El «valle de radios» es uno de los patrones más estudiados en la ciencia de exoplanetas: una escasez llamativa de mundos con tamaños de entre 1,5 y 2 radios terrestres que los astrónomos creían universal. Pero un nuevo estudio acaba de encontrar que, alrededor de las estrellas enanas M más pequeñas y frías, ese vacío sencillamente no existe.
La investigación, publicada en The Astronomical Journal, es la búsqueda sistemática más profunda realizada hasta la fecha con el satélite TESS sobre este tipo de estrellas. Lo que revela apunta a algo más profundo que una simple anomalía estadística.
El valle de radios: un patrón que parecía universal
El valle de radios, conocido también como Fulton Gap, describe una escasez notable de exoplanetas con tamaños de entre aproximadamente 1,5 y 2 radios terrestres. Este vacío aparece dentro de la población de planetas pequeños y cercanos a sus estrellas —con períodos orbitales inferiores a 100 días—, flanqueado por supertierras rocosas por un lado y mini-Neptunos por el otro.
Durante años, los astrónomos han tratado de explicar por qué ese intervalo de tamaños está tan despoblado. Las dos hipótesis más aceptadas son la fotoevaporación atmosférica —la radiación estelar despoja a los planetas de sus atmósferas— y la pérdida de masa impulsada por el núcleo, un proceso más gradual pero igualmente erosivo.
El valle se observa con nitidez alrededor de estrellas tipo solar de clase F, G y K, y también alrededor de las enanas M más tempranas. Hay, sin embargo, un problema de fondo: las estrellas brillantes similares al Sol se estudian con mucha mayor facilidad que las enanas M, más tenues y pequeñas. Los datos disponibles podrían estar sesgados hacia los sistemas que resultan más accesibles para la observación.
8.134 enanas M bajo la lupa de TESS
Para abordar ese sesgo, un equipo liderado por Erik Gillis, doctorando en el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad McMaster en Canadá, llevó a cabo la búsqueda sistemática más profunda realizada hasta la fecha de planetas alrededor de enanas M medianas y tardías. El estudio analizó 8.134 de estas estrellas observadas por TESS mediante un pipeline construido específicamente para esta tarea, y produjo un catálogo de 77 candidatos planetarios en tránsito.
Más allá del recuento, el equipo midió una tasa de ocurrencia acumulada de 1,10 ± 0,16 planetas por estrella con radio superior a 1 radio terrestre en órbitas de hasta 30 días. Esta cifra es coherente con la tasa registrada alrededor de enanas M tempranas, lo que convierte a las enanas M en conjunto en las anfitrionas más prolíficas de planetas pequeños y cercanos de todo el censo de exoplanetas.
Donde el valle desaparece: una distribución unimodal
Aquí el estudio da un giro inesperado. Mientras que la distribución de tamaños planetarios alrededor de estrellas FGK y enanas M tempranas es claramente bimodal —con el valle separando dos poblaciones distintas—, alrededor de las enanas M medianas y tardías esa distribución es unimodal, con el pico en 1,25 ± 0,05 radios terrestres. No hay rastro del vacío que define el Fulton Gap.
Los números son elocuentes: el estudio encontró 0,954 ± 0,147 supertierras y 0,148 ± 0,045 sub-Neptunos por estrella, una proporción de 5,5 a 1. Los sub-Neptunos prácticamente desaparecen.
«No solo refinamos la imagen, la cambiamos. Alrededor de estas estrellas, los sub-Neptunos desaparecen en la práctica, lo que significa que los mecanismos que dan forma a los planetas aquí son diferentes», afirmó Gillis en un comunicado de prensa.
Acreción de guijarros y la línea de hielo: una explicación alternativa
Los resultados encajan con un modelo de formación planetaria conocido como acreción de guijarros ricos en agua. Según este modelo, los sub-Neptunos se forman fuera de la línea de hielo del sistema —la frontera más allá de la cual el agua existe en forma sólida— y migran hacia el interior, mientras que las supertierras rocosas se forman dentro de esa línea.
En las enanas M tardías, la línea de hielo está mucho más cerca de la estrella que en sistemas con una estrella tipo solar, porque estas estrellas son significativamente más pequeñas y frías. Esa diferencia altera toda la arquitectura del sistema planetario, dificultando tanto la formación como la migración hacia el interior de los sub-Neptunos. La clave del argumento es que la ausencia del valle no se explicaría por la pérdida atmosférica debida a la fotoevaporación, sino por el lugar y el modo en que los planetas se forman. No es que el valle se haya rellenado; es que nunca llegó a abrirse.
Más allá del Sistema Solar: por qué importa comparar miles de sistemas
Ni las supertierras ni los sub-Neptunos existen en nuestro Sistema Solar, lo que puede hacer que estos debates parezcan alejados de cualquier implicación práctica. Entender cómo se forman estos mundos en otros sistemas ilumina procesos universales que también moldearon el entorno en el que surgió la Tierra.
«Nuestro sistema solar era el único ejemplo que teníamos. Ahora, gracias a misiones como TESS, podemos comparar miles de sistemas y descubrir patrones que reescriben nuestras suposiciones», señaló Ryan Cloutier, profesor asistente en McMaster y supervisor del trabajo de Gillis.
El estudio abre además nuevas preguntas sobre la composición de los sub-Neptunos que sí orbitan otras estrellas: ¿son mundos ricos en agua o planetas envueltos en atmósferas gaseosas? La respuesta podría depender, en parte, del tipo de estrella que los alberga. Con TESS aún en operación y futuras misiones en el horizonte, el censo de exoplanetas seguirá creciendo —y con él, la posibilidad de afinar o descartar los modelos que hoy parecen más sólidos.