En el último post vimos cómo el universo está repleto de planetas: la mayoría de las estrellas tienen uno o más planetas (el nombre correcto es exoplanetas, o sea planetas de una estrella que no sea nuestro sol) orbitando alrededor de ellas. Nos fascinan estos exoplanetas por la posibilidad de que se haya desarrollado alguna forma de vida en ellos. Puesto que nos interesa principalmente el único tipo de vida que conocemos – organismos compuestos de moléculas a base de carbono, utilizando el agua como principal solvente –, estamos buscando planetas que se parezcan a nuestra tierra, en términos de composición, tamaño, atmósfera, y disponibilidad de agua líquida. ¿Cómo llevar a cabo esta búsqueda?

Exoplanetas demasiado calientes, de todos tipos y tamaños

Los exoplanetas vienen en una gran variedad de tamaños y posiciones con respecto a sus estrellas. Los que más se han detectado (no por ser los más comunes, sino por ser los más fáciles de detectar; ver mis post anteriores), son los exoplanetas grandes y gaseosos, del tamaño del planeta Júpiter o mayores, que circulan alrededor de su estrella en órbitas muy estrechas con “años” que se miden en términos de pocos días, de manera que suelen ser muy calientes.

Por ejemplo, el exoplaneta WASP-12B, un gigante gaseoso del tamaño de Júpiter, está tan cerca de su estrella que le da la vuelta en tan solo 1,1 día. Se calcula que, de día, la temperatura en este exoplaneta alcanza los 2300°C [i] – no exactamente una temperatura ideal para el desarrollo de la vida.

Algunos exoplanetas del tipo súper-Júpiter son tan calientes que se ha podido determinar su temperatura de superficie mediante la medición de la luz infrarroja emitida por el planeta (comparando la luz de la estrella cuando el planeta se oculta detrás de ella, con la luz de la estrella justo antes de que se oculte el planeta). De esta manera, se han medido temperaturas de hasta 2445°C [ii].

No todos los exoplanetas súper-cercanos a su estrella son gigantes. Recientemente se descubrió un sistema solar con cinco planetas orbitando una estrella un poco más pequeña que nuestro sol, de los cuales el más pequeño, con una masa de sólo 1,3 veces la de la tierra, orbita la estrella en el tiempo récord de un día exacto, mientras que el más grande y lejano, con doble la masa del más pequeño, requiere de 9,5 días para completar su “año” [iii]. Tales planetas, aunque rocosos y por ende más parecidos a nuestra tierra, son demasiado calientes para ser de interés para nuestra búsqueda de vida extraterrestre.

Muchos de los exoplanetas arriba mencionados muestran, por la cercanía a su estrella, siempre la misma cara a la estrella (así como nuestra luna siempre muestra la misma cara a la tierra; esto se llama acoplamiento de marea), de manera que mientras que un lado del exoplaneta es muy caliente, el otro puede estar helado. Pero aun para los exoplanetas cuya rotación no haya sido afectada por la cercanía a su estrella, las diferencias de temperatura entre día y noche pueden ser considerables: en el caso del exoplaneta HD 149026b, se midió una temperatura de casi 1200°C de día, y de unos 630°C de noche[iv].

Ninguno de estos exoplanetas tan calientes son buenos candidatos para albergar algún tipo de vida que se parezca a la nuestra. Consideremos, por lo tanto, los exoplanetas con temperaturas más moderadas. Esto nos lleva al concepto de la habitabilidad.

La zona de habitabilidad

La zona de habitabilidad circunestelar es aquella zona alrededor de una estrella en la cual, de encontrarse allí un planeta rocoso con una atmósfera caracterizada por la presencia de dióxido de carbono, nitrógeno y vapor de agua, puede existir agua líquida en la superficie del mismo. Los planetas gaseosos (tipo Júpiter, Saturno y Neptuno) no cuentan, por no tener una superficie sólida en la que se pueda acumular agua, así que planetas gaseosos como CoRoT-9b quedan descartados aunque tengan la temperatura correcta para agua líquida[v].

En inglés, la zona de habitabilidad se llama habitable zone. Un nombre alternativo, más poético, es Goldilocks zone, tomado del cuento de niños “Ricitos de oro y los tres osos”, en el cual una niña, teniendo que escoger entre tres opciones, descarta los extremos (demasiado grande o pequeño, frío o caliente, etcétera) y selecciona lo intermedio que es lo más adecuado[vi].

Para determinar si un exoplaneta se encuentra en la zona de habitabilidad de su estrella, suele realizarse un modelado del planeta y su atmósfera. Este modelado, que inicialmente era relativamente sencillo[vii], se ha ido sofisticando en el tiempo[viii]. La zona de habitabilidad está limitada por un lado (el más cercano a la estrella), por el punto en el que la temperatura es tan alta que el agua alcanzaría su punto de ebullición: alrededor de 100°C, dependiendo de la composición del agua y la presión atmosférica. Más cerca de la estrella, no sólo no hay agua en la superficie de los planetas, sino que estos estarán perdiendo agua hacia el espacio. Por el otro lado, el más distante con respecto a la estrella, la zona de habitabilidad está limitada por la temperatura en la cual toda el agua se convertiría en hielo: a una temperatura de alrededor de 0°C, de nuevo dependiendo de la presión atmosférica y la composición del agua. Este límite externo de la zona de habitabilidad se caracteriza por la formación de nubes de dióxido de carbono que enfrían la superficie del planeta.

Los límites de la zona de habitabilidad dependen en primer lugar de las características de la estrella: su luminosidad, el flujo de irradiación (el flujo de energía que recibe un exoplaneta de su estrella en forma de ondas electromagnéticas)[ix], y también del tipo de radiación que emite la estrella: por ejemplo, las enanas rojas emiten radiación en frecuencias distintas a nuestro sol, con efectos distintos sobre el calentamiento de los planetas[x]. En el caso de nuestro sistema solar, el planeta Venus se encuentra fuera de la zona habitabilidad, con su atmósfera espesa de dióxido de carbono, y en superficie una temperatura de 462 °C y una presión atmosférica 90 veces mayor a la de la tierra[xi]; mientras que la tierra y posiblemente Marte se encuentran dentro de la misma[xii]. Pero si el sol fuera más grande, con mayor luminosidad, Marte estaría dentro de la zona de habitabilidad, y la tierra tal vez muy cerca del borde interior de la misma (ver la imagen).

Pero los límites de la zona de habitabilidad dependen también de las características de los exoplanetas. Entre otras cosas, dependen de las tallas de los planetas. Las súper-tierras son más capaces de retener el agua que los planetas más pequeños, así que el límite interno de la zona de habitabilidad para una súper-tierra queda más cerca de la estrella que para un planeta más pequeño: a la misma distancia, relativamente cercana a su estrella, una súper-tierra pudiera encontrarse en su zona de habitabilidad mientras que un planeta pequeño ya se habría disecado[xiii].

Por lo general, un planeta pequeño, aun estando en la zona de habitabilidad, no necesariamente tiene agua líquida en superficie. Si la masa del planeta es demasiado pequeña, este no va a poder tener una atmósfera con suficiente presión para acumular, o mantener, agua en superficie. En nuestro sistema planetario, esto pasó con el planeta Marte: en épocas remotas, recién formado el planeta, hubo agua en la superficie de Marte[xiv], pero actualmente la presión atmosférica es insuficiente para que haya agua líquida en la superficie marciana.

El rango de temperaturas es aproximativo. El límite inferior puede en la realidad encontrarse muy por debajo de los 0°C, en el caso de microbios con acceso a moléculas anticongelantes, tales como el glicerol[xv]. El límite superior puede estar por encima de los 100°C, ya que conocemos microorganismos (los llamados termófilos) que viven en aguas de hasta 120°C. En la tierra, los límites dentro de los cuales hay organismos capaces de prosperar y reproducirse, son de -10 y 122 °C. No es necesario que el planeta entero se encuentre dentro de este rango de temperaturas: es suficiente que parte del planeta tenga una temperatura adecuada, para que la vida pueda desarrollarse y mantenerse en esa parte del planeta[xvi].

La definición de la zona de habitabilidad se refiere al hecho que la vida, tal como la conocemos, depende de la presencia de agua para desarrollarse. Sin embargo, no hace falta la presencia de mucha agua, tal como nos enseña la presencia de organismos en hasta las zonas más áridas de nuestro planeta[xvii]. También es posible que un planeta frío tenga agua líquida no en superficie, sino en el subsuelo, y que se haya desarrollado algún tipo de vida en esta agua subterránea. En tal caso, la zona de habitabilidad se extendería más allá de lo que se pensaría considerando solamente la superficie del planeta[xviii]; es posible que esto sea aplicable al planeta Marte. Algunos investigadores, sin embargo, prefieren ponerle límites conservadores a la zona de habitabilidad[xix].

Los planetas que se encuentran cerca de los límites de la zona de habitabilidad son lugares inhóspitos. Mientras que el límite interior se caracteriza por un calor que no permite la presencia de agua líquida en superficie, cerca del límite externo predomina el hielo. Modelos indican que, en planetas cerca de este borde externo, el clima está caracterizado por repeticiones de épocas de hielo que alternan con períodos un poco más cálidos, en ciclos impulsados por fluctuaciones en la cantidad de dióxido de carbono, un gas atmosférico que ayuda a mantener la temperatura en la superficie del planeta alta, y estable; si no hay suficiente producción de dióxido de carbono, predominan las épocas de hielo[xx]. En tales circunstancias es poco probable que se pueda desarrollar la vida más allá que simples organismos acuáticos. También puede predominar el hielo en el caso de las estrellas de tipo F (más luminosas que nuestro sol), que emiten gran parte de su energía en forma de luz visible, que es reflejada por el hielo de los planetas, sin calentarlos[xxi].

La extensión de la zona de habitabilidad de una estrella varía en el tiempo. Una estrella joven, todavía no muy caliente, la tiene más cercana, mientras que una estrella vieja, que empieza a inflarse para volverse un gigante rojo, grande y caliente, la tiene más alejada[xxii]. Por lo tanto, un exoplaneta puede empezar su existencia dentro de la zona de habitabilidad y después salir de ella al desplazarse los límites de esta, o al revés, encontrarse inicialmente afuera de ella y después entrar. Para el desarrollo de la vida es fundamental que el exoplaneta se encuentre dentro de la zona de habitabilidad durante el mayor tiempo posible. En este sentido, es importante que su estrella se desarrolle lentamente: que no sea demasiado caliente (y que, por cierto, tenga una proporción alta de elementos pesados, tales como el carbono, oxígeno y sílice[xxiii]). Nuestra tierra se encontrará, se estima, en la zona de habitabilidad de nuestro sol durante un total de unos siete millardos de años según un modelo, y según otro modelo, más alarmista, durante algo más de cinco millardos de años, de los que cuatro millardos ya pasaron[xxiv]; pero hay exoplanetas cuya permanencia en esta zona probablemente no será más de un millardo de años, lo que pone en entredicho la posibilidad del desarrollo de algún tipo de vida avanzada por allá[xxv].

Para que pueda desarrollarse la vida en un planeta, es importante que haya suficiente tiempo para eso. En el caso de nuestra tierra, trascurrieron más de 500 millones de años antes de que aparecieran los primeros organismos unicelulares. Por lo tanto, es imprescindible que la estrella alrededor de la cual esté orbitando el planeta tenga una vida suficientemente larga para darle tiempo a la vida de desarrollarse. Las estrellas más grandes y luminosas que nuestro sol pueden tener planetas, pero con un tiempo de vida de esas estrellas que se expresa en millones de años en lugar de millardos, tales planetas no van a tener tiempo para que aparezca la vida. Por otro lado, las estrellas más pequeñas que nuestro sol, o parecidas al mismo, tienen vidas muy largas, propicias para que pueda aparecer la vida en alguno de sus planetas[xxvi].

Las estrellas enanas blancas y marrones experimentan un cambio de luminosidad opuesto al de las estrellas más grandes: su luminosidad se reduce en el tiempo, y la zona de habitabilidad se acerca paulatinamente a la estrella. Planetas cercanos a la estrella pudieran estar entrando en la zona de habitabilidad en algún momento de su historia; sin embargo, puesto que tales planetas ya habrían perdido toda su agua previamente, es poco probable que, aun después de entrar en la zona de habitabilidad, puedan llegar a albergar vida[xxvii]. (Sin embargo, es posible que un planeta sin agua acumule agua posteriormente, si se producen muchos impactos de asteroides compuestos de hielo, proporcionando así suficiente agua para reponer el agua que el planeta perdió, o nunca tuvo[xxviii]).

Así como puede cambiar en el tiempo la extensión de la zona de habitabilidad de una estrella, también puede cambiar la órbita de un planeta, de modo que a lo largo de su vida un planeta puede entrar en, o salir de, la zona de habitabilidad. Por ejemplo, procesos de mareas (ver el próximo post) pueden causar un acercamiento de un planeta a su estrella, de manera que un planeta que inicialmente estaba fuera del límite externo de la zona de habitabilidad, puede entrar en ella en algún momento de su vida. El hielo que puede tener tal planeta pudiera descongelarse, por lo menos parcialmente, y así dar origen a océanos. Si el planeta es un mini-Neptuno, con un espeso manto atmosférico, la cercanía a la estrella puede resultar en una pérdida de gases de manera que la atmósfera se vuelve menos densa, más apta para el desarrollo de condiciones propicias para la vida[xxix].

Entonces, ¿cuáles son las estrellas con planetas en sus zonas de habitabilidad, que con mayor probabilidad tengan agua en superficie? Se han realizado varios estudios en los que se estimaron las probabilidades de encontrar agua en planetas orbitando distintos tipos de estrellas. Estrellas como nuestro sol (de la clase G) parecen tener las mejores probabilidades de tener planetas con agua, puesto que su luminosidad aumenta en el tiempo de manera que planetas, inicialmente cubiertos de hielo, al calentarse pueden convertirse en planetas con océanos. Lo opuesto ocurre con estrellas enanas más pequeñas, de la clase M, cuya luminosidad más bien se reduce, de manera que planetas calientes, sin agua, entrarían en la zona de habitabilidad pero sin el líquido preciado. Por lo tanto, es menos probable que planetas como la tierra ocurran orbitando esta clase de estrellas enanas[xxx].

Pero en el caso de estrellas mucho más pequeñas que nuestro sol, tales como la estrella Próxima Centauri (cuya masa es una décima parte de la del sol, y que tiene un planeta terrestre – ver abajo), la probabilidad de encontrar planetas del tamaño parecido a la tierra, y con agua, es considerada buena[xxxi].

Similitud a la tierra

El propósito de la aplicación del concepto de la zona de habitabilidad es encontrar planetas que puedan parecerse a nuestra tierra y, por ende, ser capaces de albergar vida. Para hacer una primera selección de exoplanetas potencialmente habitables se ha creado el Índice de Similitud con la Tierra (IST; en inglés Earth Similarity Index, ESI): un índice que coloca a los planetas en una escala de 0 a 1, en la que el 1 corresponde a nuestra tierra[xxxii].

El IST se calcula de manera bastante sencilla, lo que permite utilizarlo aun cuando hay poca información disponible acerca del planeta (como en el caso de la gran mayoría de exoplanetas detectados). En principio, se utilizan el radio del planeta, su densidad, la temperatura en superficie, y la velocidad de escape. Pero estos datos no siempre están disponibles, y entonces se reemplazan por otros datos, tales como la masa del planeta, y la irradiación (la energía que recibe de la estrella). El índice resultante del cálculo obviamente no nos dice si un planeta de verdad reúne todas las condiciones para ser habitable, pero nos proporciona una primera aproximación[xxxiii].

En nuestro sistema solar, el planeta que más se parece a la tierra es Venus, con un IST de 0,79 – pero sabemos que, por su densa atmósfera de dióxido de carbono, y la alta presión atmosférica, no es habitable. En la práctica, exoplanetas con un IST de más de 0,8 son considerados lo suficientemente parecidos a la tierra como para ser potencialmente habitables y, por lo tanto, ameritar estudios más profundos para determinar su aptitud para albergar vida. El exoplaneta con el IST más alto que conozcamos, es Kepler-438 b con un índice de 0,88: tiene un diámetro sólo 12% mayor del de la tierra y un año de 35 días. Recibe 40% más luz que la tierra, con lo que se encuentra cerca del límite interior de la zona de habitabilidad de su estrella, una estrella enana[xxxiv].

Sin embargo, hay que tener cuidado con el IST: tal como ya se comentó, un valor alto de este índice no necesariamente implica que el planeta en cuestión es habitable, o que tenga agua en superficie. La súper-tierra GJ 832c, por ejemplo, tiene un IST de 0,81; por lo tanto, cuando se descubrió algunos la consideraron como una segunda tierra[xxxv]. Pero éstos sólo miraron el número, sin tomar en cuenta lo que los mismos descubridores del planeta indicaron: que, por el gran tamaño del planeta, su atmósfera probablemente es muy densa, más parecida a la de Venus que a la de la tierra. Por lo tanto, el planeta en cuestión probablemente no es habitable, a pesar de tener un IST alto[xxxvi]. Al parecer, una pequeña diferencia en irradiación puede resultar en la diferencia entre una “exo-tierra” y un “exo-Venus”, aunque ambos estén en la zona habitable[xxxvii].

Otro índice, parecido al IST pero desarrollado específicamente para los exoplanetas que transitan frente a su estrella, es el HITE (índice de habitabilidad para exoplanetas que transitan). Este índice, que se basa en parámetros sencillos tales como la frecuencia, la duración y la magnitud del cambio de brillo de una estrella debido al tránsito de un planeta, permite identificar aquellos exoplanetas que merecen estudios más profundos. Aplicando este índice, nuestra tierra obtendría un índice de 82%: que es bueno, pero no perfecto. Esto muestra por un lado las limitaciones del índice (por ejemplo, no considera la presencia de los océanos), y por otro, nos indica que la tierra no se encuentra en el lugar óptimo para que tenga vida (se encuentra cerca del límite interno de la zona de habitabilidad) [xxxviii].

Exoplanetas en la zona de habitabilidad

En la actualidad (enero 2017) se conocen 44 exoplanetas que, aparte de ser rocosos y parecerse en tamaño a la tierra o ser súper-tierras, se encuentran en la zona de habitabilidad. Si somos más estrictos, limitándonos a aquellos planetas que tienen un tamaño parecido a la tierra (o sea, descartando las súper-tierras y los mini-Neptunos) y utilizando límites más conservadores para la zona de habitabilidad, esta cantidad se reduce a diez exoplanetas terrestres potencialmente habitables (ver la figura)[xxxix]. Un catálogo de los exoplanetas en la zona habitable descubiertos por el satélite Kepler, que incluye a planetas con un tamaño hasta el doble de la tierra, llega a 20 planetas dentro de los límites conservadores, y a 29 si se aplican unos límites más amplios a la zona de habitabilidad[xl].

No parecen muchos: 44 exoplanetas habitables descubiertos hasta la fecha, de un total de casi 4000 exoplanetas confirmados. Sin embargo, recordémonos que la mayoría de estos 4000 son gigantes y/o planetas muy cercanos a su estrella, que son los más fáciles de detectar. En la realidad, se ha estimado que las estrellas parecidas a nuestro sol tienen en promedio entre 0,1 y 0,2 planetas terrestres en la zona de habitabilidad: o sea, un planeta terrestre en la zona de habitabilidad para cada cinco a diez estrellas[xli]. Para las estrellas de tipo M (las enanas rojas, que son muy estables y, tal como se ha dicho, conforman la mayoría de estrellas) este promedio es de entre 0,5 y 0,6 (un planeta terrestre en la zona de habitabilidad para cada dos estrellas enanas)[xlii], o 0,4 si sólo se consideran las súper-tierras[xliii]. Otros modelos elaborados para las estrellas enanas indican un promedio de entre uno y dos (o entre uno y tres[xliv]) planetas terrestres en la zona habitable por estrella, y además con suficiente agua para tener mares u océanos[xlv]. Sea como sea, ya que nuestra galaxia cuenta con unos 160 millardos de estrellas tipo M, imagínense la cantidad de exoplanetas terrestres que puede haber en zonas de habitabilidad.

El sistema planetario que mayor número de planetas contribuye a la lista de exoplanetas conocidos en la zona de habitabilidad, es el de la estrella enana Gliese 667C (GJ 667C). Consiste de seis, tal vez siete planetas, todos rocosos, de los que tres súper-tierras se encuentran en la zona habitable[xlvi]. Uno de estos, GJ 667C c, se parece bastante a la tierra en términos de diámetro, masa y flujo estelar (la energía que recibe de la estrella), algo que se resume en un valor IST alto, de 0.84 [xlvii].

El exoplaneta más cercano a nuestro sistema solar, Proxima Centauri b, del que ya hablamos en el primer post de esta serie, se encuentra en la zona habitable de su estrella. Tiene una masa parecida a la de nuestra tierra, o unas veces mayor. Se encuentra tan cerca de su estrella que su “año” dura sólo once días. A pesar de la cercanía a su estrella, recibe poco calor porque la estrella es una enana roja. Sin embargo, la cantidad de calor parece ser suficiente para permitir la presencia de agua líquida en la superficie del planeta[xlviii]. Todo esto hace que Proxima b, aparte de ser el exoplaneta conocido más cercano (a una distancia de cuatro años luz), también es uno de lo más parecidos a nuestra tierra, con un valor IST de 0,87.

Más lejos de nosotros, pero todavía muy cercanas en términos astronómicos, se encuentran las estrellas Tau Ceti y Kapteyn (a distancias de 12 y 13 años luz, respectivamente). La estrella Tau Ceti es muy parecida a nuestro sol. Tiene cinco planetas conocidos, todos súper-tierras, de los que uno (Tau Ceti e), a una distancia de la estrella parecida a la entre nuestro sol y el planeta Venus, parece encontrarse en la zona de habitabilidad[xlix]. Sin embargo, se determinó que el planeta puede estar rico en magnesio y que por lo tanto la actividad tectónica y volcánica probablemente es más intensa que en la tierra (ver la imagen en el encabezado de este post). Además, se calculó que el planeta entró en la zona de habitabilidad hace tan solo un millardo de años, cuando aumentó la luminosidad de la estrella. En el caso de la tierra, la vida pudo desarrollarse en un millardo de años, pero llegando sólo a organismos sencillos, unicelulares; de manera que no se debería esperar alguna forma de vida avanzada en aquel exoplaneta[l].

La estrella de Kapteyn es una enana roja muy vieja, con una edad que pudiera duplicar la de nuestro sistema solar. Tiene dos planetas conocidos, de los que uno – una súper-tierra – se encuentra en la zona de habitabilidad[li]. Por su edad, este planeta tiene mejor probabilidad de albergar algún tipo de vida que un planeta como Tau Ceti e.

Entre los otros planetas confirmados en la zona de habitabilidad se encuentran Kepler-442b [lii], Kepler-22b [liii], HD 40307g, y Gliese 163c [liv]. Son todos súper-tierras, con temperaturas superficiales estimadas de entre 6 y 78 °C. La súper-tierra HD 40307g orbita una estrella enana, conjuntamente con otros cinco exoplanetas[lv]. El sistema planetario Kepler-62, al que ya hicimos referencia en el primer post de esta serie, consiste de cinco planetas rocosos orbitando una estrella un poco más pequeña que nuestro sol, de los cuales los dos externos – ambos súper-tierras – se encuentran en la zona de habitabilidad (ver imagen)[lvi]. Las súper-tierras Wolf 1061c [lvii] (a sólo 14 años luz de distancia) y probablemente K2-3d [lviii] se encuentran también dentro de la zona de habitabilidad de sus respectivas estrellas, ambas enanas.

Por último, se puede mencionar unos planetas bañados en la luz infrarroja de la estrella enana fría TRAPPIST-1, ya mencionada en el post anterior: dos cerca del límite interno de la zona de habitabilidad, y otra cerca del límite externo. De haber vida en estos planetas, debería ser una forma de vida adaptada a la luz infrarroja[lix].

Por otro lado, se pensaba que en el sistema planetario Gliese 581, que consiste de varias súper-tierras, había dos planetas dentro de la zona de habitabilidad[lx]. Sin embargo, un estudio posterior concluyó que estos dos planetas probablemente no existen: al parecer, su detección se debió a una interpretación errada de fluctuaciones en la actividad de la estrella[lxi].

Conclusión

De los exoplanetas conocidos hasta la fecha, una pequeña porción (algo más de 1%) son potencialmente habitables: son principalmente súper-tierras rocosas ubicadas dentro de la zona de habitabilidad, en la superficie de las cuales puede existir agua en forma líquida. Sin embargo, se calcula que por lo menos la mitad de las estrellas enanas, las más comunes en la galaxia, tienen por lo menos un planeta terrestre en la zona de habitabilidad.

Pero, ¿es suficiente estar dentro de la zona de habitabilidad para que un planeta rocoso sea habitable? No, no lo es. Existen otros factores que hay que tomar en cuenta antes de declarar que es habitable. Veremos algunos en la próxima entrega.

 

Este post se basa en un post que publiqué en mi blog, ahora cerrado, “Los tiempos del cambio”.

Nota: en el encabezado del post se muestra una imagen artística de cómo pudiera lucir la superficie del exoplaneta Tau Ceti, cuya composición química sugiere una intensa actividad volcánica. Crédito: Joshua Gonzalez (ASU). Fuente: www.astrowatch.net/2015/04/tau-ceti-next-earth-probably-not.html.

[i]     Royal Astronomical Society, nota de prensa PN 08/17, 2008. The (Super)WASP factory finds 10 new planets in the last 6 months. http://nam2008.qub.ac.uk/press/2008-08-release.

[ii]    De Mooij, E.J.W. y Snellen, I.A.G., 2009. Ground-based κ-band detection of thermal emission from the exoplanet TrES-3b. Astronomy & Astrophysics, 493, L35-L38. www.aanda.org. Borucki, W.J. y otros, 2009. Kepler’s optical phase curve of the exoplanet HAT-P-7b. Science, 325 (5941), 709. www.sciencemag.org. Sing, D.K. y López-Morales, M., 2009. Ground-based secondary eclipse detection of the very-hot Jupiter OGLE-TR-56b. Astronomy & Astrophysics, 493, L31-L34. www.aanda.org. Laughlin, G. y otros, 2009. Rapid heating of the atmosphere of an extrasolar planet. Nature,457, 562-564. www.nature.com. Fossey, S.J. y otros, 2009. Detection of a transit by the planetary companion of HD 80606. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 396 (1), L16-L20.

[iii]   Ragozzine, D. y otros, 2012. The very compact five exoplanet system KOI-500: mass constraints from TTVs, resonances, and implications. American Astronomical Society, DPS meeting #44, id.200.04. http://adsabs.harvard.edu/abs/2012DPS….4420004R. Ver también: http://www.space.com/18075-tiny-alien-solar-system-koi-500-planets-infographic.html.

[iv]   Knutson, H.A., Charbonneau, D., Cowan, N.B., Fortney, J.J., Showman, A.P., Agol, E. y Henry, G.W., 2009. The 8 μm phase variation of the hot Saturn HD 149026b. The Astrophysical Journal, 703, 769-784.  http://iop.org.

[v]    Deeg, H.J. y otors, 2010. A transiting giant planet with a temperature between 250K and 430K. Nature, 464, 384-387. www.nature.com.

[vi]   Ver:  http://es.wikipedia.org/wiki/Ricitos_de_Oro_y_los_tres_osos.

[vii] Kasting, J.F., Whitmire, D.P. y Reynolds, R.T., 1993. Habitable Zones around Main Sequence Stars. Icarus, 101 (1), 108-128.  http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103583710109.

[viii] Kopparapu, R.K. y otros, 2013. Habitable zones around main sequence stars: new estimates. The Astrophysical Journal, 765 (2), L131.  http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/765/2/131/pdf.

[ix]   Ver:  http://es.wikipedia.org/wiki/Zona_de_habitabilidad y http://en.wikipedia.org/wiki/Habitable_zone; http://www.monografias.com/trabajos65/radiacion-solar/radiacion-solar.shtml.

[x]    Joshi, M.M. y Haberle, R.M., 2012. Suppression of the water ice and snow albedo feedback on planets orbiting red dwarf stars and the subsequent widening of the habitable zone. Astrobiology, 12 (1), 3-8.

[xi]   Williams, M., 2016. What is the weather like on Venus? Universe Today. http://phys.org/news/2016-12-weather-venus.html.

[xii] Kasting, J.F., Kopparapu, R., Ramirez, R.M. y Harman, C.E., 2013. Remote life-detection criteria, habitable zone boundaries, and the frequency of Earth-like planets around M and late K stars. Proceedings of the National Academy of Sciences, 111 (35), 12641-12646. www.pnas.org/content/111/35/12641.full.pdf.

[xiii] Kopparapu, R.K., Ramirez, R.M., SchottelKotte, J., Kasting, J.F., Domagal-Goldman, S. Y Eymet, V., 2014. Habitable zones around main-sequence stars: dependence on planetary mass. The Astrophysical Journal Letters, 787 (2), L29.  http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/787/2/L29/pdf.

[xiv] NASA, 2016. Mars rock-ingredient stew seen as plus for habitability. www.nasa.gov/feature/jpl/mars-rock-ingredient-stew-seen-as-plus-for-habitability.

[xv] Chin, J.P. y otros, 2010. Solutes determine the temperature windows for microbial survival and growth. Proceedings of the National Academy of Sciences, 107 (17), 7835-7840. www.pnas.org.

[xvi] McKay, C.P., 2014. Requirements and limits for life in the context of exoplanets. Proceedings of the National Academy of Sciences, 111 (35), 12628-12633. http://www.pnas.org/content/111/35/12628.full.pdf.

[xvii]          McKay, 2014. Ver nota 16.  Stevenson, A. y otros, 2015. Multiplication of microbes below 0.690 water activity:implications for terrestrial and extraterrestrial life. Environmental Microbiology, 17(2), 257–277. http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/1462-2920.12598/epdf.

[xviii]         McMahon, S., O’Malley-James, J. y Parnell, J., 2013. Circumstellar habitable zones for Deep terrestrial biospheres. Planetary and Space Science, 85, 312-318. www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0032063313001815.

[xix] Kasting y otros, 2013. Ver nota 12.

[xx] Shields, A.L., Barnes, R., Agol, E., Charnay, B., Bitz, C. y Meadows, V.S., 2016. The effect of orbital configuration on the possible climates and habitability of Kepler-62f. Astrobiology, 16 (6). http://online.liebertpub.com/doi/pdfplus/10.1089/ast.2015.1353.

[xxi] Haqq-Misra, J., Kopparapu, R.K., Batalha, N.E., Harman, C.E. y Kasting, J.F., 2016. Limit cycles can reduce the width of the habitable zone. The Astrophysical Journal. https://arxiv.org/pdf/1605.07130v1.pdf.  Menou, K., 2015. Climate stability of habitable Earth-like planets. Earth and Planetary Science Letters, 429, 20-24. www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0012821X15004896.

[xxii]          Ramirez, R. y Kaltenegger, L., 2016. Habitable zones of post-main sequence stars. The Astrophysical Journal, 823 (1), 6. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/823/1/6/meta.

[xxiii]         Young, P.A., Liebst, K. y Pagano, M., 2012. The impact of stellar abundance variations on stellar habitable zone evolution. The Astrophysical Journal Letters, 755 (2), L31. http://iopscience.iop.org/2041-8205.

[xxiv]         Leconte, J., Forget, F., Charnay, B., Wordsworth, R. y Pottier, A., 2013. Increased insolation threshold for runaway greenhouse processes on Earth-like planets. Nature, 504, 268-271. www.nature.com/nature/journal/v504/n7479/full/nature12827.html.

[xxv]          Rushby, A.J., Claire, M.W., Osborn, H. y Watsori, A.J., 2013. Habitable zone lifetimes of exoplanets around main sequence stars. Astrobiology, 13 (9), 833-849. http://online.liebertpub.com/doi/pdfplus/10.1089/ast.2012.0938.

[xxvi]         Nicholson, B., Carter, B. y Horner, J., 2014. For life to form on a planet it needs to orbit the right kind of star. The Conversation, 1 diciembre 2014. http://theconversation.com/for-life-to-form-on-a-planet-it-needs-to-orbit-the-right-kind-of-star-33477.

[xxvii]        Barnes, R. y Heller, R., 2013. Habitable planets around white and brown dwarfs: the perils of a cooling primary. Astrobiology, 13 (3), 279-291.  http://online.liebertpub.com/doi/abs/10.1089/ast.2012.0867.

[xxviii]       Ramirez, R.M. y Kaltenegger, L., 2014. The habitable zones of pre-main-sequence stars. The Astrophysical Journal Letters, 797 (2), L25.  http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/797/2/L25/pdf.

[xxix]         Luger, R., Barnes, R., Lopez, E., Fortney, J., Jackson, B. y Meadows, V., 2015. Habitable evaporated cores: Transforming mini-Neptunes into super-Earths in the habitable zones of M dwarfs. Astrobiology, 15 (1), 57-88. http://online.liebertpub.com/doi/pdfplus/10.1089/ast.2014.1215.

[xxx]          Tian, F. e Ida, S., 2015. Water contents of Earth-mass planets around M dwarfs. Nature Geoscience, 8, 177-180.  www.nature.com/ngeo/journal/v8/n3/full/ngeo2372.html.

[xxxi]         Alibert, Y. y Benz, W., 2016. Formation and composition of planets around very low mass stars. Astronomy & Astrophysics. https://arxiv.org/pdf/1610.03460v1.pdf.

[xxxii]        Schulze-Makuch, D. y otros, 2011. A two-tiered approach to assessing the habitability of exoplanets. Astrobiology, 11 (10), 1041-1052. http://online.liebertpub.com/doi/10.1089/ast.2010.0592#/doi/full/10.1089/ast.2010.0592.

[xxxiii]       Ver: https://es.wikipedia.org/wiki/%C3%8Dndice_de_Similitud_con_la_Tierra; http://exoplanetashabitables.blogspot.com.es/2016/07/metricas-de-habitabilidad-iii-el-esi.html.

[xxxiv] Torres, G. y otros, 2015. Validation of 12 small Kepler transiting planets in the habitable zone. The Astrophysical Journal, 800 (2), 99. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/800/2/99.

[xxxv] Ver: http://phys.org/news/2014-07-super-venus-solar-habitable-media.html; http://phys.org/news/2014-07-higher-scorer-easy-scale-gliese.html.

[xxxvi] Wittenmyer, R.A. y otros, 2014. GJ 832c: A super-Earth in the habitable zone. The Astrophysical Journal, 791 (2), 114. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/791/2/114/pdf.

[xxxvii] Kane, S.R., Kopparapu, R.K. y Domagal-Goldman, S.D., 2014. On the frequency of potential Venus analogs from Kepler data. The Astrophysical Journal Letters, 794 (1), L5. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/794/1/L5.

[xxxviii] Barnes, R., Meadows, V.S. y Evans, N., 2015. Comparative habitability of transiting exoplanets. The Astrophysical Journal, 814 (2), 91. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/814/2/91/pdf.

[xxxix]       Ver el catálogo online de exoplanetas habitables:  http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog.

[xl] Kane, S.R. y otros, 2016. A catalog of Kepler habitable zone exoplanet candidates. The Astrophysical Journal, 830 (1), 1. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/830/1/1/meta.

[xli] Kasting y otros, 2013. Ver nota 12.

[xlii] Kopparapu, R.K., 2013. A revised estimate of the occurrence rate of terrestrial planets in the habitable zones around Kepler M-dwarfs. The Astrophysical Journal Letters, 767 (1), L8. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/767/1/L8/pdf.

[xliii]          Bonfils, X. y otros, 2011. The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXI. The M-dwarf sample. Astronomy & Astrophysics.  http://arxiv.org/pdf/1111.5019v2.pdf.

[xliv]          Bovaird, T., Lineweaver, C.H. y Jacobsen, S.K., 2015. Using the inclinations of Kepler systems to prioritize new Titius–Bode-based exoplanet predictions. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 448, 3608-3627. http://mnras.oxfordjournals.org/content/448/4/3608.full.pdf.

[xlv] Hansen, B.M.S., 2014. In situ models for planet assembly around cool stars. International Journal of Astrobiology, 14 (2), 267-278. https://www.cambridge.org/core/journals/international-journal-of-astrobiology/article/div-classtitlespan-classitalicin-situspan-models-for-planet-assembly-around-cool-starsdiv/CEBB7B80DE0C8A39F1E1FD7733AC1FF7.

[xlvi]          Anglada-Escudé, G. y otros, 2013. A dynamically-packed planetary system around GJ 667C with three super-Earths in its habitable zone. Astronomy & Astrophysics, 556, A126. www.aanda.org/articles/aa/abs/2013/08/aa21331-13/aa21331-13.html.

[xlvii]         Ver nota 39.

[xlviii]        Anglada-Escudé, G. y otros, 2016. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit round Proxima Centauri. Nature, 536, 437-440. www.nature.com/nature/journal/v536/n7617/full/nature19106.html; www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1629/eso1629a.pdf.

[xlix]          Tuomi, M. y otros, 2012. Signals embedded in the radial velocity noise. Periodic variations in the τ Ceti velocities. Astronomy & Astrophysics.  http://arxiv.org/pdf/1212.4277v1.pdf.

[l]     Pagano, M., Truitt, A., Young, P.A. y Shim, S.-H., 2015. The chemical composition of τ Ceti and possible effects on terrestrial planets. The Astrophysical Journal, 803 (2), 90. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/803/2/90/pdf.

[li]    Anglada-Escudé, G. y otros, 2014. Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red dwarf. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, 443 (1), L89-L93. http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/443/1/L89.abstract.

[lii] Torres y otros, 2015. Ver nota 34.

[liii] Borucki, W.J. y otros, 2012. Kepler-22b: A 2.4 Earth-radius planet in the habitable zone of a sun-like star. The Astrophysical Journal, 745, 120. The Astrophysical Journal Letters, 751 (1), L16.

[liv] Ver:  http://news.sciencemag.org/sciencenow/2011/09/super-earth-found-in-habitable-z.html?ref=hp; http://phl.upr.edu/press-releases/ahotpotentialhabitableexoplanetaroundgliese163.

[lv]   Tuomi, M., Anglada-Escudé, G., Gerlach, E., Jones, H.R.A., Reiners, A., Rivera, E.J., Vogt, S.S., y Butler, R.P., 2012. Habitable-zone super-Earth candidate in a six-planet system around the K2.5V star HD 40307. Astronomy & Astrophysics.  http://arxiv.org/pdf/1211.1617v1.pdf. Ver también: http://www.sci-news.com/astronomy/article00712.html.

[lvi] Borucki, W.J. y otros, 2013. Kepler-62: A five-planet system with planets of 1.4 and 1.6 Earth radii in the habitable zone. Science, 340 (6132), 587-590. http://science.sciencemag.org/content/340/6132/587.

[lvii] Wright, D.J., Wittenmyer, R.A., Tinney, C.G., Bentley, J.S. y Zhao, J., 2016. Three planets orbiting Wolf 1061. The Astrophysical Journal Letters, 817 (2), L20. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/817/2/L20/meta.

[lviii]          Fukui, A., Livingston, J., Narita, N., Hirano, T., Onitsuka, M., Ryu, T. y Kusakabe, N., 2016. Ground-based transit observation of the habitable-zone super-Earth K2-3D. The Astronomical Journal, 152 (6), 171. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/6/171/meta.

[lix] Gillon, M. y otros, 2016. Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star. Nature, 533, 221-224. www.nature.com/nature/journal/v533/n7602/pdf/nature17448.pdf.

[lx]   Udry, S. y otros, 2007. The HARPS search for southern extra-solar planets, XI. Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet system. Astronomy & Astrophysics, 469, L43–L47. www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/27/aa7612-07.pdf.  Vogt, S.S., Butler, R.P., Rivera, E.J., Haghighipour, N., Henry, G.W. y Williamson, M.H., 2010. The Lick-Carnegie exoplanet survey: A 3.1 M ⊕ planet in the habitable zone of the nearby M3V star Gliese 581. The Astrophysical Journal, 723, 954-965.  http://iopscience.iop.org/0004-637X.  Wordsworth, R.D., Forget, F., Seisis, F., Madeleine, J.-B., Millour, E. y Eymet, V., 2010. Is Gliese 581d habitable? Some constraints from radiative-convective climate modeling. Astronomy & Astrophysics, 522, A22. www.aanda.org.  Wordsworth, R.D., Forget, F., Seisis, F., Millour, E., Charnay, B. y Madeleine, J.-B., 2011. Gliese 581d is the first discovered terrestrial-mass exoplanet in the habitable zone. The Astrophysical Journal Letters, 733, L48.  http://iopscience.iop.org/2041-8205.  Vogt, S.S., Butler, R.P. y Haghighipour, N., 2012. GJ 581 update: Additional evidence for a Super-Earth in the habitable zone. Astronomical Notes, 333 (7), 561-575.

[lxi] Robertson, P., Mahadevan, S., Endi, M. y Roy, A., 2014. Stellar activity masquerading as planets in the habitable zone of the M dwarf Gliese 581. Science, 345 (6195), 440-444. http://science.sciencemag.org/content/345/6195/440. Anglada-Escudé, G. y Tuomi, M., 2015. Comment on “Stellar activity masquerading as planets in the habitable zone of the M dwarf Gliese 581”. Science, 347 (6226), 1080. http://science.sciencemag.org/content/347/6226/1080.2. Robertson, P., Mahadevan, S., Endi, M. y Roy, A., 2015. Response to comment on “Stellar activity masquerading as planets in the habitable zone of the M dwarf Gliese 581”. Science, 347 (6226), 1080. http://science.sciencemag.org/content/347/6226/1080.3.