Habitabilitat planetària
La habitabilitat planetària és una mida del potencial que té un cos còsmic de sustentar vida. Es pot aplicar tant als planetas com als satèlits naturals dels planetes.
L'únic requisit absolut per a la vida és una font d'energia. Per això, és interessant determinar la zona d'habitabilitat de diferents estrelas, pero la noció d'habitabilitat planetària implica el compliment de molts atres criteris geofísicos, geoquímicos i astrofísics per a que un cos còsmic siga capaç de sustentar vida. Com es desconeix l'existència de vida extraterrestre, la habitabilitat planetària és, en gran part, un extrapolació de les condicions de la Terra i les característiques del Sol i el sistema solar que semblen favorables per al florecimiento de la vida. És d'interés particular el conjunt de factors que han favorit el sorgiment en la Terra d'organismes pluricelularés i no simplement organismes unicelulars. L'investigació i la teoria sobre este tema són components de la ciència planetària i la disciplina emergent de l'astrobiología.
L'idea de que uns atres planetes puguen albergar vida és molt antiga, encara que històricament ha estat emmarcada dins de la filosofia tant com dins de les ciències físiques.[Nota 1] El final de el XX va viure dos grans alvanços en esta matèria. Per a escomençar, l'exploració robòtica i l'observació d'atres planetes i satèlits del sistema solar han proporcionat informació essencial per a definir els criteris d'habitabilitat i han permés establir comparacions geofísicas substancials entre la Terra i atres cossos. El descobriment de planetes extrasolars —que va començar en 1992 i s'ha disparat des de llavors— va ser la segona fita. Va confirmar que el Sol no és únic albergant planetes i va estendre l'horisó de l'investigació sobre habitabilitat més allà del sistema solar.
Sistemes estelars aptes
[editar | editar còdic]
La comprensió de l'habitabilitat planetària escomença en les estrelas. Encara que pot ser que els cossos que, en general, són semblats a la Terra siguen molt numerosos, és igual d'important que el sistema en el que habiten siga compatible en la vida. En l'auspici del Proyecte Phoenix del SETI, les científiques Margaret Turnbull i Jill Tarter varen desenrollar en 2002 el «HabCat» (o «Catàlec de Sistemes Estelars Habitables»). El catàlec va ser confeccionat erejant les casi 120 000 estreles del Catàlec Hipparcos fins a quedar-se en un grup de 17 000 «HabStars», i els criteris de selecció que varen utilisar proporcionen un bon punt de partida per a comprendre per qué són necessaris els factors astrofísics per a que un planeta siga habitable.[1]
Tipo espectral
[editar | editar còdic]El tipo espectral d'una estrela indica la temperatura de la seua fotosfera, que (per a les estreles de la seqüència principal) està correlacionada en la seua massa total. Actualment es considera que el ranc espectral apropiat per a les «HabStars» va des de «F baix» o «G» fins a «K mijà». Açò correspon a unes temperatures de poc més de 7000 K fins a poc més de 4000 K; el Sol (no és coincidència) està just en el punt mig d'estos llímits, i està classificat com a estrela G2. Les estreles de «classe mija» com esta tenen una série de característiques considerades importants per a l'habitabilitat planetària:
- Viuen a lo manco uns quants mils de millons d'anys, donant oportunitat a que la vida evolucione. Les estreles de la seqüència principal de tipo «O», «B» i «A», més lluminoses, normalment viuen menys de mil millons d'anys i en casos excepcionals menys de 10 millons d'anys.[2][Nota 2]
- Emeten la suficient radiació ultravioleta d'alta energia per a que es produïxquen fenomens atmosfèrics importants com la formació d'ozon, pero no tanta com per a que l'ionisació destruïxca la vida incipient.[3]
- Pot existir aigua líquida en la superfície dels planetes que orbitan a una distància que no produïx acoplament de marea. (vejau la següent secció i la 3.2).
Estes estreles no són ni «molt calentes» ni «molt fredes» i viuen lo prou com per a que la vida tinga oportunitat de sorgir. Este ranc espectral representa entre un 5 i un 10 % de les estreles de la galàxia Via Làctea. Si les estreles de tipo K baix i M («nanes roges») també són aptes per a albergar planetes habitables és potser la qüestió oberta més important de tot el camp de l'habitabilitat planetària, ya que la major part de les estreles cauen dins d'eixe ranc; açò s'explica extensament més avall.
Una zona habitable estable
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Zona d'habitabilitat.
La zona habitable (ZH) és un clafoll teòric que rodeja a una estrela, dins de la qual qualsevol planeta tindria aigua (o un atre dissolvent potencial) líquit en la seua superfície. Despuix d'una font d'energia, l'aigua líquida es considera l'ingredient més important per a la vida, considerant lo essencial que és per a tots els sers vius de la Terra. Pot ser que açò reflectixca, els prejuïns d'una espècie depenent de l'aigua, i si es descobrix vida en absència d'aigua (per eixemple, en una solució d'amoníac líquit), la noció de ZH tindrà que expandir-se molt o descartar-se completament per massa restrictiva.[Nota 3]
Una ZH «estable» implica dos factors. Primer, el ranc d'una ZH no deu variar molt en el temps. Totes les estreles aumenten de lluminositat quan envellixen i les seues ZH es desplacen naturalment cap a l'exterior, pero si açò succeïx massa ràpit (per eixemple, en una estrela supermasiva), els planetes tindran solament una breu finestra dins de el ZH i per tant una menor provabilitat de desenrollar vida. Calcular el ranc d'una ZH i el seu moviment a llarc determini mai és senzill, ya que els cicles de retroalimentación negatius com el cicle del carbono tendixen a desplaçar els auments de lluminositat. Les suposicions que es fan sobre les condicions atmosfèriques i la geologia tenen un impacte sobre el ranc de la ZH tan gran com l'evolució solar; els paràmetros proposts per a la ZH del Sol, per eixemple, han fluctuat molt.[4]
Segon, no deu existir cap cos massiu com un jagant gaseós dins o relativament prop de la ZH, interferint en la formació de cossos com la Terra. La massa del cinturó d'asteroides, per eixemple, sembla que no va ser capaç de formar un planeta per acreció per resonàncies orbitales en Júpiter; si el jagant haguera aparegut en la regió que ara està entre les òrbites de Venus i Mart, casi en tota seguritat la Terra no hauria desenrollat la seua forma actual. Açò està compensat d'alguna manera pels indicis de que un jagant gaseós dins de la ZH, baix certes condicions, podria tindre satèlits habitables.[5]
Abans, se suponia que el patró de planetes rocosos interiors i jagants gaseosos exteriors observables en el sistema solar era la norma en tots els llocs, pero els descobriments de planetes extrasolars han tirat per terra esta idea. S'han trobat numerosos cossos del tamany de Júpiter en òrbita propenca a la seua estrela primària, desbaratant les ZHs potencials. És provable que les senyes actuals de planetes extrasolars estiguen biaixats cap als planetes grans en òrbites chicotetes i excèntriques, perque són molt més fàcils d'identificar; en febrer de 2023 un equip d'astrònoms de l'Universitat de Berna i del NCCR planets, abdós en Suïssa, va publicar el resultat d'un anàlisis basat en les troballes del telescopi espacial Kepler, a on classifiquen als sistemes planetaris en 4 tipos: els similars (tots els planetes en característiques físiques similars sobre massa, volum i densitat), el anti-ordenat, a on destaquen els «júpiteres calents» (planetes jagants gaseosos que orbitan molt prop de la seua estrela mare); els mixts, a on no hi ha un patró clar de la distribució dels cossos planetaris en funció a la seua massa, o volum i finalment els ordenats, a on existix un anell de planetes rocosos més prop de l'estrela, seguit d'un anell de planetes jagants gaseosos o gelats (similar al nostre sistema solar). Segons conclou Lokesh Mishra, autor principal de l'estudi i investigador de les institucions ya mencionades, els sistemes ordenats, com el nostre són els més rars, estadísticament parlant, en la part explorada de la galàxia.
Baixa variació estelar
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Variació estelar.
Els canvis en lluminositat són comunes en totes les estreles, pero la magnitut d'eixes fluctuacions cobrix un gran ranc. La majoria de les estreles són relativament estables, pero una minoria significativa d'estreles variables experimenta a sovint auments súbits i intensos de lluminositat, i per tant d'energia radiada cap als cossos en òrbita. Estes estreles es consideren males candidates per a albergar planetes habitables, ya que el seu impredecibilidad i els canvis en les seues emissions d'energia tindrien un impacte negatiu en els organismes. Com a conseqüència més evident, els sers vius adaptats a una temperatura particular provablement serien incapaces de sobreviure a un canvi de temperatura massa gran. És més, els auments de lluminositat solen estar acompanyats d'enormes dosis de rajos gamma i rajos X que poden resultar letals. Les atmòsferas mitiguen tals efectes (un aument absolut del 100 % de la lluminositat del Sol no necessàriament significaria un aument del 100 % de la temperatura absoluta de la Terra), pero pot ser que la protecció de les atmòsfera no es done en els planetes que orbitan al voltant d'estreles variables, ya que l'energia d'alta freqüència que colpeja a estos cossos els privaria contínuament de la seua coberta protectora.
El Sol, com en casi tot, és benigno en relació en este perill: la variació entre el màxim i el mínim solar és d'a penes un 0.1 %, a lo llarc del seu cicle solar d'11 anys. Hi ha gran evidència de que els menuts canvis en la lluminositat del Sol han tingut efectes significatius en el clima de la Terra dins del temps històric; la Menuda Edat de Gèl de mitan del segon mileni, per eixemple, va poder tindre la seua causa en una disminució a llarc determini de la lluminositat del Sol.[6] Per tant, una estrela no necessita ser una verdadera estrela variable per a que les diferències en la seua lluminositat afecten a l'habitabilitat. Dels «bessons del sol» coneguts, es considera que el que més s'assembla al Sol és 18 Scorpii; és interessant el fet de que l'única diferència significativa entre abdós cossos és l'amplitut del cicle solar, que sembla ser molt major per a 18 Scorpii.[7]
Alta metalicidad
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Metalicidad.
Encara que el gros del material de qualsevol estrela és el hidrogen i el heli, hi ha una gran variació en la cantitat d'elements pesats que conté. Una gran proporció de metals en una estrela està correlacionada en la cantitat de material pesat disponible en el disc protoplanetario. Una baixa cantitat de metal disminuïx significativament la provabilitat de que s'hagen format planetes al voltant d'una estrela, segons la teoria de la nebulosa solar sobre la formació de sistemes planetaris. Qualsevol planeta que es forme al voltant d'una estrela en poc metal tindrà provablement molt poca massa, i per tant no serà favorable per a la vida. Fins a la data, els estudis espectroscópicos dels sistemes en els que s'ha trobat un exoplaneta confirmen la relació entre un alt contingut metàlic i la formació de planetes: «Les estreles en planetes, o a lo manco en planetes similars als que trobem hui en dia, són clarament més riques en metals que les estreles sense companyia planetària».[8] L'alta metalicidad també establix un requisit de joventut per a les habstars: les estreles formades al principi de l'història del univers tenen un contingut baix de metals i una corresponent menor provabilitat de tindre companyers planetaris.
Característiques planetàries
[editar | editar còdic]La principal suposició sobre els planetes habitables és que són terrestres. Estos planetes, que es troben aproximadament dins d'un orde de magnitut de la massa de la Terra, estan composts principalment de roques de silicat i no han acrecido a partir de les capes gaseoses exteriors d'hidrogen i heli que es troben en els jagants gaseosos. No s'ha descartat completament que puga evolucionar vida en els núvols superiors dels planetes jagants,[Nota 4] encara que es considera poc provable ya que no tenen superfície i la seua gravetat és enorme.[9] Els satèlits naturals dels planetes jagants, per un atre costat, són candidats perfectament vàlits per a albergar vida.[10]
En analisar qué ambients tenen major provabilitat de permetre vida, se sol fer una distinció entre els organismes unicelulars com les bactèrias i estoves, i els organismes complexos com els metazoos (animals). La unicelularidad precedix necessàriament a la pluricelularidad en qualsevol hipotètic arbre de la vida, i a on emergixen organismes unicelulars no hi ha res que assegure que es desenrollarà major complexitat que eixa.[Nota 5] Les característiques planetàries llistades avall es consideren generalment crucials per a la vida, pero en tots els casos els impediments a l'habitabilitat deuen considerar-se més severs per als organismes pluricelulares com les plantes i els animals que per a la vida unicelular.
Massa
[editar | editar còdic]Els planetes en poca massa són mals candidats per a la vida per dos raons. Primer, la seua baixa gravetat fa que conservar l'atmòsfera siga difícil. Les molèculas constituents tenen més provabilitat d'alcançar la velocitat d'escape i perdre-se en l'espai quan són bombardejades en vent solar o agitades per una colisió. Els planetes que no tenen una atmòsfera grossa carixen del material necessari per a una bioquímica primària, tenen poc aïllament i poca transferència de calor entre la seua superfície (per eixemple, Mart, en la seua fina atmòsfera, és més freda de lo que ho seria la Terra a una distància pareguda) i menys protecció contra la radiació d'alta freqüència i els meteoroides. Ademés, si l'atmòsfera és menor de 0.006 atmòsfera terrestres, no pot existir aigua en forma líquida per no alcançar la pressió atmosfèrica requerida, 4.56 mmHg (608 pascals). El ranc de temperatures en el que l'aigua és líquida és més chicotet a baixes pressions, en general.
Segon, els planetes menuts tenen diàmetros menuts i per tant major proporció superfície/volum que els seus cosins majors. Estos cossos tendixen a perdre ràpidament l'energia que va sobrar despuix de la seua formació i terminen geològicament morts, carint de volcans, terremots i activitat tectónica, que proporcionen a la superfície materials necessaris per a la vida i a l'atmòsfera moderadors de la temperatura com el diòxit de carbono. La tectónica de plaques sembla ser particularment crucial, a lo manco en la Terra: no solament servix per a reciclar minerals i composts químics importants, també fomenta la biodiversitat creant continents i aumentant la complexitat ambiental i ajuda a crear les cèlules convectivas necessàries per a generar el camp magnètic terrestre.[11]
«Poca massa» és una etiqueta en part relativa; es considera que la Terra té poca massa quan es compara en els jagants gaseosos del sistema solar, pero és, de tots els cossos terrestres, el més gran en diàmetro i massa i també el més dens.[Nota 6] És lo prou gran per a retindre una atmòsfera en la seua gravetat i per a que el seu núcleu líquit seguixca sent una font de calor, impulsant la diversa geologia de la superfície (la descomposició dels elements radioactivos en el núcleu d'un planeta és un atre component significatiu del calfament planetari). Mart, en contrast, està casi (o potser totalment) mort geològicament, i ha perdut gran part de la seua atmòsfera.[12] Per tant, seria correcte deduir que el llímit de la massa mínima per a l'habitabilitat es troba en algun punt entre Mart i la Terra o Venus. Unes circumstàncies excepcionals oferixen casos excepcionals: el satèlit de Júpiter Io (més chicoteta que els planetes terrestres) és volcánicamente activa per les tensions gravitatorias induïdes per la seua òrbita; el veí Europa pot tindre un oceà líquit baix una capa congelada degut també a l'energia creada en la seua òrbita al voltant d'un jagant gaseós; el satèlit de Saturn Titán, per un atre costat, té una remota possibilitat d'albergar vida, ya que conserva una grossa atmòsfera i són possibles les reaccions bioquímiques en el metà líquit de la seua superfície. Estos satèlits són excepcions, pero demostren que la massa com a criteri d'habitabilitat no pot considerar-se com a definitiva.
Finalment, un planeta gran és provable que tinga un gran núcleu de ferro. Açò permet l'existència d'un camp magnètic que protegixca al planeta del vent solar, que d'una atra manera tendiria a despullar-ho de la seua atmòsfera i bombardejaria als sers vius en partícules ionizadas. La massa no és l'únic criteri necessari per a produir un camp magnètic —el planeta també deu rotar lo prou ràpit per a produir un efecte de dinamo dins del seu núcleu[13]— pero és un component significatiu del procés.
Òrbita i rotació
[editar | editar còdic]Com en els atres criteris, l'estabilitat és la consideració crítica per a determinar l'efecte de les característiques orbitales i rotacionales sobre l'habitabilitat planetària. l'excentricitat orbital és la diferència entre les distàncies major i menor a l'objecte primari. Quant major és l'excentricitat, major és la fluctuació de la temperatura en la superfície d'un planeta. Encara que són adaptatius, els sers vius solament poden soportar certa variació, sobretot si les fluctuacions sobrepassen tant el punt de congelació com el punt d'ebullició del solvent biòtic principal del planeta (per eixemple, l'aigua en la Terra). Si, per eixemple, els oceans de la Terra s'evaporaren i congelaren alternativament, és difícil imaginar cóm podria haver evolucionat la vida tal i com la coneixem. Quant més complex és un organisme, més sensible és a les temperatures.[14] L'òrbita de la Terra és casi circular, en una excentricitat menor de 0.02; atres planetes del nostre sistema (en l'excepció de Plutó i Mercurio) tenen excentricitats igualment benignas.
Les senyes arreplegades sobre l'excentricitat orbital dels planetes extra solars ha sorprés a molts investigadors: el 90 % té una excentricitat orbital més gran que els planetes del sistema solar, i la mija és 0.25.[15] Açò podria ser fàcilment el resultat d'un biaix en la mostra. A sovint els planetes no s'observen directament, sino que es infieren a partir del «tambalege» que produïxen en la seua estrela. Quant major és l'excentricitat, major és el destorbament sobre l'estrela, i per tant major la detectabilidad del planeta.
El moviment d'un planeta al voltant del seu eix de rotació també deu complir certs criteris per a que la vida tinga oportunitat d'evolucionar. Una primera suposició és que el planeta deu tindre estacions moderades. Si hi ha poca o cap inclinament axial (o oblicuidad) relativa a la perpendicular de l'eclíptica, no hi haurà estacions i per tant desapareixerà un estimulant principal de la dinàmica de la biosfera. El planeta també seria molt més fret de lo que seria si tinguera un inclinament significatiu: quan la radiació més intensa cau sempre dins d'uns pocs graus de l'equador, el clima càlit no pot superar al polar i el clima del planeta acaba dominat pels sistemes climàtics polars, més frets.
Per un atre costat, si un planeta està radicalment inclinat, les estacions seran extremes i faran més difícil que la biosfera alcance la homeostasis. Encara que durant el Cuaternario la Terra tenia un major inclinament axial que va coincidir en una reducció del gele polar, temperatures més càlides i menys variació estacional, els científics no saben si esta tendència haguera continuat indefinidament en un major inclinament de l'eix. (Vore Glaciació global).
Els efectes exactes d'estos canvis solament es poden modelar per computador hui en dia, i els estudis mostren que inclús els inclinaments extrems de fins a 85 graus no descarten absolutament la vida, «sempre que no ocupen superfícies continentals que sofrixen estacionalment la major temperatura».[16] No solament es deu considerar l'inclinament axial mija, sino també la seua variació en el temps. L'inclinament de la Terra varia entre 21.5 i 24.5 graus en 41 000 anys. Una variació més dràstica, o una periodicitat molt més curta, induirien canvis climàtics com a variacions en la severitat de les estacions.
Atres consideracions orbitales són:
- El planeta deu rotar relativament ràpit per a que el cicle dia-nit no siga massa llarc. Si un dia dura anys, la temperatura diferencial entre el costat de dia i el costat de nit serà pronunciada, i apareixeran problemes similars als de l'excentricitat orbital extrema.
- Els canvis en la direcció de l'eix de rotació (precesión) no deurien ser pronunciats. Per sí mateixa, la precesión no afecta a l'habitabilitat, ya que canvia la direcció de l'inclinament, no el seu grau. No obstant, la precesión tendix a accentuar les variacions causades per atres desviacions orbitales. En la Terra, la precesión té un cicle de 23 000 anys.
La Lluna sembla jugar un paper crucial en la moderació del clima terrestre en estabilisar l'inclinament axial. S'ha sugerit que un inclinament caòtic pot ser fatal per a l'habitabilitat, és dir, un satèlit del tamany de la Lluna no solament és d'ajuda sino un requisit per a produir estabilitat.[17] Existix controvèrsia sobre este punt.[Nota 7]
Geoquímica
[editar | editar còdic]En general s'assumix que qualsevol vida extraterrestre que puga existir estarà basada en la mateixa química fonamental que la vida terrestre, ya que els quatre elements primordials per a la vida, el carbono, hidrogen, oxigen i nitrogen també són els elements químics reactius més comuns de l'univers. De fet, s'han trobat composts biogénicos senzills, com els aminoàcits, en meteorits i en l'espai interestelar. Estos quatre elements constituïxen el 96 % de la biomassa total de la Terra. El carbono té una capacitat sense parangón per a enllaçar-se en si mateix i formar estructures variades i intrincadas, convertint-ho en el material ideal per als complexos mecanismes que formen les cèlules vives. L'hidrogen i l'oxigen, en forma d'aigua, componen el solvent en el que tenen lloc els processos biològics i en el que es varen produir les primeres reaccions que varen conduir al sorgiment de la vida. L'energia lliberada en la formació dels potents enllaços covalente entre el carbono i l'oxigen, disponible al oxidar composts orgànics, és el combustible de tots els sers vius complexos. Estos quatre elements servixen per a construir aminoàcits, que són els blocs constitutius de les proteïnas, la substància del teixit viu.
L'abundància relativa en l'espai no sempre té reflex en una abundància en els planetes; per eixemple, dels quatre elements vitals, solament l'oxigen existix en abundància en la corfa terrestre.[18] Açò es pot explicar en part pel fet de que molts d'estos elements, com el hidrogen i el nitrogen, junt en els seus composts més bàsics, com el diòxit de carbono, el monòxit de carbono, el metà, l'amoníac i l'aigua, són gaseosos a temperatures templades. En la càlida regió propenca al Sol, estos composts volàtils no varen poder haver jugat un paper significatiu en la formació geològica dels planetes. En canvi, varen ser capturats en forma gaseosa baix les jóvens corfes, que en la seua major part estaven formades per composts rocosos no volàtils com el diòxit de silici (un compost de silici i oxigen que dona conte de l'abundància relativa de l'oxigen). La lliberació dels composts volàtils a través dels primers volcans hauria contribuït a la formació de l'atmòsfera dels planetes. Els experiments de Miller varen demostrar que es poden formar aminoàcits en una atmòsfera primordial per síntesis dels composts simples.[19]
A pesar d'això, la lliberació de gasos volcànica no pot explicar la cantitat d'aigua que hi ha en els oceans de la Terra.[20] La gran majoria de l'aigua, i podria dir-se que del carbono, necessària per a la vida va tindre que vindre del sistema solar exterior, llunt de la calor solar a on va poder permanéixer sòlida. Els cometas que varen impactar en la Terra en els primers anys del sistema solar haurien depositat vastes cantitats d'aigua, ademés dels atres composts volàtils necessaris per a la vida (incloent els aminoàcits), sobre la jove Terra, proporcionant la purna d'ignició per a l'evolució de la vida.
Per tant, encara que hi ha raons per a sospitar que els quatre «elements vitals» estan disponibles en qualsevol part, és provable que un sistema habitable també necessite un suministrament a llarc determini de cossos en òrbita que sembre els planetes interiors. Sense els cometes és possible que la vida que coneixem no existiria en la Terra. També existix la possibilitat de que atres elements distints dels imprescindibles en la Terra siguen els que proporcionen una base bioquímica per a la vida en atres llocs; vore bioquímiques hipotètiques.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Turnbull, Margaret C., and Jill C. Tarter. «Target selection for SETI: A catalog of nearby habitable stellar systems», The Astrophysical Journal Supplement Séries, 145: 181-198, març de 2003. (Enllace). Habitability criteria defined—the foundational source for this article.
- ↑ Star Tables, Califòrnia State University, Los Angeles.
- ↑ Kasting, J.F., D.C.B. Whittet, and W.R. Sheldon. «Ultraviolet radiation from F and K stars and implications for planetary habitability», Origins of Life, 27, 413-420, agost de 1997. (Enllace abstract en llínea). Radiation by spectral type considered.
- ↑ Kasting, J.F., D.P. Whitmore, R.T. Reynolds. «Habitable Zones Around Main Sequence Stars», Icarus 101, 108-128, 1993. (Enllace). Detailed overview of habitable zone estimates.
- ↑ Williams, Darren M., James F. Kasting, and Richard A. Wade. «Habitable moons around extrasolar giant planets», Nature, 385, 234-236, giner de 1997. (Link abstract en llínea). Habitability of moons within the HZ considered.
- ↑ The Little Isse Age [1] archivat en Wayback Machine., University of Washington.
- ↑ 18 Scorpii, www.solstation.com.
- ↑ Sants, Nuno C., Garik Israelian and Michel Mayor. «Confirming the Metal-Rich Nature of Stars with Giant Planets», Proceedings of 12th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and The Sun, University of Colorat, 2003. (Enllaç [2] archivat en Wayback Machine.). Metallicity and the occurrence of extra-solar planets.
- ↑ «Could there be life in the outer solar system?» Videoconferències motivadoras per a les escoles.
- ↑ Una entrevista en el Dr. Darren Williams, www.ibiblio.org.
- ↑ Ward, Peter and Donald Brownlee. Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe, pp. 191-220, Springer, 2000.
- ↑ The Heat History of the Earth [3] archivat en Wayback Machine., James Madison University, Geology.
- ↑ Magnetic Field of the Earth, Geòrgia State University.
- ↑ Rare Earth, pp. 122-123.
- ↑ Bortman, Henry. Elusive Earths, Astrobiology Magazine, 22 de juny de 2005.
- ↑ «Planetary Tilt Not A Spoiler For Habitation» [4] archivat en Wayback Machine., publicació de Penn State, 25 d'agost de 2003.
- ↑ Laskar, J., F. Joutel and P. Robutel. «Stabilization of the earth's obliquity by the moon», Nature, 361, 615-617, juliol de 1993. (Enllaç abstract en llínea). Necessity of Moon for stable obliquity considered.
- ↑ Elements, biological abundance David Darling Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight.
- ↑ «How did chemisty and oceans produïx this?», Electronic Universe Project, University of Oregon.
- ↑ «How did the Earth Get to Look Like This?», Electronic Universe Project, University of Oregon.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Habitabilidad planetaria» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.
Erro en la cita: Existixen etiquetes <ref> per a un grup nomenat "Nota", pero no es trobà una etiqueta <references group="Nota"/>