El Universo no siempre fue transparente como lo conocemos en la actualidad. Durante los primeros minutos tras la gran explosión el espacio era completamente opaco. Era tal la densidad y la temperatura de aquella sopa de partículas que los fotones, o sea, la luz, eran absorbidos tan pronto se producían.  

Sólo cuando el Universo alcanzó un tamaño tal que el enfriamiento produjo la ligazón entre los electrones y los núcleos atómicos, los fotones pudieron al fin liberarse y viajar a grandes distancias sin apenas interactuar con la materia. El Universo se había hecho transparente. Pero ahí no quedó la cosa.

La recombinación, o la integración de los electrones en los átomos, suponía también la creación de los primeros elementos químicos del Universo. En ese momento, aparte del átomo de hidrógeno más sencillo (un electrón girando alrededor de un núcleo formado por un protón), se formaron también varias especies de elementos ligeros estables como, por ejemplo, el deuterio (isótopo del hidrógeno con un protón y un neutrón en su núcleo), el helio o el litio. El enfriamiento progresivo del Universo impidió que continuaran las fusiones nucleares y se formaran elementos aún más pesados.

Podemos estimar las abundancias de aquellos elementos ligeros (denominadas "abundancias primordiales") en base a la elaboración de modelos cosmológicos. Y podemos confirmar la exactitud de estas estimaciones en base a estudiar los diferentes procesos de creación y destrucción de esos elementos químicos a través de la historia del Universo y calculando sus abundancias actuales para compararlas con las observaciones que hacemos con los telescopios. Un atajo consiste en medir esas abundancias químicas en aquellos objetos que apenas han experimentado transformaciones.

Un proceso bien conocido de transformación química de los elementos primordiales es la destrucción de litio durante la vida de las estrellas. El litio se destruye como consecuencia del proceso de fusión del hidrógeno, y, por lo tanto, a mayor edad de la estrella o a mayor ritmo de fusión, menor abundancia de litio en la misma.

Históricamente los astrónomos llamamos a las generaciones de estrellas "poblaciones", de tal manera que la población II de estrellas está constituida por estrellas más antiguas que las de población I. De hecho, se cree que pueden ser tan antiguas como el propio Universo. Las de población I, en cambio, son estrellas relativamente jóvenes que incorporan el material sintetizado y expulsado por anteriores generaciones de estrellas.

Llamamos a la abundancia de elementos pesados, o sea, más pesados que el helio, "metalicidad". Si tenemos en cuenta que durante la vida de una estrella los diferentes procesos de fusión dan lugar a elementos cada vez más pesados y que la estrella expulsa este material al espacio exterior en distintas etapas evolutivas, entonces comprenderemos que las estrellas de población I tienen mayor metalicidad que las de población II. Y como el material de las estrellas de población I proviene de estrellas que han destruido litio, entonces a mayor metalicidad estelar menor abundancia de litio.

Pues bien, si uno considera la abundancia primordial de litio, la edad y la metalicidad estelares, y otros factores bien estudiados y contrastados con las observaciones, como por ejemplo, la rotación estelar, entonces podemos afirmar que las abundancias de litio en las estrellas pueden ser bien estimadas.  

Ahora recientemente un grupo de astrónomos utilizando, entre otros telescopios, el Telescopio Nazionale Galileo (TNG) del Roque de los Muchachos, ha comparado las abundancias de litio de unas 500 estrellas de características similares y con y sin planetas a su alrededor. 

En teoría uno esperaría que las mediciones de litio estuvieran en buen acuerdo con las predicciones teóricas y he aquí que ha saltado la sorpresa: según publican en la revista Nature, ni más ni menos que todas las estrellas de tipo solar (de población I, con masas similares) y con exoplanetas orbitando a su alrededor poseen de manera sistemática un uno por ciento de su abundancia primordial de litio, o unas 10 veces menos que en estrellas similares sin exoplanetas. Y todo esto independientemente de su edad o metalicidad.

Al parecer la presencia de planetas en un sistema provoca un cambio en el momento angular de la estrella, y como consecuencia, la reducción de su velocidad de rotación. Por lo tanto, el mezclado de litio con las capas más calientes y profundas del interior estelar es mayor y también su destrucción. Y como curiosidad, este descubrimiento explicaría, por ejemplo, por qué nuestro Sol muestra menos litio que el que debería tener, lo cual constituía un problema observacional histórico.

La consecuencia de este importante descubrimiento es inmediata: ahora podemos construir muestras de estrellas candidatas a albergar exoplanetas tan solo midiendo su abundancia de litio y sin tener que estudiarlas durante meses como ocurre ahora. Y si a esto le sumamos que medir la abundancia de litio en una estrella es relativamente un proceso rápido, el ahorro de tiempo está garantizado y el éxito en la búsqueda de exoplanetas casi asegurado.

En cierta manera se asemeja al trabajo que debe hacer un comercial que debe ir vivienda por vivienda en un bloque de pisos. Imagínense que el comercial descubre que sólo los pisos cuyos salones se ven encendidos desde la calle aseguran que el inquilino se encuentra en su interior. Por lo tanto, observando las luces de cada salón sabremos ya en qué puertas tocar y nos evita tener que ir puerta por puerta con la consecuente pérdida de tiempo y de ventas.

Si quieren saber más, sigan estos enlaces:

Nota de prensa del IAC: El litio, nueva clave para la búsqueda de sistemas planetarios.

Entrevista a Garik Israelian, investigador del equipo descubridor.

El artículo original: G. Israelian et al., 2009, "Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets", arXiv:0911.4198v1 .