La zona de habitabilidad en función de la distancia a la estrella central y a su masa (y con etiquetas los tipos espectrales aproximados). Por comparación se incluye los planetas más internos del Sistema Solar y los cuatro descubiertos orbitando alrededor de la estrella GJ 581.
El clima terrestre depende, entre otros factores, de uno esencial: el Sol y de la cantidad de energía que de él recibimos. Esto es, depende de la energía que irradia nuestra estrella (unos 3,65 x 1023 kilovatios) y la que llega a la Tierra (la denominada constante solar, 1,366 vatios por metro cuadrado), que depende de la distancia entre la Tierra y el Sol y de la sección eficaz de la Tierra (el área que “ve” el Sol). Esta cantidad de energía es esencial para que el agua se encuentre en estado líquido. Marte, que se encuentra una distancia mayor del Sol (1.52 veces la distancia media entre el Sol y la Tierra, o unidades astronómicas), recibe solo un 43% de la energía que llega a nuestro planeta por metro cuadrado (depende con el inverso del cuadrado de la distancia). Por tanto, el agua en Marte se encontraría preferentemente en estado sólido, ya que la temperatura media de la Tierra es de unos +10 grados centígrados (por encima del punto de fusión del hielo), cuando la de Marte es de unos -63 grados centígrados. En cualquier caso, la variación en un planeta puede ser muy grande (en el caso de Marte, entre -140 y +20 grados centígrados). Y la distancia entre la estrella y el planeta no es el único factor determinante, como se pone de manifiesto al comparar los casos de Venus y Mercurio. El primero, más cerca del Sol que la Tierra, tiene una temperatura media de +465 grados centígrados, bastante más alta. Como contraejemplo está Mercurio, cuya temperatura superficial, unos +167 grados centígrados, es inferior a la de Venus, a pesar de estar mucho más cerca del Sol. Y es que la composición química de la atmósfera de un planeta (Mercurio tiene una muy tenue) es tremendamente importante.
En nuestro planeta se ha encontrado actividad biológica bajo condiciones muy distintas: desde temperaturas por debajo del punto de congelación del agua a presiones normales (bajando hasta -20 C), alcanzando incluso los 121 C.
La zona de habitabilidad en el Sistema Solar
La zona de habitabilidad alrededor de una estrella se define como el rango de distancias orbitales en donde un planeta podría contener agua líquida. Este fenómeno implica que se asume que el agua es indispensable para la aparición de la vida, lo cual no tiene que ser rigurosamente cierto.
La zona de habitabilidad depende principalmente de dos factores: la masa de la estrella y su edad, ya que al evolucionar, una estrella cambia su tipo espectral y su luminosidad. El límite inferior de la zona de habitabilidad se estima a partir de la fotodisociación de agua. Esto es, cuando la radiación solar es tan intensa que el agua se descompone en sus elementos básicos, oxígeno e hidrógeno, y éste último escapa del planeta al no poder ser retenido por el campo gravitacional del planeta. En buena medida arbitrariamente, se estima que la radiación requerida es 1.1 veces la constante solar (1,1x1,366 vatios/m2). En el Sistema Solar, ello equivale a 0.95 unidades astronómicas). El límite superior de la zona de habitabilidad lo impone la condensación de dióxido de carbono (CO2). Una estimación conservadora indica que ello ocurre a un valor de 0.53 veces la constante solar. Nuevamente, en el Sistema Solar, esto equivale a 1.37 unidades astronómicas.
Las estrellas evolucionan y su luminosidad cambia. Por ello, se ha definido el concepto de Zona de Habitabilidad Continuada (ZHC), que representa el rango de distancias orbitales para las cuales la constante solar se mantiene dentro de estos límites (1.1-0.53) durante una parte significativa de la historia de una estrella. Dado que el Sol aumente lentamente su luminosidad, en el Sistema Solar la ZHC se localiza entre 0.95 y 1.15 unidades astronómicas. Por tanto, es en este rango de distancias orbitales donde, en principio, se debe buscar agua líquida y, por tanto, vida. Al menos tal y como la conocemos.
Sin embargo, hay que tener en cuenta que otros factores, tales como el efecto invernadero (la temperatura media de la Tierra estaría varios grados por debajo de su valor sin este efecto debido a gases como el CO2 y el metano en su atmósfera) , la actividad geológica (tectónica de placas y la consecuente emisión de gases a la atmósfera), la presencia o ausencia de campos magnéticos globales (que protegen del bombardeo de partículas altamente energéticas que provienen del Sol), o el albedo (la cantidad de energía que llega desde la estrella que es reemitida al espacio, pueden jugar un papel crucial en la aparición y mantenimiento de actividad biológica.
La zona de habitabilidad en otros sistemas planetarios
La zona de habitabilidad alrededor de otras estrellas se define de manera análoga. Basta con comparar la luminosidad de la estrella con la del Sol para calcular la distancia media de esta región, según:
Distancia(ZH, estrella) = [Luminosidad(estrella) / Luminosidad(Sol)]
0.5, en unidades astronómicas
Para calcular el radio mínimo y máximo de su zona de habitabilidad, basta con multiplicar Distancia(ZH,estrella) por los factores 0.95 y 1.37, respectivamente.
Así, en una estrella de tipo M, las más numerosas en nuestra galaxia, de baja masa y luminosidad, la zona de habitabilidad se encuentra muy cerca del astro central. De hecho, está tan próxima que un hipotético planeta localizado en dicha órbita se encontraría con un periodo de rotación igual al de revolución, debido al efecto marea, al igual que le sucede a la Luna con la Tierra. Este es un factor que puede, o no, afectar las condiciones de habitabilidad del planeta, así como otros elementos orbitales, tales como la excentricidad de la órbita o la inclinación del eje de rotación respecto al orbital.
El sistema planetario múltiple asociado a la estrella Gliese 581 posee un planeta que podría estar bajo estas condiciones (Gl581c), ya que podría tener una masa de alrededor cinco veces la masa de la Tierra y su distancia a la estrella central, de tipo espectral M3, es de 0.073 unidades astronómicas. Se especula que Gl581c podría contener agua en estado líquido. En cualquier caso, un hipotético satélite que orbitase alrededor de este planeta no se vería limitado por el efecto marea y podría experimentar ciclos día-noche. Sea como sea, es de suponer que caso del sistema de Gl581 no sea único y misiones espaciales como Corot y Kepler descubran numerosos sistemas como éste.
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