{"id":128475,"date":"2009-11-11T15:23:00","date_gmt":"2009-11-11T15:23:00","guid":{"rendered":"http:\/\/weblogs.madrimasd.org\/\/astrofisica\/archive\/2009\/11\/11\/128475.aspx"},"modified":"2017-02-26T20:33:24","modified_gmt":"2017-02-26T19:33:24","slug":"planetas-habitables-la-zona-de-habitabilidad-astrobiologia-vii","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/2009\/11\/11\/128475","title":{"rendered":"Planetas habitables: la zona de habitabilidad (Astrobiolog\u00eda VII)"},"content":{"rendered":"
\n

David ByN<\/p>\n

En nuestro planeta, se puede encontrar actividad biol\u00f3gica en medios muy distintos: desde los glaciares vientos de la meseta ant\u00e1rtica a la sofocante humedad c\u00e1lida del Tr\u00f3pico o la aridez ardiente del Sahara; en la negrura de las m\u00e1s profundas simas abisales a las resplandecientes cumbres nevadas de los techos del mundo; en volcanes o en medios tan \u00e1cidos como los de R\u00edo Tinto. Cambian las condiciones f\u00edsicas y qu\u00edmicas, pero a\u00fan as\u00ed siempre hay un nicho cubierto por un conjunto de especies. Pero la Tierra, con toda su variedad, solo cubre un exiguo rango de temperaturas y presiones o de niveles de radiaci\u00f3n. La temperatura m\u00e1s baja registrada en la Ant\u00e1rtica puede rondar los -89.4 grados cent\u00edgrados, y el valor m\u00e1s alto medido en el desierto m\u00e1s caliente alcanza los +58 grados. Esto es, un rango de unos 150 grados. La mayor parte del planeta tiene unas oscilaciones mucho m\u00e1s reducidas.<\/p>\n<\/div>\n

<\/p>\n

\"\"
\nLa zona de habitabilidad en funci\u00f3n de la distancia a la estrella central y a su masa (y con etiquetas los tipos espectrales aproximados). Por comparaci\u00f3n se incluye los planetas m\u00e1s internos del Sistema Solar y los cuatro descubiertos orbitando alrededor de la estrella GJ 581. <\/em><\/div>\n

El clima terrestre depende, entre otros factores, de uno esencial: el Sol y de la cantidad de energ\u00eda que de \u00e9l recibimos. Esto es, depende de la energ\u00eda que irradia nuestra estrella (unos 3,65 x 1023 kilovatios) y la que llega a la Tierra (la denominada constante solar, 1,366 vatios por metro cuadrado), que depende de la distancia entre la Tierra y el Sol y de la secci\u00f3n eficaz de la Tierra (el \u00e1rea que \u201cve\u201d el Sol). Esta cantidad de energ\u00eda es esencial para que el agua se encuentre en estado l\u00edquido. Marte, que se encuentra una distancia mayor del Sol (1.52 veces la distancia media entre el Sol y la Tierra, o unidades astron\u00f3micas), recibe solo un 43% de la energ\u00eda que llega a nuestro planeta por metro cuadrado (depende con el inverso del cuadrado de la distancia). Por tanto, el agua en Marte se encontrar\u00eda preferentemente en estado s\u00f3lido, ya que la temperatura media de la Tierra es de unos +10 grados cent\u00edgrados (por encima del punto de fusi\u00f3n del hielo), cuando la de Marte es de unos -63 grados cent\u00edgrados. En cualquier caso, la variaci\u00f3n en un planeta puede ser muy grande (en el caso de Marte, entre -140 y +20 grados cent\u00edgrados). Y la distancia entre la estrella y el planeta no es el \u00fanico factor determinante, como se pone de manifiesto al comparar los casos de Venus y Mercurio. El primero, m\u00e1s cerca del Sol que la Tierra, tiene una temperatura media de +465 grados cent\u00edgrados, bastante m\u00e1s alta. Como contraejemplo est\u00e1 Mercurio, cuya temperatura superficial, unos +167 grados cent\u00edgrados, es inferior a la de Venus, a pesar de estar mucho m\u00e1s cerca del Sol. Y es que la composici\u00f3n qu\u00edmica de la atm\u00f3sfera de un planeta (Mercurio tiene una muy tenue) es tremendamente importante.<\/p>\n

En nuestro planeta se ha encontrado actividad biol\u00f3gica bajo condiciones muy distintas: desde temperaturas por debajo del punto de congelaci\u00f3n del agua a presiones normales (bajando hasta -20 C), alcanzando incluso los 121 C.<\/p>\n

La zona de habitabilidad en el Sistema Solar <\/span><\/p>\n

La zona de habitabilidad alrededor de una estrella se define como el rango de distancias orbitales en donde un planeta podr\u00eda contener agua l\u00edquida. Este fen\u00f3meno implica que se asume que el agua es indispensable para la aparici\u00f3n de la vida, lo cual no tiene que ser rigurosamente cierto.<\/p>\n

La zona de habitabilidad depende principalmente de dos factores: la masa de la estrella y su edad, ya que al evolucionar, una estrella cambia su tipo espectral y su luminosidad. El l\u00edmite inferior de la zona de habitabilidad se estima a partir de la fotodisociaci\u00f3n de agua. Esto es, cuando la radiaci\u00f3n solar es tan intensa que el agua se descompone en sus elementos b\u00e1sicos, ox\u00edgeno e hidr\u00f3geno, y \u00e9ste \u00faltimo escapa del planeta al no poder ser retenido por el campo gravitacional del planeta. En buena medida arbitrariamente, se estima que la radiaci\u00f3n requerida es 1.1 veces la constante solar (1,1×1,366 vatios\/m2). En el Sistema Solar, ello equivale a 0.95 unidades astron\u00f3micas). El l\u00edmite superior de la zona de habitabilidad lo impone la condensaci\u00f3n de di\u00f3xido de carbono (CO2). Una estimaci\u00f3n conservadora indica que ello ocurre a un valor de 0.53 veces la constante solar. Nuevamente, en el Sistema Solar, esto equivale a 1.37 unidades astron\u00f3micas.<\/p>\n

Las estrellas evolucionan y su luminosidad cambia. Por ello, se ha definido el concepto de Zona de Habitabilidad Continuada (ZHC), que representa el rango de distancias orbitales para las cuales la constante solar se mantiene dentro de estos l\u00edmites (1.1-0.53) durante una parte significativa de la historia de una estrella. Dado que el Sol aumente lentamente su luminosidad, en el Sistema Solar la ZHC se localiza entre 0.95 y 1.15 unidades astron\u00f3micas. Por tanto, es en este rango de distancias orbitales donde, en principio, se debe buscar agua l\u00edquida y, por tanto, vida. Al menos tal y como la conocemos.<\/p>\n

Sin embargo, hay que tener en cuenta que otros factores, tales como el efecto invernadero (la temperatura media de la Tierra estar\u00eda varios grados por debajo de su valor sin este efecto debido a gases como el CO2 y el metano en su atm\u00f3sfera) , la actividad geol\u00f3gica (tect\u00f3nica de placas y la consecuente emisi\u00f3n de gases a la atm\u00f3sfera), la presencia o ausencia de campos magn\u00e9ticos globales (que protegen del bombardeo de part\u00edculas altamente energ\u00e9ticas que provienen del Sol), o el albedo (la cantidad de energ\u00eda que llega desde la estrella que es reemitida al espacio, pueden jugar un papel crucial en la aparici\u00f3n y mantenimiento de actividad biol\u00f3gica.<\/p>\n

La zona de habitabilidad en otros sistemas planetarios<\/span><\/p>\n

La zona de habitabilidad alrededor de otras estrellas se define de manera an\u00e1loga. Basta con comparar la luminosidad de la estrella con la del Sol para calcular la distancia media de esta regi\u00f3n, seg\u00fan:<\/p>\n

Distancia(ZH, estrella) = [Luminosidad(estrella) \/ Luminosidad(Sol)]0.5<\/sup>, en unidades astron\u00f3micas<\/p>\n

Para calcular el radio m\u00ednimo y m\u00e1ximo de su zona de habitabilidad, basta con multiplicar Distancia(ZH,estrella) por los factores 0.95 y 1.37, respectivamente.<\/p>\n

As\u00ed, en una estrella de tipo M, las m\u00e1s numerosas en nuestra galaxia, de baja masa y luminosidad, la zona de habitabilidad se encuentra muy cerca del astro central. De hecho, est\u00e1 tan pr\u00f3xima que un hipot\u00e9tico planeta localizado en dicha \u00f3rbita se encontrar\u00eda con un periodo de rotaci\u00f3n igual al de revoluci\u00f3n, debido al efecto marea, al igual que le sucede a la Luna con la Tierra. Este es un factor que puede, o no, afectar las condiciones de habitabilidad del planeta, as\u00ed como otros elementos orbitales, tales como la excentricidad de la \u00f3rbita o la inclinaci\u00f3n del eje de rotaci\u00f3n respecto al orbital.<\/p>\n

El sistema planetario m\u00faltiple asociado a la estrella Gliese 581 posee un planeta que podr\u00eda estar bajo estas condiciones (Gl581c), ya que podr\u00eda tener una masa de alrededor cinco veces la masa de la Tierra y su distancia a la estrella central, de tipo espectral M3, es de 0.073 unidades astron\u00f3micas. Se especula que Gl581c podr\u00eda contener agua en estado l\u00edquido. En cualquier caso, un hipot\u00e9tico sat\u00e9lite que orbitase alrededor de este planeta no se ver\u00eda limitado por el efecto marea y podr\u00eda experimentar ciclos d\u00eda-noche. Sea como sea, es de suponer que caso del sistema de Gl581 no sea \u00fanico y misiones espaciales como Corot y Kepler descubran numerosos sistemas como \u00e9ste.<\/p>\n

 <\/p>\n

PD (20150915, en OpenMind):
\nSistemas planetarios y la zona de habitabilidad<\/strong><\/a><\/p>\n

Planetary Systems and the Habitable Zone<\/a><\/strong><\/header>\n

 <\/p>\n

 <\/p>\n


\nENLACES: <\/strong><\/p>\n