¿En qué se diferencia un planeta de una estrella?

Ver luz no identifica todavía su fuente

Imagina una lámpara y una pelota iluminada por ella. Llega luz a tus ojos desde ambas, pero solo hay una fuente de iluminación. Del mismo modo, los rayos solares se reflejan en las nubes y superficies de los planetas. Ya conocemos este recorrido por la explicación de la luz solar y la luz lunar.

Sin embargo, la pelota tampoco es perfectamente «no emisora». A temperaturas habituales pierde energía sobre todo mediante radiación infrarroja: ondas electromagnéticas que nuestros ojos no ven. Los planetas también irradian calor. La luz solar absorbida los calienta y parte de su energía procede del interior. La reflexión devuelve una parte de la luz entrante; la emisión térmica depende de la temperatura del propio cuerpo. Son procesos distintos. Catling y Kasting: fuentes de energía planetarias, §2.1.

Así, una cámara infrarroja puede detectar un planeta por su propia radiación sin que sea una estrella. Por ejemplo, el instrumento JIRAM de la sonda Juno mide el calor que sale de Júpiter. La emisión describe lo que un cuerpo libera; la fuente de energía explica cómo puede seguir haciéndolo durante mucho tiempo. NASA: Júpiter en el infrarrojo.

Cómo prepara la gravedad la fuente de energía estelar

Para entender el Sol, imaginemos una gran nube de gas que se contrae por su propia gravedad. La contracción calienta la materia: la energía de su caída gravitatoria se transforma en energía interna. Así puede brillar una futura estrella al principio, antes de iniciar la fusión sostenida de hidrógeno.

En un cuerpo gaseoso de gran masa, las capas internas sostienen el peso de las externas. La presión y la temperatura aumentan hacia el interior. Si las condiciones son suficientes, los núcleos de hidrógeno pueden participar en una cadena de reacciones cuyo resultado final es la formación de helio y la liberación de energía. Esto es la fusión nuclear: cambian los núcleos atómicos, a diferencia de una combustión química habitual con oxígeno.

Cuando la fusión de hidrógeno alimenta una estrella durante un período prolongado, esta se encuentra en la secuencia principal, la etapa más larga de su vida. Es la etapa actual del Sol. La presión de la materia caliente se opone a la contracción y la energía producida en el interior repone las pérdidas por radiación. Son dos equilibrios relacionados: sostener el peso de las capas y aportar energía. NASA: nacimiento y secuencia principal de las estrellas.

El centro del Sol está a unos 15 millones de grados Celsius. Es una característica de nuestra estrella, no una temperatura universal exacta a la que cualquier esfera se convierte de repente en un Sol. Importan las condiciones en todo el cuerpo y su capacidad para mantener las reacciones. NASA: estructura del Sol.

Por qué no basta con el hidrógeno de Júpiter

Júpiter permite poner a prueba la explicación. Contiene mucho del mismo combustible principal que el Sol, pero tener hidrógeno no crea las condiciones para fusionarlo de forma sostenida. Su masa es demasiado pequeña para que su propia gravedad produzca las condiciones necesarias en el núcleo. Una «chispa» sobre sus nubes no le añadiría masa. NASA: formación y composición de Júpiter.

Para hacerse una idea de la escala, el límite inferior de masa estelar suele redondearse a unas 80 masas de Júpiter. Es una referencia para cuerpos de hidrógeno y helio, no un interruptor exacto para cualquier composición e historia. Júpiter está lejos de ser una estrella pequeña. La Tierra tiene todavía mucha menos masa y, además, es rocosa. No se convertirá en un segundo Sol por calentarse: el calentamiento externo no crea la masa necesaria ni una fuente estelar de energía que se mantenga por sí misma. JPL: planetas, enanas marrones y estrellas.

¿De dónde procede entonces el calor interno de Júpiter?

La acumulación gravitatoria de materia y la contracción calentaron el planeta joven. Un mundo grande y caliente puede liberar energía almacenada durante muchísimo tiempo; la contracción y la redistribución de materia también pueden aportar calor. No se necesita fusión sostenida de hidrógeno. Compararlo con un objeto caliente que se enfría lentamente explica una reserva de energía, pero no toda la complejidad del interior planetario. Catling y Kasting, §2.1.1.

Podemos comprobarlo haciendo un balance energético. Las observaciones de Cassini de 2000–2001, analizadas por Li y sus colaboradores en 2018, mostraron que Júpiter emitía aproximadamente el doble de energía térmica de la que absorbía del Sol. Se comparan específicamente la emisión térmica y la energía solar absorbida, sin sumar la luz reflejada. El exceso revela una contribución del interior; por sí solo no demuestra fusión nuclear. Li et al.: balance energético de Júpiter, tabla 1.

Entre Júpiter y las estrellas hay enanas marrones

Un cuerpo puede tener mucha más masa que Júpiter y aun así no mantener la fusión de hidrógeno común. Estos objetos subestelares se llaman enanas marrones. También irradian energía y se enfrían con el tiempo. El diámetro no sirve de juez: masas muy distintas no implican necesariamente tamaños igual de distintos. Revisión de la definición de trabajo de exoplaneta, §2.4.

Sin embargo, una enana marrón puede fusionar deuterio durante parte de su vida. Es una forma poco abundante de hidrógeno cuyo núcleo tiene además un neutrón. Esta reacción puede producirse en condiciones menos exigentes que la conversión sostenida de hidrógeno común en helio. La reserva de deuterio es limitada: la enana puede agotarla y seguir enfriándose. Por tanto, «tuvo reacciones nucleares» y «se alimenta durante mucho tiempo de la fusión de hidrógeno común» son propiedades distintas. Spiegel, Burrows y Milsom: modelos de fusión del deuterio.

Qué permite concluir una observación

Imaginemos que un telescopio detecta, junto a una estrella lejana, un cuerpo que emite más calor que la luz estelar que absorbe. ¿Ya hemos demostrado que es otra estrella? No. El exceso indica energía interna, pero Júpiter muestra que puede proceder del enfriamiento de un interior caliente. Necesitamos más datos, entre ellos masa, espectro y una estimación de edad, junto con un modelo físico.

¿Y si el punto planetario centellea? Tampoco cambia su clase: el centelleo depende de la atmósfera terrestre y del tamaño angular aparente de la fuente. Una pista útil para el observador no siempre es la causa de la diferencia física.

Un planeta puede ser gaseoso, estar caliente y emitir radiación térmica propia. El Sol se distingue por poder mantener la fusión de hidrógeno común durante mucho tiempo gracias a las condiciones creadas por su masa. Esta comparación se refiere a una estrella de la secuencia principal: los remanentes estelares, como las enanas blancas, pueden brillar sin esa fusión y no por ello se convierten en planetas. NASA: evolución estelar posterior.

Vuelve ahora al mapa del Sistema Solar e intenta explicar por qué el Sol y Júpiter pertenecen a clases distintas pese a compartir sus ingredientes principales. La clave está en la fuente de energía y la masa, no en el color o el tamaño de un círculo.