Zona de habitabilidade

En astrofísica denomínase zona de habitabilidade estelar, zona de habitabilidade circunestelar ou simplemente zona de habitabilidade á rexión derredor dunha estrela na que se atopase un planeta terrestre ou un satélite cunha masa comprendida entre 0, 6 e 10 veces a masa da Terra, cunha presión atmosférica superior ós 6, 1 milibares (que corresponde co punto triplo da auga), cunha luminosidade e radiación incidente que permitise atopar auga na súa superficie en estado líquido. Historia do concepto
O termo foi definido por primeira vez en 1953 polo astrofísico Su-Shu Huang como a área derredor dunha estrela onde poderíamos atopar auga en estado líquido en grandes cantidades. Sendo o primeiro en introducir o termo no contexto da habitabilidade planetaria e por extensión no de posibilidade de vida extraterrestre.
Mais o concepto de zona de habitabilidade é anterior, describíndose noutras obras como en "The Green and the Red Planet: A Physiological Study of the Possibility of Life on Mars" (1953) de Hubertus Strughold onde fai referencia as zonas onde a vida podería aparecer ou en "Liquid Water Belt" (1953) de Harlow Shapley onde se fala da importancia da auga líquida para a vida.
A teoría das zonas de habitabilidade foi desenvolvida de forma adicional por Stephen H. Dole no seu libro "Habitable Planets for Man" de 1964, no que describe as zonas de habitabilidade circunestelar así como outros aspectos determinantes para a habitabilidade planetaria. Facendo amais unha estimación do número de planetas habitables na Vía Láctea; arredor de 600 millóns.
Ó mesmo tempo o escritor de ficción científica Isaac Asimov introduce o concepto de zona de habitabilidade estelar para o grande público a través de relatos nos que indaga sobre a colonización espacial.
En 1970 aparece tamén o termo "Goldilocks zone" para referirse especificamente á rexión arredor dunha estrela onde a temperatura é óptima para que a auga apareza na fase líquida. En 1993 o astrónomo James Kasting introduciu o termo "zona de habitabilidade circunestelar" para referirse de forma máis precisa a aquela rexión coñecida ata o momento como "zona habitable".
Ampliando a teoría de zona de habitabilidade, no ano 2000, Peter Ward e Donald Brownlee introduciron a idea de "zona de habitabilidade galáctica", desenvolvida posteriormente por Guillermo Gonzalez, e definida como aquela rexión afastada das fontes intensas de radiación, sobre todo do violento centro galáctico e das rexións activas de formación estelar. A conxunción destas dúas zonas (zona de habitabilidade estelar e zona de habitabilidade galáctica) é onde se presentan as condicións máis favorables para a aparición e posterior desenvolvemento de vida nun contorno planetario adecuado. Determinación da zona de habitabilidade
Relegada nos seus inicios ó marco da especulación, en datas recentes co descubrimento dun número cada vez maior de planetas extrasolares, fixo espertar un inusitado interese no estudo da zona de habitabilidade, sobre todo no campo da astrobioloxía.
Proba disto e o desenvolvemento de diversas expresións matemáticas, como as que propoñen Kasting, Whitmire e Reynolds en 1993 ou Whitmire e Reynolds en 1996, destinadas ó cálculo aproximado dos radios interno ZHri e externo ZHro da zona de habitabilidade expresados en unidades astronómicas (UA): Expresión matemática; Z H r i
[ L / S b i ] 0, 5 {\displaystyle ZHri
[L/Sbi]^{0, 5}} Z H r o
[ L / S b o ] 0, 5 {\displaystyle ZHro
[L/Sbo]^{0, 5}} onde L é a luminosidade e Sb o fluxo estelar. A outra expresión matemática; Z H r i ( Z A M S )
[ L Z A M S / 1, 1 ] 0, 5 {\displaystyle ZHri(ZAMS)
[LZAMS/1, 1]^{0, 5}} Z H r o ( Z A M S )
Z H r i ( H Z T )
[ L Z A M S / 0, 53 ] 0, 5 {\displaystyle ZHro(ZAMS)
ZHri(HZT)
[LZAMS/0, 53]^{0, 5}} Z H r o ( H Z T )
[ L H Z T / 0, 53 ] 0, 5 {\displaystyle ZHro(HZT)
[LHZT/0, 53]^{0, 5}} Z H r i ( M S E )
[ L M S E / 1, 1 ] 0, 5 {\displaystyle ZHri(MSE)
[LMSE/1, 1]^{0, 5}} Z H r o ( M S E )
[ L M S E / 0, 53 ] 0, 5 {\displaystyle ZHro(MSE)
[LMSE/0, 53]^{0, 5}} onde LZAMS é a luminosidade durante o momento cero do inicio da secuencia principal (Zero Age Main Sequence), LHZT é a luminosidade no momento de tránsito e LMSE é a luminosidade ó final da secuencia principal.
Como se pode apreciar a partir do último conxunto de expresións matemáticas, a zona de habitabilidade evoluciona co tempo, migrando cara ó exterior a medida que a estrela percorre a secuencia principal. Posibilidade de vida nas zonas de habitabilidade. Factores implicados
A posibilidade de vida dedúcese a partir das propiedades físicas como a masa, a temperatura efectiva, o fluxo estelar, as características e a evolución da zona de habitabilidade; ó atoparse estreitamente ligadas á vida das estrelas.
Deste xeito cunha temperatura efectiva inferior ós 3. 000 K e unha luminosidade mil veces inferior á do Sol, as ananas vermellas de clase espectral M presentarían unha zona de habitabilidade moi estreita e próxima á estrela, quedando bloqueada a rotación planetaria a partir de 0, 6 a 0, 4 masas solares. A pesar deste inconveniente e da emisión da maior parte da enerxía liberada en forma de radiación infravermella, o abundante número deste tipo de estrelas (70-90% na Vía Láctea) e a súa extrema lonxevidade fai que presenten en conxunto a área de habitabilidade máis extensa na nosa galaxia. Malia non haber restrición temporal algunha, unha masa inferior a 0, 08 veces a masa solar implica unhas condicións de presión e temperatura no seu núcleo insuficientes para manter activo o seu núcleo.
As ananas marróns, consideradas obxectos de transición entre estrelas e planetas, mostran unhas características físicas que imposibilitan a existencia ó seu redor dunha zona de habitabilidade en estrito senso.
No extremo oposto, cunhas temperaturas efectivas de 50. 000 K e unha luminosidade millóns de veces superiores á do Sol atópanse as grandes estrelas azuladas e branco-azuladas de clase espectral O e B. O seu reducido número, a emisión da maior parte da enerxía liberada en forma de radiación ultravioleta, a súa efémera vida e o intenso vento estelar que caracteriza a estas grandes estrelas non só impide a consolidación ó seu redor de corpos planetarios, se non que en casos extremos poden chegar a disipar os discos planetarios presentes en estrelas veciñas.
Estimando para a evolución da vida nun planeta coma a Terra un lapso de tempo non inferior a 4. 000 millóns de anos, as estrelas máis aptas serían aquelas que presentasen unha masa entre 0, 6 e 1, 20 masas solares, e dicir, estrelas de clase espectral F, G e K.