Zona de habitabilidad

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Zona habitable esperable para estrellas con luminosidad distinta a nuestro Sol.

En astrofísica se denomina zona de habitabilidad estelar a la región alrededor de una estrella en la que, de encontrarse ubicado un planeta (o satélite) rocoso con una masa comprendida entre 0,6 y 10 masas terrestres y una presión atmosférica superior a los 6,1 mb correspondiente al punto triple del agua, la luminosidad y el flujo de radiación incidente permitirían la presencia de agua en estado líquido sobre su superficie.

Definida por primera vez en 1959 por S. Huang, la zona de habitabilidad estelar (ZH) se encuentra delimitada por dos radios, uno interno ó ZHri y otro externo o ZHro. Mientras el radio interno establece la distancia mínima capaz de salvaguardar el entorno planetario de un efecto invernadero desbocado, el externo, por el contrario, muestra la distancia máxima en la que este mismo fenómeno es capaz de impedir que las bajas temperaturas aboquen al planeta a una glaciación perpetua. El primer planeta extrasolar encontrado en esta zona de habitabilidad y con una masa parecida a la Tierra sería Gliese 581 g.[1]

Junto a la zona de habitabilidad estelar, recientemente los astrónomos norteamericanos González, Ward y Brownlee han definido la denominada zona de habitabilidad galáctica. Alejada de las fuentes intensas de radiación, sobre todo del violento centro galáctico y de las regiones activas de formación estelar, la conjunción de estas dos zonas, ZH y ZHG, presentan las condiciones más favorables para la aparición y posterior desarrollo de la vida en un entorno planetario adecuado.

Expresión matemática[editar]

Relegada inicialmente al marco de la mera especulación, no es hasta fechas recientes cuando el descubrimiento de un número cada vez mayor de planetas extrasolares ha hecho retomar con inusitado interés, sobre todo para la astrobiología, el estudio de la ZH. Prueba de ello lo constituye el desarrollo de diversas expresiones matemáticas, como las propuestas por Kasting, Whitmire & Reynolds (1993) o Whitmire & Reynolds (1996), destinadas al cálculo aproximado de los radios interno y externo expresados en unidades astronómicas:

ZHri=[L/Sbi]^{0,5}

ZHro=[L/Sbo]^{0,5}

donde L es la luminosidad y Sb el flujo estelar

ZHri(ZAMS)=[LZAMS/1,1]^{0,5}

ZHro(ZAMS)=ZHri(HZT)=[LZAMS/0,53]^{0,5}

ZHro(HZT)=[LHZT/0,53]^{0,5}

ZHri(MSE)=[LMSE/1,1]^{0,5}

ZHro(MSE)=[LMSE/0,53]^{0,5}

donde LZAMS es la luminosidad durante el momento cero del início de la secuencia principal o Zero Age Main Sequence, LHZT es la luminosidad en el momento de tránsito y LMSE es la luminosidad al final de la secuencia principal

Órbita de 55 Cancri f dentro de la zona de habitabilidad planetaria de su estrella 55 Cancri.

Como puede apreciarse a partir del último conjunto de expresiones matemáticas, la zona de habitabilidad evoluciona con el tiempo migrando hacia el exterior a medida que la estrella recorre la secuencia principal.

Posibilidad de vida en las zonas de habitabilidad. Factores implicados[editar]

Deducidas a partir de propiedades físicas como la masa, temperatura efectiva y flujo estelar, las características y evolución de la ZH se encontrarán estrechamente ligadas a la vida de las estrellas. De esta forma con una temperatura efectiva inferior a los 3000 K y una luminosidad miles de veces inferior a la del Sol, las enanas rojas de clase espectral M presentarán una ZH muy estrecha y próxima a la estrella, quedando bloqueada la rotación planetaria a partir de 0,6-0,4 masas solares. A pesar de este grave inconveniente y de la emisión de la mayor parte de la energía liberada en forma de radiación infrarroja, el abundante número de enanas rojas (70-90% del total de la Vía Láctea) y su extrema longevidad hace que presenten en conjunto el área de habitabilidad estelar más extenso de la galaxia. A pesar de no mostrar restricción temporal alguna, una masa estelar inferior a 0,08 masas solares implica unas condiciones de presión y temperatura en su núcleo insuficientes para mantener activo el "fuego" nuclear. Consideradas objetos de transición entre estrellas y planetas, las enanas marrones muestran unas características físicas que imposibilitan la existencia a su alrededor de una zona de habitabilidad propiamente dicha.

En el extremo opuesto, con una temperatura efectiva de 50000 K y una luminosidad millones de veces superior a la solar, las grandes estrellas azuladas y blanco-azuladas de clase espectral O y B presentan una ZH amplia y muy alejada de la estrella, por lo que queda asegurada la libre rotación planetaria. Su reducido número, la emisión de la mayor parte de la energía liberada en forma de radiación ultravioleta, efímera vida y el intenso viento estelar que caracteriza estas grandes estrellas no solo imposibilita la consolidación a su alrededor de cuerpos planetarios, sino que incluso en casos extremos pueden llegar a disipar los discos protoplanetarios presentes en estrellas vecinas.

Estimado para el desarrollo de la vida en un planeta como la Tierra un lapso de tiempo no inferior a 4000 millones de años, las estrellas más aptas serían aquellas que presentasen una masa inferior a 1,20 masas solares y superior a 0,6 masas solares, o lo que es lo mismo estrellas de clase espectral F, G y K.

Véase también[editar]

Referencias[editar]