La imagen tradicional de los mini-Neptunos como mundos cubiertos por océanos de magma fue cuestionada por un nuevo estudio, que señala que muchos de estos exoplanetas tienen superficies sólidas debido a la presión extrema de sus densas atmósferas.
El hallazgo, liderado por la profesora Eliza Kempton de la Universidad de Chicago, redefine la comprensión de uno de los tipos de planetas más abundantes en la galaxia.
El estudio, basado en observaciones recientes del telescopio espacial James Webb (JWST) y modelado interno avanzado, reveló que la superficie de numerosos mini-Neptunos —planetas de tamaño intermedio entre la Tierra y Neptuno, ausentes en el sistema solar— está formada por roca sólida, no por magma fundido.
Esta conclusión proviene de la constatación de que la presión, producto de atmósferas ricas en hidrógeno, helio y, en muchos casos, agua, comprime el material superficial hasta fases sólidas, incluso en presencia de temperaturas elevadas.
Kempton subrayó el impacto de este cambio de paradigma: “Esto realmente cambia el paradigma sobre estos planetas, lo cual es interesante porque hay muchísimos en el universo”. La investigadora remarcó que, pese a su abundancia, los mini-Neptunos no tienen un equivalente en nuestro sistema solar, lo que los convierte en un enigma para la astronomía planetaria.
Los mini-Neptunos destacan por su prevalencia: representan uno de los tipos de exoplanetas más comunes en la galaxia, con radios entre 0,75 y 4 veces el de la Tierra. Su ausencia en el sistema solar desafía los modelos clásicos de formación planetaria, que asumían que otros sistemas solares debían parecerse al nuestro. “Antes de encontrar exoplanetas, teníamos una historia ordenada sobre cómo se forman los sistemas solares… Pero no es así”, explicó Matthew Nixon, coautor del estudio.
Un caso emblemático es GJ 1214 b, un mini-Neptuno en la constelación de Ofiuco, objeto de extensas observaciones con el JWST. Los datos espectroscópicos de este telescopio permitieron identificar una atmósfera con metalicidad muy por encima de la solar, lo que implica un peso molecular medio (MMW) elevado —en torno a 9,8 g/mol o más— y una fracción significativa de masa en la envoltura gaseosa.
El modelado describió que estas condiciones originan presiones muy altas en la zona de contacto atmósfera-manto, y la roca superficial permanece en fase sólida, descartando la presencia actual de océanos de magma.
El JWST identificó atmósferas de alta metalicidad y moléculas complejas en varios mini-Neptunos, como TOI-270d, GJ 9827d y TOI-836c. Esto refuerza la hipótesis de que la presión atmosférica determina en gran medida la estructura superficial. El análisis comprobó que, en la mayoría de los casos evaluados, existe un intervalo de parámetros que impide la existencia de océanos de magma en la actualidad.
Factores físicos y evolución de la superficie
El estudio establece cinco factores clave que determinan si un mini-Neptuno posee una superficie sólida o un océano de magma: la masa planetaria, la temperatura superficial, la presión en la frontera radiativa-convectiva (Prc, indicador de la edad), la fracción de masa de la envoltura gaseosa (xenv) y el peso molecular medio de la atmósfera (MMW).
El modelado reveló que una atmósfera con alto MMW y una envoltura masiva produce la solidificación de la superficie, ya que la presión en la base de la atmósfera excede el umbral necesario para mantener la roca en estado líquido. En contraste, atmósferas ligeras y envolturas delgadas permiten que persistan océanos de magma, sobre todo en planetas jóvenes y calientes.
La investigación también concluyó que la evolución planetaria causa la solidificación progresiva de la superficie a medida que el planeta envejece y se enfría, lo que dificulta encontrar océanos de magma en mini-Neptunos maduros.
Sin embargo, existen excepciones: en algunos casos, la solidificación se produce por temperaturas insuficientes, aunque esto sucede en planetas con envolturas tan delgadas que se clasifican como supertierras, no como mini-Neptunos.
Implicaciones y limitaciones del estudio
Las consecuencias de estos resultados son profundas para la teoría de formación planetaria y la búsqueda de mundos habitables. La interacción entre la atmósfera y la superficie, en particular la presencia o ausencia de magma, incide sobre la composición atmosférica y la evolución estructural del planeta. Comprender estos procesos resulta esencial para interpretar las observaciones de exoplanetas y refinar los modelos sobre el origen y la diversidad de los sistemas planetarios.
Sin embargo, los autores advierten sobre las limitaciones del estudio. La modelización parte de datos experimentales aún incompletos sobre el comportamiento de materiales como el agua y los silicatos bajo presiones y temperaturas extremas.
Además, el modelo supone una mezcla ideal de hidrógeno, helio y agua en la envoltura, sin contemplar la posible presencia de otros compuestos presentes en atmósferas de mini-Neptunos. La interacción detallada entre el magma y la atmósfera, que podría modificar la composición y el tamaño del planeta, tampoco se consideró plenamente debido a la falta de datos experimentales relevantes.
A pesar de estas incertidumbres, el trabajo de Kempton, Breza y Nixon ofrece una nueva perspectiva sobre la diversidad de los mini-Neptunos y sugiere que la ausencia de océanos de magma podría ser común en esta población. Dado que ya se observaron atmósferas de alto peso molecular en varios sub-Neptunos, existe una posibilidad real de que una fracción importante de estos planetas no posea actualmente un océano de magma en contacto con su envoltura gaseosa, lo que redefine el escenario para futuras investigaciones sobre la estructura y evolución de los exoplanetas.