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Zona d'habitabilidá

En astrofísica, denominar zona de habitabilidad estelar a la rexón alredor d'una estrella na que'l fluxu de radiación incidente dexaría la presencia d'agua n'estáu líquidu sobre la superficie de cualesquier planeta (o satélite) predresu que s'atopara nella y que cuntara con una masa entendida ente 0,5 y 10 M⊕ y una presión atmosférica cimera a 6,1 mbar, correspondiente al puntu triple de l'agua a una temperatura de 273,16 K.[1][2][3][4] Amás de la separación ente'l planeta y la estrella (semiexe mayor), esisten otros parámetros a tener en cuenta de cara a la inclusión d'un planeta dientro de la zona de habitabilidad d'un sistema, como la escentricidá orbital, la rotación planetaria, les propiedaes atmosfériques del exoplaneta o la esistencia de fontes de calor adicional a la radiación estelar, como'l calentamientu de marea.[5]

Órbita de 55 Cancri f dientro de la zona de habitabilidad planetaria de la so estrella 55 Cancri.

Anque les estimaciones realizaes varien según l'autor, la más aceptada afita los sos márxenes nel sistema solar a una distancia d'ente 0,84 y 1,67 UA respectu al Sol.[6] Si la Tierra tuviera una órbita inferior a la llende interna de la zona habitable, desencadenaríase un procesu similar al observable en Venus, que sometería al nuesu planeta a un efeutu ivernaderu desafranáu; ente que si superara la so llende esterna, tola agua superficial conxelaríase.[7]

El descubrimientu de los primeres exoplanetes predresos orbitando la zona de habitabilidad de les sos estrelles, gracies a les observaciones del telescopiu espacial Kepler, aumentó considerablemente l'interés pol so estudiu,[8] convirtiéndolo nuna pilastra básica de l'astrobioloxía, la exoplanetoloxía y l'astrofísica.[5][9]

Historia

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La primer vegada que se fixo alusión a esti conceutu nel ámbitu científicu foi en 1853, cuando William Whewell referir a él de forma cualitativa como la zona templada del sistema solar».[10] Un sieglu más tarde, en 1953, Harlow Shapley y Hubertus Strughold afondaron na importancia de l'agua líquido como mediu pal desenvolvimientu de la vida y establecieron lo que denominaron la petrina d'agua líquido», esto ye, la rexón en redol a una estrella na que'l fluxu estelar dexaría la so presencia nesti estáu.[11] En 1959, El so-Shu Huang efeutuó un analís más refechu de la zona de habitabilidad, considerando la evolución estelar, les llimitaciones dinámiques en sistemes múltiples y l'órbita alredor del planu galácticu.[10] Pocu dempués, en 1964, Stephen H. Dole ellaboró un conceutu menos antropocéntrico d'esta rexón, envalorando un altu númberu de planetes habitables na Vía Láctea.[12] Yá en 1993, Kasting, Whitmire y Reynolds desenvolvieron el conceutu más estendíu na actualidá, emplegando modelos climáticos ya identificando el procesu retroalimentativo del CO2 pa delimitar con exactitú la llende interna y esternu de la zona habitable.[13]

Rexones

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Posición na ZH de dalgunos de los planetes confirmaos con mayor IST y temperatura medio superficial.[14]

La zona habitable entiende una amplia rexón na que cualquier planeta predresu presente que cunte coles condiciones fayadices (composición atmosférica, escentricidá, rotación, etc.) puede tener agua n'estáu líquidu sobre la so superficie.[5] Abondando nesti conceutu, un cuerpu planetariu relativamente pocu masivu y con una baxa concentración de gases d'efeutu ivernaderu tendría que orbitar la rexón más interna de la zona pa nun trespasar el puntu de fusión y trate sometíu a una glaciación global, ente qu'unu más masivu o con mayor concentración d'estos gases sufriría un efeutu ivernaderu desafranáu similar al de Venus si nun permanez na llende esterna de la mesma.[15]

El Llaboratoriu de Habitabilidad Planetaria (o «PHL» poles sos sigles n'inglés) de la Universidá de Puertu Ricu en Arecibo estableció un indicador, denomináu Habitable Zone Distance o HZD (con valores entendíos ente -1 y +1), qu'alluga la posición relativa d'un planeta na zona habitable del so sistema, polo que ye aplicable a cualquier cuerpu estelar con independencia de la so lluminosidá.[16] Les trés rexones esistentes en toa zona habitable son la llende interna, la rexón central y la llende esterna, que la so amplitú varia en función de cada tipu d'estrella, en rellación a la lluminosidá d'esta.[17][18]

Llende interna

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La llende interna de la zona habitable entiende l'área más próxima a la estrella de la mesma, con un HZD dende –1 hasta aproximao –0,5.[16] Al igual que nel restu de los casos, nun hai consensu científicu sobre les sos llendes exactes. Mientres dalgunos creen que nel sistema solar abarca dende la órbita de Venus a la de la Tierra,[16] otros son menos optimistes al respeutu (llegando a asitiar el so cantu internu a 0,95 UA ya inclusive 0,99 UA del Sol, bien próximu a la órbita media terrestre).[19] Cualquier planeta con una órbita inferior a la llende interna de la zona habitable taría descomanadamente espuestu a la lluminosidá estelar y la so temperatura medio sería demasiáu alta como p'atopar agua líquido sobre la so superficie.[20] Sicasí, dellos estudios suxeren que'l marxe internu de la zona de habitabilidad podría ser menos restrictivu para planetes secos, una y bones el vapor d'agua ye en sí mesmu un gas d'efeutu ivernaderu y podría acelerar el procesu que desencadena l'efeutu ivernaderu desafranáu observable en Venus.[7]

Yá que la mesma Tierra marca la separación ente'l centru de la zona habitable del sistema solar y la llende interna, cabo esperar que cualquier planeta de masa terrestre orbitando a una estrella similar al Sol ten de tar alcontráu nunos márxenes orbitales paecíos a los de la Tierra pa rexistrar temperatures superficiales asemeyaes, siempres que la so composición atmosférica sía análoga a la del nuesu planeta.[17][21]

Los planetes asitiaos na llende interna de la zona habitable presenten una gran esposición a l'actividá de les sos estrelles que, n'última instancia, puede provocar una elevada fotólisis de l'agua y la perda del hidróxenu al espaciu por escape hidrodinámicu (l'antoxana d'un efeutu ivernaderu esbocáu) o suponer un acoplamientu de marea al respeutive de la estrella (con un hemisferiu diurnu y otru nocherniegu, daqué especialmente común na zona de habitabilidad d'estrelles pocu masives).[22][23] Amás, yá que les estrelles aumenten la so lluminosidá col pasu del tiempu, los cuerpos planetarios allugaos na rexón más interna de la zona habitable van tardar menos n'abandonar les sos llendes qu'aquellos asitiaos n'árees más esternes.[24][13]

Ente los exoplanetes confirmaos potencialmente habitables hai dellos afayos que pertenecen a la llende interna de la zona de habitabilidad de les sos estrelles, una y bones los preseos actuales favorecen la detección de los cuerpos planetarios más próximos a elles.[25] Tal ye'l casu de Kepler-438b, Kepler-296y y Gliese 667 Cc; los trés exoplanetes confirmaos con mayor índiz de semeyanza cola Tierra.[21]

Centru

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Órbita de Kepler-186f na llende esterna de la ZH de la so estrella y comparanza cola órbita terrestre.

La rexón central entiende'l centru exactu de la zona habitable y la so redoma (con un HZD averáu d'ente –0,5 y +0,5).[16] Yá que la Tierra atópase xusto na llende de la llende interna del sistema solar, hai espertos que consideren qu'un planeta más cercanu al centru de la zona de habitabilidad del so sistema podría ser más fayadizu pa la vida que'l nuesu planeta y, por tanto, «superhabitable».[17] Sicasí, un exoplaneta proporcionalmente más distante de la so estrella anfitriona que la Tierra va recibir una menor cantidá de lluz estelar y va rexistrar unes temperatures inferiores sacantes que'l so perfil difiera del terrestre en ciertos aspeutos qu'aumenten el calor superficial, anque non tanto como los planetes pertenecientes a la llende esterna (mayor concentración de gases d'efeutu ivernaderu, atmósfera más trupa, calentamientu de marea suministráu pola so propia estrella o dalgún satélite, etc.).[26]

La temperatura superficial de los exoplanetes confirmaos hasta la fecha, pertenecientes a la rexón central de la zona habitable, como Kepler-442b (suponiendo una composición y densidá atmosférica, albedu y calentamientu de marea similares a los de la Tierra), escasamente supera los 0 ℃, siendo na so mayoría psicroplanetes y hipopsicroplanetes según la clasificación térmica de habitabilidad planetaria del PHL.[21] Nun futuru cercanu, los nuevos preseos disponibles van dexar conocer con exactitú la composición de les sos atmósferes y la so temperatura medio real, por aciu analís espectroscópicos de la rimada de dispersión de Rayleigh mientres los tránsitos.[27]

Llende esterna

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La llende esterna de la zona habitable marca la llende d'esta rexón, con un HZD entendíu ente unos +0,5 y +1.[16] Considerando la gran cantidá de factores que pueden amontar la temperatura d'un planeta, l'área esterior de la zona habitable ye la más amplia de les trés zones reparaes, y los científicos postulen que posiblemente sía inclusive mayor, polo que dellos modelos inclúin una rexón adicional a la parte de habitabilidad conocida como «zona de habitabilidad optimista».[28] Según dellos autores, la llende de la llende esterna ta representáu pol puntu de condensación del CO2, esto ye, si la temperatura medio d'un planeta ye lo suficientemente baxa como por que'l dióxidu de carbonu entiéstese, este empezaría a formar nubes (que de la mesma aumentaríen el albedu) y menguaría la eficacia del efeutu ivernaderu, dando empiezu un procesu retroalimentativo que remataría con una glaciación global perpetua.[29]

Asumiendo unes carauterístiques atmosfériques similares a les de la Tierra, la mayoría de los exoplanetes confirmaos que les sos órbites asitiar na llende esterna de la zona habitable (como Kepler-186f), tienen temperatures medies superficiales envaloraes de –30 °C o menos.[21]

Espresión matemática

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Les llendes internu y esternu de la zona habitable varien en función de la lluminosidá estelar, nuna rellación direuta, esto ye, cuanto más lluminosa sía una estrella, mayor va ser la distancia ente ella y la llende interna de la zona habitable del sistema.[30] Yá que la única zona habitable estudiada en fondura ye la del sistema solar, la estimación de les sos llendes pa otres estrelles ye puramente teórica y esisten discrepancies ente los distintos autores.[31][18] Dalgunos investigadores suxeren que la so estensión podría ser mayor (na so llende interna[32][33] o esternu)[28] ente qu'otros consideren que les sos llendes podríen ser más restrictivos nuna o dambes direiciones.[28]

Según el PHL, basándose nos estudios de David R. Underwood (2003) y Franck Selsis (2007) pa unos cantos conservadores de «Venus recién» y «Marte primitivu»,[n. 1] el cálculu de les llendes de la zona habitable realizar por aciu la espresión:[16]

 
 

Onde ri ye la distancia ente la llende interior de la llende interna y la estrella n'UA, ro la distancia respeuto al esterior de la llende esterna, L ye la lluminosidá estelar n'unidaes solares, Teff ye la temperatura efeutivo de la estrella en kelvin (K), Ts=5700 K, ai=2,7619×10-5, bi=3,8095×10-9, ao=1,3786×10-4, bo=1,4286×10-9, ris=0,72 y rvos=1,77.

De la mesma, pal cálculu del HZD d'un planeta, empleguen la fórmula:

 

Onde r ye la distancia ente'l planeta y la so estrella en UA y tantu ri como ro llograr del cálculu de les llendes de la zona habitable pal sistema en cuestión.[16]

Resultaos

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Ver tamién: Exoplanetes confirmaos potencialmente habitables

De siguío, figuren los resultaos de les fórmules anteriores aplicaes a los diez exoplanetes confirmaos con mayor Índiz de Semeyanza cola Tierra (IST):[35][36][n. 2]

# Nome !Tipu estelar Llende interna Llende esterna Alloña HZD Temperatura (℃) Fondiáu
N/d Tierra G 0.84 UA 1.67 UA 1 UA –0.5 14 ℃ Non
1 Kepler-438b K 0,159 UA 0,407 UA 0,17 UA –0,94 37,45 ℃ Sí
2 Kepler-296y M 0,134 UA 0,347 UA 0,15 UA –0,87 33,45 ℃ Sí
3 Gliese 667 Cc M1.5V 0,096 UA 0,251 UA 0,12 UA –0,62 13,25 ℃ Sí
4 Kepler-442b K 0,274 UA 0,681 UA 0,41 UA –0,34 –2,65 ℃ Non
5 Kepler-62y K2V 0,353 UA 0,857 UA 0,43 UA –0,70 28,45 ℃ Non
6 Kepler-452b G2 0,828 UA 1,95 UA 1,05 UA –0,61 29,35 ℃ Non
7 Gliese 832 c M1.5 0,132 UA 0,343 UA 0,16 UA –0,72 21,55 ℃ Sí
8 K2-3 d M0.2 0,207 UA 0,527 UA 0,21 UA -1,00 48,95 ℃ Sí
9 Kepler-283c K 0,260 UA 0,646 UA 0,34 UA –0,58 17,95 ℃ Sí
10 Tau Ceti y G8.5V 0,522 UA 1,250 UA 0,55 UA –0,92 49,75 ℃ Non

Tipu estelar

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Un exemplu d'un sistema basáu na lluminosidá estelar pa predicir la llocalización de la zona habitable alredor de dellos tipos d'estrelles. Los tamaños de planeta, tamañu d'estrella, llargor d'órbita y tamañu de zona habitable nun tán a escala.

El principal factor que determina la estensión y carauterístiques de la zona habitable ye la lluminosidá estelar y, como tal, varia significativamente en función del tipu d'estrella y del so ciclu vital, siendo más amplia y variable cuanto más lluminosa sía la estrella a la que pertenez.[37] Les estrelles más fríes y pequeñes que'l Sol (tipu M y K) permanecen muncho más tiempu na secuencia principal y la so amenorgada zona habitable varia bien pocu nel intre de la mesma, ente que les más masives (tipu F, A, B y O) cunten con una zona de habitabilidad muncho más estensa y variable a lo llargo del so curtiu ciclu vital.[38]

M y K tardíu

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Ver tamién: Habitabilidad en sistemes de nanes coloraes

Esti tipu d'estrelles, conocíes como nanes coloraes, son les más pequeñes de la secuencia principal y tamién les más comunes, llegando a representar un 75 % de la población total de la Vía Láctea.[39] Yá que la esperanza de vida d'una estrella ye inversamente proporcional a la so masa, son amás les más llonxeves, pudiendo permanecer na secuencia principal hasta 10 billones d'años frente a los aproximao 10 000 millones del Sol.[40]

Sicasí, el potencial pa la vida de les nanes coloraes ye oxetu de bancia ente la comunidá científica, yá que presenten graves problemes por que la vida pueda surdir sobre cualquier planeta predresu que orbite a una d'elles na so zona de habitabilidad.[41] Nos sos primeros miles de millones d'años de vida son desaxeradamente actives, llegando a amontar los sos niveles de radiación ultravioleta hasta 10 000 vegaes en repitíes ocasiones a lo llargo d'un día terrestre de resultes de los sos violentos fogarales.[41] Los modelos suxeren qu'un planeta similar a la Tierra, que orbite a una d'estes estrelles na so zona habitable, perdería gradualmente la so atmósfera anque la so magnetosfera fuera asemeyada a la del nuesu planeta.[42]

Por cuenta de la so escasa lluminosidá, la zona de habitabilidad d'estrellar tipu M y K-tardíu entiende una rexón bien pequeña y próxima en comparanza cola de cuerpos estelares mayores.[16] Esa cercanía tamién se traduz nuna gran influencia gravitacional de la estrella sobre los sos planetes potencialmente habitables, siendo pocu probable que caltengan esta condición degolando la llende d'anclaje por marea (esto ye, na mayoría de los casos el puntu a partir del cual la influencia gravitatoria d'una estrella ye lo suficientemente baxa como pa dexar qu'un planeta rote sobre la so exa y tenga ciclos de nueche y día como la Tierra, atópase más allá de la llende esterior de la llende esterna de la zona habitable).[41] L'ausencia de rotación puede perxudicar seriamente'l campu magnético planetariu, desprotegiendo al planeta frente a los efeutos de la so estrella.[41]

 
La estensión de la ZH varia sustancialmente ente les estrelles más masives que'l Sol (enriba) y les de menor tamañu (embaxo).

Como contrapartida, dellos espertos suxeren que'l tipu de lluz emitida poles nanes coloraes podría amenorgar l'efeutu de retroalimentación del xelu pol aumentu nel albedu del planeta, esto ye, que los planetes terrestres pertenecientes en cantu esternu de la zona habitable d'estes estrelles podríen refugar una glaciación global permanente con más facilidá que los sos análogos de cuerpos estelares mayores, lo qu'aumentaría la llende de la llende esterna d'un 10 a un 30 % sobre les estimaciones iniciales.[43] Amás, los estudios indiquen que, a pesar de que'l tipu de lluz emitíu por esta clase d'estrelles difier de la del Sol (principalmente nel espectru infrarroxu), la fotosíntesis sería posible.[44]

K, G y F

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Ver tamién: Habitabilidad en sistemes de nanes naranxes

Les estrelles de tipu naranxa-entemediu a blanca mariella representen el óptimo pa la vida pola so estabilidá, distancia de la zona habitable al respeutive de la estrella y ciclu vital.[38] A diferencia de les nanes coloraes, les naranxes, marielles y blanques-marielles tienen una fase d'intensa actividá estelar tres la so formación muncho más curtia (unos 500 millones d'años pa una similar al Sol, frente a los 2000 o 3000 millones d'una de tipu M), lo que, xuníu a la separación ente la zona de habitabilidad y la estrella, evita que los planetes potencialmente habitables pierdan les sos atmósferes nos sos primeros miles de millones d'años d'esistencia.[41] De la mesma, yá que la llende de anclaje por marea coincide col cantu interior de la llende interna de la zona habitable de les de tipu K-entemediu, ye pocu probable que los planetes qu'orbiten a estes estrelles nesa rexón escarezan d'una rotación significativa de resultes de la influencia gravitacional de la so anfitriona.[21]

Sicasí, anque estos trés tipos d'estrelles son a priori los más favorables pa la vida, hai importantes diferencies ente elles.[45] A midida que xubimos na secuencia principal, crez la emisión de radiación ultravioleta de los cuerpos estelares: Ente que n'exoplanetes tipo-tierra asitiaos na zona habitable de nanes naranxes sería posible la vida ensin la proteición d'una capa d'ozonu, n'estrelles de tipu F un cuerpu planetariu de carauterístiques similares precisaría una trupa ozonosfera pa dexar l'apaición de vida non acuática.[44][46] Por esta y otres razones, considérase que les nanes naranxes (tipu K) son les más favorecedoras pa la habitabilidad planetaria percima de los análogos solares o otros tipos d'estrelles, allugando a los hipotéticos planetes superhabitables.[47]

 
Concepción artística de Siriu A, una estrella tipu A, y la so compañera Siriu B.

A, B y O

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Les estrelles de tipu A, B y O son les más lluminoses y masives de la secuencia principal, y tamién les qu'escosen el so combustible con mayor rapidez (dellos cientos o decenes de millones d'años).[45] Les xigantes azules (tipos O y B), les mayores de la clasificación de Morgan-Keenan, emiten fuertes vientos estelares y grandes cantidaes de radiación ultravioleta que torguen la formación planetaria inclusive n'estrelles vecines asitiaes a menos de 0,1 años lluz, especialmente les de tipu O.[48] Con éses anque cunten cola zona habitable más amplia de tola clasificación estelar, ye bien improbable que nengún planeta pueda formase nelles primero que tol material del discu protoplanetario sía espulsáu al espaciu interestelar.[18]

La formación planetaria en redol a la zona habitable d'una estrella de tipu A podría ser posible, a pesar de les sos fuertes emisiones y del so curtiu ciclu vital, pero los espertos postulen qu'hasta nes estrelles de tipu F-ceo la radiación ultravioleta sería escesiva y alteriaría o destruyiría molécules como'l ADN (imprescindible pa una bioquímica basada nel carbonu).[49] Con independencia d'ello, la zona de habitabilidad d'una estrella tipu A espandiríase con rapidez y posiblemente cualquier planeta asitiáu nella trespasaría la llende interna primero que la vida pudiera evolucionar.[18][49]

Zona de habitabilidad ultravioleta

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Esta zona ta delimitada pola cantidá de radiación UV tolerable pal ADN.[50] Planetes con órbites inferiores a la llende interna de la zona de habitabilidad ultravioleta taríen demasiáu espuestos y cualquier molécula presente sería destruyida o severamente alteriada, ente que los asitiaos más allá de la llende esterna escareceríen de los niveles mínimos riquíos por que pudieren desempeñar los sos procesos biogénicos.[51]

Los espertos consideren que la cantidá máxima de radiación ultravioleta almitible pal ADN ye equivalente al doble de la recibida pola Tierra dende l'espaciu hai 3800 millones d'años, asina que la zona de habitabilidad ultravioleta del sistema solar taría asitiada anguaño ente les 0,71 y les 1,9 UA.[50] Los estudios indiquen qu'esta rexón suel atopase muncho más próxima a la estrella que la zona habitable por permediu, especialmente en redol a cuerpos estelares pocu lluminosos, hasta'l puntu de que nun coinciden en casi un 60 % de los casos.[50] Nel otru estremu, les estrelles más masives que'l Sol, como les de tipu F, cunten con una rexón dientro de la llende interna de la zona habitable na que cualquier organismu sería quemáu pola radiación ultravioleta.[50]

Zona de habitabilidad galáutica

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Zona galáutica habitable de la Vía Láctea

Nel so llibru Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe (2000), Peter Ward y Donald Y. Brownlee xustifiquen los factores que converten a la Tierra nun casu pocu común nel universu, frutu d'una concatenación de casualidaes desaxeradamente inusuales (hipótesis de la Tierra especial), siendo una d'elles l'allugamientu del sistema solar nuna rexón de la galaxa conocida como «zona galáutica habitable».[52] La obra, que cuntó con una gran aprobación y siguimientu ente la comunidá científica naquellos años, sufrió importantes crítiques arriendes de nuevos estudios y observaciones que desmintieron gran parte de los sos puntos principales, tales como la necesidá d'un xigante gaseosu nel sistema pa prevenir los impautos astronómicos[53] o la dependencia d'un satélite de considerables dimensiones que permedie la exa planetaria y caltenga una tectónica de plaques.[54] Unu de los puntos que, lloñe de ser desmentíos, fueron confirmaos col pasu de los años, foi la esistencia d'una zona galáutica habitable.[55]

La zona de habitabilidad galáutica forma un aniellu alredor del centru de la galaxa, dende los 4 kpc hasta los 10 kpc de distancia respeuto al centru de la Vía Láctea, qu'entiende la única rexón de la mesma na que pueden apaecer sistemes con planetes capaces d'allugar dalgún tipu de vida.[52] Más allá de la so llende esterior, la metalicidá de les estrelles ye demasiáu baxa como pa dexar la formación de planetes telúricos como la Tierra, y más cerca del violentu centru galácticu la esposición a eventos altamente enerxéticos (como les supernoves) sería bien contraria pa la vida.[55]

Potencial pa la vida

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Impresión artística d'un exoplaneta análogu a la Tierra

Orixinalmente, el términu «zona habitable» yera venceyáu direutamente cola rexón en redol a una estrella capaz de sofitar planetes con dalgún tipu d'organismu vivu sobre la so superficie.[30] Sicasí, darréu'l so significáu foi modificáu pa referise namái a la zona alredor de les estrelles na que cualquier planeta qu'axunte les carauterístiques fayadices puede tener agua n'estáu líquidu sobre la so superficie.[5] Anguaño, tener en cuenta la posibilidá de que la vida surda n'escenarios alternativos, dalgunos más allá de cualquier teoría o hipótesis desenvuelta hasta la fecha.[56][57] De xacíu, tamién se presupon qu'inclusive nel meyor de los escenarios de habitabilidad planetaria, que resulte nun universu muncho más pobláu y biolóxicamente diversu de lo que pudiéramos imaxinar, la mayoría de los planetes asitiaos na zona habitable nun allugaríen nengún tipu de vida.[58][5]

Ente los múltiples escenarios nos que la vida podría surdir más allá de la zona habitable, destaca especialmente la posibilidá d'atopar planetes asitiaos n'órbites cimeres a la llende esterna de la zona de habitabilidad que cunten con grandes océanos submarinos so una corteza xelada, calteníos pol calor de la so actividá xeolóxica o pol calentamientu de marea producíu por dalgún planeta o satélite cercanu, como se cree que podría presentar la lluna joviana Europa. De la mesma, nos últimos años aldericóse la posibilidá de que formes de vida basaes nuna química distinta a les de la Tierra puedan sobrevivir n'ambientes nos que'l metanu sía'l mediu primariu, con un ciclu similar al de l'agua nel nuesu planeta.[56] Esta teoría, qu'amontó l'interés en Titán, unu de los satélites de Saturnu, dio llugar al estudiu de la denomada «zona de habitabilidad del metanu», que les sos llendes asitiar a una distancia enforma mayor de la estrella que la zona habitable convencional.[56]

Per otru llau, l'allugamientu d'un planeta al respeutive de la so estrella ye solu unu de los factores nel estudiu de la habitabilidad planetaria.[59] Inclusive si un planeta atópase na zona habitable del so sistema y recibe unos niveles de radiación ultravioleta aptos pa la vida, puede tratase d'un xigante gaseosu o d'un cuerpu planetariu pequeñu incapaz de retener la so atmósfera.[60] Les investigaciones del equipu HARPS-N indiquen qu'esiste una llende de 1,6 R⊕ y/o 6 M⊕ a partir del cual la probabilidá de qu'un planeta atrope grandes cantidaes d'hidróxenu y heliu sobre la so superficie aumenta sustancialmente (nun estáu de transición a xigante gaseosu denomináu «minineptuno»).[61] Otros factores a tener en cuenta son la composición atmosférica, el tipu d'órbita del planeta (si ye demasiáu escéntrica puede degolar les llendes de la zona habitable), les carauterístiques de la so estrella, la posición del sistema na galaxa, la rotación del planeta, si tien un campu magnético significativu, la edá del sistema, etc.[59][26]

Sicasí, los miles d'exoplanetes confirmaos hasta la fecha dexaron envalorar el númberu de planetes de masa similar a la terrestre asitiaos na zona de habitabilidad de los sos sistemes nunos 40 000 millones solu na Vía Láctea, de los qu'hasta 11 000 millones podríen orbitar estrelles similares al Sol.[58][62] Estes cifres, que podríen suponer que'l exoplaneta habitable más cercanu atopar a 12 años lluz de la Tierra, conviden al optimismu, confirmando quiciabes el principiu de mediocridá nel campu de l'astrobioloxía.[63]

Ver tamién

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Notes

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  1. ↑ L'estáu de «Venus recién» corresponder col momentu nel que la evolución solar fizo que Venus perdiera tola agua de la so superficie, ente que l'estáu de «Marte primitivu» marca l'intre nel que'l planeta coloráu perdió les últimes muertes d'agua líquido sobre la so corteza.[34]
  2. ↑ Dexando'l cursor sobre la encabezadura de cada columna, figura una esplicación sobre'l so conteníu.

Referencies

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  1. ↑ Forget, François (2013). «On the probability of habitable planets» (n'inglés). International Journal of Astrobiology:  páxs. 1-3. http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1212/1212.0113.pdf. Consultáu'l 28 d'abril de 2015. 
  2. ↑ Perryman, 2011, p. 267.
  3. ↑ (n'inglés) New Instrument Reveals Recipe for Other Earths. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 5 de xineru de 2015. http://www.cfa.harvard.edu/news/2015-03. Consultáu'l 28 d'abril de 2015. 
  4. ↑ Selsis, 2007, p. 2.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Perryman, 2011, p. 283.
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Bibliografía

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