domingo, 21 de mayo de 2017

82 G. Eridani. Los planetas de una estrella solar cercana.

82 G. Eridani (HD 20794) siempre ha sido una de mis estrellas favoritas. Situada a unos 20 años luz, es una G8 (el Sol es una G2), una de las estrellas del tipo G más cercanas al Sistema Solar.

Mi interés por 82 G. Eridani empezó en 2011 cuando el mítico astrónomo Francesco Pepe (Observatorio de Ginebra), uno de los astrónomos que consiguió convertir el legendario espectrógrafo HARPS en lo que actualmente es, dejó un precioso artículo en el Arxiv, con el resultado de la búsqueda de planetas en algunas estrellas cercanas del tipo solar.

Una estrella orbitando alrededor de una estrella del tipo solar (Crédito: Wincustomize.com)

Para 82 G. Eridani, Pepe conseguía encontrar tres planetas no muy grandes y en órbitas circulares. Orbitaban por dentro de la Zona Habitable y estaban demasiado calientes. La Zona Habitable quedaba vacía pero donde había tres planetas podría haber más… Y eso despertaba mis esperanzas de encontrar un sistema más o menos parecido al Sistema Solar.

La Zona Habitable y los tres planetas de la solución de Pepe, 2011. (Fuente: Habitable Zone Gallery,.)

La precisión alcanzada en los tres planetas era inferior a 1 m/s, exquisita para la época (2011), casi de Ciencia Ficción. Especialmente reducida era la del planeta de 40 días, con 0,56 m/s:

“(...) la señal de 40 días es una detección fiable pero menos aparente en el diagrama de VR. Dada la reducida amplitud, que podría ser la señal de velocidad radial inducida por un planeta más débil detectada hasta la fecha, y porque el periodo está cercano al periodo de rotación de la estrella, permanecemos cautos sobre este tercer candidato. Dentro de nuestro programa seguiremos observando esta estrella para confirmar la naturaleza planetaria del componente si es posible.”

Esperé con impaciencia los resultados de algún observatorio que refinase los cálculos o aportase planetas adicionales, pero era en vano: Ningún otro observatorio de la época pudo confirmar o desmentir el hallazgo porque ninguno otro podía alcanzar tal calidad en sus mediciones.

Los tres planetas de la solución de Pepe junto a los cibturones detectados por Kennedy. (Fuente: Wikipedia)

En 2015 llegó un artículo de Kennedy et al. que analizaba la existencia de cinturones de escombros (debris). Al parecer en 82 G. Eridani el telescopio Herschel había descubierto la débil señal de un cinturón.

Y ha sido en 2017, tras una ardiente espera (¡por fin!) esta semana tenemos nuevas estimaciones de los planetas de 82 G. Eridani, basadas en el análisis de la rica muestra de 5.150 mediciones de velocidad radial obtenidas con HARPS. El estudio lo lidera Fabo Feng, junto a Mikko Tuomi, ambos pertenecientes a la Universidad de Hertfordshire. Tuomi es un experimentado científico de datos del que ya hemos comentado algunos artículos. Entre otras muchas cosas, publicó en 2012 cinco posibles planetas en Tau Ceti y es miembro del equipo Pale Red Dot.

Estamos ya en 2017, pero estudiar planetas por debajo de 1 m/s sigue siendo adentrarse en un territorio peligroso, aunque necesario, si se quieren estudiar planetas mínimamente interesantes en una estrella del tipo solar. Por debajo de 1 m/s se está al límite de lo que la tecnología en VR puede aportar actualmente. Hay que recordar esa señal de 0,51 m/s que Xavier Dumusque creyó identificar en Alfa Centauri B y finalmente resultó ser un falso positivo…

Nos adentramos, pues, por decirlo de alguna manera, en “territorio comanche” y más vale ir bien pertrechado. Incluso, a pesar de que 82 G. Eridani es una estrella muy estable, es necesario utilizar planteamientos robustos frente al ruido inducido por la actividad estelar. Feng considera los típicos indicadores, que nos alarman cuando la actividad estelar está distorsionando las señales de VR:
  • BIS. El bisector es un sofisticado indicador que mide el grado de asimetría de las líneas espectrales partiendo de la función de correlación cruzada (CCF).
  • FWHM, que determina algo así como el grosor de las líneas espectrales que se están estudiando por Doppler. Se obtiene también analizando la función de correlación cruzada.
  • El Índice S, obtenido de la intensidad de las líneas de emisión Ca II H&K.
Como esto no parece suficiente, Feng aporta una idea ingeniosa. Consiste en dividir la señal en varios paquetes agrupados en función de la longitud de onda. Claro, el ruido depende de la longitud de onda, pero la señal del planeta no (este es uno de los motivos por el que los espectrógrafos en el infrarrojo han despertado tantas expectativas). Estos paquetes son muy útiles para ajustar un sofisticado modelo del ruido, que incorpora, además del efecto de las diferencias entre las distintas longitudes de onda, el efecto lineal asociado a los indicadores de actividad y un efecto de media móvil con un suavizado exponencial.

Diagrama con el planteamiento de Feng. 1AP1 contiene todas las líneas espectrales. nAPi solo contiene determinados rangos de líneas espectrales que permiten una mejor caracterización del ruido. (Fuente: Feng, 2017)

Lo siguiente es el típico planteamiento bayesiano: El modelo del ruido se combina con la señal de los planetas en una función de verosimilitud que se ajusta con un robusto algoritmo MCMC a los datos observados. El resultado es un modelo del ruido muy sofisticado. Tras muchos análisis se elige un modelo de ruido basado en una media móvil con 4 retardos y 5 parámetros para ajustar el ruido dependiendo de la longitud de onda.

Una vez caracterizado el ruido ya si se va a las medias de VR que tienen en cuenta la totalidad de las rayas espectrales, por ser el dato con menor dispersión. Aparecen 6 señales que podrían ser planetas, 3 de ellas coincidentes con las de Pepe en 2011.

Las órbitas resultantes son excéntricas y esto es un problema. Tanto, que si se hiciera un análisis dinámico del sistema probablemente no sería estable. Es típico que la falta de calidad de los datos normalmente se traduzca en elevadas excentricidades (o en un número elevado de planetas). El autor argumenta que quizá no se ha corregido perfectamente el ruido estelar o bien que hay algún error instrumental.

Las 6 señales de la solución de Feng. Hasta ahora solo 3 de ellas parecen planetas. Se necesitan más datos. (Fuente: Feng, 2017)

Aunque queda trabajo por hacer y se necesitan más datos, este estudio supone una confirmación espectacular de los resultados de Pepe de 2011, al menos para dos de los planetas. Tiene mucho mérito que alguien en 2011 estimase tres planetas apoyándose en señales tan minúsculas (0,8, 0,5 y 0,6 m/s para b, g y c) y que en dos casos (b y c) haya acertado. La señal de g (la más débil) también aparece en los datos de Feng, aunque no puede confirmarse que sea un planeta.

Además, hay un nuevo planeta (d) y dos señales más dudosas (e y f). Una de las señales (e) tiene un periodo de 330 días y está en la Zona Habitable. Se necesitan más datos para saber qué pueda haber en la Zona Habitable de esta estrella. A priori podría haber una supertierra de unas 10 Mt, pero no es seguro.

Los parámetros de las 6 señales de Feng. (Fuente: Feng, 2017)

Fabo Feng no se ha conformado con estudiar esta estrella. Está en trámite el estudio de otra estrella cercana de tipo G, y esta es aún más famosa: Tau Ceti. No está en el Arxiv, como si NATURE quisiera llevarse la primicia...

Fabo Feng. (Fuente: Universidad de Herfordshire)

Algo se está preparando. Sigamos atentos…



Por el momento la lista de los planetas en estrellas del tipo solar a menos de 20 años luz queda así. Creo que no voy a tardar mucho en tener que actualizarla:




2011. El fenomenal estudio de Francesco Pepe se apoyaba en métodos frecuentistas, como los habituales periodogramas. Consiguió así detectar dos planetas que hoy, en 2017, han sido confirmados. El tercero, sobre el que él ya mostró dudas, no ha podido ser confirmado.

2015. Kennedy et al. Sobre el cinturón de debris de 82 G. Eridani.

2016. El método de las medias móviles para caracterizar el ruido estelar siempre me produjo un escepticismo saludable. Era una técnica novedosa y Tuomi era la única persona que lo aplicaba (Tau Ceti). Esto y el hecho de que Tau Ceti parecía estar siendo observada por uno de los polos me hacía sospechar de unos planetas que no están confirmados. Sin embargo, poco a poco me van convenciendo. En este artículo Feng muestra las bondades del método, como un compromiso entre falsos positivos y negativos. Por su parte, los métodos de ruido blanco suelen tener falsos positivos (son arriesgados), mientras los de procesos gaussianos suelen tener falsos negativos (son conservadores).

2017. Por si el artículo anterior de Feng sugiriera dudas (Feng comparte universidad con Tuomi) en este paper de Xavier Dumusque (del CfA, es el astrónomo que creyó detectar un planeta en Alfa Centauri B) también muestra el buen rendimiento de este algoritmo de medias móviles para eliminar el ruido rojo.

2017. El fenomenal artículo de Fabo Feng sobre 82 G. Eridani (HD 20794)

lunes, 15 de mayo de 2017

Especulando sobre los posibles Mundos Océano de TRAPPIST-1.

Los Mundos Océano, planetas enteramente cubiertos por mares, probablemente definen ecosistemas distintos de los de las lunas pequeñas con mares subglaciales (Europa o Encélado).

Representación artística de un Planeta Océano (Fuente: Wikipedia)


Si estos últimos pueden desarrollar nichos ecológicos en el fondo de sus océanos (fumarolas blancas o negras), donde probablemente hay rocas y fuentes de energía, en el fondo de los Mundos Océano posiblemente hay hielos como el hielo VI y similares (algo parecido a lo que quizá ocurre en Ganímedes) o, si la presión y la temperatura son muy elevadas, fases del agua supercríticas, altamente exóticas.

Pero los planetas océano de TRAPPIST-1 puedan albergar ecosistemas como el de las vastas extensiones oceánicas de la Tierra, en cuyas capas oceánicas más superficiales (a salvo de los rayos UV) medran pequeños organismos fotosintéticos (fitoplancton), que son la base de una cadena trófica muy rica, sirviendo de alimento a muchos otros seres vivos. Las ballenas son la manifestación más espectacular de este ecosistema.

La manchas en el mar cerca de la costa argentina están causadas por fitoplancton (Fuente: NASA)

Quién sabe. Quizá los animales marinos enormes, devoradores de algo similar al krill, sean los organismos complejos más abundantes de los Mundos Océano y, pensando que puedan ser un tipo de planeta muy habitual, los más abundantes de la Galaxia.

Vuelve otra vez a mi mente el “Mare Infinitus” de Endymion, ese Mundo Océano imaginario de la estrella 70 Ofiuchi A: “Dicen que en el océano de Mare Infinitus hay una criatura cefalocordada con antenas que alcanza más de cien metros de longitud… se traga buques pesqueros enteros a menos que lo capturen primero.”

La sugerente imagen de una ballena rompiendo en la superficie. (Fuente: Michaël Catanzariti)

El Fitoplancton es uno de los responsables de la presencia de O2 en la atmósfera terrestre, pero no es el único gas que producen. Sara Seager, la experta en biomarcadores exóticos, nos muestra que el fitoplancton produce un biomarcador específico, pues vierte a la atmósfera un compuesto denominado DMS (Sulfuro de Dimetil, C2H6S) detectable por espectroscopía de transmisión. Este compuesto es uno de los principales gases de origen biológico que producen los océanos de la Tierra, siendo uno de los causantes de que la mar tenga ese olor tan característico. Este biomarcador es más difícil de detectar que otros biomarcadores más clásicos, como el oxígeno o el metano, pero a cambio no tiene falsos positivos. Es decir, la única explicación conocida de la detección de DMS en el espectro de un planeta es la existencia de Vida.

Quién sabe. Quizá los océanos de TRAPPIST-1 también huelan como el mar de la Tierra.

Estos pequeños crustáceos son el krill. Se alimentan principalmente de fitoplancton y son una de las fuentes de alimentación principales de las ballenas. (Fuente: Jamie Hall)

Por supuesto, no todo es tan sencillo. El Fitoplancton es muy dependiente de la disponibilidad de minerales en el mar. Necesita nutrientes básicos como nitratos, fosfatos y otros minerales, como el Hierro, que pueden no estar disponibles fácilmente en un Mundo Océano. Hay aspectos difíciles de conciliar en este tipo de planetas océano para que la vida tal como la conocemos prospere, como la posible inexistencia de un ciclo del carbono comparable al de nuestro planeta, o la posible falta de una tectónica de placas, que mantenga un nivel de CO2 atmosférico razonable.

No pierdo mis esperanzas, si algo hemos aprendido en la Tierra es que la Vida "se abre camino" y a menudo encuentra la forma de adaptarse por medios sorprendentes e inesperados.

domingo, 14 de mayo de 2017

La Zona Habitable del Hidrógeno Volcánico.

La Zona Habitable de un sistema planetario se define como la región que rodea a la estrella en la que un planeta podría llegar a tener un mar de agua líquida en su superficie. Dada la importancia de los mares en la biosfera terrestre esta definición es habitualmente un instrumento útil para clasificar los exoplanetas en función de su interés astrobiológico, siempre y cuando busquemos la vida en la Galaxia tal como la conocemos.

El hidrógeno, moderadamente vertido en la atmósfera por los volcanes de un planeta, podría mejorar su efecto invernadero y su habitabilidad. (Fuente: Universidad de Cornell. Carl Sagan institute.)

En la versión de la Zona Habitable (ZH) normalmente aplicada (Kasting, 1993; Kopparapu, 2013/2014) se considera una atmósfera de N2-CO2-H2O. En su planteamiento más conservador, el límite exterior queda definido por el máximo límite del efecto invernadero, cuando el CO2 pierde su capacidad de efecto invernadero; su límite interior deriva del desarrollo de un efecto invernadero descontrolado, que hace que el planeta pierda su agua.

Esta definición clásica, ampliamente utilizada en los análisis de habitabilidad, es meramente una primera aproximación a un tema extremadamente complejo.  Quedan en este planteamiento clásico temas pendientes por modelizar, aspectos como el efecto de las nubes dentro de un modelo de circulación global que considere la rotación del planeta, los problemas de desecación que sufren los planetas durante la juventud de las enanas rojas, los efectos de la actividad estelar, los efectos de marea y el vulcanismo,...

Comprender la habitabilidad de la Galaxia es una tarea colosal pero, por suerte, tenemos un laboratorio de habitabilidad, que nos permitirá contrastar los principales modelos de habitabilidad desarrollados para saber cuál es el más razonable:

Tenemos a TRAPPIST-1.

Como ya vimos, la ZH clásica del sistema planetario incluía a TRAPPIST-1 e, f y g, nada menos que tres planetas. Enfoques posteriores de Wolf (2017), aplicando un avanzado modelo 3-D consideraba que TRAPPIST-1 f y g quizá no eran del todo habitables, dejando solo a TRAPPIST-1 e con posibilidades de habitabilidad...

El sistema TRAPPIST-1 aplicando la ZH clásica incluye tres planetas en la zona de Habitabilidad conservadora y uno en la optimista. (Fuente: PHL UPR Arecibo)

Pero hay planteamientos alternativos a la típica atmósfera de N2-CO2-H2O. Según los expertos en habitabilidad Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger, puede haber además otros gases que contribuyan al efecto invernadero, como el hidrógeno. Por sorprendente que parezca 40 bar de hidrógeno son suficientes para mantener la superficie de un planeta sin congelar ¡a 10 UA! de una estrella como el Sol, del tipo G.

Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger, dos viejos conocidos en este blog, son los autores de la Zona Habitable del Hidrógeno Volcánico. (Fuente: Universidad de Cornell. Carl Sagan institute.)

Sin embargo, no es fácil mantener una cantidad sustancial de hidrógeno en la atmósfera. En apenas unos cientos de millones de años el ligero hidrógeno puede escapar de una atmósfera templada. No obstante, por suerte el vulcanismo de un planeta puede proporcionar un suministro contínuo que moderadamente alimente de hidrógeno la atmósfera.

De hecho, estudios paleoclimáticos sugieren que tanto los volcanes de la Tierra como del Marte primitivo vertieron hidrógeno en la atmósfera. En estos casos el hidrógeno no sería el componente primario de la atmósfera sino un complemento a una atmósfera compuesta en origen por los gases clásicos: N2-CO2-H2O. El resultado es que el hidrógeno absorbe en bandas en las que los gases clásicos lo hacen pobremente, contribuyendo a potenciar el efecto invernadero.

La consecuencia es un aumento generalizado del límite exterior de la ZH. Por ejemplo, en el Sistema Solar si la atmósfera tuviera un 30 % de H2 aumentaría hasta 2,2 UA y con un 50% hasta 2,4 UA, por el aumento del efecto invernadero, desde el 1,7 UA que sugiere la ZH clásica. Por otra parte, y esto es llamativo, el límite interno apenas se mueve.
La Zona Habitable del Hidrógeno Volcánico se expande ligeramente a la derecha. El límite interior apenas varía. (Fuente: Universidad de Cornell. Carl Sagan institute.)

Lo bueno de estas atmósferas ricas en hidrógeno es que serán más fácilmente detectables, porque la presencia de H2 contribuye a aumentar la altura de la atmósfera, haciéndola más detectable y caracterizable por espectroscopía de transmisión. Los biomarcadores que estos planetas pudieran presentar serán además más sencillos de identificar...

Podría pensarse que los planetas TRAPPIST-1 f y g, poco densos y ricos en volátiles, quizá hayan conseguido retener algo de hidrógeno en sus atmósferas. En este caso, estos planetas podrían, según esta teoría, mantener mares de agua en su superficie. Incluso, siguiendo este modelo, quizá TRAPPIST-1 h, podría tener posibilidades, a pesar de recibir, únicamente un flujo luminoso de 0,15 S⊕. Claro, siempre y cuando mantuviese mucho hidrógeno, cerca del 50% de la atmósfera. De esta manera, habría cuatro (nada menos) planetas en la Zona Habitable de TRAPPIST-1...

El límte exterior de la ZH. La línea de rayas es el límite clásico conservador y la línea negra contínua es el límite optimista. Las líneas rojas suponen nuevos límites en función del hidrógeno presente en la atmósfera. Aparece Marte en la Zona Habitable. TRAPPIST-1, con una temperatura que apenas supera 2.500 K, estaría abajo del todo. TRAPPIST-1 h, el planeta más frio, tiene un S⊕ = 0,15. (Fuente: Ramírez & Kaltenegger. 2017)

En fin, algún día las observaciones de los planetas de TRAPPIST-1 nos permitirán validar estas teorías tan interesantes.




2013/2014. La clásica definición de la Zona Habitable de Kopparapu. Ramsés Ramírez es uno de los coautores de los artículos.

2017. Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger nos muestran las posibilidades en la habitabilidad que brindan la presencia de cantidades moderadas de hidrógeno en la atmósfera. Este hidrógeno puede tener un origen volcánico.

2017. El anuncio de los siete planetas orbitando alrededor de TRAPPIST-1. Se proponía que TRAPPIST-1 e, f y g podría tener posibilidades de habitabilidad según el planteamiento clásico de Kopparapu.

2017. Eric T. Wolf y su sofisticado análisis del sistema TRAPPIST-1. Solo TRAPPIST-1 e parece habitable.


domingo, 7 de mayo de 2017

El proyecto “Red Dots”: La búsqueda de planetas en las estrellas más cercanas.

Algo se está moviendo. Las estrellas más cercanas empiezan a rendirse frente a los esfuerzos de los científicos. Los recientes descubrimientos de planetas en estrellas a menos de 10 años luz, como Proxima b y Lalande 21185 b, comienzan a mostrar los destinos a los que, quizá algún día, viajen las primeras naves interestelares.

Es emocionante, sin duda. Se están organizando equipos de trabajo que están aprovechando la experiencia obtenida en el exitoso proyecto “Pale Red Dot” centrado en Proxima Centauri, para estudiar otras estrellas similares.

El proyecto "Red Dots" será noticia durante 2017. Debemos esperar sorpresas en las estrellas más cercanas (Fuente: Guillem Anglada Escudé @GuillemAnglada)

Aunque aún quedan misterios fascinantes por resolver en el Sistema Solar, conocemos razonablemente bien sus planetas. Los principales cuerpos han recibido sondas que los han estudiado detalladamente. Es verdad, pueden quedar todavía lejanos planetas no detectados. Siempre queremos saber más, porque nunca es suficiente, pero es innegable que desde que Galileo observó los cráteres de la Luna se ha avanzado mucho.

Sin embargo, cuando nos adentramos en las estrellas más cercanas nuestro desconocimiento es abrumador. Nuestra ignorancia nos atormenta: todo está por descubrir.

Pues esto está empezando a cambiar. Recientemente (2016), el equipo “Pale Red Dot” descubrió Proxima b, un planeta en la Zona de Habitabilidad de Proxima Centauri, la estrella más próxima. El sensacional hallazgo fue anunciado en agosto, superando con creces las expectativas creadas por los continuos rumores y filtraciones que se habían producido durante meses. Además, este año 2017, el experimentado astrónomo Paul Butler anunció el descubrimiento de Lalande 21185 b, también con técnicas de velocidad radial, un planeta aún pendiente de confirmarse.

El exitoso proyecto "Pale Red Dot" anunció el descubrimientode Proxima b durante 2016. Comparativa del pequeño sistema planetario con la órbita de Mercurio (Fuente: Pale Red Dot)

El equipo del proyecto “Pale Red Dot” de 2016 continúa trabajando en 2017 sobre Proxima Centauri, buscando confirmar los indicios detectados de planetas adicionales en el sistema; y ampliando la búsqueda a otras estrellas extremadamente cercanas, dentro del nuevo proyecto “Red Dots”.

El investigador principal del proyecto “Pale Red Dot”, Guillem Anglada-Escudé, explicó recientemente que el hallazgo de Proxima b fue algo más que el descubrimiento de un planeta extraordinario. Supuso, además, el desarrollo de toda una metodología de trabajo que parece funcionar bien para detectar planetas terrestres en las estrellas más pequeñas, las enanas rojas, las más abundantes de la Galaxia.

La estrategia no es otra que combinar toda la abundante información disponible de las estrellas más próximas para identificar indicios de planetas. Posteriormente, entonces, se plantea una campaña de observación específicamente diseñada para obtener los datos del planeta de forma sólida.

Los planetas de la campaña "Red Dots" de 2017 serán Proxima Centauri (a 4,24 a.l.) la Estrella de Barnard (a 6,0 a.l.), GJ 729 (a 9,7 a.l.), y posiblemente Wolf 359 (a 7,8 a.l.) y GJ 725 A y B (a 11,25 a.l.). Varios han sido los observatorios que han querido unirse a este proyecto. Además del legendario espectrógrafo HARPS, los nevos instrumentos de CARMENES y Spirou, funcionando en el infrarrojo, permitirán una mayor estabilidad de los resultados frente al ruido estelar.

Relación de estrellas a estudiar por el proyecto "Red Dot". En cada una de ellas aparecen los observatorios involucrados. (Fuente: Guillem Anglada @GuillemAnglada)

El proyecto “Red Dots” no buscará planetas en las estrellas cercanas del tipo solar (Alfa Centauri A y B, Tau Ceti, Epsilon Eridani,...). Estos planetas tendrán que esperar a mejoras adicionales en la precisión del método de la velocidad radial, o bien, su cercanía extrema permitirá la detección con otras técnicas. Lo cierto, es que un planeta en la Zona Habitable de estas estrellas podría (por la elevada separación angular entre el planeta y la estrella), estar al alcance de las nuevas Técnicas Combinadas de Imágenes de Alto Contraste con Amplificación Espectral (Combined Techniques of High Contrast Imaging with Spectral Enhancement).

Llegó el momento. Sabemos cómo detectar los exoplanetas más cercanos, tenemos la tecnología necesaria y la voluntad de hacerlo. Basta con ponerse manos a la obra. En unos años tendremos una imagen mucho más precisa de los sistemas más cercanos al Sistema Solar y se anunciarán muchos más exoplanetas extremadamente cercanos, quizá los planetas de las futuras rutas comerciales interestelares...

Sin duda, vivimos tiempos extraordinarios.

Los sistemas a menos de 10 años luz. Se conocen en total 10 planetas de los que ocho están en el Sistema Solar. En breve conoceremos muchos más planetas en esta lista. (Fuente: Elaboración Propia)





Aquí un enlace a la conferencia de Guillem Anglada promovida por Breakthrough sobre los planetas de las estrellas más cercanas.

La página de Pale Red Dot. El equipo que en 2016 anunció el descubrimiento de Proxima b, el planeta terrestre en la estrella más próxima.