvieron a analizar los datos con listas de líneas atómicas más recientes y atribuyeron la mayoría al cobre y al niobio. Los espectros que tomó en 2002 FUSE, un satélite ultravioleta de la NASA ya retirado, muestran las mismas líneas de niobio.

Qué es un planeta de segunda generación

La Tierra es un planeta de primera generación: se formó a partir del disco de gas y polvo que sobró cuando nació el Sol. Un planeta de segunda generación surge en una fase avanzada de la vida de su estrella, con material que la propia estrella ha expulsado.

En su última etapa como gigante, la llamada rama asintótica gigante (RAG), una estrella parecida al Sol expulsa al espacio sus capas externas. En el interior de estas estrellas, los núcleos atómicos capturan neutrones de uno en uno y van formando poco a poco elementos más pesados que el hierro; los astrónomos lo llaman proceso s (de slow, «lento» en inglés). El niobio es uno de sus productos, así que un planeta formado con lo que expulsa una estrella de la RAG debería mostrar un exceso de niobio que ningún proceso conocido puede producir en un planeta nacido alrededor de una estrella joven.

Es poco probable que una estrella solitaria que pierde masa de manera uniforme deje un disco donde puedan formarse planetas, así que los autores proponen una compañera cercana: engullida por la gigante mientras esta se hinchaba, habría ayudado a expulsar su envoltura, y parte de esa envoltura podría haberse asentado en forma de disco.

Las pruebas

• Demasiado niobio. La proporción entre niobio y calcio es más de mil veces la del Sol, y los espectros de FUSE de otras 33 enanas blancas contaminadas por restos planetarios no muestran niobio.
• No es roca. Los restos que contaminan una enana blanca suelen ser ricos en silicio y hierro. Aquí solo hay trazas de silicio y el hierro no se detecta, de modo que hay al menos el doble de níquel que de hierro; en el conjunto de la Tierra ocurre lo contrario, y el níquel es más o menos la vigésima parte del hierro. Sumado al helio que llega de fuera, esto apunta a la atmósfera de un planeta gigante.
• Un ritmo de 4,4 días. El satélite TESS de la NASA vio cómo el brillo de la estrella subía y bajaba un 0,12 % cada 4,4 días. Las enanas blancas suelen dar una vuelta sobre sí mismas en unas 30 horas, así que el equipo atribuye esta señal, más lenta, a un cuerpo que orbita a 6,6 millones de kilómetros de la estrella, la novena parte de la distancia que separa a Mercurio del Sol.

Lo que sigue en duda, y dónde buscar la estrella

Nadie ha visto el planeta y se desconoce su masa; por eso el artículo lo llama candidato. TESS nunca lo vio pasar por delante de la estrella, y la señal de 4,4 días es débil: si se analizan por separado, solo dos de los cuatro periodos de observación la muestran con claridad. La luz de la estrella reflejada o emitida de nuevo por la cara diurna de un planeta corriente solo podría producir una variación del 0,12 % si el planeta tuviera un diámetro de cuatro a ocho veces el de Júpiter. Los autores proponen dos explicaciones: un planeta joven cuya cara nocturna, muy caliente, brilla más que su cara diurna, cubierta de bruma, o una cola de gas que escapa del planeta, como la de un cometa, y que se cruza en nuestra línea de visión aunque el propio planeta no pase por delante de la estrella.

Tampoco la química encaja del todo: los modelos predicen que las estrellas de la RAG producen estroncio además de niobio, y sin embargo no se ha detectado estroncio.

HS 0209+0832 se encuentra en Cetus, la Ballena, con una ascensión recta de 2 h 12 min y una declinación de +8° 47′. Es visible desde los dos hemisferios y alcanza su mayor altura en plena noche a finales de octubre: 58° sobre el horizonte vista desde Madrid y 47° desde Ciudad del Cabo. Con una magnitud de alrededor de 13,8, solo se puede encontrar con un telescopio y una carta detallada, y aun así se ve como un punto débil, igual que cualquier otra estrella. Ningún telescopio, ni siquiera el Hubble, ha visto el planeta en sí: todo lo que se cuenta aquí se ha deducido de la luz de la estrella.