DIVULGACIÓN: Planetas en otras estrellas

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Extrasolares
por Marcelo Dos Santos (especial para Axxón)
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Desde la noche de los tiempos el Hombre miró a los cielos, y se preguntó acerca de la naturaleza de esas extrañas luces que brillaban con resplandor frío y lejano. Ya en la más remota Antigüedad los astrónomos aprendieron a discriminar entre estrellas "fijas" y planetas, pero hubo que esperar a Copérnico para comprender que el Sol era una estrella como las demás y que los planetas giraban en torno a ella y no alrededor de la Tierra.

Llegados a este punto, comenzamos a preguntarnos si habría vida en otros planetas, y así formamos nuestras teorías sobre "marcianos", "venusinos" y "mercurianos".

Era solo cuestión de tiempo que surgieran inquietudes acerca de la vida en otras estrellas. La ciencia ficción siempre se ha ocupado de este tópico, pero durante siglos los científicos fueron escépticos... Podíamos ver perfectamente a las demás estrellas, galaxias y objetos de espacio profundo, pero para que haya vida en otros sistemas estelares es condición necesaria que contengan planetas de tipo terrestre (al menos en lo que se refiere a vida tal como la conocemos).

Y da la casualidad de que nunca habíamos descubierto un planeta extrasolar.

¿Cómo podría lograrse tal cosa? A los ojos del profano, tal tarea parece imposible. El problema radica en que, por más que los planetas reflejan un cierto porcentaje de la luz recibida de su estrella, en el caso de una estrella brillante ubicada a cientos (o miles) de años luz de nosotros, su resplandor eclipsa el brillo de un potencial planeta y lo vuelve completamente invisible para nosotros. La identificación visual, en efecto, no sirve de nada.

Pero hace 160 años que tenemos otros recursos...

Como vimos en otro artículo, el planeta Neptuno fue descubierto de manera indirecta, es decir, no fue observado a través de un telescopio e identificado (como sucedió por ejemplo con Urano), sino que se lo detectó a partir de las perturbaciones orbitales que su gravedad provocaba en otros objetos celestes. En el caso de Neptuno, su descubrimiento se debió a que Le Verrier comprendió que la única explicación posible a las malformaciones observadas en la órbita de Urano era la presencia de un planeta no descubierto que operaba sobre ella. A partir de allí, todo fue calcular su posición en un momento dado, y solicitarle a un astrónomo que buscara en ese sitio.

A partir de 1908, el astrónomo Percival Lowell, siguiendo la doctrina anterior, postuló que las perturbaciones observadas por él y su colega William Pickering en la órbita de Neptuno sólo podían deberse a la existencia de un noveno planeta situado más allá de él. El insigne Percival murió en 1916 sin haber logrado descubrir su ansiado planeta, que fue identificado por Clyde Tombaugh en 1916 y bautizado Plutón (que aparte de su nombre mitológico lleva al principio las iniciales de Percival Lowell).

Como dato colateral, hoy se sabe que el descubrimiento de Plutón se debió al genio de Tombaugh y no a los "cálculos" de Lowell, por la sencilla razón de que el lejano planeta es demasiado pequeño y está demasiado apartado como para influir en modo alguno en la órbita de Neptuno. Lo que en realidad sucedió fue que las "anomalías" de Lowell eran fallas observacionales debidas a la falta de datos sobre toda la órbita (que no se conocía en forma total, ya que la translación del planeta tarda 166 años y hacía sólo 70 años que el planeta había sido identificado como tal, lo que implica que no se había estudiado ni siquiera la mitad de la misma).

Más aún, hay multitud de astrónomos que afirman que Plutón no es en realidad un planeta sino apenas un asteroide lejano (un "objeto menor transneptuniano"), pero todos los intentos para catalogarlo así fallaron. Los astrónomos no norteamericanos estiman que se lo conserva en la lista de "planetas" sólo porque es el único objeto de la misma que fue descubierto por un estadounidense. Los descubrimientos de 50000QUAOAR en 2002, de 90377SEDNA en 2004 y de 2003UB313 en 2005 demostraron que los objetos del tipo de Plutón son muy comunes (incluso este último incluso es mayor que Plutón y tiene satélites) y nadie, salvo en los Estados Unidos, se sentiría con autoridad suficiente como para llamarlos "planetas".

Habiendo tenido éxito (al menos en el caso de Neptuno) el método del estudio de las perturbaciones orbitales para descubrir planetas, era sólo cuestión de tiempo que alguien se pusiese a buscar planetas alrededor de otras estrellas.

Casi inmediatamente después de la muerte de Lowell (el 7 de septiembre de 1916), la revista Nature publicó un artículo en el que se expresaba que se acababa de descubrir (por E.E. Barnard) una estrella pequeña e insignificante que mostraba un movimiento propio anuo desproporcionadamente grande. El movimiento propio anuo de una estrella es el movimiento angular que una estrella recorre por año en la bóveda celeste, normalmente en una línea perpendicular a nuestra línea de visión. El descubrimiento de Barnard era único, porque el movimiento propio de su estrella era mayor que el de cualquier otra estrella descubierta hasta el momento.

¿Por qué? se preguntaban todos. El movimiento propio depende solo de dos factores: el movimiento de la estrella en sí y el posible movimiento de la galaxia que la contiene.

La estrella en cuestión, de inmediato bautizada Estrella de Barnard, nombre que conserva hasta hoy, es una pequeñísima enana roja ubicada a 1,82 pársecs de la Tierra, lo que representa unos 6 años luz, nuestra vecina en términos cósmicos. Y se acerca a nosotros, a tal velocidad que en el año 11800 estará a apenas poco más de un pársec.

Todo esto se descubrió muy temprano, poco después del descubrimiento de la estrella, lo cual se debió al desconcierto de los astrónomos por causa del brutal movimiento propio de la Estrella de Barnard. De hecho es la "estrella más veloz del cielo". Si no hubiese sido así, nadie se hubiese molestado en estudiar tantos parámetros sobre una estrella como esta en 1916.

Las características de la Estrella de Barnard la convirtieron en un candidato natural para buscar planetas extrasolares ya en la década del 30. La astrometría (especialidad que consiste en sacar muchas fotos sucesivas de una misma estrella para detectar su movimiento anuo) estaba ya muy bien desarrollada en esos tiempos, así como el estudio de las perturbaciones que ya había rendido sus frutos en el asunto de Neptuno. Un patrón sinusoidal en el veloz movimiento de la Estrella de Barnard muy bien podía significar la existencia de un planeta invisible que la estuviese afectando.


Representación artística de la Estrella de Barnard con su posible séquito planetario

Para verificar esto, el astrónomo holandés Piet van de Kamp (que trabajaba en Estados Unidos) tomó más de 2.000 fotos de la Estrella de Barnard entre 1938 y 1962. El análisis de las imágenes en realidad mostraba un movimiento sinuoso, que van de Kamp identificó como producido por un planeta oculto de 1,6 masas jovianas y de un período de revolución de 24 años alrededor de su estrella. La órbita del tal planeta era, según él, muy elíptica y enlongada.

Van der Kamp continuó ajustando sus resultados durante años, hasta publicar en 1969 un artículo en que analizaba dos series de fotografías de la Estrella de Barnard: una tomada desde 1916 hasta 1919 y la suya propia de 1938-67. Aquí van der Kamp cambió de opinión: el supuesto planeta no giraba alrededor del astro cada 24 años sino cada 25, y no tenía 1,6 masas jovianas sino 1,7. Más tarde ese mismo año volvió a modificar sus afirmaciones: ahora no había un planeta sino dos, y la órbita muy alargada no era tal, sino dos órbitas circulares. Los dos planetas no giraban alrededor de la estrella cada 24 ni 25 años, sino cada 26 y 12 respectivamente, y no tenían 1,6 masas jovianas ni tampoco 1,7, sino 1,1 y 0,8. Eran demasiados cambios abruptos, demasiadas imprecisiones como para poder llegar a algo concreto.


El indeciso Piet van de Kamp

En 1978 van de Kamp publicó un cuarto artículo en el que volvía a contradecirse: en apariencia, los dos planetas tenían en realidad 0,4 y 1 masas jovianas respectivamente, y sus períodos eran de 22 y 11,5 años. La quinta oportunidad en que van de Kamp disintió consigo mismo fue en 1982, cuando, analizando series de fotografías tomadas entre 1938 y 1981, decidió que también los resultados anteriores eran erróneos. En su trabajo de ese año afirmó que las órbitas de los compañeros planetarios en verdad eran circulares y los tamaños y los períodos diferían ligeramente de los anteriores. También cambió, en esta oportunidad, sus cálculos de masa de la Estrella de Barnard misma. Las masas, escribió eran de 0,7 y 0,5 masas jovianas, y los períodos habían cambiado a 12 y 20 años respectivamente.

Mientras van de Kamp no se ponía de acuerdo consigo mismo y cambiaba y cambiaba los valores de sus propios cálculos, se comenzaron a producir respuestas en la comunidad astronómica internacional. Así, en 1973, los astrónomos Gatewood y Eichhorn, ambos especialistas en astronometría, analizaron una larga serie de placas de la Estrella de Barnard tomada por el observatorio de Pittsburgh. Como el lector adivinará, no pudieron encontrar rastro de anomalías orbitales en la pequeña enana roja. En pocas palabras, por lo que a ellos y sus cálculos respectaba, no había ningún planeta en el sistema.

La respuesta de van der Kamp fue que sus fotos sí mostraban la perturbación, y que ese hecho no podía discutirse.


Perturbación orbital en forma de sinusoide, que se busca cuando se sospecha la presencia de un planeta.
La línea llena representa la oscilación provocada por el planeta;
la línea de puntos es la trayectoria de la misma estrella si no tiene planetas

Así las cosas, el astrónomo John L. Hershey decidió cortar el nudo gordiano de la discusión, estudiando las propias placas del holandés. Para sorpresa de Hershey, comprobó que el movimiento era en efecto observable, pero lo que más lo confundió fue que todas las demás estrellas de las fotos mostraban el mismo comportamiento. Existían solo dos explicaciones posibles: o bien todas las estrellas que se observaban al fondo tenían planetas, o el telescopio utilizado tenía una falla.

Si esta última se verificaba correcta, entonces el pobre van de Kamp había pasado 57 años de su vida estudiando una serie de fotografías inútiles.

¿Qué podía haber sucedido?

El análisis (¡por tercera vez!) de los miles de placas de van der Kamp mostró que los resultados variaban enormemente según a qué años correspondieran las fotos consideradas. Así, el movimiento sinuoso era particularmente notable entre 1949 y 1956, luego desaparecía y regresaba a mediados de 1957. Es como mínimo improbable que uno o varios planetas ejerzan un efecto gravitatorio en ciertos momentos y no en otros. Casualmente, en 1949 se había instalado una nueva célula en el telescopio de van de Kamp, y en 1957 se le había ajustado el objetivo. ¿Puede ser que estos trabajos hubiesen afectado la precisión de su instrumento y lo hubiesen inducido a ver planetas donde en realidad no había nada?


Así imaginó un pintor el sueño dorado de van de Kamp: la Estrella de Barnard (eclipsada)
y cuatro planetas. Arriba a la derecha, una sonda humana investigando

Años más tarde, el astrónomo Robert Hurrington utilizó el reflector de 61 pulgadas del Observatorio Nacional de Flagstaff, Arizona, para tomar una larga serie de 400 fotografías de la Estrella de Barnard... sin encontrar sinusoide alguno. Laurence Fredrick hizo lo mismo con el refractor de 26 pulgadas de la Universidad de Virginia... con los mismos resultados.

Cuando estos análisis se hicieron públicos (en 1985), van der Kamp saltó al ruedo por última vez para defender a "sus" planetas extrasolares. Lo que dijo fue que sus estudios sobre la Estrella de Barnard se habían prolongado durante más de medio siglo y se basaban en varias decenas de miles de fotografías, así que, cuando Hurrington y Fredrick hubiesen pasado 50 años sacando veinte mil fotos, él no tendría ningún problema en sentarse a discutir sus resultados.

La naturaleza le fue adversa: tenía en ese momento 84 años, y para contrastar los resultados que pretendía debió haber vivido más de 140 (y sus dos adversarios también). Van de Kamp murió en 1995 a la "inmadura" edad de 94, por lo que nunca aceptó sentarse a revisar los cálculos de sus colegas.

Pero la realidad es que los resultados modernos, si bien no son incontrovertibles, sí vuelven a los astrónomos pesimistas acerca de la posibilidad de encontrar planetas en la Estrella de Barnard. Pero la duda subsiste: uno de los resultados modernos muestra un levísimo sinusoide en dirección norte-sur.

Algún día saldremos de dudas: en 20 o treinta años lanzaremos la sonda Daedalus, la cual, tras 46 años de navegación al 12% de la velocidad de la luz, comenzará a orbitar la Estrella de Barnard en búsqueda de sus elusivos compañeros planetarios. Así que a esperar con paciencia vandekampiana: en un siglo o algo así, sabremos si el obcecado holandés tenía razón.


Plano de la sonda Daedalus, que en un siglo o algo más sobrevolará la Estrella de Barnard

 

Afortunadamente, la astrometría de movimientos propios anuos no es la única herramienta con que se cuenta para detectar e identificar planetas extrasolares. La más precisa y utilizada de ellas es la así llamada "Técnica de Efecto Doppler", que se basa en que la luz de los objetos tiende a enrojecerse cuando estos se alejan de nosotros y a virar al azul cuando se nos acercan. Estudiando pequeñas anomalías en los corrimientos al rojo o al azul de las estrellas, podemos decir si un objeto planetario oscuro está perturbando sus movimientos.

También tenemos la observación directa, que se apoya en la reflectividad o albedo de la superficie del planeta. Esta técnica, más difícil de utilizar, no ha dado hasta el momento ningún resultado.

La fotometría, por su parte, sirve para medir los cambios en el brillo de una estrella candidata. Si el brillo disminuye de golpe, tal vez signifique que uno de sus planetas se ha interpuesto entre ella y nosotros, eclipsando momentáneamente su luminosidad.

Los intentos por individualizar planetas extrasolares se sucedieron en las últimas décadas. Estimulados por los ambiguos resultados respecto de la Estrella de Barnard, los astrónomos de todo el mundo se dieron a la tarea que había fascinado a van de Kamp: utilizando una o más de estas técnicas, se lanzaron a la búsqueda de "otras Tierras más allá de la Tierra".

Y la investigación no rindió frutos... hasta 1993.

En la Constelación de Virgo, a casi 1.000 años luz de la Tierra, existe un púlsar llamado PSR1257+12. Un púlsar como este es una pequeña estrella de neutrones de enorme masa y en rápida rotación, remanente de una antigua explosión de supernova.

Los púlsares, por su propia naturaleza de "ruinas estelares" no eran considerados buenos candidatos para poseer un séquito planetario. Hasta principios de la década del 90, la búsqueda de planetas se había visto circunscrita a las estrella de la Serie Principal (objetos más o menos parecidos al Sol).

Sin embargo, en 1993 los astrónomos Aleksander Wolszczan y Dale Frail descubrieron que PSR1257+12 tenía... ¡dos planetas! Luego se descubrió un tercer compañero, un cuarto... y un cinturón de asteroides o un Cinturón de Kuiper a su alrededor. Los descubrimientos fueron rápidamente confirmados, y de este modo PSR1257+12 pasó a ser no sólo la primera estrella con un sistema planetario a su alrededor, sino también el primer pulsar con planetas.

Los planetas de PSR1257+12 fueron bautizados PSR1257+12A, PSR1257+12B, PSR1257+12C y PSR1257+12D (en mayúsculas) para diferenciarlos de los planetas de las estrellas "normales", que deberían llamarse con a, b, c...


Representación artística del púsar PSR1257+12 y parte de su sistema de planetas

PSR1257+12A es un pequeño planeta rocoso, dos veces mayor que la Luna, que orbita a su púlsar a 0,19 UA (unidades astronómicas, la distancia media de la Tierra al Sol). Su año dura 25 días y tiene la masa de cuatro Tierras.

PSR1257+12B se encuentra a 0,36 UA del púlsar, recorre su órbita en 66 días y parece también ser un planeta de tipo terrestre (rocoso). El tercer planeta, PSR1257+12C, se encuentra muy cerca del B (orbita a 0,46 UA), es aproximadamente tan grande como el anterior y las masas y cercanías de ambos provocan perturbaciones mutuas en sus órbitas. Estas perturbaciones son prueba irrefutable de la existencia de ambos.

Por fuera de ellos parece haber un enano 4.000 veces más pequeño que la Tierra. Un objeto tan liviano debe ser, más que un planeta, un asteroide (luego PSR1257+12 tiene un cinturón de asteroides) o un cometa (luego PSR1257+12D tendría un Cinturón de Kuiper). El descubrimiento de este objeto espera ser confirmado.

Por fuera de este y mucho más lejos, a una distancia de 40 UA, orbita al púlsar un gran objeto del tamaño de Saturno (grande como 100 Tierras), que ha sido llamado PSR1257+12D.

El origen de los planetas en cuestión es oscuro: pueden ser restos rocosos de antiguas estrellas gigantes o también una segunda generación de planetas formados a partir del gas y el polvo resultantes de la gran explosión de supernova que dio origen al pulsar central. Este polvo se fue reuniendo hasta tomar la forma de un disco y las partículas se han ido reuniendo mediante un proceso llamado "acreción", una manera bien conocida como explicación de la formación de sistemas planetarios (el nuestro, por ejemplo, se formó de esta manera).

De modo que en 1993 se demostró que hay planetas extrasolares, por lo que no había motivos para interrumpir la búsqueda de otros más.

Los descubrimientos comenzaron a sucederse: en 1995 se descubrió un planeta que orbita alrededor de 51 Pegasi en la constelación de Pegaso. 51 Pegasi no es un púlsar sino una estrella de la Serie General, y su planeta ha sido llamado 51 Pegasi b o Belerofonte. Se encuentra en una órbita circular a 0,052 UA de 51 Pegasi y es la mitad de grande que Júpiter.

A la fecha actual (junio 2006), se conocen 166 sistemas planetarios extrasolares, que en su conjunto contienen 194 planetas. Más de 20 de ellos representan sistemas planetarios múltiples. Nuestros conocimientos actuales parecen indicar que la enorme mayoría de los planetas extrasolares son grandes (el 90% de ellos tiene una masa como mínimo 10 veces superior a la de la Tierra), aunque esto muy bien puede ser un efecto aparente de los métodos de detección actuales, que, acaso por su poca sensibilidad, están más inclinados a alertar sobre planetas grandes. Sin embargo, la existencia de los pocos planetas pequeños descubiertos indican que estos pueden ser también muy comunes.

La mayoría de los planetas descubiertos orbitan a sus respectivas estrellas a distancias muy inferiores a las de los planetas de nuestro sistema solar. De nuevo este hecho puede ser resultado de nuestros métodos más que una realidad estadística. Un planeta muy cercano produce en la estrella una perturbación orbital mucho más fuerte que un planeta lejano, y, por lo mismo, es más fácil de encontrar.

Algunos de los sistemas planetarios encontrados hasta ahora incluyen: Beta Pictoris (que tiene a su alrededor un disco de polvo que tarde o temprano se condensará en planetas, varios cometas y posiblemente uno o más planetas), CM Draconis (un sistema binario, una de cuyas componentes tiene un planeta), 16 Cygni B (componente del sistema binario 16 Cygni, que posee un planeta de órbita casi circular), Epsilon Eridani (una estrella similar al Sol con un planeta dos veces más masivo que Júpiter), Gamma Cephei, Lalande 21185 (con dos planetas, uno dos veces más grande que Júpiter y el otro mucho menor) y Peg51 (con un gigantesco planeta de dos masas jovianas incomprensiblemente cerca de su sol, a solo 0,05 UA de él. Considérese que Mercurio está a 0,3 UA del Sol).

El rango de tamaños de los planetas conocidos hasta hoy varía enormemente: desde las 21 masas jovianas del gigantesco planeta que orbita a 103 UA de GQ Lup hasta el mínimo asteroide ya descripto, junto al púlsar PSR1257+12. Hemos encontrado exoplanetas tan lejanos como OGLE235-MOA53 b, ubicado a 5.200 años luz de la Tierra, como también algunos "vecinos cercanos": Epsilon Eridani b a 3,2 años luz y HD 3651 b a menos de 11.

Hay sistemas planetarios sumamente exóticos, como los que orbitan púlsares, los que giran alrededor de una o ambas estrellas de un sistema binario e incluso aquellos que giran en medio de sistemas trinitarios. Alfa Centauri es uno de estos sorprendentes sistemas: posee un sistema binario (Alfa Centauri A y B, ambas bastante similares al Sol), mientras que una enana roja, Próxima Centauri, orbita a ambas a una distancia de 4,36 años luz. Los modelos actuales de formación planetaria indican que es muy probable que el sistema trino de Alfa Centauri posea planetas de tipo terrestre pero ninguno de tipo joviano, porque las brutales fuerzas de marea provocadas por los tres soles impedirían que un gigante gaseoso se llegase siquiera a formar.

Pero la pregunta fundamental queda aún en pie: ¿podrá alguno de estos planetas, o de los que descubriremos en el futuro, ser un candidato cierto a soportar la vida como la conocemos?

La cuestión es abtrusa, pero en términos generales, podría responderse de la siguiente manera.

Obviamente debemos descartar a los gigantes gaseosos (que, lamentablemente, parecen ser mayoría en el catálogo de planetas extrasolares). Es bastante difícil imaginar vida inteligente en planetas del tamaño de Júpiter o incluso 20 veces mayores, que para colmo no tienen ninguna superficie sólida excepto su posible núcleo de hidrógeno metálico... o de diamante. Las presiones monstruosas, las gigantescas tormentas permanentes y las inimaginables fuerzas de marea en un gigante sin aire ni agua hacen astronómicamente improbable cualquier tipo de fuerza organizativa o evolutiva como las que se necesitaron para llegar a la inteligencia en la Tierra.


Un buen candidato. Si bien sus tres planetas son gigantes gaseosos,
el de la derecha se encuentra en la zona habitable y se ha detectado agua en él

Por lo tanto, debemos circunscribirnos a los planetas rocosos, a los que llamamos "de tipo terrestre".

La siguiente consideración que debemos tomar en cuenta es la de la excentricidad de la órbita. Entendemos por ello una órbita más o menos "circular", no extremadamente elíptica (lo que llamaríamos una órbita cometaria". Un planeta potable según otros criterios perdería esa condición si tuviese una órbita tan excéntrica que lo congelara en la periferia de su sistema y lo calcinara al aproximarse a su estrella. La estabilidad de la órbita del planeta viene dada por una formulación clásica de la mecánica celeste: el problema de los Tres Cuerpos.

Esta condición viene dada por el hecho de que, para soportar la vida, el tal planeta debe tener agua líquida durante todo su año, y ya se sabe que esta sustancia tiene exigencias de temperatura muy estrechas (concretamente de solo 100ºC). Esta estabilidad química del agua depende de varios otros factores aparte de la órbita: de la naturaleza del suelo, de las características de la atmósfera y del flujo de radiación que incide sobre el planeta, proveniente de su estrella.

¿Existen planetas que cumplan con todas estas condiciones restrictivas? Los científicos creen que sí. De los estudios realizados se deduce que ciertas estrellas con sistemas planetarios como 51 Pegasi (dejando a un lado su planeta gigante), Rho 1 Cancri, 47 Ursae Majoris, y 70 Virginis son fuertes candidatos a poseer planetas de este estilo.


Gigante gaseoso en órbita de 51 Pegasi. Si hay en la misma
zona un planeta rocoso, probablemente será habitable

Rho 1 Cancri, ubicada en la constelación de Cáncer, es una estrella muy parecida al Sol (tipo G8) que en 1996 demostró tener al menos un planeta. Este está demasiado cerca de Rho Cancri para ser habitable, pero puede haber más algo más lejos.

47 Ursae Majoris, en la Osa Mayor, posee un planeta que tiene una temperatura superficial de 90ºC. Si hay agua en él, será agua muy caliente... pero líquida. En la Tierra existen organismos capaces de medrar en aguas similares.

La misma temperatura existe en el planeta que gira alrededor de 70 Virginis, el cual ha sido observado indirectamente 36 veces a partir de 1988. Como se ve, los candidatos no son pocos. Y vendrán muchos, muchísimos más.

La realidad es que, si pretendemos buscar vida inteligente al estilo terrestre, deberemos explorar cuidadosamente los planetas que cumplan con los criterios expresados.

Si bien la tarea no será fácil (porque, como hemos dicho, la inmensa mayoría de los descubiertos hasta hoy se apartan de nuestra gama de exigencias) el solo hecho de hallar uno, uno solo, demostrará, por extrapolación estadística, que existen miles y miles de mundos similares en el dilatado océano de nuestra Galaxia.


Un futuro probable: Daedalus arriba a la Estrella de Barnard

Es sólo cuestión de tiempo que encontremos una nueva "Tierra fuera de la Tierra".


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