El preludio de la vida (4): Habitabilidad con condiciones

En el último post vimos cómo una pequeña porción (algo más de 1%) de los exoplanetas conocidos hasta la fecha, son potencialmente habitables: son planetas rocosos, principalmente súper-tierras, ubicadas dentro de la zona de habitabilidad, en la superficie de las cuales puede existir agua en forma líquida. 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 habitabilidad[1].

Condiciones para la habitabilidad

La gran mayoría de los sistemas planetarios conocidos es distinta al nuestro. Muchos se encuentran alrededor de estrellas enanas, de manera que la zona de habitabilidad queda cerca de la estrella. Esto acarrea consecuencias que en nuestro planetario no son tan importantes, pero que en aquellos sí pueden ser críticas e impedir que un planeta que se encuentre en la zona de habitabilidad, realmente sea habitable. Veamos en este post algunos de los principales.

Clima espacial

No todas las estrellas son benévolas para sus planetas. Aparte de emitir luz visible y calor, las estrellas emiten también rayos X y radiación ultravioleta, durante erupciones estelares tales como fulguraciones y eyecciones de masa coronal, cuando grandes cantidades de materia (en la forma de un plasma ionizado) y radiación electromagnética son lanzadas hacia el espacio – lo que se llama el viento solar o estelar. Esta actividad estelar es más común en las estrellas enanas que en estrellas más grandes, tales como nuestro sol, y también ocurre más en estrellas jóvenes que en estrellas de edad más avanzada, tales como – de nuevo – nuestro sol[2].

Planetas orbitando estrellas activas son expuestas a estos fenómenos, llamados en su conjunto el “clima espacial”, especialmente si se encuentran próximas (ver la imagen en el encabezado de este post). Los planetas próximos pueden encontrarse dentro de la zona de habitabilidad de la estrella (de tratarse de una estrella enana), pero es probable que no se darían las condiciones para la habitabilidad, especialmente si no cuentan con un campo magnético fuerte. Planetas tales como Próxima b, que orbitan cerca de su estrella (pero dentro de la zona habitable; ver el post anterior), estarían muy expuestos al clima espacial. También pueden ser afectados por altas dosis de radiación los siete planetas terrestres detectados recientemente alrededor de la estrella enana TRAPPIST-1 [3].

El clima estelar puede causar, aun en planetas con un buen campo magnético tales como la tierra, la erosión y gradual rarefacción de la atmósfera, debido a la ionización y el posterior escape de elementos ligeros como el hidrógeno, y también – en menor medida – de elementos más pesados como el oxígeno, dejando el planeta sin agua[4]. Nuestra tierra parece haber tenido al inicio de su existencia una atmósfera rica en hidrógeno, pero lo perdió debido a este escape, y lo mismo habrá ocurrido en muchos planetas[5].

El viento estelar también puede causar erosión de la atmósfera mediante pérdida de gases debido a un proceso de calentamiento de la misma, de manera que en un millardo de años buena parte de la atmósfera pudiera desaparecer[6]. Esto no es necesariamente malo: planetas con una atmósfera muy densa y espesa, que causa altas temperaturas y presiones en la superficie, pueden perder el “exceso” de atmósfera y quedarse con una atmósfera más enrarecida, con una presión y temperatura más apta para el desarrollo de vida[7].

El clima espacial puede afectar también el desarrollo de la vida en el planeta[8]. Los altos niveles de radioactividad típicos de estrellas enanas pudieran resultar en la esterilización de los hipotéticos organismos en planetas que orbitan cerca de las mismas. Sólo si los planetas cuentan con campos magnéticos fuertes[9] y/o atmósferas con mucha nubosidad[10] se pudiera evitar que las fulguraciones esterilicen la superficie del planeta[11].

Por lo tanto, los planetas en la zona de habitabilidad de una estrella enana pueden estar expuestos a la intemperie del clima espacial. Sin embargo, tienen mejores prospectivas de ser habitable si cuentan con un fuerte campo magnético, o mejor aun, si su estrella es de mediana edad – cuando su actividad estelar se haya reducido considerablemente. Obviamente es lícito preguntarse cuánta agua puede haberse quedado en un planeta, después de haber sido afectado por el clima espacial durante la fase joven de la estrella. Pero es posible que, tal como ocurrió en el caso de nuestra tierra, importantes cantidades de agua hayan sido aportadas posteriormente, por cometas y asteroides cargados de hielo caídos en el planeta. De hecho, se ha observado un disco protoplanetario joven que pudiera contener mucha agua en forma de hielo[12]. Asimismo, de una estrella enana se estableció recientemente que está rodeada por un disco de cuerpos tipo cometas, ricos en hielo y elementos relativamente pesados, que pueden en principio aportar estos componentes a los planetas y así enriquecerlos en agua y elementos tales como oxígeno, nitrógeno y carbono[13].

Acoplamiento de marea

Una condición que pudiera ser bastante crítica, es que el exoplaneta no debería encontrarse acoplado de marea a su estrella. El acoplamiento de marea es un fenómeno bastante común en el caso de planetas cercanos a su estrella. Implica que el exoplaneta muestra siempre la misma cara a la estrella, así como nuestra luna siempre nos muestra el mismo hemisferio. Este fenómeno se debe, tal como ya indica su nombre, a las fuerzas de mareas ejercidas sobre el exoplaneta por su estrella, que son particularmente fuertes en el caso de planetas cercanos. Estas fuerzas actúan no sólo sobre líquidos, como los mares de la tierra, sino también sobre la roca, deformando el planeta (hasta punto tal que esta deformación pudiera ser medible desde la tierra[14]), y son capaces de frenar la rotación del planeta de manera que siempre muestra la misma cara a su astro[15]. En un exoplaneta acoplado el lado expuesto a la estrella puede calentarse mucho, mientras que el otro lado, aparte de encontrarse en una noche eterna, puede estar congelado. Aunque un planeta acoplado esté ubicado en la zona de habitabilidad, es menos probable que se haya podido desarrollar alguna forma de vida en el mismo, por falta de agua líquida: el lado expuesto a la estrella pudiera estar completamente árido, mientras que el otro lado tendría agua sólo en la forma de hielo, si acaso[16].

En el caso de estrellas enanas, que son poco luminosas y por tanto tienen su zona de habitabilidad cerca de la estrella, serán comunes los planetas acoplados de marea dentro de la zona de habitabilidad. Por ejemplo, los dos planetas internos de la estrella TRAPPIST-1, ya mencionada en el post anterior, tienen períodos de órbita de sólo 1,5 y 2,4 días y por lo tanto se supone que están acoplados de marea con su estrella[17].  Sin embargo, la presencia de una atmósfera pudiera impedir el acoplamiento, lo que implica que tal vez haya menos planetas acoplados a su estrella de lo que se pensaría[18]. Y, de darse una situación de acoplamiento, es posible que haya un sistema de circulación de vientos (y muy fuertes) de la zona caliente a la fría y viceversa, que puede causar una redistribución del calor en el planeta y así dar origen a regiones con temperaturas templadas[19]. Por ejemplo, en el caso del exoplaneta HD 209458b, un “Júpiter caliente” de cuya atmósfera hablaremos en el próximo post, se ha podido modelar los patrones de circulación atmosférica y se determinó que los vientos en ese planeta están transportando el calor de la zona más expuesta a la irradiación de la estrella hacia zonas menos expuestas[20].

Las fuerzas de mareas pueden tener, además, otras consecuencias en el caso de exoplanetas cercanas a su estrella. Las deformaciones de las rocas de un exoplaneta pueden calentarla, resultando en una temperatura en la superficie suficientemente alta para que haya agua líquida, aun si el planeta se encuentra fuera de la zona habitable[21]. También pueden mantener caliente un planeta viejo que está perdiendo su fuente de calor interna[22]. Pero en casos extremos, el planeta puede calentarse tanto que el agua presente en la superficie de la misma se pudiera evaporar e inclusive perderse en el espacio. Algo parecido parece haber pasado con nuestra hermana en el sistema solar: el planeta Venus[23]. También es posible que las fuerzas de mareas influyan sobre la órbita del planeta, de manera que esta se vuelva más circular, o que el planeta se acerque más a su estrella y, aunque inicialmente estuviera dentro de la zona de habitabilidad, salga de la misma (o que entre, si inicialmente estaba afuera de su límite externo)[24].

Atmósfera densa

Una atmósfera densa puede ser útil, pero si es demasiado densa el planeta, aun si se encuentra dentro de la zona de habitabilidad, tendrá una baja probabilidad de albergar vida, como consecuencia de una temperatura y una presión atmosférica muy altas. En muchos casos, los planetas pierde paulatinamente parte de su atmósfera; sin embargo, súper-tierras adelgazan sus atmósferas más difícilmente que planetas rocosos más pequeños[25].

Actividad tectónica

Otra condición posiblemente crítica para la presencia de vida en un planeta, es que el planeta genere en su interior suficiente calor para contrarrestar la pérdida de calor desde la superficie hacia el espacio. Este proceso complementa el calor que el planeta recibe de su estrella. El calor generado en el interior del planeta es transportado hacia la superficie mediante un proceso de convección: masas de roca caliente, líquida, que se desplazan desde el centro del planeta hacia zonas más someras, transportando su calor hacia la parte externa del planeta. Se pensó que esta convección se regula por el diferencial de temperatura entre el interior del planeta y la superficie, de manera que es más intenso en el caso de planetas que reciben poco calor de su estrella, pero eso parece no ser así. Por lo tanto, se considera que es importante que la convección sea lo suficientemente intensa para proporcionar suficiente calor interno a la superficie del planeta[26].

Aparte de la convección, se supone que el exoplaneta preferiblemente debería ser tectónicamente activo para tener vida. Es decir, debe haber volcanismo, formación de montañas y destrucción de placas, tal como ocurre en nuestra tierra. Esto es importante por varios motivos. Primero, por el intercambio de agua entre los océanos y el interior del planeta: esto evita que el planeta esté cubierto por completo por agua[27], lo que resultaría en inestabilidad climática por una menor cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera[28]. Las súper-tierras pudieran tener inicialmente océanos pequeños relativo a los de planetas más pequeños, al estar el agua atrapado en el interior del planeta, pero el volumen de agua en los océanos iría aumentando progresivamente[29].

Segundo, la actividad tectónica es importante por el reciclaje de minerales y elementos necesarios para el desarrollo de la vida, y la estabilidad de la temperatura en la superficie del planeta (ya que esta depende no sólo de la irradiación solar, sino también del calor que se genera dentro del planeta). La actividad tectónica probablemente no sea una condición indispensable para el desarrollo de la vida en un planeta, pero ciertamente ayuda[30].

Los planetas pequeños tienen poca o ninguna actividad tectónica (por ejemplo, Venus y Marte). Para que haya actividad tectónica, un exoplaneta debe tener un tamaño parecido al de la tierra, o ser una súper-tierra. Sin embargo, un estudio de modelado de súper-tierras ha indicado que estos hermanos mayores de nuestro planeta no necesariamente tienen más actividad tectónica y volcánica – inclusive pueden tener menos, debido a las presiones más altas en su interior. También es posible que, por esta misma razón, tengan un campo magnético menos desarrollado, lo que deja potenciales organismos en estos exoplanetas a la merced de los rayos cósmicos, lo que puede impedir su desarrollo[31].

La actividad tectónica depende también de la composición mineralógica del planeta, que a su vez está relacionada íntimamente con la de la estrella. Estudiando los elementos presentes en la estrella se puede deducir la composición del planeta rocoso[32]. Pequeñas diferencias en mineralogía pueden resultar en diferencias en rigidez, que afectan la actividad tectónica: los planetas de la estrella Kepler 407 son probablemente ricos en granate, que es un mineral relativamente rígido, que reduce la probabilidad de actividad tectónica; mientras que los planetas de la estrella Kepler 102 probablemente son más ricos en olivino, igual que nuestra tierra, la cual sí tiene actividad tectónica[33].

El motor de la actividad tectónica es la desintegración de elementos radioactivos, en particular uranio y torio, en el interior del planeta. De estos dos, el torio es el elemento que más calor produce, y durante más tiempo. Nuestra tierra tiene más uranio que torio. Pero parece que una mayoría de estrellas parecidas a nuestro sol tengan más torio, y por ende sus exoplanetas también. Por lo tanto, estos exoplanetas tendrán probablemente más actividad tectónica, lo que debería mejorar su habitabilidad. La abundancia de torio también se nota en la temperatura de la superficie del planeta: es más alta donde predomina el torio que donde hay principalmente uranio. Esto implica que un exoplaneta rocoso, parecido a nuestra tierra pero con más torio que uranio, pudiera tener no solamente más actividad tectónica, sino también una temperatura más alta. Por lo tanto, se puede afirmar que la zona de habitabilidad es más ancha en el caso de una estrella con alto contenido de torio, ya que sus planetas, aunque no reciban mucho calor de la estrella, son suficientemente calientes por su propia radioactividad para que el ambiente sea propicio para el desarrollo de la vida[34].

La órbita

La excentricidad de la órbita de un planeta influye sobre su habitabilidad. Un planeta con una órbita muy excéntrica (o sea, ovalada) tendrá variaciones estacionales de temperatura muy grandes, mientras que planetas con órbitas de baja excentricidad (casi circulares, como nuestra tierra) tendrán variaciones de temperatura más moderadas, lo que facilita el desarrollo de la vida. Al parecer, mientras que las órbitas de los planetas grandes tienden a ser excéntricas, las órbitas de la mayoría de planetas rocosos son poco excéntricas, o sea, sus condiciones climatológicas deben ser más propicias para la vida[35].

La presencia de algún cuerpo celeste pesado que esté acompañando una estrella con planetas puede causar un aumento de la excentricidad de las órbitas de los planetas. Por ejemplo, se ha detectado la presencia de enanos marrones (casi-estrellas) orbitando a gran distancia tres de catorce estrellas estudiadas; tales cuerpos celestes son en principio capaces de aumentar la excentricidad de las órbitas los planetas y así influir sobre el clima de los mismos[36].

Blog 1703XX - Preludio de la vida 4 - oblicuidad

Oblicuidad

Lo que también parece ser un factor importante, es la oblicuidad. La oblicuidad es la inclinación del ecuador de un planeta con respecto al plano de su órbita (ver imagen). En el caso de la tierra, la oblicuidad es de 23.4°. La oblicuidad es la responsable de las estaciones: debido a la oblicuidad, para cualquier lugar en la superficie del planeta, el sol se encuentra más alto en el cielo durante una parte del año (“verano”), y más bajo durante otra (“invierno”), lo que causa cambios en la insolación. Las estaciones son muy importantes para el desarrollo de la vida, ya que en su ausencia grandes partes del planeta serían muy frías durante todo el año (las altas latitudes), o muy calientes (las zonas ecuatoriales), con sólo una estrecha franja entre las dos donde las condiciones serían más auspiciosas para el desarrollo de la vida. Esto ocurriría si la oblicuidad es muy baja. Pero en el caso contrario, o sea cuando la oblicuidad es muy alta, la vida sufriría también: las estaciones serían tan extremas que, a lo largo de un “año” del planeta, condiciones polares se alternarían con condiciones tropicales. Formas de vida unicelulares, resistentes a tales cambios de temperatura, podrían desarrollarse, pero es difícil imaginarse formas de vida complejas en tales condiciones[37]. En el caso extremo, de una oblicuidad de 90°, los polos son las partes más calientes del planeta, y el ecuador la parte más fría[38].

Así que, para que pueda florecer la vida en un planeta, este debería tener una oblicuidad ni muy alta ni muy baja. Tal vez una oblicuidad parecida a la de nuestra tierra sería ideal. Pero también es importante que la oblicuidad se mantenga en el tiempo, y es allí que puede haber un problema: exoplanetas orbitando estrellas más pequeñas que nuestro sol, tales como las enanas rojas, tienden a estar más cerca a sus estrellas y, por consiguiente, perder su oblicuidad debido a la acción de mareas. Sólo en el caso de estrellas más grandes, tales como nuestro sol o mayores, con planetas más alejados, se podría esperar que los planetas mantengan su oblicuidad. En otras palabras: el planeta Gliese 581d, ya mencionado en posts anteriores, que se encuentra en la zona de habitabilidad de una estrella enana, probablemente perdió su oblicuidad y por lo tanto no es un buen candidato para el desarrollo de formas de vida compleja. El exoplaneta Kepler-22b, cuya estrella es más parecida a nuestro sol, es un mejor candidato en este sentido, ya que debería haber podido conservar su oblicuidad[39].

La acción gravitacional de otros planetas en el sistema planetario también puede influir sobre la oblicuidad. Modelos realizados para los sistemas planetarios Kepler-62 (del que ya se habló en el post anterior) y Kepler-186, en los que los planetas se encuentran mucho más cerca uno de otro que en el caso de nuestro sistema solar, indican que la acción gravitacional de los planetas sobre los demás planetas resulta en una gradual reducción de la oblicuidad, y en una reducción de la velocidad de rotación de los planetas (o sea, sus días se ponen, paulatinamente, más largos). El exoplaneta Kepler-62e, por ejemplo, probablemente sufrió esta influencia y por lo tanto su oblicuidad se habrá reducido mucho; ya no tendría estaciones, y por lo tanto habría una gran diferencia de temperatura entre los polos y el ecuador. Por otro lado, su compañero Kepler-62f, que se encuentra más lejos de la estrella y los demás planetas, debe haber podido mantener su oblicuidad y, por lo tanto, un clima con menos diferencias geográficas[40].

Hubo dudas acerca de la estabilidad del eje de rotación del planeta; se pensó que es necesaria la presencia de una luna grande (como en el caso de nuestra tierra) para mantenerlo estable, y que la ausencia de una luna grande resultaría en oscilaciones del eje de rotación. Los cambios climatológicos causados por tales variaciones en la oblicuidad harían difícil el desarrollo de formas de vida en el exoplaneta. Sin embargo, se ha comprobado que – por lo menos en el caso de la tierra – la presencia de la luna no es necesaria para mantener una oblicuidad estable[41], aunque es posible que la presencia de la luna permita la combinación de una oblicuidad estable con una rotación planetaria lenta, lo que minimiza las fluctuaciones climáticas[42].

Rotación

La velocidad de rotación de un planeta puede ser importante, especialmente cerca del límite interno de la zona de habitabilidad. Si un planeta tiene una rotación lenta (pero que no esté acoplado por marea a su estrella), su día y su noche serán más largas que en el caso de un planeta que rota más rápidamente. Los patrones de circulación atmosférica serán distintos, de manera que el planeta de rotación lenta tendría una mayor nubosidad y, por ende, una mayor reflectividad. Al reflectar más radiación de la estrella hacia el espacio, el planeta no se calienta tanto como un planeta de rotación rápida, de manera que – si las demás condiciones son iguales – el primero pudiera ser habitable, mientras que el segundo ya sería demasiado caliente[43].

Elementos clave

La disponibilidad en el exoplaneta de elementos clave para el desarrollo de la vida es, obviamente, fundamental. Para organismos como los terrestres se requiere por lo menos carbono, oxígeno y nitrógeno. Afortunadamente, y probablemente no es coincidencia, son elementos comunes, que los exoplanetas – de no tenerlos en suficiente cantidad – pueden obtener mediante el impacto de cuerpos (cometas, asteroides) que sí los tienen[44].

Disco protoplanetario

Otro factor externo que puede influir en la habitabilidad de un exoplaneta, es la presencia de una nube de “polvo” en el sistema planetario – un resto del disco protoplanetario del que nacieron los planetas (ver el post del 7 enero 2017). Este polvo cósmico consiste de cuerpos de tamaños muy variables: desde partículas submilimétricas hasta asteroides y cometas kilométricos. Si hay muchos en el sistema planetario, es probable que ocurren a menudo impactos de estos cuerpos en el exoplaneta. Por un lado, esto puede ser bueno, ya que los asteroides y cometas, muchos de los cuales consisten de hielo, pueden traer agua al mismo, pero por otro lado, puede afectar el desarrollo de la vida – pensemos en el meteorito que fue el detonante de la desaparición de los dinosaurios y muchas especies más, hace 65 millones de años. Si un sistema planetario se queda con mucho “polvo” después de la formación de los planetas, la presencia de planetas grandes (los del tamaño de un Júpiter o más grandes) puede, en algunos casos mas no siempre, ayudar a proteger con su fuerza de gravedad los planetas pequeños de los impactos de los asteroides y cometas[45].

Biosfera

Entre los demás factores que influyen sobre la extensión de la zona de habitabilidad hay uno que tal vez parezca un poco paradójico, pero que habría que tener en cuenta también: la vida misma. La presencia de una biosfera (el conjunto de organismos vivientes) en un planeta causa cambios en la atmósfera y el clima del mismo. A través de varios mecanismos, el conjunto de organismos un planeta puede regular, o por lo menos influir, la atmósfera y el clima[46], de manera que los límites de la zona de habitabilidad para un planeta habitado pueden ser más amplios que para un planeta no habitado[47].

Planetas súper-habitables

Obviamente, cuando estamos buscando planetas con vida tenemos una imagen mental de nuestra tierra, que es nuestra vara de medir: mientras que más se parezca un planeta a nuestra tierra, mayor es la probabilidad de que tenga vida. Pero tenemos que estar conscientes de que nuestra tierra no necesariamente es el planeta con las condiciones ideales para el desarrollo de la vida: posiblemente haya otros planetas en la galaxia con condiciones mejores. Tales mundos se conocen como planetas súper-habitables. Tendrían un diámetro mayor que el de la tierra (el doble, o tal vez el triple), de manera que contarían con un campo magnético más fuerte, una atmósfera un poco más densa, así como más actividad tectónica y volcánica, de manera que habría más dióxido de carbono en la atmósfera, lo que aumentaría la habitabilidad[48]. Hasta la fecha no se conocen muchos planetas súper-habitables; un buen candidato es el planeta Kepler-186f, que tiene un diámetro 11% más grande que el de la tierra, y orbita una estrella enana a una distancia tal que, de haber agua en este planeta, esta debería ocurrir en parte en forma líquida, como lagos u océanos[49].

Planetas no habitables

En lugar de intentar determinar cuáles planetas rocosos pueden ser habitables, que es un asunto complicado puesto que la habitabilidad depende de múltiples factores, muchos de los cuales son poco entendidos, se ha propuesto hacer lo opuesto: determinar cuáles planetas rocosos no son habitables. Este enfoque considera que hay dos prerrequisitos para que un planeta pueda ser habitable: agua líquida en superficie, y la existencia de un ciclo de carbono para mantener condiciones climatológicas estables y adecuadas para la vida. Los planetas que no cumplen con estos requisitos, no son habitables. Aquellos planetas que tienen un manto atmosférico muy espeso y denso probablemente no lo cumplen. Así que se propone que aquellos planetas cuyo radio es muy grande en relación con su masa (en el caso de súper-tierras, el radio no debería ser más de 2,2 veces el de la tierra), y cuya atmósfera tiende a ser densa, probablemente no son aptos para hospedar vida[50].

Otras zonas de habitabilidad

Hasta aquí hemos considerado sólo la zona de habitabilidad relacionada a los planetas rocosos. Pero esto no quita que puede haber otros cuerpos celestes habitables.

En primer lugar tenemos a las exolunas, o sea, lunas de exoplanetas. Hasta la fecha no se ha detectado ninguna; sin embargo, esto pudiera cambiar pronto ya que la tecnología actual es, en principio, capaz de detectar la presencia de exolunas con masas como la de Marte en adelante. Modelos teóricos indican que tales lunas pueden haberse formado alrededor de planetas gaseosos del tipo de Júpiter o súper-Júpiter, y que, dada suficiente distancia de la estrella, pueden tener importantes cantidades de hielo que pudieran convertirse en océanos[51]; también pueden formarse lunas grandes como consecuencia de la colisión de planetas rocosos[52]. Estas lunas pueden ser habitables[53], aun si los planetas que orbitan se encuentran más allá de la zona habitable, ya que las fuerzas de mareas que ejercen los planetas sobre sus lunas causan deformación y por lo tanto el calentamiento de las mismas; de manera que la temperatura en la superficie de las exolunas puede ser suficientemente alta para que se pueda, en principio, desarrollar la vida (pensemos en ciertas lunas de “nuestros” planetas Júpiter y Saturno)[54]. Los hipotéticos organismos en tales exolunas no se encontrarían en la superficie, que consiste de una capa de hielo expuesta a la intemperie del espacio, sino por debajo del hielo, de la misma manera como, en los mares polares de la tierra cubiertos por una capa de hielo, hay una multitud de organismos que viven debajo del hielo[55].

Además, las exolunas pueden recibir más luz que sus planetas, puesto que aparte de la iluminación directa del sol, reciben iluminación indirecta: luz de la estrella, reflejada por el planeta[56]. El campo magnético del planeta, especialmente si este es grande, puede proteger las lunas de la radiación cósmica, cuyos efectos sobre los organismos vivientes, de existir algún tipo de vida en estas lunas, es dañina, como ya se mencionó anteriormente[57].

En segundo lugar, no debemos descartar de antemano los cuerpos gaseosos. Así como hay bacterias que viven en la atmósfera terrestre, es posible que existan formas de vida microscópica que viven en ciertos cuerpos celestes gaseosos: en aquellas capas gaseosas que tengan una temperatura, presión y composición adecuada. Por ejemplo, existe una clase de casi-estrellas, denominadas enanas marrones, que producen calor pero son demasiado pequeñas para convertirse en estrellas verdaderas, que en principio pudieran tener las condiciones adecuadas para albergar algún tipo de vida microscópica[58]. Uno de tales objetos, con ocho veces la masa de Júpiter y una temperatura de 800 °C, pudo ser observado con bastante detalle y hasta se pudo inferir una nubosidad variable en su superficie[59].

Cabe destacar que tal vez no sea imprescindible la presencia de agua para el desarrollo de la vida. De existir una forma de vida que, por ejemplo, prospera en metano líquido – condiciones que se dan en la luna Titán del planeta Saturno, donde las temperaturas rondan los -180 °C –, su zona de habitabilidad sería obviamente muy distinta[60].

Conclusión

La gran mayoría de los sistemas planetarios conocidos son distintos al nuestro. Muchos se encuentran alrededor de estrellas enanas, de manera que la zona de habitabilidad queda cerca de la estrella. Esto conlleva factores que en nuestro sistema planetario no son tan relevantes, pero que en aquellos sí pueden ser críticos para que un planeta (o luna) que se encuentre en la zona de habitabilidad, realmente sea habitable.

En primer lugar, es fundamental que el exoplaneta no sea afectado por la actividad estelar, tal como fulguraciones y eyecciones de masa coronal. Puesto que las estrellas enanas y las estrellas jóvenes son muy activas en este sentido, es probable que muchos planetas que orbitan tales estrellas sean afectados; sólo aquellos planetas con un campo magnético fuerte estarían – en cierta medida – al reparo de este clima espacial. Con el paso del tiempo la actividad estelar se reduce, de manera que exoplanetas orbitando estrellas de mediana edad tienen mejor probabilidad de ser habitables.

Para que en un exoplaneta o exoluna en la zona de habitabilidad pueda haberse desarrollado alguna forma de vida, es importante que la temperatura en la superficie del planeta sea estable. Variaciones estacionales son bienvenidas, pero no debe haber diferencias de temperatura demasiado grandes entre una zona del exoplaneta y otra, o entre una parte del año y otra, o a lo largo del tiempo geológico. Para que se dé tal estabilidad, es importante lo siguiente:

  • El exoplaneta no debe estar acoplado de marea a su estrella.
  • La órbita del planeta no debe ser demasiado excéntrica; y su oblicuidad debe ser moderada y estable.
  • El exoplaneta debe, preferiblemente, ser activo tectónicamente. (Además, la actividad tectónica proporciona elementos y minerales para el desarrollo de la vida.)

No todos los exoplanetas en la zona de habitabilidad cumplen con estas condiciones. Pero, aun cumpliendo con todas, no hay ninguna certeza de que haya aparecido alguna forma de vida en el exoplaneta.

¿Cómo podemos determinar si un exoplaneta tiene vida? Las tecnologías con las que contamos ahora nos permiten averiguar algunas cosas al respecto. En la próxima entrega de este blog hablaremos acerca de esto.

 

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

Nota: la foto en el encabezado del post muestra la impresión artística de un exoplaneta orbitando una estrella enana roja. La actividad de este tipo de estrellas, el más común en nuestra galaxia, es intensa e incluye fulguraciones así como un viento estelar que puede reducir considerablemente la probabilidad de que haya vida en los exoplanetas que orbitan tales estrellas. Crédito: David A. Aguilar (CfA). Fuente: http://www.space.com/26126-red-dwarfs-space-weather-alien-life.html.

[1]    Horner, J., Nicholson, B. y Carter, B., 2015. What makes one Earth-like planet more habitable than another? The Conversation, 5 enero 2015. https://theconversation.com/what-makes-one-earth-like-planet-more-habitable-than-another-33479.

[2]    Gale, J. y Wandel, A., 2017. The potential of planets orbiting red dwarf stars to support oxygenic photosynthesis and complex life. International Journal of Astrobiology, 16 (1), 1-9. www.cambridge.org/core/journals/international-journal-of-astrobiology. Ver también: https://phys.org/news/2017-02-nasa-planets-red-dwarf-stars.html.

[3]    Wheatley, P.J., Louden, T., Bourrier, V., Ehrenreich, D. y Gillon, M., 2017. Strong XUV irradiation of the Earth-sized exoplanets orbiting the ultracool dwarf TRAPPIST-1. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 465 (1), L74-L78. https://academic.oup.com/mnrasl/article-abstract/465/1/L74/2562607/Strong-XUV-irradiation-of-the-Earth-sized.  Gillon, M. y otros, 2017. Seven temperate terrestrial planets around the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1. Nature, 542, 456-460. www.nature.com/nature/journal/v542/n7642/full/nature21360.html.  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/abs/nature17448.html.

[4]    Airapetian, V.S., Glocer, A., Khazanov, G.V., Loyd, R.O.P., France, K., Sojka, J., Danchi, W.C. y Liemohn, M.W., 2017. How hospitable are space weather affected habitable zones? The role of ion escape. The Astrophysical Journal Letters, 836 (1), L3. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/836/1/L3.

[5]    Jin, S., Mordasini, C., Parmentier, V., van Boekel, R., Henning, T. Y Ji, J., 2014. Planetary population synthesis coupled with atmospheric escape: a statistical view of evaporation. The Astrophysical Journal, 795 (1), 65. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/795/1/65/pdf.

[6]    Cohen, O, Drake, J.J., Glocer, A., Garraffo, C., Poppenhaeger, K., Bell, J.M., Ridley, A.J. y Gombosi, T.I., 2014. Magnetospheric structure and atmospheric Joule Heating of habitable planets orbiting M-dwarf stars. The Astrophysical Journal, 790 (1), 57. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/790/1/57/pdf.  Cohen, O, Ma, Y., Drake, J.J., Glocer, A., Garraffo, C., Bell, J.M. y Gombosi, T.I., 2015. The interaction of Venus-like, M-dwarf planets with the stellar wind of their host star. The Astrophysical Journal, 806 (1), 41. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/806/1/41/pdf.

[7]    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.

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