Anar al contingut

Zona habitable

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Òrbita de 55 Cancri f dins de la zona d'habitabilitat planetària de la seua estrela 55 Cancri

En astrofísica, es denomina zona d'habitabilitat estelar a la regió al voltant d'una estrela en la que el fluix de radiació incident permetria la presència d'aigua en estat líquit sobre la superfície de qualsevol planeta (o satèlit) rocós que es trobara en ella i que contara en una massa compresa entre 0.5 i 10 M⊕ i una pressió atmosfèrica superior a 6.1 mbar, corresponent al punt triple de l'aigua a una temperatura de 273.16 K.[1][2][3][4] Ademés de la separació entre el planeta i l'estrela (semieje major), existixen atres paràmetros a tindre en conte de cara a l'inclusió d'un planeta dins de la zona d'habitabilitat d'un sistema, com l'excentricitat orbital, la rotació planetària, les propietats atmosfèriques del exoplaneta o l'existència de fonts de calor adicionals a la radiació estelar, com el calfament de marea.[5]

Encara que les estimacions realisades varien segons l'autor, la més acceptada fixa els seus màrgens en el sistema solar a una distància d'entre 0.84 i 1.67 UA respecte al Sol.[6] Si la Terra tinguera una òrbita inferior allímit intern de la zona habitable, es desencadenaria un procés similar a l'observable en Venus, que sometria al nostre planeta a un efecte hivernàcul descontrolado; mentres que si superara el seu llímit extern, tota l'aigua superficial es congelaria.[7]

El descobriment dels primers exoplanetas rocosos orbitando la zona d'habitabilitat de les seues estreles, gràcies a les observacions del telescopi espacial Kepler, ha aumentat considerablement l'interés pel seu estudi,[8] convertint-ho en un pilar bàsic de l'astrobiología, l'exoplanetología i l'astrofísica.[5][9]

Història

La primera volta que es va fer alusió a este concepte en l'àmbit científic va ser en 1853, quan William Whewell es va referir a ell de forma qualitativa com la «zona templada del sistema solar».[10] Un sigle més vesprada, en 1953, Harlow Shapley i Hubertus Strughold varen profundisar en l'importància de l'aigua líquida com a mig per al desenroll de la vida i varen establir lo que varen denominar el «cinturó d'aigua líquida», és dir, la regió entorn a una estrela en la que el fluix estelar permetria la seua presència en este estat.[11] En 1959, El seu-Shu Huang va efectuar un anàlisis més exhaustiu de la zona d'habitabilitat, considerant l'evolució estelar, les llimitacions dinàmiques en sistemes múltiples i l'òrbita al voltant del pla galàctic.[10] Poc despuix, en 1964, Stephen H. Dole va elaborar un concepte menys antropocéntrico d'esta regió, estimant un alt número de planetes habitables en la Via Làctea.[12] Ya en 1993, Kasting, Whitmire i Reynolds varen desenrollar el concepte més estés en l'actualitat, amprant models climàtics i identificant el procés retroalimentatiu del CO2 per a delimitar en exactitut el confín intern i extern de la zona habitable.[13]

Regions

Posició en la ZH d'alguns dels planetes confirmats en major IST i temperatura mija superficial.[14]

La zona habitable comprén una àmplia regió en la que qualsevol planeta rocós present que conte en les condicions adequades (composició atmosfèrica, excentricitat, rotació, etc.) pot tindre aigua en estat líquit sobre la seua superfície.[5] Abundant en este concepte, un cos planetari relativament poc massiu i en una baixa concentració de gasos d'efecte hivernàcul tindria que orbitar la regió més interna de la zona per a no traspassar el punt de fusió i vore's somés a una glaciació global, mentres que un més massiu o en major concentració d'estos gasos sofriria un efecte hivernàcul descontrolado similar al de Venus si no permaneix en el confín extern de la mateixa.[15]

Elaboratori d'Habitabilitat Planetària (o «PHL» per les seues sigles en anglés) de l'Universitat de Puerto Rico en Arecibo ha establit un indicador, denominat Habitable Zone Distance o HZD (en valors compresos entre –1 i +1), que ubica la posició relativa d'un planeta en la zona habitable del seu sistema, per lo que és aplicable a qualsevol cos estelar en independència de la seua lluminositat.[16] Les tres regions existents en tota zona habitable són el confín intern, la regió central i el confín extern, l'amplitut del qual varia en funció de cada tipo d'estrela, en relació en la lluminositat d'esta.[17][18]

Confín intern

El confín intern de la zona habitable comprén l'àrea més pròxima a l'estrela de la mateixa, en un HZD des de –1 fins a aproximadament –0.5.[16] De la mateixa manera que en el restant dels casos, no hi ha consens científic sobre els seus llímits exactes. Mentres alguns creuen que en el sistema solar comprén des de l'òrbita de Venus a la de la Terra,[16] uns atres són menys optimistes al respecte (aplegant a situar la seua vora interna a 0.95 UA i inclús 0.99 UA del Sol, molt pròxim a l'òrbita mija terrestre).[19] Qualsevol planeta en una òrbita inferior al confín intern de la zona habitable estaria excessivament expost a la lluminositat estelar i la seua temperatura mija seria massa alta com per a trobar aigua líquida sobre la seua superfície.[20] No obstant, alguns estudis sugerixen que el marge intern de la zona d'habitabilitat podria ser menys restrictiu per a planetes secs, ya que el vapor d'aigua és en sí mateixa un gas d'efecte hivernàcul i podria accelerar el procés que desencadena l'efecte hivernàcul descontrolado observable en Venus.[7]

ya que la pròpia Terra marca la separació entre el centre de la zona habitable del sistema solar i el confín intern, cal esperar que qualsevol planeta de massa terrestre orbitando a una estrela similar al Sol deu estar localisat en uns màrgens orbitals semblats als de la Terra per a registrar temperatures superficials semblants, sempre que la seua composició atmosfèrica siga anàloga a la del nostre planeta.[17][21]

Els planetes situats en el confín intern de la zona habitable presenten una gran exposició a l'activitat de les seues estreles que, en última instància, pot provocar una elevada fotólisis de l'aigua i la pèrdua del hidrogen a l'espai per escape hidrodinàmic (l'antesala d'un efecte hivernàcul desbocat) o supondre un acoplament de marea respecte a l'estrela (en un hemisferi diürn i un atre nocturn, alguna cosa especialment comú en la zona d'habitabilitat d'estreles poc massives).[22][23] Ademés, ya que les estreles aumenten la seua lluminositat en el pas del temps, els cossos planetaris ubicats en la regió més interna de la zona habitable tardaran menys en abandonar les seues confines que aquells situats en àrees més externes.[24][13]

Entre els exoplanetes confirmats potencialment habitables hi ha vàries troballes que pertanyen al confín intern de la zona d'habitabilitat de les seues estreles, ya que els instruments actuals favorixen la detecció dels cossos planetaris més pròxims a elles.[25] Tal és el cas de Kepler-438b, Kepler-296i i Gliese 667 Cc; els tres exoplanetes confirmats en major índex de similitut en la Terra.[21]

Centre

Òrbita de Kepler-186f en el confín extern de la ZH de la seua estrela i comparació en l'òrbita terrestre

La regió central comprén el centre exacte de la zona habitable i els seus voltants (en un HZD aproximat d'entre –0.5 i +0.5).[16] ya que la Terra es troba just en ellímit del confín intern del sistema solar, hi ha experts que consideren que un planeta més propenc al centre de la zona d'habitabilitat del seu sistema podria ser més adequat per a la vida que el nostre planeta i, per tant, «superhabitable».[17] No obstant, un exoplaneta proporcionalment més distant de la seua estrela amfitriona que la Terra rebrà una menor cantitat de llum estelar i registrarà unes temperatures inferiors a no ser que el seu perfil diferixca del terrestre en certs aspectes que aumenten la calor superficial, encara que no tant com els planetes pertanyents al confín extern (major concentració de gasos d'efecte hivernàcul, atmòsfera més densa, calfament de marea suministrat per la seua pròpia estrela o algun satèlit, etc.).[26]

La temperatura superficial dels exoplanetes confirmats fins a la data, pertanyents a la regió central de la zona habitable, com Kepler-442b (suponent una composició i densitat atmosfèrica, albedo i calfament de marea similars als de la Terra), rara volta supera els 0 °C, sent en la seua majoria psicroplanetas i hipopsicroplanetas segons la classificació tèrmica d'habitabilitat planetària del PHL.[21] En un futur propenc, els nous instruments disponibles permetran conéixer en exactitut la composició de les seues atmòsfera i la seua temperatura mija real, per mig d'anàlisis espectroscópicos de la pendent de dispersió de Rayleigh durant els trànsits.[27]

Confín extern

El confín extern de la zona habitable marca ellímit d'esta regió, en un HZD comprés entre uns +0.5 i +1.[16] Considerant la gran cantitat de factors que poden incrementar la temperatura d'un planeta, l'àrea exterior de la zona habitable és la més àmplia de les tres zones observades, i els científics postulen que possiblement siga inclús major, per lo que alguns models inclouen una regió adicional a la zona d'habitabilitat coneguda com a «zona d'habitabilitat optimista».[28] Segons alguns autors, ellímit del confín extern està representat pel punt de condensació del CO2, és dir, si la temperatura mija d'un planeta és lo suficientment baixa com per a que el diòxit de carbono es condense, est escomençaria a formar núvols (que a la seua volta aumentarien l'albedo) i disminuiria l'eficàcia de l'efecte hivernàcul, donant començ un procés retroalimentatiu que culminaria en una glaciació global perpètua.[29]

Assumint unes característiques atmosfèriques similars a les de la Terra, la majoria dels exoplanetes confirmats les òrbites dels quals se situen en el confín extern de la zona habitable (com Kepler-186f), tenen temperatures miges superficials estimades de –30 °C o menys.[21]

Expressió matemàtica

Els llímits intern i extern de la zona habitable varien en funció de la lluminositat estelar, en una relació directa, és dir, quant més lluminosa siga una estrela, major serà la distància entre ella i el confín intern de la zona habitable del sistema.[30] Ya que l'única zona habitable estudiada en profunditat és la del sistema solar, l'estimació dels seus llímits per a atres estreles és purament teòrica i existixen discrepàncies entre els distints autors.[31][18] Alguns investigadors sugerixen que la seua extensió podria ser major (en la seua confín intern[32][33] o extern)[28] mentres que uns atres consideren que els seus llímits podrien ser més restrictius en una o abdós direccions.[28]

Segons el PHL, basant-se en els estudis de David R. Underwood (2003) i Franck Selsis (2007) per a unes vores conservadores de «Venus recent» i «Mart primitiu»,[n. 1] el càlcul dels llímits de la zona habitable es realisa per mig de l'expressió:[16]

A on ri és la distància entre ellímit interior del confín intern i l'estrela en UA, ro la distància respecte a l'exterior del confín extern, L és la lluminositat estelar en unitats solars, Teff és la temperatura efectiva de l'estrela 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 i rvos=1.77. A la seua volta, per al càlcul del HZD d'un planeta, ampren la fòrmula:

A on r és la distància entre el planeta i la seua estrela en UA i tant ri com a ro s'obtenen del càlcul dels llímits de la zona habitable per al sistema en qüestió.[16]

Resultats

A continuació, figuren els resultats de les fòrmules anteriors aplicades als dèu exoplanetes confirmats en major Índex de Similitut en la Terra (IST):[35][36][n. 2]

# Nom
style="N/A" | Terra G 0.84 UA 1.67 UA 1 UA –0.5 14 °C style="Sí" |
1 Kepler-438b K 0.159 UA 0.407 UA 0.17 UA –0.94 37.45 °C style="No" |
2 Kepler-296i M 0.134 UA 0.347 UA 0.15 UA –0.87 33.45 °C style="No" |
3 Gliese 667 Cc M1.5V 0.096 UA 0.251 UA 0.12 UA –0.62 13.25 °C style="No" |
4 Kepler-442b K 0.274 UA 0.681 UA 0.41 UA –0.34 −2.65 °C style="Sí" |
5 Kepler-62i K2V 0.353 UA 0.857 UA 0.43 UA –0.70 28.45 °C style="Sí" |
6 Kepler-452b G2 0.828 UA 1.95 UA 1.05 UA –0.61 29.35 °C style="Sí" |
7 Gliese 832 c M1.5 0.132 UA 0.343 UA 0.16 UA –0.72 21.55 °C style="No" |
8 K2-3 d M0.2 0.207 UA 0.527 UA 0.21 UA -1.00 48.95 °C style="No" |
9 Kepler-283c K 0.260 UA 0.646 UA 0.34 UA –0.58 17.95 °C style="No" |
10 Tau Ceti i G8.5V 0.522 UA 1.250 UA 0.55 UA –0.92 49.75 °C style="Sí" |

Tipo estelar

Un eixemple d'un sistema basat en la lluminositat estelar per a predir la localisació de la zona habitable al voltant de varis tipos d'estreles. Els tamanys de planeta, tamany d'estrela, llongitut d'òrbita i tamany de zona habitable no estan a escala.

El principal factor que determina l'extensió i característiques de la zona habitable és la lluminositat estelar i, com a tal, varia significativament en funció del tipo d'estrela i del seu cicle vital, sent més àmplia i variable quant més lluminosa siga l'estrela a la que pertany.[37] Les estreles més fredes i chicotetes que el Sol (tipo M i K) permaneixen molt més temps en la seqüència principal i la seua reduïda zona habitable varia molt poc en el transcurs de la mateixa, mentres que les més massives (tipo F, A, B i O) conten en una zona d'habitabilitat molt més extensa i variable a lo llarc del seu curt cicle vital.[38]

M i K tardà

Este tipo d'estreles, conegudes com nanes roges, són les més chicotetes de la seqüència principal i també les més comunes, aplegant a representar un 75 % de la població total de la Via Làctea.[39] ya que l'esperança de vida d'una estrela és inversamente proporcional a la seua massa, són ademés les més longeves, podent permanéixer en la seqüència principal fins a 10 billons d'anys front als aproximadament 10 000 millons del Sol.[40]

No obstant, el potencial per a la vida de les nanes roges és objecte de debat entre la comunitat científica, ya que presenten greus problemes per a que la vida puga sorgir sobre qualsevol planeta rocós que orbite a una d'elles en la seua zona d'habitabilitat.[41] En els seus primers mils de millons d'anys de vida són extremadament actives, aplegant a incrementar els seus nivells de radiació ultravioleta fins a 10 000 voltes en repetides ocasions a lo llarc d'un dia terrestre com a conseqüència de les seues violentes llamarades.[41] Els models sugerixen que un planeta similar a la Terra, que orbite a una d'estes estreles en la seua zona habitable, perdria gradualment la seua atmòsfera encara que la seua magnetosfera fora semblant a la del nostre planeta.[42]

Per la seua escassa lluminositat, la zona d'habitabilitat de les estreles tipo M i K-tardà comprén una regió molt chicoteta i pròxima en comparació a la de cossos estelars majors.[16] Eixa rodalia també es traduïx en una gran influència gravitacional de l'estrela sobre els seus planetes potencialment habitables, sent poc provable que mantinguen esta condició reglotant ellímit d'anclaje per marea (és dir, en la majoria dels casos el punt a partir del com l'influència gravitatoria d'una estrela és lo suficientment baixa com per a permetre que un planeta rote sobre el seu eix i tinga cicles de nit i dia com la Terra, es troba més allà dellímit exterior del confín extern de la zona habitable).[41] L'absència de rotació pot perjudicar sériament el camp magnètic planetari, desprotegiendo al planeta front als efectes de la seua estrela.[41]

L'extensió de la ZH varia substancialment entre les estreles més massives que el Sol (dalt) i les de menor tamany (avall)

Com a contrapartida, alguns experts sugerixen que el tipo de llum emesa per les nanes roges podria reduir l'efecte de retroalimentació del gèl per l'aument en l'albedo del planeta, és dir, que els planetes terrestres pertanyents a la vora externa de la zona habitable d'estes estreles podrien eludir una glaciació global permanent en més facilitat que els seus anàlecs de cossos estelars majors, lo que aumentaria ellímit del confín extern d'un 10 a un 30 % sobre les estimacions inicials.[43] Ademés, els estudis indiquen que, a pesar de que el tipo de llum emés per esta classe d'estreles diferix de la del Sol (principalment en l'espectre infrarroig), la fotosíntesis seria possible.[44]

K, G i F

Les estreles de tipo taronja-intermig a blanca-groga representen l'òptim per a la vida per la seua estabilitat, distància de la zona habitable respecte a l'estrela i cicle vital.[38] A diferència de les nanes roges, les taronges, grogues i blanques-grogues tenen una fase d'intensa activitat estelar despuix de la seua formació molt més curta (uns 500 millons d'anys per a una similar al Sol, front als 2000 o 3000 millons d'una de tipo M), lo que, unit a la separació entre la zona d'habitabilitat i l'estrela, evita que els planetes potencialment habitables perguen les seues atmòsfera en els seus primers mils de millons d'anys d'existència.[41] A la seua volta, ya que ellímit d'anclaje per marea coincidix en la vora interior del confín intern de la zona habitable de les de tipo K-intermig, és poc provable que els planetes que orbiten a estes estreles en eixa regió carixquen d'una rotació significativa com a conseqüència de l'influència gravitacional de la seua amfitriona.[21]

No obstant, encara que estos tres tipos d'estreles són a priori els més favorables per a la vida, hi ha importants diferències entre elles.[45] A mida que ascendim en la seqüència principal, creix l'emissió de radiació ultravioleta dels cossos estelars. Mentres que en exoplanetes tipo-terra situats en la zona habitable de nanes taronges seria possible la vida sense la protecció d'una capa d'ozon, en estreles de tipo F un cos planetari de característiques similars necessitaria una densa ozonosfera per a permetre l'aparició de vida no aquàtica.[44][46] Per esta i atres raons, es considera que les nanes taronges (tipo K) són les més favoridores per a l'habitabilitat planetària per damunt dels anàlecs solars o atres tipos d'estreles, albergant als hipotètics planetes superhabitables.[47]

Concepció artística de Siri A, una estrela tipo A, i la seua companyera Siri B

A, B i O

Les estreles de tipos A, B i O són les més lluminoses i massives de la seqüència principal, i també les que agoten el seu combustible en major rapidea (alguns centenars o decenes de millons d'anys).[45] Les jagantes blaves (tipos O i B), les majors de la classificació de Morgan-Keenan, emeten forts vents estelars i grans cantitats de radiació ultravioleta que impedixen la formació planetària inclús en estreles veïnes situades a menys de 0.1 anys llum, especialment les de tipo O.[48] Aixina que, encara que conten en la zona habitable més àmplia de tota la classificació estelar, és molt improvable que cap planeta puga formar-se en elles ans que tot el material del disc protoplanetario siga expulsat a l'espai interestelar.[18]

La formació planetària entorn a la zona habitable d'una estrela de tipo A podria ser possible, a pesar de les seues fortes emissions i del seu curt cicle vital, pero els experts postulen que fins a en les estreles de tipo F-enjorn la radiació ultravioleta seria excessiva i alteraria o destruiria molècules com l'ADN (imprescindible per a una bioquímica basada en el carbono).[49] En independència d'això, la zona d'habitabilitat d'una estrela tipo A s'expandiria en rapidea i possiblement qualsevol planeta situat en ella traspassaria el confín intern ans que la vida poguera evolucionar.[18][49]

Zona d'habitabilitat ultravioleta

Esta zona està delimitada per la cantitat de radiació UV tolerable per a l'ADN.[50] Planetes en òrbites inferiors allímit intern de la zona d'habitabilitat ultravioleta estarien massa exposts i qualsevol molècula present seria destruïda o greument alterada, mentres que els situats més allà dellímit extern caririen dels nivells mínims requerits per a que pogueren eixercitar els seus processos biogénicos.[51]

Els experts consideren que la cantitat màxima de radiació ultravioleta admissible per a l'ADN és equivalent al doble de la rebuda per la Terra des de l'espai fa 3800 millons d'anys, aixina que la zona d'habitabilitat ultravioleta del sistema solar estaria situada actualment entre les 0.7 i les 1.9 UA.[50] Els estudis indiquen que esta regió sol trobar-se molt més pròxima a l'estrela que la zona habitable per terme mig, especialment entorn a cossos estelars poc lluminosos, fins al punt de que no coincidixen en casi un 60 % dels casos.[50] En l'atre extrem, les estreles més massives que el Sol, com les de tipo F, conten en una regió dins del confín intern de la zona habitable en la que qualsevol organisme seria cremat per la radiació ultravioleta.[50]

Zona d'habitabilitat galàctica

Zona galàctica habitable de la Via Làctea

En el seu llibre Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe (2000), Peter Ward i Donald I. Brownlee justifiquen els factors que convertixen a la Terra en un cas poc comú en l'univers, frut d'una concatenació de casualitats extremadament inusuals (hipòtesis de la Terra especial), sent una d'elles l'ubicació del sistema solar en una regió de la galàxia coneguda com a «zona galàctica habitable».[52] L'obra, que va contar en una gran aprovació i seguiment entre la comunitat científica en aquells anys, ha sofrit importants crítiques a raïl de nous estudis i observacions que han desmentit gran part dels seus punts principals, tals com la necessitat d'un jagant gaseós en el sistema per a previndre els impactes astronòmics[53] o la dependència d'un satèlit de considerables dimensions que equilibre l'eix planetari i mantinga una tectònica de plaques.[54] Un dels punts que, llunt de ser desmentit, ha segut confirmat en el pas dels anys, és l'existència d'una zona galàctica habitable.[55]

La zona d'habitabilitat galàctica forma un anell al voltant del centre de la galàxia, des dels 4 kpc fins als 10 kpc de distància respecte al centre de la Via Làctea, que comprén l'única regió de la mateixa en la que poden aparéixer sistemes en planetes capaços d'albergar algun tipo de vida.[52] Més allà del seu llímit exterior, la metalicidad de les estreles és massa baixa com per a permetre la formació de planetes telúrics com la Terra, i més prop del violent centre galàctic l'exposició a events altament energètics (com les supernovas) seria molt hostil per a la vida.[55]

Potencial per a la vida

Impressió artística d'un exoplaneta anàlec a la Terra

Originalment, el terme «zona habitable» era vinculat directament en la regió entorn a una estrela capaç de sustentar planetes en algun tipo d'organisme viu sobre la seua superfície.[30] No obstant, posteriorment el seu significat va ser modificat per a referir-se únicament a la zona al voltant de les estreles en la que qualsevol planeta que reunixca les característiques adequades pot tindre aigua en estat líquit sobre la seua superfície.[5] Actualment, es té en conte la possibilitat de que la vida sorgixca en escenaris alternatius, alguns més allà de qualsevol teoria o hipòtesis desenrollada fins a la data.[56][57] Per supost, també es presupon que inclús en el millor dels escenaris d'habitabilitat planetària, que resulte en un univers molt més poblat i biològicament divers de lo que poguérem imaginar, la majoria dels planetes situats en la zona habitable no albergarien cap tipo de vida.[58][5]

Entre els múltiples escenaris en els que la vida podria sorgir més allà de la zona habitable, destaca especialment la possibilitat de trobar planetes situats en òrbites superiors al confín extern de la zona d'habitabilitat que conten en grans oceans submarins baix una corfa gelada, mantinguts per la calor de la seua activitat geològica o pel calfament de marea produït per algun planeta o satèlit propenc, com es creu que podria presentar la lluna joviana Europa. D'igual modo, en els últims anys s'ha debatut la possibilitat de que formes de vida basades en una química diferent a les de la Terra puguen sobreviure en ambients en els que el metà siga el mig primari, en un cicle similar al de l'aigua en el nostre planeta.[56] Esta teoria, que ha acreixcut l'interés en Titán, un dels satèlits de Saturn, ha donat lloc a l'estudi de la denominada «zona d'habitabilitat del metà», els llímits del qual se situarien a una distància molt major de l'estrela que la zona habitable convencional.[56]

Per un atre costat, l'ubicació d'un planeta respecte a la seua estrela és solament un dels factors en l'estudi de l'habitabilitat planetària.[59] Inclús si un planeta es troba en la zona habitable del seu sistema i rep uns nivells de radiació ultravioleta aptes per a la vida, pot tractar-se d'un jagant gaseós o d'un cos planetari chicotet incapaç de retindre la seua atmòsfera.[60] Les investigacions de l'equip HARPS-N indiquen que existix un llímit d'1.6 R⊕ i/o 6 M⊕ a partir del com la provabilitat de que un planeta acumule grans cantitats d'hidrogen i heli sobre la seua superfície aumenta substancialment (en un estat de transició a jaganta gaseós denominat «minineptuno»).[61] Atres factors a tindre en conte són la composició atmosfèrica, el tipo d'òrbita del planeta (si és massa excèntrica pot reglotar els confines de la zona habitable), les característiques de la seua estrela, la posició del sistema en la galàxia, la rotació del planeta, si posseïx un camp magnètic significatiu, l'edat del sistema, etc.[59][26]

No obstant, els mils d'exoplanetes confirmats fins a la data han permés estimar el número de planetes de massa similar a la terrestre situats en la zona d'habitabilitat dels seus sistemes en uns 40 000 millons sol en la Via Làctea, dels que fins a 11 000 millons podrien orbitar estreles similars al Sol.[58][62] Estes sifres, que podrien supondre que l'exoplaneta habitable més propenc es trobara a 12 anys llum de la Terra, inviten a l'optimisme, confirmant potser el principi de mediocritat en el camp de la astrobiología.[63]

Vore també

Notes

  1. ↑ L'estat de «Venus recent» es correspon en el moment en el que l'evolució solar va fer que Venus perguera tota l'aigua de la seua superfície, mentres que l'estat de «Mart primitiu» marca l'instant en el que el planeta roig va perdre els últims vestigis d'aigua líquida sobre la seua corfa.[34]
  2. ↑ Deixant el cursor sobre l'encapçalat de cada columna, figura una explicació sobre el seu contingut.

Referències

  1. ↑ (2013).«On the probability of habitable planets».International Journal of Astrobiology.
    1-3.Consultat el 28 d'abril de 2015.
  2. ↑ Perryman, 2011, p. 267.
  3. ↑ «[1]». Consultat el 28 d'abril de 2015 (en anglés).
  4. ↑ Selsis, 2007, p. 2.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Perryman, 2011, p. 283.
  6. ↑ Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, p. 10.
  7. ↑ 7,0 7,1 «Alien Life More Likely on 'Dune' Planets, Study Suggests».Space. com.Consultat el 30 d'abril de 2015.
  8. ↑ «1,000 Alien Planets! NASA's Kepler Space Telescope Hits Big Milestone».Space. com.Consultat el 29 d'abril de 2015.
  9. ↑ «Planets in the habitable zone around most stars, calculate researchers» (en anglés). Consultat el 29 d'abril de 2015.
  10. ↑ 10,0 10,1 Heller y Armstrong, 2014, p. 1.
  11. ↑ Kasting, James (2010). How to Find a Habitable Planet (en anglés), Princeton University Press, p. 6. ISBN 0691138052.
  12. ↑ Dole, Stephen H. (1964). Habitable Planets for Man (en anglés), p. 103.
  13. ↑ 13,0 13,1 Heller y Armstrong, 2014, p. 2.
  14. ↑ PHL. «HEC: Graphical Catalog Results» (en anglés). Consultat el 29 d'abril de 2015.
  15. ↑ «Finding the Edges of the Habitable Zone».Astrobites.Consultat el 29 d'abril de 2015.
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 16,5 16,6 16,7 «Habitable Zone Distance (HZD): A habitability metric for exoplanets».PHL.Consultat el 29 d'abril de 2015.
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 Heller y Armstrong, 2014, p. 7.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 Perryman, 2011, pp. 283-284.
  19. ↑ Selsis, 2007, p. 4.
  20. ↑ Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, p. 4.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 «PHL's Exoplanets Catalog».PHL.Consultat el 30 d'abril de 2015.
  22. ↑ «Alien Planets With No Spin May Be Too Harsh for Life».Space. com.Consultat el 30 d'abril de 2015.
  23. ↑ Perryman, 2011, pp. 278-282.
  24. ↑ Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, p. 2.
  25. ↑ NASA. «Five Things About Kepler» (en anglés). Archivat des d'el original, el 8 de març de 2009. Consultat el 1 de maig de 2015.
  26. ↑ 26,0 26,1 Heller y Armstrong, 2014, pp. 5-10.
  27. ↑ «[2]». Consultat el 1 de maig de 2015 (en anglés).
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 «[3]», Space. com. Consultat el 2 de maig de 2015 (en anglés).
  29. ↑ Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, p. 3.
  30. ↑ 30,0 30,1 Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, p. 1.
  31. ↑ Heller y Armstrong, 2014, pp. 1-2.
  32. ↑ Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, pp. 7-8.
  33. ↑ «[4]», Space. com. Consultat el 12 de maig de 2015 (en anglés).
  34. ↑ Selsis, 2007, pp. 3-6.
  35. ↑ «PHL's Exoplanets Catalog» (en anglés). PHL University of Puerto Rico at Arecibo. Archivat des d'el original, el 21 de maig de 2019. Consultat el 14 de maig de 2015.
  36. ↑ PHL. «HEC: Graphical Catalog Results» (en anglés). Archivat des d'el original, el 23 d'abril de 2021. Consultat el 13 de maig de 2015.
  37. ↑ Niels Bohr Institute. «[5]». Consultat el 13 de maig de 2015 (en anglés).
  38. ↑ 38,0 38,1 Kasting, Whitmire y Reynolds, 1993, pp. 13-18.
  39. ↑ «[6]», Space. com. Consultat el 13 de maig de 2015 (en anglés).
  40. ↑ «[7]». Consultat el 13 de maig de 2015 (en anglés).
  41. ↑ 41,0 41,1 41,2 41,3 41,4 «[8]», Space. com. Consultat el 13 de maig de 2015 (en anglés).
  42. ↑ «[9]». Consultat el 13 de maig de 2015 (en anglés).
  43. ↑ «[10]», Space. com. Consultat el 13 de maig de 2015 (en anglés).
  44. ↑ 44,0 44,1 Heller y Armstrong, 2014, p. 8.
  45. ↑ 45,0 45,1 «[11]», Space. com. Consultat el 14 de maig de 2015 (en anglés).
  46. ↑ Astrobio. «[12]». Consultat el 14 de maig de 2015 (en anglés).
  47. ↑ Heller y Armstrong, 2014, pp. 1-18.
  48. ↑ «[13]». Consultat el 15 de maig de 2015 (en anglés).
  49. ↑ 49,0 49,1 «[14]». Consultat el 15 de maig de 2015 (en anglés).
  50. ↑ 50,0 50,1 50,2 50,3 (2006).«Ultraviolet radiation constraints around the circumstellar habitable zones».Icarus.183(2)
    491-503.ISSN 0019-1035.Consultat el 15 de maig de 2015.
  51. ↑ Perryman, 2011, p. 284.
  52. ↑ 52,0 52,1 Ward, P.; Brownlee, D. I.(2000).«Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe».
  53. ↑ Horner, J. (2008). “Jupiter – friend or foe? I: the asteroids” (PDF). International Journal of Astrobiology 7 (3&4): 251-261. doi:10.1017/S1473550408004187. Bibcode: 2008IJAsB...7..251H.
  54. ↑ «New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth». Archivat des d'el original, el 14 de setembre de 2012. Consultat el 16 de maig de 2015.
  55. ↑ 55,0 55,1 Astrobio. «[15]». Consultat el 15 de maig de 2015 (en anglés).
  56. ↑ 56,0 56,1 56,2 «[16]», Space. com. Consultat el 16 de maig de 2015 (en anglés).
  57. ↑ «[17]», Space. com. Consultat el 16 de maig de 2015 (en anglés).
  58. ↑ 58,0 58,1 «There llaure 8.8 billion Earth-like planets in the Milky Way» (en anglés). Consultat el 16 de maig de 2015.
  59. ↑ 59,0 59,1 Perryman, 2011, pp. 282-286.
  60. ↑ Perryman, 2011, p. 285.
  61. ↑ «[18]» (en anglés).
  62. ↑ «[19]». Consultat el 16 de maig de 2015 (en anglés).
  63. ↑ «17 Billion Earth-Size Alien Planets Inhabit Milky Way» (en anglés). Space. com. Consultat el 16 de maig de 2015.

Bibliografia

50-66.
101-128.
1373-1387.


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Zona_habitable&oldid=1504974»