Introducció

Existeix vida extraterrestre? Hi ha formes de vida fora de la Terra? La ciència encara no ha pogut respondre del cert aquesta pregunta. Pregunta que ens plantegem sovint al mirar el cel en una nit estelada. Existeixen, en algun indret de l’Univers, més planetes amb éssers vius? Hi ha vida intel·ligent fora de la Terra?

En termes estadístics el més probable és que la resposta sigui sí, existeix vida més enllà de la Terra. I, aleshores, com poden ser aquestes formes de vida extraterrestres? Quines característiques tenen? Ens hi podem comunicar? Podrem algun dia viatjar-hi?

Qüestions prèvies són: Què busquem exactament?; Com ho fem per buscar-ho?; Amb quines eines?; Cap a on busquem? L'univers és molt gran, no podem buscar a tot arreu. On apuntem primer?

Què entenem per vida? Com podria ser la vida extraterrestre?

En biologia, no està del tot clar que s’entén per vida. No hi ha cap definició plenament consensuada per tothom. És sempre possible trobar una excepció a la regla.

Un de les definicions pot ser “La vida és un sistema químic auto-mantingut capaç d'evolució darwiniana.” Altra definició pot ser: “Un ésser viu és una entitat capaç de dur a terme funcions com menjar, metabolitzar, excretar, respirar, moure's, créixer, reproduir-se i respondre a estímuls externs. ^[1]”. Altra definició seria: “Un ésser viu és un objecte, amb una frontera definida que contínuament intercanvia substàncies amb el medi circumdant sense alterar-se. ^[2]” Una definició, des del punt de vista de la física, podria ser: “Un ésser viu és una regió localitzada de l’espai on es produeix un continu increment d'ordre, una disminució de l’entropia termodinàmica.”

No seria doncs poc probable ser davant d’un ésser viu extraterrestre i no reconèixer-ho com a un ésser viu.

De vegades, quan mirem fòssils, per exemple, tenim restes de formes de vida que ja han desaparegut, que s'han extingit fa milions d'anys. Formes que es poden confondre amb altre que no es corresponen a cap ésser viu.

És doncs fàcil caure en enganys si ens fixem únicament en l’aspecte físic. A més, és molt probable que la vida extraterrestre sigui molt diferent a la de la Terra. El món de Hollywood ens ha deixat tot un imaginari de com pot ser la vida extraterrestre, però la realitat és tracta de pura ficció. És molt poc probable que els hipotètics éssers vius extraterrestres tinguin forma antropomòrfica. De fet, ja en la pròpia Terra, aquesta forma es dona en una ínfima part dels éssers vius coneguts.

Molt probablement, els éssers vius extraterrestres, en cas d’existir, no s’hi assemblaran gens ni mica als humans.

El planeta Terra existeix des de fa aproximadament 4500 milions d’anys. Ja fa uns 3900 milions d’anys que hi va aparèixer la vida bacteriana, unes formes de vida que segueixen sent actualment les més nombroses ^[3]. Aquestes formes de vida microscòpica no es perceben a simple vista. Les cèl·lules eucariotes apareixen fa aproximadament 1800 milions d'anys, com a formes de vida unicel·lular. Si viatgéssim a la Terra de fa 1500 milions d’anys sense un microscopi no percebríem a simple vista cap forma de vida. De manera que, per un espectador poc avesat, la major part de la historia de la Terra aquesta hauria estat un planeta inert. Totes les formes de vida visibles a ull nu apareixen fa tan sols uns 600 milions d’anys. L’Homo sapiens existeix des de fa uns escassos 200000 anys i la major part de la seva tecnologia actual és de fa uns 200 anys.

De manera que si viatgéssim a un planeta similar a la Terra en altre sistema solar, o en el mateix sistema solar, el més probable que seria que les formes de vida fossin microscòpiques o majoritàriament microscòpiques. Seria molt poc probable trobar-hi una civilització tecnològica similar a la dels humans terrestres. La troballa més important seria la de formes de vida, probablement microbianes, no basades en el carboni o l’ADN i amb vies metabòliques molt diferents a les nostres.

On cercar vida extraterrestre?

La resposta més immediata és investigar primer en el propi Sistema Solar. La imatge següent ens mostra una imatge de la superfície de Mart, el planeta més proper a la Terra. A ull nu no es pot afirmar ni tampoc negar si hi ha o no vida a Mart. El paisatge és semblant a altres de la mateixa Terra.

Aparentment és un planeta inert, amb un paisatge desolat. Però aquesta mateixa conclusió és la que tindria una nau extraterrestre que aterrés al mig del desert del Sàhara. La confirmació de la vida extraterrestre s’ha de basar doncs en mètodes molt més sofisticats que el simple aspecte visual.

En el nostre sistema solar hi ha vuit planetes ^[4]:

Els quatre primers són planetes rocosos, amb una superfície sòlida. Els altres quatre són immenses boles de gas situades en la part exterior del sistema solar.

Vegem-ne la composició de les seves atmosferes, tots en tenen excepte Mercuri:

L'atmosfera de Júpiter, Saturn, Urà i Neptú, planetes anomenats gegants gasosos, són força semblants. Més del 80 % és hidrogen (H₂) i la resta és Heli (He), en el cas de Júpiter i Saturn, o Heli i Metà (CH₄), en el cas d’Urà i Neptú. Aquests tipus de planeta no són els mes interesants a l’hora de cercar-hi vida, encara que no sigui del tot impossible. Són més interesants els planetes amb superfície sòlida o aquosa, on seria molt més probable trobar-hi mostres de vida similar a la nostra.

Els quatre planetes interiors, Mercuri, Venus, Terra i Mart, són planetes amb superfície sòlida. Mercuri és molt a prop del Sol i tota la seva atmosfera ha desaparegut. Venus i Mart tenen atmosferes força semblants. Ambdós planetes tenen més d’un 95 % de CO₂ i la resta és nitrogen (N₂), en el cas de Venus, o nitrogen i argó (Ar), en el cas de Mart.

La Terra presenta una diferència sorprenent, gairebé tot el CO₂ ha estat substituït per nitrogen (78%) i oxigen (O₂, 21%). La resta és argó i unes 400 ppm de CO₂ i traces d’altres gasos. El motiu d’aquesta diferència és l’existència de vida fotosintètica en la Terra. Una forma de vida que es va adaptar, en el seus orígens, a una atmosfera rica en CO₂ i un substrat ric en aigua (H₂0). És a dir: la vida s’adapta al medi ambient i posteriorment el modifica, en un procés continu de modificació-adaptació. De manera que en la Terra actual gran part del CO₂ original és ara en el carboni (C) de plantes i animals i l’oxigen de l’atmosfera.

Tenint en compte aquest procés d’adaptació i modificació del medi per part dels éssers vius, el que podem fer per cercar vida extraterrestre és cercar quins serien aquests possible canvis en els planetes diana de l’estudi. Quines serien aquestes possibles alteracions per part dels éssers vius dins el seu medi original. L’anàlisi de la seva atmosfera i/o de la seva superfície ens pot proporcionar indicis de l’existència de formes de vida.

Mercuri

No té pràcticament atmosfera. La seva temperatura oscil·la diàriament ^[5] dels -180 °C als 427 °C. Una oscil·lació tèrmica de més de 600 °C. Un repte difícil de superar per qualsevol forma de vida.

Venus

Venus té una mida semblant a la Terra i una atmosfera de CO₂ gairebé 100 vegades més densa que la de la Terra. De manera que la pressió en superfície és d’unes 90 atm terrestres. L’efecte hivernacle provocat pel CO₂ atmosfèric és molt gran i la temperatura és extrema, oscil·lant entre 430 °C de mínima i 480 °C de màxima. Aquestes temperatures extremes no permeten l’existència d’aigua líquida en superfície. A més la pluja és extremadament àcida, plou àcid sulfúric. Tot plegat fa que la probabilitat de vida en la superfície del planeta sigui pràcticament nul·la. Tanmateix podria haver-hi vida en el subsol o en les capes altes de l’atmosfera, vida que seria molt probablement quimiosintètica i microscòpica en suspensió.

Mart

Mart disposa d’una atmosfera molt lleugera, aproximadament la centèsima part de l'atmosfera terrestre. La temperatura oscil·la entre els -130 °C, a l’hivern, els 27-28 °C diürns a l’estiu. Per tant pot haver-hi aigua líquida o congelada. Possiblement en el subsol i/o en els pols. L’escassa atmosfera fa que l’aigua sublimi ràpidament de gel a vapor.

Fa uns 3500 milions d’anys l’aspecte de Mart tenia un aspecte semblant a la Terra actual, amb mars i oceans d’aigua líquida. S’observen actualment els seus rastres geològics en les formes erosionades del terreny. Condicions que podrien haver afavorit la presència de vida microbiana semblant a la de la Terra dins un procés evolutiu similar. Malauradament, la massa de Mart no produeix la força de gravetat suficient per mantenir la seva atmosfera original i aquesta es va anar perdent ràpidament fins avui en dia.

De manera que es podria conservar vida microbiana a Mart en aquelles zones on encara es disposi d’aigua líquida.

Mart és, de llarg, el planeta més explorat. Hi ha aterrat diverses sondes, naus i altres andròmines: robots exploradors i drons. També s’hi ha col·locat satèl·lits en la seva òrbita per part de diferents països.

Es disposa doncs de força informació sobre la superfície de Mart i la seva composició. També d’una cartografia força complerta de tot el planeta.

Els planetes nans i les llunes del Sistema Solar

Ceres, al cinturó d’asteroides entre Mart i Júpiter, va ser considerat durant molts anys un planeta. Plutó, un dels objectes transneptunians considerat un planeta fins l’any 2006. Altres objectes transneptunians com: Eris, més enllà del cinturó de Kuiper; Haumea, al cinturó de Kuiper, amb forma el·líptica i dues llunes conegudes; Makemake, al cinturó de Kuiper i amb una òrbita similar a la de Plutó. Aquests cinc són els únics planetes nans oficialment reconeguts per la IAU (Unió Astronòmica Internacional), però hi ha molts altres candidats que podrien entrar en aquesta categoria a mesura que es facin més observacions: Quaoar, Sedna, Gonggong, Orcus,...

També es podria cercar vida extraterrestre en alguna de les llunes dels planetes o planetoides del sistema solar. Mart en té 2, Júpiter 95, Saturn 146, Urà 27, Neptú 14, Plutó 5, Haumea 2 i Makemake 1. La imatge següent ens mostra, a escala de mida, diferents cossos del Sistema Solar:

• Terra, Venus, Mart, Ganimedes (lluna de Júpiter), Tità (lluna de Saturn), Mercuri, Cal·listo (lluna de Júpiter), Io (lluna de Júpiter), Lluna (de la Terra), Europa (lluna de Júpiter), Tritó (lluna de Neptú), Plutó.
• Titània (lluna d’Urà), Rea (lluna de Saturn), Caront (lluna de Plutó), Ariel (lluna d’Urà), Tethys (lluna de Saturn), Miranda (lluna d’Urà), Mimas (lluna de Saturn).
• Oberó (lluna d’Urà), Iapet (lluna de Saturn), Umbriel (lluna d’Urà), Dione (lluna de Saturn), Encèlad (lluna de Saturn), Proteus (lluna de Neptú), Nereida (lluna de Neptú).

Terra, Venus i Mart ens serveixen per a interpretar l’escala de mida. Observem que Mercuri és més petit que algunes de les llunes.

Europa

Europa és una de les llunes de Júpiter. La seva superfície està totalment recoberta de gel. Criden l’atenció les nombroses esquerdes sobre la superfície glaçada. Sota la superfície és probable que hi hagi aigua líquida. Aquesta hipòtesis es recolza en que les esquerdes es solapen unes amb altres, el que ens indica que s’han format en diferents instants. Una conclusió probable és que el gel és sobre una oceà líquid que s’esquerda de tant en tant i es torna a congelar. Situació similar a la de la Terra en el Pol Nord.

Estudis posteriors han demostrat que a quest oceà existeix realment i que Europa té a més un nucli metàl·lic té un nucli metàl·lic i una part rocosa majoritària, sobre la que es situa l’oceà d’aigua líquida cobert de la capa de gel.

L’escorça de gel té un gruix de 15 a 25 km. L’oceà és global i d’aigua salada, amb una profunditat probable de fins a 100 km. Les observacions de la sonda Galileo (anys 1990–2000) i més recentment del telescopi Hubble i la missió Juno, han detectat indicis d’erupcions criovolcàniques (volcans que expulsen aigua i altres volàtils, en lloc de lava). Alguns models geofísics suggereixen que, gràcies a l’energia generada per la marea gravitacional de Júpiter, el nucli rocós d’Europa podria estar calent, permetent activitat hidrotermal al fons oceànic, similar a les xemeneies volcàniques que existeixen a la Terra. Aquesta activitat volcànica submarina podria aportar calor i nutrients a l’oceà i crear ambients similars als de les fosses oceàniques terrestres, on existeix vida quimiosintètica sense necessitat de la llum solar. Tot plegat fa d’Europa un candidat prioritari en la recerca de vida extraterrestre al sistema solar.

El 14 d’octubre de 2024, la NASA ha enviat cap enllà la missió Europa Clipper, que estudiarà amb detall l’escorça, l’oceà intern i els possibles processos geològics actius. El 14 d’abril de 2023, l’ESA (Agència Espacial Europea) va llançar la missió JUICE (JUpiter ICy moons Explorer), que visitarà les llunes gelades, incloent-hi Europa.

Encèlad

Encèlad és una de les llunes de Saturn és aparentment similar a Europa, amb una coberta de gel fresc i net que el fa que tingui un dels albedos més grans del Sistema Solar. També, com a Europa, és confirmada l’existència d’un oceà subterrani i d’activitat hidrotermal al fons marí.

Sota l’escorça de gel d’uns 5–20 km, hi ha un oceà d’aigua líquida que cobreix tot el satèl·lit. L’aigua es manté líquida gràcies a l’energia tèrmica generada per la força de marea gravitacional de Saturn.

Les sondes Cassini han observat guèisers o plomalls d’aigua que emergeixen de les esquerdes del pol sud. Aquests plomalls contenen: aigua líquida; sals minerals; molècules orgàniques complexes (metà i d’altres); silicats, que indiquen activitat hidrotermal al fons oceànic; i hidrogen molecular (H₂), font d’energia per a formes de vida quimiosintètiques.

A la Terra, aquestes fonts en fosses oceàniques són plenes de vida sense necessitat de llum solar. El mateix es podria esdevenir a Encèlad: microorganismes que aprofiten l’energia química de reaccions com la serpentinització.

Encèlad compleix tres dels requisits bàsics per a la vida: aigua líquida, una font d’energia i presència de compostos orgànics (no confirmats a Europa). Per tant, Encèlad és un objectiu prioritari per a futures missions astrobiològiques per a recollir mostres i analitzar-hi els plomalls sense necessitat de perforar la seva superfície.

Tità

Tità és una altre satèl·lit de Saturn. La seva atmosfera, molt densa, és composta de metà. La nau Cassini-Huygens va cartografiar-ne la superfície amb l’espectre infraroig i hi va constatar aspectes força interessants. Oceans de metà amb illes, onades i costes rocalloses, molt semblants als de la Terra però compostos de metà, età, butà i altres hidrocarburs. Fins i tot amb rius que hi desemboquen.

En comptes del cicle de l’aigua de la Terra, a Tità es produeix el cicle del metà.

L’atmosfera de Tità conté un 98 % de nitrogen (N₂) i un 2% de metà (NH₄). Les possibles formes de vida a Tità serien, en tot cas, molt diferents de les de la Terra. La seva atmosfera és molt densa, amb núvols, pluja i vents. La temperatura és d’uns -179 °C. Conte compostos orgànics complexos en abundància: età, acetilè, propà, cianur d’hidrogen... Aquestes són les matèries primeres per a la vida però no es sap si s’organitzen de forma biològica a Tità. És possible l’existència d’un oceà subterrani d’aigua salada sota la seva escorça gelada. Els models indiquen un oceà intern d’aigua líquida que podria estar en contacte amb roques i proporcionar un entorn potencial per a la vida. Aquest oceà subterrani podria tenir condicions semblants a Encèlad o Europa, amb aigua líquida i energia geoquímica. En aquest cas la vida seria aquàtica i potencialment semblant a formes microbianes. Alguns científics han plantejat la hipòtesi d’una vida “metanogènica”, és a dir, formes de vida que farien servir metà com a dissolvent en lloc d’aigua. Aquesta seria radicalment diferent de la vida terrestre, però teòricament possible segons models de bioquímica alternativa.

L’any 2027 és previst el llançament del Dragonfly (NASA). Una missió d’arrivada prevista ~2034), que enviarà un dron-quadcòpter per volar per la superfície de Tità i analitzar-hi el sòl, l’atmosfera i els compostos orgànics.

La vida en exoplanetes

Des de fa tot just unes dècades, la humanitat ha confirmat l’existència de milers de planetes fora del nostre sistema solar, anomenats exoplanetes. El primer es va descobrir als anys 90, i avui dia ja se’n coneixen prop de 6000. Aquest camp d’estudi, l’exoplanetologia, explora la diversitat de mons més enllà del Sol i obre la possibilitat de trobar planetes semblants a la Terra on la vida pugui existir. Cada nou exoplaneta descobert aporta informació sobre com es formen i evolucionen els sistemes planetaris, i alguns fins i tot es troben a la zona habitable de la seva estrella (la regió on les temperatures podrien permetre l’aigua líquida). Un exemple emblemàtic és Pròxima Centauri b, l’exoplaneta més pròxim a nosaltres: té una massa similar a la terrestre i orbita dins la zona habitable de Pròxima Centauri, l’estrella més propera al Sol. Aquest descobriment, anunciat el 2016, representa un “canvi de paradigma” en la cerca de planetes habitables, demostrant que fins i tot a l’estrella veïna hi pot haver un planeta rocós potencialment apte per a la vida.

Avui en dia, la recerca d’exoplanetes s’ha convertit en una de les disciplines més dinàmiques de l’astronomia. Amb els instruments actuals hem passat de centrar-nos només en descobrir nous planetes a començar a caracteritzar-ne les atmosferes i composició, a la recerca de bioindicadors —senyals químiques que podrien delatar la presència de vida.

Detectar un exoplaneta és un gran repte, ja que la llum de la seva estrella ens enlluerna. No obstant això, els astrònoms han desenvolupat mètodes indirectes molt efectius per trobar-los:

• Mètode de la velocitat radial (efecte “balanç”) – És el primer que va permetre descobrir exoplanetes. Consisteix a mesurar la lleu oscil·lació que la gravetat d’un planeta provoca en la seva estrella: quan el planeta orbita, fa que l’estrella es mogui lleugerament endavant i enrere. Mitjançant l’efecte Doppler, es detecten petits desplaçaments en les línies de l’espectre estel·lar (canvis en la velocitat radial) indicant la presència d’un planeta invisible. Amb aquesta tècnica es va descobrir el 1995 el primer exoplaneta al voltant d’una estrella similar al Sol (51 Pegasi b). El mètode és especialment sensible a planetes massius propers a l’estrella (els anomenats “Júpiters calents”), que generen oscil·lacions més pronunciades. Durant molts anys, la velocitat radial va ser la principal via de detecció d’exoplanetes. Fins al 2025, per aquest mètode s’han descobert més de 1100 planetes. A més, combinant-lo amb altres mètodes es pot determinar la massa real del planeta i fins i tot deduir-ne l’excentricitat de l’òrbita.
• Mètode del trànsit (fotometria) – Actualment és el mètode més prolífic, responsable de la majoria de descobriments. Consisteix a monitoritzar la brillantor d’una estrella i detectar-ne petites disminucions periòdiques quan un planeta passa pel davant (transita) i en bloqueja una fracció de la llum. Com més gran és el planeta i més proper està a l’estrella, més notable és la caiguda de brillantor. Per exemple, un trànsit d’un Júpiter pot enfosquir l’estrella prop d’un 1%, mentre que un planeta de la mida de la Terra només provoca una caiguda de centèsimes de percentatge. Malgrat que requereixi una alineació fortuïta entre l’òrbita del planeta i la nostra línia de visió (només un percentatge petit de sistemes estan alineats així), les enquestes de trànsit permeten observar milers d’estrelles alhora. Missions espacials com CoRoT (2006), Kepler (2009) i l’actual TESS han detectat així planetes de tot tipus, incloent-hi molts de menors que Neptú. El trànsit proporciona informació sobre el radi del planeta (de la profunditat del mínim de llum); i quan es combina amb la velocitat radial (que dona la massa mínima), es pot estimar la densitat del planeta i inferir si és rocós, gasós, etc. Fins al 2025, més de 4300 exoplanetes s’han trobat per fotometria de trànsit, incloent-hi molts en sistemes multi-planetaris. Un valor afegit és que durant el trànsit part de la llum de l’estrella travessa l’atmosfera del planeta (si en té) i deixa petjades espectrals que permeten analitzar-ne la composició química —un aspecte clau per cercar bioindicadors, com veurem més endavant.
• Astrometria – És la tècnica més antiga proposada però la més difícil de realitzar: mesura directament els micro-moviments de l’estrella en el cel causats pels planetes que l’orbiten. En lloc de l’efecte Doppler (velocitat radial), aquí es detecta el vaivé posicionals de l’estrella respecte al fons de referència. Necessita una precisió extraordinària (desplaçaments angulars ínfims), de manera que fins ara només un grapat de planetes s’han descobert per astrometria. Tanmateix, la missió de l’ESA Gaia està mesurant amb una precisió sense precedents la posició de milers de milions d’estrelles i s’espera que detecti potser desenes de milers d’exoplanetes mitjançant astrometria durant els propers anys.
• Microlent gravitatòria – Aquest mètode es basa en un efecte predit per Einstein: la gravetat d’una estrella en primer pla pot actuar com una lent i amplificar la llum d’una estrella de fons quan s’alineen des de la nostra perspectiva. Si l’estrella que fa de lent té un planeta, aquest provocarà un pic addicional en la corba de llum amplificada. La microlent gravitatòria és molt sensible a planetes de massa petita i situats a gran distància, fins i tot a milers d’anys llum, però el fenomen d’alineació és aleatori i irrepetible (dura setmanes), de manera que no permet un seguiment posterior del planeta descobert. Tot i així, ha demostrat la seva utilitat trobant planetes que cap altra tècnica podria detectar. Aproximadament uns 247 exoplanetes s’han detectat per microlent fins ara.
• Imatge directa – Finalment, en alguns casos excepcionals s’ha pogut observar directament l’exoplaneta mitjançant telescopis potents i tècniques d’òptica avançada. Això suposa bloquejar la llum enlluernadora de l’estrella (amb un coronògraf) per veure els febles punts de llum planetaris al seu voltant. La imatge directa requereix planetes molt lluminosos (p. ex. joves i calents, brillants en infraroig) i separats prou de l’estrella. Només s’ha aconseguit en uns pocs desenes de casos, com el famós sistema HR 8799, on es van fotografiar quatre exoplanetes gegants orbitant una estrella a ~130 anys llum. Malgrat ser difícil, la imatge directa és molt valuosa perquè permet obtenir espectres del planeta sense contaminació de l’estrella, obrint la porta a caracteritzar-ne l’atmosfera in situ. En el futur, telescopis gegants i missions espacials dedicades podrien obtenir imatges directes de planetes similars a la Terra orbitant altres sols.

Cal remarcar que cada mètode té els seus biaixos: velocitat radial i trànsit tendeixen a descobrir planetes grans i pròxims a estrelles relativament brillants; la microlent pot trobar planetes petits però llunyans; l’astrometria serà especialment sensible a planetes massius a orbitant estrelles properes; i la imatge directa, a planetes molt separats del seu astre. Per tant, complementant-ne els mètodes anem obtenint una imatge més completa de la població de planetes a la galàxia.

En poc temps hem passat de no conèixer cap planeta extrasolar a disposar d’un enorme catàleg de mons alienígenes. Dels prop de 6000 exoplanetes confirmats fins al 2025, n’hi ha de totes mides i característiques: des de gegants gasosos molt massius fins a planetes rocosos de la mida de la Terra, passant per tipus que no existeixen al nostre sistema solar (com els sub-Neptuns o super-Terres). Alguns dels descobriments recents potencialment habitables són:

• L’any 2017 es va anunciar el descobriment d’un sistema extraordinari a només 40 anys llum: set planetes de mida similar a la de la Terra orbitant una estrella nana ultrafreda denominada TRAPPIST-1. Tres d’aquests set es troben a la zona habitable de l’estrella. Tots set són planetes rocosos i es creu que podrien tenir aigua en diferents estats: vapor en els més propers, líquida en els intermedis i gel en els més externs. Aquest “lot” de planetes terrestres va ser el major trobat mai d’una sola vegada i és un objectiu prioritari en la recerca de vida. El sistema TRAPPIST-1 s’ha convertit en el més estudiat fora del nostre, observat per telescopis espacials com Spitzer, Hubble i ara el James Webb. Precisament, els primer resultats del Webb (2023) ja han aportat informació reveladora: en el cas del planeta més interior, TRAPPIST-1b, el telescopi ha mesurat la seva temperatura diürna i no hi ha trobat evidències d’una atmosfera significativa. Igualment, per al planeta TRAPPIST-1c (el segon del sistema), les observacions infraroges de Webb indiquen que probablement és un roc nu o amb una atmosfera extremadament prima de CO₂. Aquests resultats suggereixen que les intenses radiacions de la jove estrella nana poden haver escombrat l’atmosfera dels planetes més pròxims. Encara no sabem si els planetes temperats d’aquest sistema conserven l’atmosfera (i per tant, possibilitats de vida), però les investigacions continuen. En qualsevol cas, TRAPPIST-1 demostra que les nanes vermelles poden allotjar múltiples móns terrestres, i és un laboratori natural per estudiar la habitabilitat planetària en condicions molt diferents a les del nostre Sistema Solar.

• Més enllà de TRAPPIST-1, s’han descobert, a estrelles properes, diversos exoplanetes de tipus terrestre en zones habitables en els darrers anys. Pròxima b, a 4,2 anys llum. Teegarden b i c, dues super-Terres d’1 a 1,5 masses terrestres trobades el 2019 orbitant una petita nana a només ~12,5 anys llum; tots dos planetes estarien a la zona habitable de la seva estrella. LHS 1140 b, descobert el 2017 a 49 anys llum, és una súper-Terra rocosa dins la zona habitable d’una nana roja, i destaca per ser més massiva (6,5 M⊕) i potencialment amb una atmosfera retinguda malgrat la radiació estel·lar. Encara més a prop, Ross 128 b (2017) orbita una estrella a 11 anys llum i té una temperatura d’equilibri estimada pròxima a la terrestre; la seva estrella és relativament tranquil·la, fet que el situa com un dels candidats habitables més propers coneguts. En 2023, el satèl·lit TESS de la NASA va sumar-hi un altre objectiu prometedor: el sistema TOI-700, situat a uns 100 anys llum, on ja se sabia que hi havia un planeta d’escala terrestre a la zona habitable (TOI-700 d). Ara s’hi ha descobert un segon món de mida gairebé idèntica a la Terra, TOI-700 e, que també orbita en la regió temperada de l’estrella. Aquest sistema és notable perquè l’estrella nana en qüestió sembla poc activa (no emet erupcions devastadores freqüents), la qual cosa augmenta les possibilitats que aquests planetes hagin pogut conservar atmosferes i, en teoria, mantenir aigua líquida superficial. En total, es calcula que avui es coneixen només uns 35 exoplanetes rocosos situats a les zones habitables de les seves estrelles. És una petita fracció del total descobert, però aquest catàleg creixent de “cosins de la Terra” alimenta l’esperança de trobar-hi entorns adequats per a la vida.
• Paral·lelament als descobriments, els astrònoms han començat a analitzar les atmosferes d’alguns exoplanetes, especialment dels gegants gasosos càlids que són més fàcils d’investigar. Per exemple, el 2022 el telescopi James Webb va detectar clarament diòxid de carboni (CO₂) en l’atmosfera d’un exoplaneta per primera vegada (al Saturn calent WASP-39b). Igualment, s’han identificat signatures de vapor d’aigua, metà, sodi i altres elements en diversos Júpiters calents i sub-Neptuns. Però el gran objectiu és poder analitzar l’atmosfera de planetes menors, més semblants a la Terra. En aquest sentit, el Webb ha començat a aconseguir fites importants: per exemple, va observar l’exoplaneta K2-18 b, un sub-Neptú d’aproximadament 8.6 masses terrestres situat a la zona habitable d’una estrella nana roja a uns 120 anys llum de la Terra. Les observacions de la seva atmosfera han revelat una abundància de metà (CH4) i CO₂, amb una manca d’amoníac, fet que s’interpreta com a indici d’un possible oceà d’aigua sota una atmosfera rica en hidrogen. Encara més sorprenent, el Webb va detectar-hi també indicis d’un compost anomenat dimetil sulfur (DMS) – una molècula que a la Terra només és produïda per éssers vius, principalment per microorganismes marins. Aquest possible senyal biològic a K2-18 b ha estat anunciat com la “evidència més prometedora fins ara” de potencial activitat biològica en un exoplaneta, tot i que els científics són cautelosos: caldran més dades per confirmar si realment hi ha DMS i descartar explicacions alternatives. Val a dir que K2-18 b no és un planeta terrestre com el nostre, sinó possiblement una “world Hycean” – un món oceànic amb atmosfera d’hidrogen – i encara es debat si seria habitable en sentit estricte (les condicions internes podrien ser massa càlides). En qualsevol cas, aquest descobriment demostra el salt qualitatiu que suposa el Webb en la recerca de biosignatures: on abans es necessitaven anys d’observacions amb Hubble per entreveure un senyal feble, el James Webb ho ha aconseguit amb unes poques hores de captació de l’espectre.

Bioindicadors i cerca de vida extraterrestre

Com podem saber si hi ha vida en un exoplaneta? Aquesta és la gran pregunta que impulsa bona part d’aquesta recerca. Atès que aquests móns estan molt lluny per enviar-hi sondes en un futur proper, l’estratègia actual és buscar biosignatures a distància, és a dir, evidències indirectes de processos biològics en la composició del planeta o la seva atmosfera. A la Terra, la vida ha deixat empremtes notòries en l’atmosfera: l’oxigen lliure (O₂) generat per la fotosíntesi n’és la més evident. Però l’oxigen sol no és garantia infal·lible de vida, ja que hi ha processos abiòtics que en poden produir en certs contextos. La clau és trobar desequilibris o combinacions de gasos difícilment explicables sense biologia. Per exemple, la presència simultània d’oxigen i metà (CH4) en quantitats significatives és considerada un indicador robust de vida: a l’atmosfera terrestre actual coexisteixen gràcies a l’activitat biològica, ja que en condicions d’equilibri químic el metà s’oxidaria ràpidament consumint l’oxigen. Estudis recents remarquen que la combinació d’oxigen amb metà (o d’ozó amb metà) seria un senyal molt distintiu de processos biològics, encara més pronunciat en certes èpoques de la història geològica de la Terra. Altres possibles gasos bioindicadors inclouen compostos com el ja esmentat DMS, el fosfà (PH₃, que es va suposar a Venus) o fins i tot clorometà, però és essencial confirmar-los i assegurar-se que no hi hagi fonts no biològiques alternatives.

A més de la química atmosfèrica, hi ha altres senyals potencials de vida o de condicions habitables que es busquen en els exoplanetes. Per exemple, la detecció de vapor d’aigua o patrons de núvols pot indicar la presència d’aigua líquida superficial (oceans). La mesura de la temperatura superficial mitjançant emissions tèrmiques (en longituds d’ona infraroges) podria revelar si el clima és adequat. Fins i tot s’estudia la possibilitat de captar “espectres de punt blau pàl·lid”, és a dir, observar directament la llum reflectida per un exoplaneta semblant a la Terra i descompondre-la per veure si mostra el característic pic de verdor (degut a la vegetació) o altres trets com el senyal del pigment verd de la clorofil·la. Encara som lluny de poder discernir aquestes signatures fines, però la propera generació de telescopis – com els gegantins observatoris terrestres de 30-40 metres de diàmetre (ELT, TMT, GMT) o futurs telescopis espacials dissenyats per a exoplanetes – podrien aconseguir-ho.

No s’ha d’oblidar que la vida intel·ligent també es podria manifestar mitjançant tecnosenyals artificials (per exemple, emissions de ràdio, estructures orbitals gegants, contaminació industrial detectable espectralment, etc.). Aquest camp, la cerca de intel·ligència extraterrestre (SETI), completa la recerca de bioindicadors naturals. De moment, però, les nombroses campanyes d’escolta de senyals de ràdio de civilitzacions alienígenes no han trobat res concloent.

Amb tot, la detecció d’una biosignatura inequívoca en un exoplaneta encara és un desafiament majúscul. Els científics avaluen amb cura cada possible pista per descartar-hi els falsos positius (processos geològics o químics exòtics que puguin imitar una senyal biològica). La comunitat astrobiològica aplica models sofisticats per entendre com serien les atmosferes de mons vius sota diferents condicions. Per exemple, simulacions de la Terra en èpoques passades ajuden a identificar quins senyals hem de buscar en exoplanetes que es trobin en estats evolutius diferents.

La bona notícia és que ens trobem en la transició del descobriment a la caracterització d’exoplanetes. Si els darrers anys han servit per trobar milers de planetes, els propers se centraran a estudiar-los amb detall. Instruments com el Telescopi Espacial James Webb han demostrat que ja podem analitzar l’atmosfera de planetes de la mida de Neptú o més petits en zones habitables. Encara queden límits – per exemple, analitzar una autèntica Terra alienígena continua sent molt difícil amb la tecnologia actual, donat que la seva senyal és extremadament tènue. Però cada avenç ens acosta més a respondre la pregunta de si estem sols a l’univers.

Després de dècades d’especulació, per primera vegada tenim les eines per detectar signes de vida a centenars d’anys llum de distància. El dia que es confirmi un bioindicador fiable en un exoplaneta serà un moment transcendental per a la ciència i la humanitat, transformant la nostra comprensió del lloc que ocupem al cosmos. Fins llavors, la recerca continua amb entusiasme i prudència, explorant nous mons cada setmana i afinant les tècniques per escrutar-los. Cada exoplaneta descobert és un capítol nou en aquesta recerca apassionant, i potser en algun d’ells s’hi amaguen les respostes a un dels nostres interrogants més antics.

Fonts consultades

• Bartels, M. (2023). Astronomers find 2nd Earth-size planet in intriguing alien solar system. Space.com.
• Brennan, P. (2016). ESO Discovers Earth-Size Planet in Habitable Zone of Nearest Star. NASA Exoplanet Exploration Program.
• E. Camprubí, E. Et al. (2019) The Emergence of Life. Space Sci Rev (2019) 215:56.
• ESA (2022) WASP-39 b Atmospheric Composition (NIRSpec PRISM). esawebb.org
• F. Raulin (2008) Organic lakes on Titan. Nature 454, 587–589
• NASA (2017). Largest Batch of Earth-size Habitable Zone Planets Found Orbiting TRAPPIST-1. Nota de premsa, 22 de febrer de 2017.
• NASA (2023a). Webb Rules Out Thick Carbon Dioxide Atmosphere for Rocky Exoplanet (Resultats per a TRAPPIST-1 c). NASA Webb Telescope News, 19 de juny de 2023.
• NASA (2023b). Webb Discovers Methane, Carbon Dioxide in Atmosphere of K2-18 b. NASA News, 11 de setembre de 2023.
• NASA Exoplanet Archive (2025). Exoplanet and Candidate Statistics. California Institute of Technology.
• Williams, M. (2023). The combination of oxygen and methane could reveal the presence of life on another world. Universe Today – Phys.org, 19 d’octubre de 2023.

Jordi Coll Vera - 2025