Habitabilidad planetaria

La habitabilidad planetaria es la medida del potencial de un planeta o satélite natural para desarrollar y mantener entornos propicios para la vida . [1] La vida puede generarse directamente en un planeta o satélite de forma endógena o transferirse a él desde otro cuerpo, a través de un proceso hipotético conocido como panspermia . [2] Los entornos no necesitan contener vida para ser considerados habitables ni las zonas habitables aceptadas son las únicas áreas en las que podría surgir la vida. [3]

Comprender la habitabilidad planetaria es en parte una extrapolación de las condiciones de la Tierra, ya que este es el único planeta conocido que alberga vida .

Como se desconoce la existencia de vida más allá de la Tierra , la habitabilidad planetaria es en gran parte una extrapolación de las condiciones de la Tierra y las características del Sol y del Sistema Solar que parecen favorables al florecimiento de la vida. [4] De particular interés son aquellos factores que han sostenido organismos multicelulares complejos en la Tierra y no solo criaturas unicelulares más simples . La investigación y la teoría a este respecto son un componente de varias ciencias naturales, como la astronomía , la ciencia planetaria y la disciplina emergente de la astrobiología .

Un requisito absoluto para la vida es una fuente de energía , y la noción de habitabilidad planetaria implica que se deben cumplir muchos otros criterios geofísicos , geoquímicos y astrofísicos antes de que un cuerpo astronómico pueda sustentar la vida. En su hoja de ruta de astrobiología, la NASA ha definido los principales criterios de habitabilidad como "regiones extendidas de agua líquida, [1] condiciones favorables para el ensamblaje de moléculas orgánicas complejas y fuentes de energía para sostener el metabolismo ". [5] En agosto de 2018, los investigadores informaron que los mundos acuáticos podrían albergar vida. [6] [7]

Los indicadores de habitabilidad y las biofirmas deben interpretarse en un contexto planetario y medioambiental. [2] Al determinar el potencial de habitabilidad de un cuerpo, los estudios se centran en su composición a granel, propiedades orbitales , atmósfera e interacciones químicas potenciales. Las características estelares de importancia incluyen masa y luminosidad , variabilidad estable y alta metalicidad . Los planetas rocosos, de tipo terrestre húmedo y las lunas con potencial para una química similar a la de la Tierra son un foco principal de la investigación astrobiológica, aunque las teorías de habitabilidad más especulativas ocasionalmente examinan bioquímicas alternativas y otros tipos de cuerpos astronómicos.

La idea de que los planetas más allá de la Tierra podrían albergar vida es antigua, aunque históricamente fue enmarcada tanto por la filosofía como por la ciencia física . [a] A finales del siglo XX se produjeron dos avances en el campo. La observación y exploración de naves espaciales robóticas de otros planetas y lunas dentro del Sistema Solar ha proporcionado información crítica sobre la definición de criterios de habitabilidad y ha permitido comparaciones geofísicas sustanciales entre la Tierra y otros cuerpos. El descubrimiento de planetas extrasolares , que comenzó a principios de la década de 1990 [8] [9] y se aceleró a partir de entonces, ha proporcionado más información para el estudio de la posible vida extraterrestre. Estos hallazgos confirman que el Sol no es único entre las estrellas que albergan planetas y expande el horizonte de investigación de habitabilidad más allá del Sistema Solar.

Es posible que la química de la vida haya comenzado poco después del Big Bang , hace 13.800 millones de años , durante una época habitable en la que el Universo solo tenía entre 10 y 17 millones de años. [10] [11] Según la hipótesis de la panspermia , la vida microscópica, distribuida por meteoroides , asteroides y otros cuerpos pequeños del Sistema Solar, puede existir en todo el Universo. [12] No obstante, la Tierra es el único lugar del Universo que se sabe que alberga vida. [13] [14] Las estimaciones de las zonas habitables alrededor de otras estrellas, [15] [16] junto con el descubrimiento de miles de planetas extrasolares y nuevos conocimientos sobre los hábitats extremos en la Tierra, sugieren que puede haber muchos más lugares habitables en la Tierra. Universo de lo que se consideraba posible hasta hace muy poco. [17] El 4 de noviembre de 2013, los astrónomos informaron, basándose en datos de la misión espacial Kepler , que podría haber hasta 40 mil millones de planetas del tamaño de la Tierra orbitando en las zonas habitables de estrellas similares al Sol y enanas rojas dentro de la Vía Láctea . [18] [19] 11 mil millones de estos planetas estimados pueden estar orbitando estrellas similares al Sol. [20] El planeta más cercano de este tipo puede estar a 12 años luz de distancia, según los científicos. [18] [19] En junio de 2021, se han encontrado un total de 60 exoplanetas potencialmente habitables. [21]

La comprensión de la habitabilidad planetaria comienza con la estrella anfitriona. [22] El HZ clásico se define solo para las condiciones de la superficie; pero un metabolismo que no depende de la luz estelar todavía puede existir fuera del HZ, prosperando en el interior del planeta donde hay agua líquida disponible. [22]

Bajo los auspicios de SETI @ s Proyecto Phoenix , los científicos Margaret Turnbull y Jill Tarter desarrollaron el ' HabCat ' (o catálogo de los sistemas estelares habitables) en 2002. El catálogo fue formado por aventar los casi 120.000 estrellas del mayor catálogo Hipparcos en un núcleo grupo de 17.000 estrellas potencialmente habitables, y los criterios de selección que se utilizaron proporcionan un buen punto de partida para comprender qué factores astrofísicos son necesarios para los planetas habitables. [23] Según una investigación publicada en agosto de 2015, las galaxias muy grandes pueden ser más favorables para la formación y el desarrollo de planetas habitables que las galaxias más pequeñas, como la Vía Láctea . [24]

Sin embargo, lo que hace que un planeta sea habitable es una cuestión mucho más compleja que tener un planeta ubicado a la distancia correcta de su estrella anfitriona para que el agua pueda ser líquida en su superficie: varios aspectos geofísicos y geodinámicos , la radiación y el plasma de la estrella anfitriona. El medio ambiente puede influir en la evolución de los planetas y la vida, si se originó. [22] El agua líquida es una condición necesaria pero no suficiente para la vida tal como la conocemos, ya que la habitabilidad es una función de una multitud de parámetros ambientales [2]

Clase espectral

La clase espectral de una estrella indica su temperatura fotosférica , que (para las estrellas de la secuencia principal ) se correlaciona con la masa total. El rango espectral apropiado para las estrellas habitables se considera que va desde "F tardío" o "G" hasta "K medio". Esto corresponde a temperaturas de un poco más de 7.000  K hasta un poco menos de 4.000 K (6.700 ° C a 3.700 ° C); el Sol, una estrella G2 a 5.777 K, se encuentra dentro de estos límites. Este rango espectral probablemente representa entre el 5% y el 10% de las estrellas en la galaxia Vía Láctea local . Las estrellas de "clase media" de este tipo tienen una serie de características que se consideran importantes para la habitabilidad planetaria:

  • Viven al menos unos pocos cientos de millones de años, lo que permite que la vida evolucione. Las estrellas más luminosas de la secuencia principal de las clases "O" y muchos miembros de las clases "B" suelen vivir menos de 500 millones de años y, en casos excepcionales, menos de 10 millones. [25] [b]
  • Emiten suficiente radiación ultravioleta de alta frecuencia para desencadenar importantes dinámicas atmosféricas como la formación de ozono , pero no tanto como para que la ionización destruya la vida incipiente. [26]
  • Emiten suficiente radiación en longitudes de onda propicias para la fotosíntesis. [27]
  • Puede existir agua líquida en la superficie de los planetas que los orbitan a una distancia que no induce el bloqueo de las mareas .

Las estrellas de tipo K pueden soportar una vida mucho más prolongada que el Sol . [28]

Si las estrellas enanas rojas tardías de clase K y M más débiles también son huéspedes adecuados para planetas habitables, es quizás la pregunta abierta más importante en todo el campo de la habitabilidad planetaria dada su prevalencia ( habitabilidad de sistemas de enanas rojas ). Gliese 581 c , una " super-Tierra ", se ha encontrado orbitando en la " zona habitable " (HZ) de una enana roja y puede poseer agua líquida. Sin embargo, también es posible que un efecto invernadero lo caliente demasiado para sustentar la vida, mientras que su vecino, Gliese 581 d , puede ser un candidato más probable para la habitabilidad. [29] En septiembre de 2010, se anunció el descubrimiento de otro planeta, Gliese 581 g , en una órbita entre estos dos planetas. Sin embargo, las revisiones del descubrimiento han puesto en duda la existencia de este planeta, y está catalogado como "no confirmado". En septiembre de 2012, se anunció el descubrimiento de dos planetas en órbita alrededor de Gliese 163 [30] . [31] [32] Se consideró que uno de los planetas, Gliese 163 c , aproximadamente 6,9 ​​veces la masa de la Tierra y algo más caliente, estaba dentro de la zona habitable. [31] [32]

Un estudio reciente sugiere que las estrellas más frías que emiten más luz en el infrarrojo y el infrarrojo cercano pueden albergar planetas más cálidos con menos hielo e incidencia de estados de bola de nieve. Estas longitudes de onda son absorbidas por el hielo y los gases de efecto invernadero de sus planetas y permanecen más calientes. [33] [34]

Un estudio de 2020 encontró que aproximadamente la mitad de las estrellas similares al Sol podrían albergar planetas rocosos potencialmente habitables. Específicamente, estimaron que, en promedio, el planeta de la zona habitable más cercana alrededor de las estrellas de tipo G y K está a unos 6 parsecs de distancia, y hay alrededor de 4 planetas rocosos alrededor de estrellas de tipo G y K en un radio de 10 parsecs (32,6 años luz). del sol. [35]

Una zona habitable estable

La zona habitable (HZ) es una región del espacio en forma de caparazón que rodea una estrella en la que un planeta podría mantener agua líquida en su superficie. [22] El concepto fue propuesto por primera vez por el astrofísico Su-Shu Huang en 1959, basándose en las limitaciones climáticas impuestas por la estrella anfitriona. [22] Después de una fuente de energía, el agua líquida se considera ampliamente el ingrediente más importante para la vida, considerando lo integral que es para todos los sistemas de vida en la Tierra. Sin embargo, si se descubre vida en ausencia de agua, es posible que la definición de HZ deba ampliarse considerablemente.

El borde interior del HZ es la distancia donde el efecto invernadero descontrolado vaporiza todo el depósito de agua y, como segundo efecto, induce la fotodisociación del vapor de agua y la pérdida de hidrógeno en el espacio. El borde exterior del HZ es la distancia desde la estrella donde un efecto invernadero máximo no logra mantener la superficie del planeta por encima del punto de congelación, y por CO
2condensación. [22] [3]

Un HZ "estable" implica dos factores. Primero, el rango de un HZ no debería variar mucho con el tiempo. Todas las estrellas aumentan en luminosidad a medida que envejecen y, por lo tanto, un HZ dado migra hacia afuera, pero si esto sucede demasiado rápido (por ejemplo, con una estrella supermasiva), los planetas solo pueden tener una breve ventana dentro del HZ y una probabilidad correspondientemente menor de desarrollo de la vida. Calcular un rango de HZ y su movimiento a largo plazo nunca es sencillo, ya que los bucles de retroalimentación negativa como el ciclo CNO tenderán a compensar los aumentos de luminosidad. Por tanto, las suposiciones sobre las condiciones atmosféricas y la geología tienen un impacto tan grande en un rango putativo de HZ como lo hace la evolución estelar: los parámetros propuestos del HZ del Sol, por ejemplo, han fluctuado enormemente. [36]

En segundo lugar, ningún cuerpo de gran masa, como un gigante gaseoso, debería estar presente en el HZ o relativamente cerca de él, interrumpiendo así la formación de cuerpos del tamaño de la Tierra. La materia en el cinturón de asteroides, por ejemplo, parece no haber podido acretarse en un planeta debido a resonancias orbitales con Júpiter; si el gigante hubiera aparecido en la región que ahora se encuentra entre las órbitas de Venus y Marte , es casi seguro que la Tierra no se hubiera desarrollado en su forma actual. Sin embargo, un gigante gaseoso dentro del HZ podría tener lunas habitables en las condiciones adecuadas. [37]

En el Sistema Solar, los planetas internos son terrestres y los externos son gigantes gaseosos , pero los descubrimientos de planetas extrasolares sugieren que esta disposición puede no ser del todo común: se han encontrado numerosos cuerpos del tamaño de Júpiter en órbita cercana alrededor de su primario, interrumpiendo potenciales HZ. Sin embargo, es probable que los datos actuales de planetas extrasolares estén sesgados hacia ese tipo (planetas grandes en órbitas cercanas) porque son mucho más fáciles de identificar; por tanto, queda por ver qué tipo de sistema planetario es la norma, o si existe. [ cita requerida ]

Variación estelar baja

Los cambios en la luminosidad son comunes a todas las estrellas, pero la severidad de tales fluctuaciones cubre un amplio rango. La mayoría de las estrellas son relativamente estables, pero una minoría significativa de estrellas variables a menudo experimentan aumentos repentinos e intensos de luminosidad y, en consecuencia, de la cantidad de energía irradiada hacia los cuerpos en órbita. Estas estrellas se consideran malas candidatas para albergar planetas portadores de vida, ya que su imprevisibilidad y los cambios en la producción de energía afectarían negativamente a los organismos : los seres vivos adaptados a un rango de temperatura específico no podrían sobrevivir a una variación de temperatura demasiado grande. Además, los aumentos de luminosidad suelen ir acompañados de dosis masivas de rayos gamma y radiación de rayos X que pueden resultar letales. Las atmósferas mitigan tales efectos, pero su atmósfera podría no ser retenida por planetas que orbitan variables, porque la energía de alta frecuencia que golpea estos planetas los despojaría continuamente de su cubierta protectora.

El Sol, en este aspecto como en muchos otros, es relativamente benigno: la variación entre su producción de energía máxima y mínima es aproximadamente del 0,1% durante su ciclo solar de 11 años . Existe una fuerte (aunque no indiscutible) evidencia de que incluso cambios menores en la luminosidad del Sol han tenido efectos significativos en el clima de la Tierra dentro de la era histórica: la Pequeña Edad de Hielo de mediados del segundo milenio, por ejemplo, puede haber sido causada por una disminución a relativamente largo plazo de la luminosidad del Sol. [38] Por lo tanto, una estrella no tiene que ser una variable verdadera para que las diferencias de luminosidad afecten la habitabilidad. De los análogos solares conocidos , se considera que uno que se parece mucho al Sol es 18 Scorpii ; desafortunadamente para las perspectivas de vida existente en su proximidad, la única diferencia significativa entre los dos cuerpos es la amplitud del ciclo solar, que parece ser mucho mayor para 18 Scorpii. [39]

Alta metalicidad

Si bien la mayor parte del material en cualquier estrella es hidrógeno y helio , existe una variación significativa en la cantidad de elementos más pesados ​​( metales ). Una alta proporción de metales en una estrella se correlaciona con la cantidad de material pesado inicialmente disponible en el disco protoplanetario . Una cantidad menor de metal hace que la formación de planetas sea mucho menos probable, según la teoría de la nebulosa solar de la formación del sistema planetario . Cualquier planeta que se formara alrededor de una estrella pobre en metales probablemente tendría poca masa y, por lo tanto, sería desfavorable para la vida. Los estudios espectroscópicos de sistemas donde se han encontrado exoplanetas hasta la fecha confirman la relación entre un alto contenido de metales y la formación de planetas: "Las estrellas con planetas, o al menos con planetas similares a los que estamos encontrando hoy, son claramente más ricas en metales que las estrellas sin planetas. compañeros ". [40] Esta relación entre alta metalicidad y formación de planetas también significa que es más probable que se encuentren sistemas habitables alrededor de estrellas de generaciones más jóvenes, ya que las estrellas que se formaron temprano en la historia del universo tienen un bajo contenido de metales.

Las lunas de algunos gigantes gaseosos podrían potencialmente ser habitables. [41]

Los indicadores de habitabilidad y las biofirmas deben interpretarse en un contexto planetario y medioambiental. [2] El hecho de que un planeta emerja como habitable depende de la secuencia de eventos que llevaron a su formación, que podría incluir la producción de moléculas orgánicas en nubes moleculares y discos protoplanetarios , la entrega de materiales durante y después de la acreción planetaria y la ubicación orbital. en el sistema planetario. [2] La suposición principal sobre los planetas habitables es que son terrestres . Dichos planetas, aproximadamente dentro de un orden de magnitud de la masa de la Tierra , están compuestos principalmente de rocas de silicato y no han acumulado las capas externas gaseosas de hidrógeno y helio que se encuentran en los gigantes gaseosos . La posibilidad de que la vida pudiera evolucionar en las cimas de las nubes de planetas gigantes no ha sido descartada de manera decisiva, [c] aunque se considera poco probable, ya que no tienen superficie y su gravedad es enorme. [44] Los satélites naturales de planetas gigantes, mientras tanto, siguen siendo candidatos válidos para albergar vida. [41]

En febrero de 2011, el equipo de la Misión del Observatorio Espacial Kepler publicó una lista de 1235 candidatos a planetas extrasolares , incluidos 54 que pueden estar en la zona habitable. [45] [46] Seis de los candidatos en esta zona son más pequeños que el doble del tamaño de la Tierra. [45] Un estudio más reciente encontró que uno de estos candidatos (KOI 326.01) es mucho más grande y más caliente de lo que se informó en un principio. [47] Con base en los hallazgos, el equipo de Kepler estimó que hay "al menos 50 mil millones de planetas en la Vía Láctea" de los cuales "al menos 500 millones" están en la zona habitable. [48]

Al analizar qué entornos es probable que sustenten la vida, generalmente se hace una distinción entre organismos simples y unicelulares, como bacterias y arqueas, y metazoos (animales) complejos. La unicelularidad precede necesariamente a la multicelularidad en cualquier árbol hipotético de la vida, y donde surgen organismos unicelulares no hay seguridad de que se desarrolle una mayor complejidad. [d] Las características planetarias enumeradas a continuación se consideran cruciales para la vida en general, pero en todos los casos, los organismos multicelulares son más exigentes que la vida unicelular.

Masa

Marte , con su atmósfera enrarecida , es más frío de lo que sería la Tierra si estuviera a una distancia similar del Sol.

Los planetas de baja masa son malos candidatos para la vida por dos razones. Primero, su menor gravedad dificulta la retención de la atmósfera . Constituyentes moléculas son más propensos a llegar a la velocidad de escape y perderse al espacio cuando sacudida por el viento solar o agitada por colisión. Los planetas sin una atmósfera espesa carecen de la materia necesaria para la bioquímica primordial , tienen poco aislamiento y poca transferencia de calor a través de sus superficies (por ejemplo, Marte , con su atmósfera delgada, es más frío de lo que sería la Tierra si estuviera a una distancia similar de la Tierra). Sun), y brindan menos protección contra los meteoroides y la radiación de alta frecuencia . Además, donde una atmósfera es menos densa que 0.006 atmósferas terrestres, el agua no puede existir en forma líquida ya que no ocurre la presión atmosférica requerida , 4.56 mm Hg (608 Pa) (0.18 pulgadas Hg ). El rango de temperatura en el que el agua es líquida es menor a bajas presiones en general.

En segundo lugar, los planetas más pequeños tienen diámetros más pequeños y, por lo tanto, relaciones de superficie a volumen más altas que sus primos más grandes. Dichos cuerpos tienden a perder rápidamente la energía que queda de su formación y terminan geológicamente muertos, sin los volcanes , terremotos y actividad tectónica que suministran a la superficie material que sustenta la vida y a la atmósfera con moderadores de temperatura como el dióxido de carbono . La tectónica de placas parece particularmente crucial, al menos en la Tierra: el proceso no solo recicla sustancias químicas y minerales importantes, sino que también fomenta la biodiversidad a través de la creación de continentes y una mayor complejidad ambiental y ayuda a crear las células convectivas necesarias para generar el campo magnético de la Tierra . [49]

"Baja masa" es en parte una etiqueta relativa: la Tierra tiene poca masa en comparación con los gigantes gaseosos del Sistema Solar , pero es la más grande, por diámetro y masa, y la más densa de todos los cuerpos terrestres. [e] Es lo suficientemente grande como para retener una atmósfera a través de la gravedad y lo suficientemente grande como para que su núcleo fundido siga siendo un motor térmico, impulsando la diversa geología de la superficie (la desintegración de los elementos radiactivos dentro del núcleo de un planeta es el otro componente significativo de la calefacción). Marte, por el contrario, está casi (o tal vez totalmente) geológicamente muerto y ha perdido gran parte de su atmósfera. [50] Por lo tanto, sería justo inferir que el límite de masa inferior para la habitabilidad se encuentra en algún lugar entre el de Marte y el de la Tierra o Venus: se ha ofrecido 0,3 masas terrestres como una línea divisoria aproximada para los planetas habitables. [51] Sin embargo, un estudio de 2008 del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica sugiere que la línea divisoria puede ser más alta. De hecho, la Tierra puede encontrarse en el límite inferior de habitabilidad: si fuera más pequeña, la tectónica de placas sería imposible. Venus, que tiene el 85% de la masa de la Tierra, no muestra signos de actividad tectónica. Por el contrario, las " super-Tierras ", planetas terrestres con masas más altas que la Tierra, tendrían niveles más altos de tectónica de placas y, por lo tanto, se colocarían firmemente en el rango habitable. [52]

Circunstancias excepcionales ofrecen casos excepcionales: la luna de Júpiter Io (que es más pequeña que cualquiera de los planetas terrestres) es volcánicamente dinámica debido a las tensiones gravitacionales inducidas por su órbita, y su vecina Europa puede tener un océano líquido o un lodo helado debajo de un caparazón congelado también debido a la energía generada por la órbita de un gigante gaseoso.

Saturno 's Titan , por su parte, tiene una remota posibilidad de albergar vida, ya que se ha mantenido un ambiente de espesor y tiene líquido de metano mares en su superficie. En estos mares son posibles reacciones químico-orgánicas que solo requieren un mínimo de energía, pero no está claro, y parecería poco probable, si algún sistema vivo puede basarse en reacciones tan mínimas. [ cita requerida ] Estos satélites son excepciones, pero prueban que la masa, como criterio de habitabilidad, no necesariamente puede considerarse definitiva en esta etapa de nuestra comprensión. [53]

Es probable que un planeta más grande tenga una atmósfera más masiva. Una combinación de una mayor velocidad de escape para retener átomos más ligeros y la desgasificación extensa de la tectónica de placas mejorada puede aumentar en gran medida la presión atmosférica y la temperatura en la superficie en comparación con la Tierra. El efecto invernadero aumentado de una atmósfera tan pesada tendería a sugerir que la zona habitable debería estar más alejada de la estrella central para planetas tan masivos.

Finalmente, es probable que un planeta más grande tenga un gran núcleo de hierro. Esto permite un campo magnético para proteger el planeta de viento estelar y radiación cósmica , que de otro modo tendería a despojar atmósfera planetaria y para bombardear los seres vivos con partículas ionizadas. La masa no es el único criterio para producir un campo magnético, ya que el planeta también debe girar lo suficientemente rápido para producir un efecto de dínamo dentro de su núcleo [54], pero es un componente importante del proceso.

Radio

El radio de un exoplaneta potencialmente habitable oscilaría entre 0,5 y 2,5 radios terrestres. [21]

Órbita y rotación

Al igual que con otros criterios, la estabilidad es la consideración crítica al evaluar el efecto de las características orbitales y rotacionales en la habitabilidad planetaria. La excentricidad orbital es la diferencia entre la aproximación más lejana y cercana de un planeta a su estrella madre dividida por la suma de dichas distancias. Es una relación que describe la forma de la órbita elíptica. Cuanto mayor sea la excentricidad, mayor será la fluctuación de temperatura en la superficie de un planeta. A pesar de que son adaptativos, los organismos vivos pueden soportar solamente tanta variación, particularmente si las fluctuaciones se solapan tanto en el punto de congelación y el punto de ebullición del disolvente principal biótico del planeta (por ejemplo, el agua en la Tierra). Si, por ejemplo, los océanos de la Tierra estuvieran hirviendo y congelando alternativamente, es difícil imaginar que la vida tal como la conocemos haya evolucionado. Cuanto más complejo es el organismo, mayor es la sensibilidad a la temperatura. [55] La órbita de la Tierra es casi perfectamente circular, con una excentricidad de menos de 0,02; otros planetas del Sistema Solar (con la excepción de Mercurio ) tienen excentricidades que son igualmente benignas. No obstante, puede haber apoyo científico, basado en estudios informados en marzo de 2020, para considerar que partes del planeta Mercurio pueden haber sido habitables, y quizás que formas de vida reales , aunque probablemente microorganismos primitivos , pueden haber existido en el planeta después de todo. [56] [57]

La habitabilidad también está influenciada por la arquitectura del sistema planetario alrededor de una estrella. La evolución y estabilidad de estos sistemas están determinadas por la dinámica gravitacional, que impulsa la evolución orbital de los planetas terrestres. Los datos recopilados sobre las excentricidades orbitales de los planetas extrasolares han sorprendido a la mayoría de los investigadores: el 90% tiene una excentricidad orbital mayor que la que se encuentra dentro del Sistema Solar, y el promedio es completamente de 0,25. [58] Esto significa que la gran mayoría de los planetas tienen órbitas muy excéntricas y de estos, incluso si se considera que su distancia promedio desde su estrella está dentro del HZ, no obstante, estarían pasando solo una pequeña parte de su tiempo dentro de la zona. .

El movimiento de un planeta alrededor de su eje de rotación también debe cumplir con ciertos criterios para que la vida tenga la oportunidad de evolucionar. Una primera suposición es que el planeta debería tener estaciones moderadas . Si hay poca o ninguna inclinación axial (u oblicuidad) con respecto a la perpendicular de la eclíptica , no se producirán estaciones y desaparecerá un estimulante principal del dinamismo biosférico. El planeta también sería más frío de lo que sería con una inclinación significativa: cuando la mayor intensidad de radiación está siempre dentro de unos pocos grados del ecuador, el clima cálido no puede moverse hacia los polos y el clima de un planeta se vuelve dominado por sistemas climáticos polares más fríos.

Si un planeta se inclina radicalmente, las estaciones serán extremas y dificultarán que la biosfera logre la homeostasis . La inclinación axial de la Tierra es mayor ahora (en el Cuaternario ) que en el pasado, coincidiendo con una reducción del hielo polar , temperaturas más cálidas y menor variación estacional. Los científicos no saben si esta tendencia continuará indefinidamente con nuevos aumentos en la inclinación axial (ver Snowball Earth ).

Los efectos exactos de estos cambios solo se pueden modelar por computadora en la actualidad, y los estudios han demostrado que incluso las inclinaciones extremas de hasta 85 grados no excluyen absolutamente la vida "siempre que no ocupe superficies continentales plagadas estacionalmente por la temperatura más alta". [59] No solo se debe considerar la inclinación axial media, sino también su variación en el tiempo. La inclinación de la Tierra varía entre 21,5 y 24,5 grados durante 41.000 años. Una variación más drástica, o una periodicidad mucho más corta, induciría efectos climáticos como variaciones en la severidad estacional.

Otras consideraciones orbitales incluyen:

  • El planeta debería girar relativamente rápido para que el ciclo día-noche no sea demasiado largo. Si un día lleva años, el diferencial de temperatura entre el lado diurno y el nocturno será pronunciado y saldrán a la luz problemas similares a los que se observan con la excentricidad orbital extrema.
  • El planeta también debería girar lo suficientemente rápido para que se pueda iniciar una dínamo magnética en su núcleo de hierro para producir un campo magnético.
  • El cambio en la dirección de rotación del eje ( precesión ) no debe ser pronunciado. En sí misma, la precesión no tiene por qué afectar la habitabilidad, ya que cambia la dirección de la inclinación, no su grado. Sin embargo, la precesión tiende a acentuar las variaciones causadas por otras desviaciones orbitales; ver ciclos de Milankovitch . La precesión en la Tierra ocurre durante un ciclo de 26.000 años.

La Luna de la Tierra parece jugar un papel crucial en la moderación del clima de la Tierra al estabilizar la inclinación axial. Se ha sugerido que una inclinación caótica puede ser un factor decisivo en términos de habitabilidad, es decir, un satélite del tamaño de la Luna no solo es útil sino necesario para producir estabilidad. [60] Esta posición sigue siendo controvertida. [F]

En el caso de la Tierra, la única Luna es lo suficientemente masiva y orbita para contribuir significativamente a las mareas oceánicas , lo que a su vez ayuda a la agitación dinámica de los grandes océanos de agua líquida de la Tierra. Estas fuerzas lunares no solo ayudan a garantizar que los océanos no se estanquen, sino que también desempeñan un papel fundamental en el clima dinámico de la Tierra. [61] [62]

Geología

Sección transversal geológica de la Tierra
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Una visualización que muestra un modelo simple del campo magnético de la Tierra .

Las concentraciones de radionucleidos en los mantos planetarios rocosos pueden ser críticas para la habitabilidad de planetas similares a la Tierra, ya que los planetas con mayor abundancia probablemente carezcan de dinamo persistente durante una fracción significativa de su vida útil y aquellos con concentraciones más bajas a menudo pueden ser geológicamente inertes . Las dínamos planetarias crean fuertes campos magnéticos que a menudo pueden ser necesarios para que la vida se desarrolle o persista, ya que protegen a los planetas de los vientos solares y la radiación cósmica . Los espectros de emisión electromagnética de las estrellas podrían usarse para identificar aquellas que tienen más probabilidades de albergar planetas habitables similares a la Tierra. A partir de 2020, se cree que los radionucleidos se producen mediante procesos estelares raros, como las fusiones de estrellas de neutrones . [63] [64] Las características geológicas adicionales pueden ser factores esenciales o importantes en la habitabilidad de los cuerpos celestes naturales, incluidos algunos que pueden moldear el calor y el campo magnético del cuerpo. Algunos de estos son desconocidos o no se entienden bien y están siendo investigados por científicos planetarios , geoquímicos y otros. [65] [ cita (s) adicional (es) necesarias ]

Geoquímica

En general, se asume que cualquier vida extraterrestre que pueda existir se basará en la misma bioquímica fundamental que se encuentra en la Tierra, ya que los cuatro elementos más vitales para la vida, carbono , hidrógeno , oxígeno y nitrógeno , son también los elementos químicamente reactivos más comunes. En el universo. De hecho, se han encontrado compuestos biogénicos simples, como aminoácidos muy simples como la glicina , en meteoritos y en el medio interestelar . [66] Estos cuatro elementos juntos comprenden más del 96% de la biomasa colectiva de la Tierra . El carbono tiene una capacidad incomparable para unirse consigo mismo y formar una gran variedad de estructuras intrincadas y variadas, lo que lo convierte en un material ideal para los complejos mecanismos que forman las células vivas . El hidrógeno y el oxígeno, en forma de agua, componen el disolvente en el que tienen lugar los procesos biológicos y en el que se producen las primeras reacciones que condujeron al surgimiento de la vida . La energía liberada en la formación de poderosos enlaces covalentes entre el carbono y el oxígeno, disponible mediante la oxidación de compuestos orgánicos, es el combustible de todas las formas de vida complejas. Estos cuatro elementos juntos forman los aminoácidos , que a su vez son los componentes básicos de las proteínas , la sustancia del tejido vivo. Además, ni el azufre , necesario para la formación de proteínas, ni el fósforo , necesario para la formación de ADN , ARN y los fosfatos de adenosina esenciales para el metabolismo , son raros.

La abundancia relativa en el espacio no siempre refleja la abundancia diferenciada dentro de los planetas; de los cuatro elementos de la vida, por ejemplo, sólo el oxígeno está presente en abundancia en la corteza terrestre . [67] Esto puede explicarse en parte por el hecho de que muchos de estos elementos, como el hidrógeno y el nitrógeno , junto con sus compuestos más simples y comunes, como el dióxido de carbono , el monóxido de carbono , el metano , el amoníaco y el agua, son gaseosos en temperaturas cálidas. En la región caliente cercana al Sol, estos compuestos volátiles no podrían haber jugado un papel significativo en la formación geológica de los planetas. En cambio, quedaron atrapados como gases debajo de las costras recién formadas, que estaban compuestas principalmente de compuestos rocosos no volátiles como la sílice (un compuesto de silicio y oxígeno, que explica la abundancia relativa de oxígeno). La desgasificación de compuestos volátiles a través de los primeros volcanes habría contribuido a la formación de las atmósferas de los planetas . El experimento de Miller-Urey mostró que, con la aplicación de energía, los compuestos inorgánicos simples expuestos a una atmósfera primordial pueden reaccionar para sintetizar aminoácidos . [68]

Aun así, la desgasificación volcánica no podría haber explicado la cantidad de agua en los océanos de la Tierra. [69] La gran mayoría del agua, y posiblemente el carbono, necesaria para la vida debe haber venido del Sistema Solar exterior, lejos del calor del Sol, donde podría permanecer sólido. Los cometas que impactaron con la Tierra en los primeros años del Sistema Solar habrían depositado grandes cantidades de agua, junto con los otros compuestos volátiles que la vida requiere en la Tierra primitiva, proporcionando un impulso al origen de la vida .

Por lo tanto, aunque hay razones para sospechar que los cuatro "elementos de la vida" deberían estar fácilmente disponibles en otros lugares, un sistema habitable probablemente también requiera un suministro de cuerpos en órbita a largo plazo para sembrar planetas internos. Sin los cometas, existe la posibilidad de que la vida tal como la conocemos no exista en la Tierra.

Microambientes y extremófilos

El desierto de Atacama en América del Sur proporciona un análogo a Marte y un entorno ideal para estudiar el límite entre la esterilidad y la habitabilidad.

Una calificación importante para los criterios de habitabilidad es que solo se requiere una pequeña porción de un planeta para sustentar la vida, un llamado Goldilocks Edge o Great Prebiotic Spot. [70] Los astrobiólogos a menudo se preocupan por los "microambientes", señalando que "carecemos de una comprensión fundamental de cómo las fuerzas evolutivas, como la mutación , la selección y la deriva genética , operan en los microorganismos que actúan y responden a los cambios micro -ambientes ". [71] Los extremófilos son organismos terrestres que viven en zonas ambientales en condiciones severas generalmente considerados contrarios a la vida. Por lo general (aunque no siempre) unicelulares, los extremófilos incluyen organismos agudamente alcalifílicos y acidófilos y otros que pueden sobrevivir a temperaturas del agua superiores a 100 ° C en respiraderos hidrotermales .

El descubrimiento de vida en condiciones extremas ha complicado definiciones de habitabilidad, pero también ha generado mucho entusiasmo entre los investigadores al ampliar enormemente la gama conocida de condiciones bajo las cuales la vida puede persistir. Por ejemplo, un planeta que de otro modo no podría soportar una atmósfera dadas las condiciones solares en su vecindad, podría hacerlo dentro de una grieta en sombra profunda o una cueva volcánica. [72] De manera similar, el terreno lleno de cráteres podría ofrecer un refugio para la vida primitiva. El cráter Lawn Hill se ha estudiado como un análogo astrobiológico, y los investigadores sugieren que el relleno rápido de sedimentos creó un microambiente protegido para los organismos microbianos; pueden haber ocurrido condiciones similares a lo largo de la historia geológica de Marte . [73]

Los entornos terrestres que no pueden sustentar la vida siguen siendo instructivos para los astrobiólogos a la hora de definir los límites de lo que pueden soportar los organismos. El corazón del desierto de Atacama , generalmente considerado el lugar más seco de la Tierra, parece incapaz de albergar vida, y ha sido objeto de estudio por la NASA y la ESA por esa razón: proporciona un análogo de Marte y los gradientes de humedad a lo largo de sus bordes son ideales. para estudiar el límite entre esterilidad y habitabilidad. [74] El Atacama fue objeto de estudio en 2003 que reprodujo en parte experimentos de los aterrizajes vikingos en Marte en la década de 1970; no se pudo recuperar ADN de dos muestras de suelo, y los experimentos de incubación también resultaron negativos para las firmas biológicas . [75]

Factores ecologicos

Los dos enfoques ecológicos actuales para predecir la habitabilidad potencial utilizan 19 o 20 factores ambientales, con énfasis en la disponibilidad de agua, la temperatura, la presencia de nutrientes, una fuente de energía y la protección de la radiación solar ultravioleta y cósmica galáctica . [76] [77]

Algunos factores de habitabilidad [77]
Agua · Actividad del agua líquida
 · Inventarios de líquidos (hielo) pasados ​​o futuros
 · Salinidad , pH y Eh del agua disponible
Entorno químicoNutrientes:
 · C, H, N, O, P, S, metales esenciales, micronutrientes esenciales
 · Nitrógeno fijo
 · Disponibilidad / mineralogía
Abundancia y letalidad de toxinas:
 · Metales pesados (por ejemplo, Zn, Ni, Cu, Cr, As, Cd, etc. .; algunos son esenciales, pero tóxicos en niveles altos)
 · Suelos oxidantes distribuidos globalmente
Energía para el metabolismoSolar (solo en la superficie y cerca de la superficie)
Geoquímico (subterráneo)
 · Oxidantes
 · Reductores
 · Gradientes redox

Condiciones físicas propicias		 · Temperatura
 · Fluctuaciones extremas de temperatura diurna
 · Baja presión (¿existe un umbral de baja presión para los anaerobios terrestres ?)
 · Fuerte irradiación germicida ultravioleta
 · Radiación cósmica galáctica y eventos de partículas solares (efectos acumulados a largo plazo)
 · Oxidantes volátiles inducidos por rayos UV solares , por ejemplo, O 2 - , O - , H 2 O 2 , O 3
 · Clima y su variabilidad (geografía, estaciones, diurnas y eventualmente, variaciones de oblicuidad)
 · Sustrato (procesos del suelo, microambientes de rocas, composición del polvo, blindaje)
 · Alto Concentraciones de CO 2 en la atmósfera global
 · Transporte ( eólico , flujo de agua subterránea, agua superficial, glacial)

Al determinar la viabilidad de la vida extraterrestre, los astrónomos habían centrado su atención durante mucho tiempo en estrellas como el Sol. Sin embargo, dado que los sistemas planetarios que se asemejan al Sistema Solar están demostrando ser raros, han comenzado a explorar la posibilidad de que se forme vida en sistemas muy diferentes al nuestro.

Sistemas binarios

Las estimaciones típicas a menudo sugieren que el 50% o más de todos los sistemas estelares son sistemas binarios . Esto puede deberse en parte al sesgo de la muestra, ya que las estrellas masivas y brillantes tienden a estar en binarias y son más fáciles de observar y catalogar; un análisis más preciso ha sugerido que las estrellas más débiles más comunes suelen ser singulares y que, por tanto, hasta dos tercios de todos los sistemas estelares son solitarios. [78]

La separación entre estrellas en un binario puede variar desde menos de una unidad astronómica (AU, la distancia promedio Tierra-Sol) hasta varios cientos. En los últimos casos, los efectos gravitacionales serán insignificantes en un planeta que orbita alrededor de una estrella por lo demás adecuada y el potencial de habitabilidad no se verá afectado a menos que la órbita sea muy excéntrica (ver Némesis , por ejemplo). Sin embargo, donde la separación es significativamente menor, una órbita estable puede ser imposible. Si la distancia de un planeta a su primaria excede aproximadamente una quinta parte del acercamiento más cercano de la otra estrella, la estabilidad orbital no está garantizada. [79] Durante mucho tiempo no estaba claro si los planetas podrían formarse en binarios, dado que las fuerzas gravitacionales podrían interferir con la formación de los planetas. El trabajo teórico de Alan Boss en la Carnegie Institution ha demostrado que los gigantes gaseosos pueden formarse alrededor de estrellas en sistemas binarios de manera similar a como lo hacen alrededor de estrellas solitarias. [80]

Un estudio de Alpha Centauri , el sistema estelar más cercano al Sol, sugirió que no es necesario descartar las binarias en la búsqueda de planetas habitables. Centauri A y B tienen una distancia de 11 AU en la aproximación más cercana (23 AU de media), y ambos deben tener zonas habitables estables. Un estudio de estabilidad orbital a largo plazo para planetas simulados dentro del sistema muestra que los planetas dentro de aproximadamente tres UA de cualquiera de las estrellas pueden permanecer bastante estables (es decir, el eje semi-mayor se desvía menos del 5% durante 32 000 períodos binarios). La zona habitable continua (CHZ durante 4.500 millones de años) para Centauri A se estima de forma conservadora en 1,2 a 1,3 AU y Centauri B en 0,73 a 0,74, muy dentro de la región estable en ambos casos. [81]

Sistemas de enanas rojas

Tamaños relativos de estrellas y temperaturas fotosféricas . Cualquier planeta alrededor de una enana roja como el que se muestra aquí ( Gliese 229A ) tendría que apiñarse cerca para alcanzar temperaturas similares a las de la Tierra, probablemente induciendo el bloqueo de las mareas. Ver Aurelia . Crédito: MPIA / V. Joergens.

Determinar la habitabilidad de las estrellas enanas rojas podría ayudar a determinar qué tan común podría ser la vida en el universo, ya que las enanas rojas constituyen entre el 70 y el 90% de todas las estrellas de la galaxia.

Tamaño

Los astrónomos durante muchos años descartaron a las enanas rojas como posibles moradas para la vida. Su pequeño tamaño (de 0,08 a 0,45 masas solares) significa que sus reacciones nucleares proceden de manera excepcionalmente lenta y emiten muy poca luz (desde el 3% de la producida por el Sol hasta tan solo el 0,01%). Cualquier planeta en órbita alrededor de una enana roja tendría que apiñarse muy cerca de su estrella madre para alcanzar temperaturas superficiales similares a las de la Tierra; desde 0,3 AU (justo dentro de la órbita de Mercurio ) para una estrella como Lacaille 8760 , hasta 0,032 AU para una estrella como Proxima Centauri [82] (un mundo así tendría un año que duraría sólo 6,3 días). A esas distancias, la gravedad de la estrella provocaría el bloqueo de las mareas. Un lado del planeta miraría eternamente a la estrella, mientras que el otro siempre miraría hacia afuera. Las únicas formas en que la vida potencial podría evitar un infierno o una congelación profunda serían si el planeta tuviera una atmósfera lo suficientemente espesa como para transferir el calor de la estrella del lado del día al lado de la noche, o si hubiera un gigante gaseoso en el habitable. zona, con una luna habitable , que estaría unida al planeta en lugar de a la estrella, lo que permitiría una distribución más uniforme de la radiación sobre el planeta. Durante mucho tiempo se asumió que una atmósfera tan espesa evitaría que la luz solar llegara a la superficie en primer lugar, evitando la fotosíntesis .

Impresión artística de GJ 667 Cc , un planeta potencialmente habitable que orbita alrededor de una enana roja constituyente de un sistema estelar trinario .

Este pesimismo ha sido atenuado por la investigación. Los estudios realizados por Robert Haberle y Manoj Joshi de NASA 's Centro de Investigación Ames en California han demostrado que la atmósfera de un planeta (suponiendo que incluye gases de efecto invernadero CO 2 y H 2 O ) sólo necesita ser de 100 milibares (0,10 atm), para el calor de la estrella para ser llevado efectivamente al lado de la noche. [83] Esto está dentro de los niveles requeridos para la fotosíntesis, aunque el agua aún permanecería congelada en el lado oscuro en algunos de sus modelos. Martin Heath, del Greenwich Community College , ha demostrado que el agua de mar también podría circular eficazmente sin congelarse si las cuencas oceánicas fueran lo suficientemente profundas como para permitir el flujo libre debajo de la capa de hielo del lado nocturno. Investigaciones adicionales, incluida una consideración de la cantidad de radiación fotosintéticamente activa, sugirieron que los planetas bloqueados por mareas en sistemas de enanas rojas podrían al menos ser habitables para plantas superiores. [84]

Otros factores que limitan la habitabilidad

Sin embargo, el tamaño no es el único factor que hace que las enanas rojas sean potencialmente inadecuadas para la vida. En un planeta enano rojo, la fotosíntesis en el lado nocturno sería imposible, ya que nunca vería el sol. En el lado del día, debido a que el sol no sale ni se pone, las áreas en la sombra de las montañas permanecerían así para siempre. La fotosíntesis, tal como la entendemos, se complicaría por el hecho de que una enana roja produce la mayor parte de su radiación en el infrarrojo , y en la Tierra el proceso depende de la luz visible. Hay posibles aspectos positivos de este escenario. Numerosos ecosistemas terrestres dependen de la quimiosíntesis en lugar de la fotosíntesis, por ejemplo, lo que sería posible en un sistema de enanas rojas. Una posición de estrella primaria estática elimina la necesidad de que las plantas dirijan las hojas hacia el sol, lidien con los patrones cambiantes de sombra / sol o cambien de la fotosíntesis a la energía almacenada durante la noche. Debido a la falta de un ciclo día-noche, incluida la luz débil de la mañana y la noche, habría mucha más energía disponible a un nivel de radiación dado.

Las enanas rojas son mucho más variables y violentas que sus primas más grandes y estables. A menudo están cubiertos de manchas estelares que pueden atenuar la luz emitida hasta en un 40% durante meses, mientras que otras veces emiten destellos gigantes que pueden duplicar su brillo en cuestión de minutos. [85] Tal variación sería muy dañina para la vida, ya que no solo destruiría las moléculas orgánicas complejas que posiblemente podrían formar precursores biológicos, sino también porque volaría porciones considerables de la atmósfera del planeta.

Para que un planeta alrededor de una estrella enana roja albergue vida, necesitaría un campo magnético que gira rápidamente para protegerlo de las llamaradas. Un planeta bloqueado por las mareas gira muy lentamente, por lo que no puede producir una geodinamo en su núcleo. Se estima que el violento período de llamarada del ciclo de vida de una enana roja durará aproximadamente los primeros 1.200 millones de años de su existencia. Si un planeta se forma lejos de una enana roja para evitar el bloqueo de las mareas, y luego migra a la zona habitable de la estrella después de este turbulento período inicial, es posible que la vida tenga la oportunidad de desarrollarse. [86] Sin embargo, dada su edad, entre 7 y 12 mil millones de años, la estrella de Barnard es considerablemente más antigua que el Sol. Durante mucho tiempo se asumió que estaba inactivo en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una intensa llamarada estelar , mostrando sorprendentemente que la estrella de Barnard es, a pesar de su edad, una estrella llamarada . [87]

Longevidad y ubicuidad

Las enanas rojas tienen una ventaja sobre otras estrellas como moradas de por vida: una longevidad mucho mayor. Pasaron 4.500 millones de años antes de que la humanidad apareciera en la Tierra, y la vida tal como la conocemos verá las condiciones adecuadas durante 1 [88] a 2.3 [89] mil millones de años más. Las enanas rojas, por el contrario, podrían vivir billones de años porque sus reacciones nucleares son mucho más lentas que las de las estrellas más grandes, lo que significa que la vida tendría más tiempo para evolucionar y sobrevivir.

Si bien la probabilidad de encontrar un planeta en la zona habitable alrededor de cualquier enana roja específica es pequeña, la cantidad total de zona habitable alrededor de todas las enanas rojas combinadas es igual a la cantidad total alrededor de estrellas similares al Sol dada su ubicuidad. [90] Además, esta cantidad total de zona habitable durará más, porque las estrellas enanas rojas viven cientos de miles de millones de años o incluso más en la secuencia principal. [91] Sin embargo, combinado con las desventajas anteriores, es más probable que las estrellas enanas rojas permanezcan habitables por más tiempo para los microbios, mientras que las estrellas enanas amarillas de vida más corta, como el Sol, permanecerían habitables por más tiempo para los animales.

Estrellas masivas

Investigaciones recientes sugieren que las estrellas muy grandes, de más de ~ 100 masas solares, podrían tener sistemas planetarios formados por cientos de planetas del tamaño de Mercurio dentro de la zona habitable. Estos sistemas también podrían contener enanas marrones y estrellas de baja masa (~ 0,1-0,3 masas solares). [92] Sin embargo, la muy corta esperanza de vida de las estrellas de más de unas pocas masas solares apenas daría tiempo para que un planeta se enfríe, y mucho menos el tiempo necesario para que se desarrolle una biosfera estable. Las estrellas masivas se eliminan así como posibles moradas de por vida. [93]

Sin embargo, un sistema de estrellas masivas podría ser un progenitor de la vida de otra manera: la explosión de supernova de la estrella masiva en la parte central del sistema. Esta supernova dispersará elementos más pesados ​​a lo largo de su vecindad, creados durante la fase en la que la estrella masiva se ha movido fuera de la secuencia principal, y los sistemas de las estrellas potenciales de baja masa (que todavía están en la secuencia principal) dentro de la antigua masa masiva. El sistema estelar puede enriquecerse con el suministro relativamente grande de elementos pesados ​​tan cerca de una explosión de supernova. Sin embargo, esto no dice nada sobre qué tipos de planetas se formarían como resultado del material de supernova, o cuál sería su potencial de habitabilidad.

En una revisión de los factores que son importantes para la evolución de planetas habitables del tamaño de la Tierra, Lammer et al. propuso una clasificación de cuatro tipos de hábitats dependientes del agua: [22] [94]

Los hábitats de Clase I son cuerpos planetarios en los que las condiciones estelares y geofísicas permiten que el agua líquida esté disponible en la superficie, junto con la luz solar, de modo que puedan originarse organismos multicelulares complejos .

Los hábitats de Clase II incluyen cuerpos que inicialmente disfrutan de condiciones similares a las de la Tierra, pero que no mantienen su capacidad de mantener agua líquida en su superficie debido a condiciones estelares o geofísicas. Marte y posiblemente Venus son ejemplos de esta clase en la que es posible que no se desarrollen formas de vida complejas.

Los hábitats de Clase III son cuerpos planetarios donde existen océanos de agua líquida debajo de la superficie, donde pueden interactuar directamente con un núcleo rico en silicatos .

Tal situación se puede esperar en planetas ricos en agua ubicados demasiado lejos de su estrella para permitir el agua líquida de la superficie, pero en los que el agua subterránea está en forma líquida debido al calor geotérmico . Dos ejemplos de tal entorno son Europa y Encelado . En tales mundos, no solo la luz no está disponible como fuente de energía, sino que el material orgánico traído por los meteoritos (que se cree que fue necesario para comenzar la vida en algunos escenarios) puede que no llegue fácilmente al agua líquida. Si un planeta solo puede albergar vida debajo de su superficie, la biosfera probablemente no modificaría todo el entorno planetario de una manera observable, por lo que detectar su presencia en un exoplaneta sería extremadamente difícil.

Los hábitats de clase IV tienen capas de agua líquida entre dos capas de hielo o líquidos sobre el hielo.

Si la capa de agua es lo suficientemente gruesa, el agua en su base estará en fase sólida (polimorfos de hielo) debido a la alta presión. Ganímedes y Calisto son ejemplos probables de esta clase. Se cree que sus océanos están encerrados entre gruesas capas de hielo. En tales condiciones, la aparición de incluso formas de vida simples puede ser muy difícil porque los ingredientes necesarios para la vida probablemente se diluyan por completo.

Junto con las características de los planetas y sus sistemas estelares, el entorno galáctico más amplio también puede afectar la habitabilidad. Los científicos consideraron la posibilidad de que áreas particulares de galaxias ( zonas habitables galácticas ) se adapten mejor a la vida que otras; se considera que el Sistema Solar en el que vivimos, en Orion Spur , en el borde de la Vía Láctea, se encuentra en un lugar favorable para la vida: [95]

  • No es un cúmulo globular donde las inmensas densidades de estrellas son adversas para la vida, dada la radiación excesiva y la perturbación gravitacional. Los cúmulos globulares también están compuestos principalmente por estrellas más viejas, probablemente pobres en metales. Además, en los cúmulos globulares, las grandes edades de las estrellas significarían una gran cantidad de evolución estelar por parte del anfitrión u otras estrellas cercanas, que por su proximidad pueden causar un daño extremo a la vida en cualquier planeta, siempre que puedan formarse.
  • No está cerca de una fuente activa de rayos gamma .
  • No está cerca del centro galáctico donde, una vez más, las densidades de estrellas aumentan la probabilidad de radiación ionizante (por ejemplo, de magnetares y supernovas ). También se cree que un agujero negro supermasivo se encuentra en el medio de la galaxia, lo que podría resultar un peligro para cualquier cuerpo cercano.
  • La órbita circular del Sol alrededor del centro galáctico lo mantiene fuera del camino de los brazos espirales de la galaxia, donde la intensa radiación y la gravitación pueden conducir nuevamente a la interrupción. [96]

Por lo tanto, el aislamiento relativo es en última instancia lo que necesita un sistema portador de vida. Si el Sol estuviera abarrotado entre otros sistemas, la posibilidad de estar fatalmente cerca de fuentes de radiación peligrosas aumentaría significativamente. Además, los vecinos cercanos podrían interrumpir la estabilidad de varios cuerpos en órbita, como la nube de Oort y los objetos del cinturón de Kuiper , que pueden provocar una catástrofe si se golpean en el interior del Sistema Solar.

Si bien el hacinamiento estelar resulta desventajoso para la habitabilidad, también lo es el aislamiento extremo. Una estrella tan rica en metales como el Sol probablemente no se habría formado en las regiones más externas de la Vía Láctea debido a una disminución en la abundancia relativa de metales y una falta general de formación de estrellas. Por lo tanto, una ubicación "suburbana", como la que disfruta el Sistema Solar, es preferible al centro de una galaxia o los lugares más lejanos. [97]

Bioquímicas alternativas

Si bien la mayoría de las investigaciones sobre la vida extraterrestre comienzan con la suposición de que las formas de vida avanzadas deben tener requisitos de vida similares a los de la Tierra, la hipótesis de otros tipos de bioquímica sugiere la posibilidad de que las formas de vida evolucionen alrededor de un mecanismo metabólico diferente. En Evolving the Alien , el biólogo Jack Cohen y el matemático Ian Stewart argumentan que la astrobiología , basada en la hipótesis de las tierras raras , es restrictiva y poco imaginativa. Sugieren que los planetas similares a la Tierra pueden ser muy raros, pero la vida compleja no basada en carbono posiblemente podría surgir en otros entornos. La alternativa al carbono que se menciona con más frecuencia es la vida basada en silicio , mientras que el amoníaco y los hidrocarburos a veces se sugieren como disolventes alternativos al agua. El astrobiólogo Dirk Schulze-Makuch y otros científicos han propuesto un Índice de Habitabilidad Planetaria cuyos criterios incluyen "potencial para contener un solvente líquido" que no está necesariamente restringido al agua. [98] [99]

Las ideas más especulativas se han centrado en cuerpos completamente diferentes de los planetas similares a la Tierra. El astrónomo Frank Drake , un conocido defensor de la búsqueda de vida extraterrestre , imaginó la vida en una estrella de neutrones : "moléculas nucleares" submicroscópicas que se combinan para formar criaturas con un ciclo de vida millones de veces más rápido que la vida en la Tierra. [100] Denominada "imaginativa e irónica", la idea dio lugar a representaciones de ciencia ficción. [101] Carl Sagan , otro optimista con respecto a la vida extraterrestre, consideró la posibilidad de organismos que siempre están en el aire dentro de la alta atmósfera de Júpiter en un artículo de 1976. [42] [43] Cohen y Stewart también imaginaron la vida tanto en un entorno solar como en la atmósfera de un gigante gaseoso.

"Buenos Júpiter"

Los "buenos Júpiter" son gigantes gaseosos, como el Júpiter del Sistema Solar , que orbitan sus estrellas en órbitas circulares lo suficientemente lejos de la zona habitable como para no perturbarla, pero lo suficientemente cerca para "proteger" los planetas terrestres en órbita más cercana de dos formas críticas. Primero, ayudan a estabilizar las órbitas y, por lo tanto, los climas de los planetas interiores. En segundo lugar, mantienen el sistema estelar interno relativamente libre de cometas y asteroides que podrían causar impactos devastadores. [102] Júpiter orbita alrededor del Sol a unas cinco veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Esta es la distancia aproximada que deberíamos esperar para encontrar buenos Júpiter en otros lugares. El papel de "cuidador" de Júpiter quedó dramáticamente ilustrado en 1994 cuando el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó al gigante.

Sin embargo, la evidencia no es tan clara. La investigación ha demostrado que el papel de Júpiter en la determinación de la velocidad a la que los objetos golpean la Tierra es significativamente más complicado de lo que se pensaba. [103] [104] [105] [106]

El papel de Júpiter en la historia temprana del Sistema Solar está algo mejor establecido y es la fuente de un debate significativamente menor. Al principio de la historia del Sistema Solar, se acepta que Júpiter jugó un papel importante en la hidratación de nuestro planeta: aumentó la excentricidad de las órbitas del cinturón de asteroides y permitió a muchos cruzar la órbita de la Tierra y suministrar al planeta importantes volátiles como el agua y el carbono. dióxido. Antes de que la Tierra alcanzara la mitad de su masa actual, los cuerpos helados de la región de Júpiter-Saturno y los cuerpos pequeños del cinturón de asteroides primordial suministraron agua a la Tierra debido a la dispersión gravitacional de Júpiter y, en menor medida, Saturno . [107] Por lo tanto, si bien los gigantes del gas ahora son protectores útiles, una vez fueron proveedores de material de habitabilidad crítico.

Por el contrario, los cuerpos del tamaño de Júpiter que orbitan demasiado cerca de la zona habitable pero no en ella (como en 47 Ursae Majoris ), o tienen una órbita muy elíptica que cruza la zona habitable (como 16 Cygni B ) hacen que sea muy difícil para un planeta independiente similar a la Tierra para existir en el sistema. Vea la discusión de una zona habitable estable más arriba. Sin embargo, durante el proceso de migración a una zona habitable, un planeta del tamaño de Júpiter puede capturar un planeta terrestre como una luna. Incluso si un planeta de este tipo está inicialmente unido libremente y sigue una órbita fuertemente inclinada, las interacciones gravitacionales con la estrella pueden estabilizar la luna nueva en una órbita circular cercana que es coplanar con la órbita del planeta alrededor de la estrella. [108]

El impacto de la vida en la habitabilidad

Un complemento de los factores que apoyan el surgimiento de la vida es la noción de que la vida misma, una vez formada, se convierte en un factor de habitabilidad por derecho propio. Un ejemplo importante de la Tierra fue la producción de gas oxígeno molecular ( O
2) por cianobacterias antiguas y, finalmente, plantas fotosintetizadoras, lo que lleva a un cambio radical en la composición de la atmósfera terrestre. Este cambio ambiental se llama Gran Evento de Oxigenación . Este oxígeno resultó fundamental para la respiración de especies animales posteriores. La hipótesis de Gaia , un modelo científico de la geobiosfera iniciado por James Lovelock en 1975, sostiene que la vida en su conjunto fomenta y mantiene las condiciones adecuadas para sí misma al ayudar a crear un entorno planetario adecuado para su continuidad. De manera similar, David Grinspoon ha sugerido una "hipótesis de los mundos vivientes" en la que nuestra comprensión de lo que constituye la habitabilidad no puede separarse de la vida que ya existe en un planeta. Los planetas que están geológica y meteorológicamente vivos tienen muchas más probabilidades de estar biológicamente vivos también y "un planeta y su vida co-evolucionarán". [109] Ésta es la base de la ciencia del sistema terrestre .

El papel del azar

Los puntos verdes representan planetas naturales simulados que permanecieron habitables durante 3000 millones de sim. años, a) diferente sim. los planetas corren una vez b) una carrera repetida de esos 1.000 planetas, que muestra una probabilidad del 1,5% × 39% de que estos planetas permanezcan habitables repetidamente. [110]

En 2020, una simulación por computadora de la evolución de los climas planetarios durante 3 mil millones de años sugirió que las retroalimentaciones son una condición necesaria pero no suficiente para evitar que los planetas se vuelvan demasiado calientes o fríos para la vida, y esa oportunidad también juega un papel crucial. [111] [110] Las consideraciones relacionadas incluyen factores aún desconocidos que influyen en la habitabilidad térmica de los planetas, como el "mecanismo (o mecanismos) de retroalimentación que evita que el clima llegue a temperaturas fatales". [112]

  • Astrobotánica  : el estudio de las plantas cultivadas en naves espaciales
  • Zona habitable circunestelar  : órbitas donde los planetas pueden tener agua líquida.
  • Darwin (nave espacial)  : un concepto de estudio europeo de 2007 de una serie de observatorios espaciales
  • Análogo de la Tierra  - Planeta con condiciones ambientales similares a las de la Tierra
  • Exoplaneta  : planeta fuera del sistema solar
  • Exoplanetología  : estudio de planetas fuera del Sistema Solar
  • Agua líquida extraterrestre  : agua en su estado líquido que se encuentra naturalmente fuera de la Tierra.
  • Habitabilidad de los satélites naturales  : medida del potencial de los satélites naturales para tener entornos propicios para la vida.
  • Planetas habitables para el hombre
  • Lista de exoplanetas potencialmente habitables
  • Neocatastrofismo  : hipótesis de que los eventos que exterminan la vida, como los estallidos de rayos gamma, han actuado como un mecanismo de regulación galáctica en la Vía Láctea tras la aparición de la vida compleja.
  • Hipótesis de la tierra rara  - Hipótesis que la vida extraterrestre complejo es improbable y extremadamente raro
  • Colonización espacial  : concepto de habitación humana permanente fuera de la Tierra
  • Planeta superhabitable  : tipo hipotético de planeta que puede ser más adecuado para la vida que la Tierra.
  • Terraformación  : proceso hipotético de ingeniería planetaria

  1. ^ Este artículo es un análisis de la habitabilidad planetaria desde la perspectiva de la ciencia física contemporánea. Un punto de vista histórico sobre la posibilidad de planetas habitables se puede encontrar en Creencias en la vida extraterrestre y el pluralismo cósmico . Para una discusión sobre la probabilidad de vida extraterrestre, vea la ecuación de Drake y la paradoja de Fermi . Los planetas habitables también son un elemento básico de la ficción; ver Planetas en ciencia ficción .
  2. ^ La vida parece haber surgido en la Tierra aproximadamente 500 millones de años después de la formación del planeta. Las estrellas de clase "A" (que brillan durante entre 600 millones y 1.200 millones de años) y una pequeña fracción de las estrellas de clase "B" (que brillan entre más de 10 millones y 600 millones) caen dentro de esta ventana. Al menos en teoría, la vida podría surgir en tales sistemas, pero es casi seguro que no alcanzaría un nivel sofisticado dados estos marcos de tiempo y el hecho de que los aumentos de luminosidad ocurrirían con bastante rapidez. La vida alrededor de las estrellas de clase "O" es excepcionalmente improbable, ya que brillan durante menos de diez millones de años.
  3. ↑ En Evolving the Alien , Jack Cohen e Ian Stewart evalúan escenarios plausibles en los que la vida podría formarse en las cimas de las nubes de los planetas jovianos. De manera similar, Carl Sagan sugirió que las nubes de Júpiter podrían albergar vida. [42] [43]
  4. ^ Existe un consenso emergente de que los microorganismos unicelulares pueden de hecho ser comunes en el universo, especialmente porque los extremófilos de la Tierraprosperan en entornos que alguna vez se consideraron hostiles a la vida. La posible aparición de una vida multicelular compleja sigue siendo mucho más controvertida. En su trabajo Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe , Peter Ward y Donald Brownlee argumentan que la vida microbiana probablemente está muy extendida, mientras que la vida compleja es muy rara y quizás incluso única en la Tierra. El conocimiento actual de la historia de la Tierra respalda en parte esta teoría: se cree que los organismos multicelulares surgieron en el momento de la explosión del Cámbrico hace cerca de 600 millones de años, pero más de 3.000 millones de años después de la aparición de la vida. El hecho de que la vida en la Tierra permaneciera unicelular durante tanto tiempo subraya que el paso decisivo hacia organismos complejos no tiene por qué ocurrir necesariamente.
  5. ^ Hay una "brecha de masa" en el Sistema Solar entre la Tierra y los dos gigantes gaseosos más pequeños, Urano y Neptuno , que tienen 13 y 17 masas terrestres. Esto probablemente sea solo una casualidad, ya que no existe una barrera geofísica para la formación de cuerpos intermedios (ver, por ejemplo, OGLE-2005-BLG-390Lb y Super-Earth ) y deberíamos esperar encontrar planetas en toda la galaxia entre dos y doce masas terrestres. . Si el sistema estelar es por lo demás favorable, tales planetas serían buenos candidatos para la vida, ya que serían lo suficientemente grandes como para permanecer dinámicos internamente y retener una atmósfera durante miles de millones de años, pero no tan grandes como para acumular una capa gaseosa que limita la posibilidad de formación de vida.
  6. ↑ Según la teoría prevaleciente, la formación de la Luna comenzó cuando un cuerpo del tamaño de Marte golpeó la Tierra en una colisión indirecta al final de su formación, y el material expulsado se fusionó y cayó en órbita (ver hipótesis de impacto gigante ). En Rare Earth Ward y Brownlee enfatizan que tales impactos deberían ser raros, reduciendo la probabilidad de otros sistemas tipo Tierra-Luna y por lo tanto la probabilidad de otros planetas habitables. Sin embargo, son posibles otros procesos de formación de la luna, y la proposición de que un planeta puede ser habitable en ausencia de una luna no ha sido refutada.

  1. ^ a b Dyches, Preston; Chou, Felcia (7 de abril de 2015). "El sistema solar y más allá está inundado de agua" . NASA . Consultado el 8 de abril de 2015 .
  2. ^ a b c d e NASA (octubre de 2015), Estrategia de astrobiología de la NASA (PDF)
  3. ^ a b Seager, Sara (2013). "Habitabilidad de exoplanetas". Ciencia . 340 (577): 577–581. Código Bibliográfico : 2013Sci ... 340..577S . doi : 10.1126 / science.1232226 . PMID  23641111 . S2CID  206546351 .
  4. ^ Costanza, Robert; Bernard, C. Patten (diciembre de 1995). "Definición y predicción de la sostenibilidad". Economía ecológica . 15 (3): 193-196. doi : 10.1016 / 0921-8009 (95) 00048-8 .
  5. ^ "Objetivo 1: Comprender la naturaleza y distribución de los entornos habitables en el Universo" . Astrobiología: hoja de ruta . NASA . Archivado desde el original el 17 de enero de 2011 . Consultado el 11 de agosto de 2007 .
  6. ^ Personal (1 de septiembre de 2018). "Los mundos acuáticos podrían sustentar la vida, dice un estudio. El análisis de UChicago, científicos de Penn State desafía la idea de que la vida requiere un 'clon de la Tierra ' " . EurekAlert . Consultado el 1 de septiembre de 2018 .
  7. ^ Kite, Edwin S .; Ford, Eric B. (31 de agosto de 2018). "Habitabilidad de los mundos acuáticos de exoplanetas". El diario astrofísico . 864 (1): 75. arXiv : 1801.00748 . Código bibliográfico : 2018ApJ ... 864 ... 75K . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aad6e0 . S2CID  46991835 .
  8. ^ Wolszczan, A .; Frail, DA (9 de enero de 1992). "Un sistema planetario alrededor del púlsar de milisegundos PSR1257 + 12". Naturaleza . 355 (6356): 145-147. Código Bib : 1992Natur.355..145W . doi : 10.1038 / 355145a0 . S2CID  4260368 .
  9. ^ Wolszczan, A (1994). "Confirmación de planetas de masa de la Tierra que orbitan el milisegundo Pulsar PSR: B1257 + 12". Ciencia . 264 (5158): 538–42. Bibcode : 1994Sci ... 264..538W . doi : 10.1126 / science.264.5158.538 . JSTOR  2883699 . PMID  17732735 . S2CID  19621191 .
  10. ^ Loeb, Abraham (octubre de 2014). "La época habitable del universo temprano". Revista Internacional de Astrobiología . 13 (4): 337–339. arXiv : 1312.0613 . Código bibliográfico : 2014IJAsB..13..337L . CiteSeerX  10.1.1.748.4820 . doi : 10.1017 / S1473550414000196 . S2CID  2777386 .
  11. ^ Dreifus, Claudia (2 de diciembre de 2014). "Vistas muy discutidas que se remontan a mucho tiempo atrás - Avi Loeb reflexiona sobre el universo temprano, la naturaleza y la vida" . New York Times . Consultado el 3 de diciembre de 2014 .
  12. ^ Rampelotto, PH (abril de 2010). "Panspermia: un campo de investigación prometedor" (PDF) . Conferencia de ciencia de astrobiología 2010: Evolución y vida: sobrevivir a catástrofes y extremos en la Tierra y más allá . 1538 : 5224. Código Bibliográfico : 2010LPICo1538.5224R . Consultado el 3 de diciembre de 2014 .
  13. ^ Graham, Robert W. (febrero de 1990). "Memorando técnico 102363 de la NASA - vida extraterrestre en el universo" (PDF) . NASA . Centro de Investigación Lewis, Ohio . Consultado el 7 de julio de 2014 .
  14. ^ Altermann, Wladyslaw (2008). "De los fósiles a la astrobiología: ¿una hoja de ruta hacia Fata Morgana?". En Seckbach, Joseph; Walsh, Maud (eds.). De los fósiles a la astrobiología: registros de la vida en la Tierra y la búsqueda de firmas biológicas extraterrestres . 12 . pag. xvii. ISBN 978-1-4020-8836-0.
  15. ^ Horneck, Gerda; Petra Rettberg (2007). Curso completo de Astrobiología . Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40660-9.
  16. ^ Davies, Paul (18 de noviembre de 2013). "¿Estamos solos en el universo?" . New York Times . Consultado el 20 de noviembre de 2013 .
  17. ^ Overbye, Dennis (6 de enero de 2015). "A medida que aumentan las filas de planetas Ricitos de oro, los astrónomos consideran lo que sigue" . New York Times . Consultado el 6 de enero de 2015 .
  18. ^ a b Overbye, Dennis (4 de noviembre de 2013). "Planetas lejanos como la tierra salpican la galaxia" . New York Times . Consultado el 5 de noviembre de 2013 .
  19. ^ a b Petigura, Eric A .; Howard, Andrew W .; Marcy, Geoffrey W. (31 de octubre de 2013). "Prevalencia de planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas similares al Sol" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos de América . 110 (48): 19273–19278. arXiv : 1311.6806 . Código Bibliográfico : 2013PNAS..11019273P . doi : 10.1073 / pnas.1319909110 . PMC  3845182 . PMID  24191033 . Consultado el 5 de noviembre de 2013 .
  20. ^ Khan, Amina (4 de noviembre de 2013). "La Vía Láctea puede albergar miles de millones de planetas del tamaño de la Tierra" . Los Angeles Times . Consultado el 5 de noviembre de 2013 .
  21. ^ a b "Catálogo de exoplanetas habitables - Laboratorio de habitabilidad planetaria @ UPR Arecibo" . phl.upr.edu . Consultado el 31 de marzo de 2020 .
  22. ^ a b c d e f g Lammer, H .; Bredehöft, JH; Coustenis, A .; Khodachenko, ML; et al. (2009). "¿Qué hace que un planeta sea habitable?" (PDF) . La Revista de Astronomía y Astrofísica . 17 (2): 181–249. Bibcode : 2009A y ARv..17..181L . doi : 10.1007 / s00159-009-0019-z . S2CID  123220355 . Archivado desde el original (PDF) el 2 de junio de 2016 . Consultado el 3 de mayo de 2016 .
  23. ^ Turnbull, Margaret C .; Tarter, Jill C. (marzo de 2003). "Selección de destino para SETI: un catálogo de sistemas estelares habitables cercanos" (PDF) . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 145 (1): 181-198. arXiv : astro-ph / 0210675 . Código bibliográfico : 2003ApJS..145..181T . doi : 10.1086 / 345779 . S2CID  14734094 . Archivado desde el original (PDF) el 22 de febrero de 2006. Criterios de habitabilidad definidos: la fuente fundamental de este artículo.
  24. ^ Choi, Charles Q. (21 de agosto de 2015). "Las galaxias gigantes pueden ser mejores cunas para planetas habitables" . Space.com . Consultado el 24 de agosto de 2015 .
  25. ^ "Mesas estrella" . Universidad Estatal de California , Los Ángeles. Archivado desde el original el 14 de junio de 2008 . Consultado el 12 de agosto de 2010 .
  26. ^ Kasting, James F .; Whittet, DC; Sheldon, WR (agosto de 1997). "Radiación ultravioleta de estrellas F y K e implicaciones para la habitabilidad planetaria". Orígenes de la vida y evolución de las biosferas . 27 (4): 413–420. Código Bibliográfico : 1997OLEB ... 27..413K . doi : 10.1023 / A: 1006596806012 . PMID  11536831 . S2CID  9685420 .
  27. ^ "Absorción de luz para la fotosíntesis" (Gráfico con referencias) . phy-astr.gus.edu . Universidad Estatal de Georgia . Consultado el 1 de mayo de 2018 . Es evidente a partir de estos gráficos de absorción y salida que las plantas solo utilizan los extremos rojo y azul de la parte visible del espectro electromagnético en la fotosíntesis. El reflejo y la transmisión de la mitad del espectro da a las hojas su color visual verde.
  28. ^ Guinan, Edward; Cuntz, Manfred (10 de agosto de 2009). "La juventud violenta de los poderes solares dirigen el curso de la génesis de la vida" . Unión Astronómica Internacional . Consultado el 27 de agosto de 2009 .
  29. ^ "Gliese 581: un planeta podría ser habitable" (Comunicado de prensa). Astronomía y Astrofísica. 13 de diciembre de 2007 . Consultado el 7 de abril de 2008 .
  30. ^ Staff (20 de septiembre de 2012). "LHS 188 - Estrella de movimiento propio alto" . Centre de données astronomiques de Strasbourg ( Centro de datos astronómicos de Estrasburgo ) . Consultado el 20 de septiembre de 2012 .
  31. ^ a b Méndez, Abel (29 de agosto de 2012). "Un exoplaneta habitable potencial caliente alrededor de Gliese 163" . Universidad de Puerto Rico en Arecibo (Laboratorio de Habitabilidad Planetaria) . Consultado el 20 de septiembre de 2012 .
  32. ^ a b Redd, Nola Taylor (20 de septiembre de 2012). "Planeta alienígena recién descubierto, un competidor superior para albergar la vida" . Space.com . Consultado el 20 de septiembre de 2012 .
  33. ^ "Los planetas pueden mantener el calor en un sistema de estrellas frío" . Redorbita. 19 de julio de 2013.
  34. ^ Shields, AL; Meadows, VS; Bitz, CM ; Pierrehumbert, RT; Joshi, MM; Robinson, TD (2013). "El efecto de la distribución de energía espectral de la estrella anfitriona y la retroalimentación del albedo de hielo sobre el clima de los planetas extrasolares" . Astrobiología . 13 (8): 715–39. arXiv : 1305.6926 . Código bibliográfico : 2013AsBio..13..715S . doi : 10.1089 / ast.2012.0961 . PMC  3746291 . PMID  23855332 .
  35. ^ Center, por Frank Tavares Ames Research de la NASA. "Aproximadamente la mitad de las estrellas similares al sol podrían albergar planetas rocosos y potencialmente habitables" . Exploración de exoplanetas: planetas más allá de nuestro sistema solar . Consultado el 14 de diciembre de 2020 .
  36. ^ Kasting, James F .; Whitmore, Daniel P .; Reynolds, Ray T. (1993). "Zonas habitables alrededor de las estrellas de la secuencia principal" (PDF) . Ícaro . 101 (1): 108-128. Código bibliográfico : 1993Icar..101..108K . doi : 10.1006 / icar.1993.1010 . PMID  11536936 . Archivado desde el original (PDF) el 18 de marzo de 2009 . Consultado el 6 de agosto de 2007 .
  37. ^ Williams, Darren M .; Kasting, James F .; Wade, Richard A. (enero de 1997). "Lunas habitables alrededor de planetas gigantes extrasolares". Naturaleza . 385 (6613): 234–236. Código Bibliográfico : 1996DPS .... 28.1221W . doi : 10.1038 / 385234a0 . PMID  9000072 . S2CID  4233894 .
  38. ^ "La Pequeña Edad del Hielo" . Departamento de Ciencias Atmosféricas . Universidad de Washington . Archivado desde el original el 11 de marzo de 2012 . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  39. ^ "18 Scorpii" . www.solstation.com . Compañía Sol . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  40. ^ Santos, Nuno C .; Israelí, Garik; Alcalde, Michael (2003). "Confirmación de la naturaleza rica en metales de las estrellas con planetas gigantes" (PDF) . Actas del 12º Taller de Cambridge sobre estrellas frías, sistemas estelares y el sol . Universidad de Colorado . Consultado el 11 de agosto de 2007 .
  41. ^ a b "Una entrevista con el Dr. Darren Williams" . Astrobiología: el universo viviente . 2000. Archivado desde el original el 28 de agosto de 2007 . Consultado el 5 de agosto de 2007 .
  42. ^ a b Sagan, C .; Salpeter, EE (1976). "Partículas, ambientes y posibles ecologías en la atmósfera joviana". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 32 : 737. Bibcode : 1976ApJS ... 32..737S . doi : 10.1086 / 190414 . hdl : 2060/19760019038 .
  43. ^ a b Querido, David . "Júpiter, la vida sigue" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales . Consultado el 6 de agosto de 2007 .
  44. ^ "¿Podría haber vida en el sistema solar exterior?" . Proyecto de Matemáticas del Milenio, Videoconferencias para Escuelas . Universidad de Cambridge . 2002 . Consultado el 5 de agosto de 2007 .
  45. ^ a b Borucki, William J .; Koch, David G .; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M .; Bryson, Stephen T .; Caldwell, Douglas; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Cochran, William D .; Devore, Edna; Dunham, Edward W .; Gautier, Thomas N .; Geary, John C .; Gilliland, Ronald; Gould, Alan; Howell, Steve B .; Jenkins, Jon M .; Latham, David W .; Lissauer, Jack J .; Marcy, Geoffrey W .; Rowe, Jason; Sasselov, Dimitar; Jefe, Alan; Charbonneau, David; Ciardi, David; Doyle, Laurance; Dupree, Andrea K .; Ford, Eric B .; Fortney, Jonathan; et al. (2011). "Características de los candidatos planetarios observados por Kepler, II: Análisis de los primeros cuatro meses de datos". El diario astrofísico . 736 (1): 19. arXiv : 1102.0541 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 736 ... 19B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 736/1/19 . S2CID  15233153 .
  46. ^ "La NASA encuentra candidatos de planeta del tamaño de la Tierra en zona habitable, sistema de seis planetas" . NASA . 2 de febrero de 2011 . Consultado el 2 de febrero de 2011 .
  47. ^ Grant, Andrew (8 de marzo de 2011). "Exclusivo: el exoplaneta" más parecido a la Tierra "obtiene una gran degradación, no es habitable" . Revista Discover . Consultado el 9 de marzo de 2011 .
  48. ^ Borenstein, Seth (19 de febrero de 2011). "El censo cósmico encuentra multitud de planetas en nuestra galaxia" . Prensa asociada . Consultado el 19 de febrero de 2011 .
  49. ^ Ward , págs. 191–220
  50. ^ "La Historia del Calor de la Tierra" . Geolab . Universidad James Madison . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  51. ^ Raymond, Sean N .; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (enero de 2007). "Simulaciones de alta resolución del ensamblaje final de planetas similares a la Tierra 2: suministro de agua y habitabilidad planetaria" . Astrobiología (manuscrito enviado). 7 (1): 66–84. arXiv : astro-ph / 0510285 . Código Bibliográfico : 2007AsBio ... 7 ... 66R . doi : 10.1089 / ast.2006.06-0126 . PMID  17407404 . S2CID  10257401 .
  52. ^ "La Tierra: ¿Un planeta límite de por vida?" . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . 2008 . Consultado el 4 de junio de 2008 .
  53. ^ "La mayoría de los mundos alienígenas habitables clasificados" . BBC News . BBC Science & Environment. 23 de noviembre de 2011 . Consultado el 16 de agosto de 2017 .
  54. ^ Nave, CR "Campo Magnético de la Tierra" . Hiperfísica . Universidad Estatal de Georgia . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  55. ^ Ward , págs. 122-123.
  56. ^ Hall, Shannon (24 de marzo de 2020). "¿Vida en el planeta Mercurio? 'No es completamente loco' - Una nueva explicación para el paisaje desordenado del mundo rocoso abre la posibilidad de que podría haber tenido ingredientes para la habitabilidad" . The New York Times . Consultado el 26 de marzo de 2020 .
  57. ^ Roddriquez, J. Alexis P .; et al. (16 de marzo de 2020). "Los terrenos caóticos de Mercurio revelan una historia de retención y pérdida de volátiles planetarios en el sistema solar más interno" . Informes científicos . 10 (4737): 4737. Bibcode : 2020NatSR..10.4737R . doi : 10.1038 / s41598-020-59885-5 . PMC  7075900 . PMID  32179758 .
  58. ^ Bortman, Henry (22 de junio de 2005). "Tierras esquivas" . Revista de Astrobiología . Consultado el 8 de junio de 2020 .
  59. ^ "La inclinación planetaria no es un spoiler para la vivienda" (Comunicado de prensa). Universidad Penn State . 25 de agosto de 2003 . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  60. ^ Lasker, J .; Joutel, F .; Robutel, P. (julio de 1993). "Estabilización de la oblicuidad de la tierra por la luna". Naturaleza . 361 (6413): 615–617. Código Bibliográfico : 1993Natur.361..615L . doi : 10.1038 / 361615a0 . S2CID  4233758 .
  61. ^ Dorminey, Bruce (29 de abril de 2009). "Sin la Luna, ¿habría vida en la Tierra?" . scientificamerican.com . Scientific American . Consultado el 1 de mayo de 2018 . Europa debe tener grandes mareas, por lo que es mi favorito para la vida microbiana ", dice Max Bernstein, un astroquímico y científico de programas en la sede de la NASA en Washington, DC" Europa es considerada por muchos como el mejor lugar para encontrar vida en el sistema solar.
  62. ^ Archivo: Tidalwaves1.gif
  63. ^ Woo, Marcus. "Stellar Smashups puede impulsar la habitabilidad planetaria, sugiere un estudio" . Scientific American . Consultado el 9 de diciembre de 2020 .
  64. ^ Nimmo, Francis; Primack, Joel; Faber, SM; Ramírez-Ruiz, Enrico; Safarzadeh, Mohammadtaher (10 de noviembre de 2020). "Calefacción radiogénica y su influencia en la habitabilidad y dinamos del planeta rocoso" . El diario astrofísico . 903 (2): L37. arXiv : 2011.04791 . Código Bibliográfico : 2020ApJ ... 903L..37N . doi : 10.3847 / 2041-8213 / abc251 . ISSN  2041-8213 . S2CID  226289878 . Consultado el 9 de diciembre de 2020 .
  65. ^ "La existencia de un campo magnético hace más de 3.500 millones de años sigue siendo objeto de debate" . phys.org . Consultado el 28 de diciembre de 2020 .
  66. ^ "Molécula orgánica, similar a un aminoácido, que se encuentra en la constelación de Sagitario" . Ciencia diaria. 2008 . Consultado el 20 de diciembre de 2008 .
  67. ^ Querido, David . "Elementos, abundancia biológica" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  68. ^ "¿Cómo la química y los océanos produjeron esto?" . El Proyecto Universo Electrónico . Universidad de Oregon . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  69. ^ "¿Cómo llegó la Tierra a verse así?" . El Proyecto Universo Electrónico . Universidad de Oregon . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  70. ^ von Hegner, Ian (2020). "Una elucidación de la habitabilidad del limbus mundi: el borde Ricitos de oro". Revista Internacional de Astrobiología (1–10.).
  71. ^ "Comprender los mecanismos evolutivos y los límites ambientales de la vida" . Astrobiología: hoja de ruta . NASA . Septiembre de 2003. Archivado desde el original el 26 de enero de 2011 . Consultado el 6 de agosto de 2007 .
  72. ^ Hart, Stephen (17 de junio de 2003). "Cave Dwellers: ET podría acechar en lugares oscuros" . Space.com . Archivado desde el original el 20 de junio de 2003 . Consultado el 6 de agosto de 2007 .
  73. ^ Lindsay, J; Brasier, M (2006). "Cráteres de impacto como microambientes biosféricos, estructura de Lawn Hill, norte de Australia" . Astrobiología . 6 (2): 348–363. Código Bibliográfico : 2006AsBio ... 6..348L . doi : 10.1089 / ast.2006.6.348 . PMID  16689651 .
  74. ^ McKay, Christopher (junio de 2002). "Demasiado seco para la vida: el desierto de Atacama y Marte" (PDF) . Centro de Investigación Ames . NASA . Archivado desde el original (PDF) el 26 de agosto de 2009 . Consultado el 26 de agosto de 2009 .
  75. ^ Navarro-González, Rafael; McKay, Christopher P. (7 de noviembre de 2003). "Suelos similares a Marte en el desierto de Atacama, Chile y el límite seco de la vida microbiana". Ciencia . 302 (5647): 1018–1021. Código bibliográfico : 2003Sci ... 302.1018N . doi : 10.1126 / science.1089143 . JSTOR  3835659 . PMID  14605363 . S2CID  18220447 .
  76. ^ Schuerger, Andrew C .; Golden, DC; Ming, Doug W. (noviembre de 2012). "Biotoxicidad de los suelos de Marte: 1. Deposición seca de suelos análogos en colonias microbianas y supervivencia en condiciones marcianas". Ciencias planetarias y espaciales . 72 (1): 91–101. Bibcode : 2012P & SS ... 72 ... 91S . doi : 10.1016 / j.pss.2012.07.026 .
  77. ^ a b Beaty, David W .; et al. (14 de julio de 2006), el Grupo de Análisis del Programa de Exploración de Marte (MEPAG) (ed.), "Hallazgos del Grupo de Análisis Científico de las Regiones Especiales de Marte" (PDF) , Astrobiología , 6 (5): 677–732, Bibcode : 2006AsBio. ..6..677M , doi : 10.1089 / ast.2006.6.677 , PMID  17067257 , consultado el 6 de junio de 2013
  78. ^ "La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea son solteras" (comunicado de prensa). Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . 30 de enero de 2006. Archivado desde el original el 13 de agosto de 2007 . Consultado el 5 de junio de 2007 .
  79. ^ "Estrellas y planetas habitables" . www.solstation.com . Compañía Sol. Archivado desde el original el 28 de junio de 2011 . Consultado el 5 de junio de 2007 .
  80. ^ Boss, Alan (enero de 2006). "Los sistemas planetarios pueden estar alrededor de estrellas binarias" (Comunicado de prensa). Institución Carnegie . Archivado desde el original el 15 de mayo de 2011 . Consultado el 5 de junio de 2007 .
  81. ^ Wiegert, Paul A .; Holman, Matt J. (abril de 1997). "La estabilidad de los planetas en el sistema Alpha Centauri". El diario astronómico . 113 (4): 1445-1450. arXiv : astro-ph / 9609106 . Código Bibliográfico : 1997AJ .... 113.1445W . doi : 10.1086 / 118360 . S2CID  18969130 .
  82. ^ "Zonas habitables de estrellas" . Centro especializado de investigación y formación en exobiología de la NASA . Universidad del Sur de California , San Diego. Archivado desde el original el 21 de noviembre de 2000 . Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  83. ^ Joshi, MM; Haberle, RM; Reynolds, RT (octubre de 1997). "Simulaciones de las atmósferas de planetas terrestres que giran sincrónicamente que orbitan enanas M: condiciones para el colapso atmosférico y las implicaciones para la habitabilidad" (PDF) . Ícaro . 129 (2): 450–465. Código Bibliográfico : 1997Icar..129..450J . doi : 10.1006 / icar.1997.5793 . Archivado desde el original (PDF) el 14 de agosto de 2011 . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  84. ^ Heath, Martin J .; Doyle, Laurance R .; Joshi, Manoj M .; Haberle, Robert M. (1999). "Habitabilidad de planetas alrededor de estrellas enanas rojas" (PDF) . Orígenes de la vida y evolución de la biosfera . 29 (4): 405–424. Código bibliográfico : 1999OLEB ... 29..405H . doi : 10.1023 / A: 1006596718708 . PMID  10472629 . S2CID  12329736 . Consultado el 11 de agosto de 2007 .
  85. ^ Croswell, Ken (27 de enero de 2001). "Rojo, dispuesto y capaz" ( reimpresión completa ). Nuevo científico . Consultado el 5 de agosto de 2007 .
  86. ^ Caín, Fraser; Gay, Pamela (2007). "AstronomyCast episodio 40: reunión de la sociedad astronómica americana, mayo de 2007" . Universe Today . Consultado el 17 de junio de 2007 .
  87. ^ Croswell, Ken (noviembre de 2005). "Una bengala para la estrella de Barnard" . Revista de Astronomía . Kalmbach Publishing Co . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  88. ^ Hines, Sandra (13 de enero de 2003). " ' El fin del mundo' ya ha comenzado, dicen los científicos de la Universidad de Washington" (Comunicado de prensa). Universidad de Washington . Consultado el 5 de junio de 2007 .
  89. ^ Li, King-Fai; Pahlevan, Kaveh; Kirschvink, Joseph L .; Yung, Yuk L. (2009). "La presión atmosférica como regulador natural del clima para un planeta terrestre con biosfera" (PDF) . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 106 (24): 9576–9579. Código Bibliográfico : 2009PNAS..106.9576L . doi : 10.1073 / pnas.0809436106 . PMC  2701016 . PMID  19487662 . Consultado el 19 de julio de 2009 .
  90. ^ "M enanos: la búsqueda de la vida está en marcha, entrevista con Todd Henry" . Revista de Astrobiología. 29 de agosto de 2005 . Consultado el 5 de agosto de 2007 .
  91. ^ Cain, Fraser (4 de febrero de 2009). "Estrellas enanas rojas" . Universe Today.
  92. ^ Kashi, Amit; Soker, Noam (2011). "El resultado del disco protoplanetario de estrellas muy masivas, enero de 2011". Nueva Astronomía . 16 (1): 27–32. arXiv : 1002.4693 . Código Bibliográfico : 2011NewA ... 16 ... 27K . CiteSeerX  10.1.1.770.1250 . doi : 10.1016 / j.newast.2010.06.003 . S2CID  119255193 .
  93. ^ Masa estelar # Edad
  94. ^ Olvídate, François (julio de 2013). "Sobre la probabilidad de planetas habitables". Revista Internacional de Astrobiología . 12 (3): 177–185. arXiv : 1212.0113 . Código bibliográfico : 2013IJAsB..12..177F . doi : 10.1017 / S1473550413000128 . S2CID  118534798 .
  95. ^ Mullen, Leslie (18 de mayo de 2001). "Zonas habitables galácticas" . Revista de Astrobiología . Consultado el 5 de agosto de 2007 .
  96. ^ Ward , págs. 26-29.
  97. ^ Dorminey, Bruce (julio de 2005). "Amenaza oscura". Astronomía . 33 (7): 40–45. Bibcode : 2005Ast .... 33g..40D .
  98. ^ Alan Boyle (22 de noviembre de 2011). "¿Qué mundos alienígenas son más habitables?" . NBC News . Consultado el 20 de marzo de 2015 .
  99. ^ Dirk Schulze-Makuch; et al. (Diciembre de 2011). "Un enfoque de dos niveles para evaluar la habitabilidad de los exoplanetas". Astrobiología . 11 (10): 1041-1052. Código Bibliográfico : 2011AsBio..11.1041S . doi : 10.1089 / ast.2010.0592 . PMID  22017274 .
  100. ^ Drake, Frank (1973). "Vida en una estrella de neutrones". Astronomía . 1 (5): 5.
  101. ^ Querido, David . "Estrella de neutrones, con vida" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales . Consultado el 5 de septiembre de 2009 .
  102. ^ Bortman, Henry (29 de septiembre de 2004). "Próximamente:" Buenos "Jupiters" . Revista de Astrobiología . Consultado el 5 de agosto de 2007 .
  103. ^ Horner, Jonathan; Jones, Barrie (diciembre de 2010). "Júpiter - ¿Amigo o enemigo? Una respuesta" . Astronomía y Geofísica . 51 (6): 16-22. Código bibliográfico : 2010A & G .... 51f..16H . doi : 10.1111 / j.1468-4004.2010.51616.x .
  104. ^ Horner, Jonathan; Jones, BW (octubre de 2008). "Júpiter - ¿Amigo o enemigo? Yo: Los asteroides". Revista Internacional de Astrobiología . 7 (3–4): 251–261. arXiv : 0806.2795 . Código Bibliográfico : 2008IJAsB ... 7..251H . doi : 10.1017 / S1473550408004187 . S2CID  8870726 .
  105. ^ Horner, Jonathan; Jones, BW (abril de 2009). "Júpiter - ¿amigo o enemigo? II: los centauros". Revista Internacional de Astrobiología . 8 (2): 75–80. arXiv : 0903.3305 . Código Bibliográfico : 2009IJAsB ... 8 ... 75H . doi : 10.1017 / S1473550408004357 . S2CID  8032181 .
  106. ^ Horner, Jonathan; Jones, BW; Chambers, J. (enero de 2010). "Júpiter - ¿amigo o enemigo? III: los cometas de la nube de Oort". Revista Internacional de Astrobiología . 9 (1): 1–10. arXiv : 0911.4381 . Código Bibliográfico : 2010IJAsB ... 9 .... 1H . doi : 10.1017 / S1473550409990346 . S2CID  1103987 .
  107. ^ Lunine, Jonathan I. (30 de enero de 2001). "La aparición de planetas jovianos y la habitabilidad de los sistemas planetarios" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 98 (3): 809–814. Código Bibliográfico : 2001PNAS ... 98..809L . doi : 10.1073 / pnas.98.3.809 . PMC  14664 . PMID  11158551 .
  108. ^ Porter, Simon B .; Grundy, William M. (julio de 2011), "Evolución posterior a la captura de exolunas potencialmente habitables", The Astrophysical Journal Letters , 736 (1): L14, arXiv : 1106.2800 , Bibcode : 2011ApJ ... 736L..14P , doi : 10.1088 / 2041-8205 / 736/1  / L14 , S2CID 118574839
  109. ^ "La hipótesis de los mundos vivos" . Revista de Astrobiología. 22 de septiembre de 2005 . Consultado el 6 de agosto de 2007 .
  110. ^ a b Tyrrell, Toby (11 de diciembre de 2020). "El azar jugó un papel en la determinación de si la Tierra se mantuvo habitable" . Comunicaciones Tierra y Medio Ambiente . 1 (1): 61. Bibcode : 2020ComEE ... 1 ... 61T . doi : 10.1038 / s43247-020-00057-8 . ISSN  2662-4435 . S2CID  228086341 . Consultado el 17 de enero de 2021 . CC-BY icon.svgDisponible bajo CC BY 4.0 .
  111. ^ "El azar jugó un papel importante en mantener la Tierra en condiciones de vida" . phys.org . Consultado el 17 de enero de 2021 .
  112. ^ Tyrrell, Toby. "La Tierra ha permanecido habitable durante miles de millones de años, ¿exactamente qué suerte tuvimos?" . La conversación . Consultado el 30 de enero de 2021 .

  • Ward, Peter; Brownlee, Donald (2000). Tierra rara: por qué la vida compleja es poco común en el universo . Saltador. ISBN 978-0-387-98701-9.

  • Cohen, Jack e Ian Stewart. Evolución del alienígena: la ciencia de la vida extraterrestre , Ebury Press, 2002. ISBN  0-09-187927-2
  • Dole, Stephen H. (1965). Planetas habitables para el hombre (1ª ed.). Rand Corporation. ISBN 978-0-444-00092-7.
  • Fogg, Martyn J., ed. "Terraforming" (número especial completo) Revista de la Sociedad Interplanetaria Británica , abril de 1991
  • Fogg, Martyn J. Terraforming: Ingeniería de entornos planetarios , SAE International, 1995. ISBN  1-56091-609-5
  • González, Guillermo y Richards, Jay W. El planeta privilegiado , Regnery, 2004. ISBN  0-89526-065-4
  • Grinspoon, David. Planetas solitarios: la filosofía natural de la vida extraterrestre , HarperCollins, 2004.
  • Lovelock, James. Gaia: una nueva mirada a la vida en la Tierra.ISBN  0-19-286218-9
  • Schmidt, Stanley y Robert Zubrin, eds. Islas en el cielo , Wiley, 1996. ISBN  0-471-13561-5
  • Webb, Stephen Si el universo está lleno de extraterrestres ... ¿Dónde está todo el mundo? Cincuenta soluciones a la paradoja de Fermi y el problema de la vida extraterrestre Nueva York: enero de 2002 Springer-Verlag ISBN  978-0-387-95501-8

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