Viabilidad del planeta

La habitabilidad de un planeta  es la idoneidad de un cuerpo celeste para el surgimiento y mantenimiento de la vida . Ahora la vida solo se conoce en la Tierra , y ningún cuerpo celeste puede reconocerse con confianza como apto para la vida; solo se puede evaluar el grado de esta idoneidad en función del grado de similitud de las condiciones con las terrestres. Por otro lado, un cuerpo espacial que no es apto para un tipo de vida puede ser bastante apto para otro tipo de vida (ver el artículo sobre bioquímica alternativa ). Así, planetas y satélites de planetas con condiciones similares a las de la tierra. Las condiciones en los cuerpos celestes están determinadas por factores, algunos de los cuales son conocidos para muchos cuerpos: características físicas (en particular, masa y estructura), composición química y características orbitales , así como los parámetros de la estrella alrededor de la cual gira este cuerpo. La investigación en esta área (tanto teórica como experimental) la lleva a cabo una ciencia relativamente joven, la astrobiología  , adyacente a la biología y la planetología .

Los organismos vivos siempre necesitan una fuente de energía . Además, se deben cumplir una serie de otras condiciones: geofísica , geoquímica y astrofísica . En el Programa de Desarrollo de Astrobiología de la NASA , los signos de viabilidad planetaria se definen de la siguiente manera: grandes masas de agua y condiciones propicias para la síntesis de sustancias orgánicas complejas , así como la presencia de una fuente de energía para mantener el metabolismo [1] .

Las estimaciones de la viabilidad de un planeta se realizan sobre la base de su composición química y características físicas (incluidas las características de su atmósfera ) y las características de la órbita . Con base en estos datos, se pueden sacar conclusiones sobre qué reacciones químicas son posibles en el planeta en cuestión. Además, la viabilidad del planeta depende de las propiedades de la estrella alrededor de la cual gira. Una estrella debe tener una luminosidad estable durante un período de tiempo suficientemente largo, suficiente para el surgimiento y evolución de la vida, no ser muy variable y contener una cantidad suficiente de elementos pesados ​​(lo que hace posible la formación de planetas similares a la Tierra). El objeto de estudio más importante de la astrobiología  son los planetas y lunas rocosos , ya que allí es posible la vida basada en el carbono. Pero no se excluye la existencia de vida con una bioquímica completamente diferente , que también es posible en otros cuerpos celestes.

La idea de que puede existir vida fuera de la Tierra , surgió hace mucho tiempo. Fue considerado tanto por la filosofía como por las ciencias naturales . A fines del siglo XX , hubo dos avances en esta área. En primer lugar, el estudio mediante estaciones interplanetarias automáticas de otros planetas y sus satélites en el sistema solar proporcionó mucha información importante sobre estos cuerpos y permitió compararlos detalladamente con la Tierra en términos de parámetros geofísicos . En segundo lugar, se hizo posible encontrar exoplanetas ( PSR 1257+12  - el primer exoplaneta encontrado (descubierto en 1991) [2] [3] ), y desde entonces el número de exoplanetas conocidos ha ido en constante crecimiento. Así quedó demostrado que no solo el Sol tiene planetas , y el horizonte de la búsqueda de vida se ha expandido más allá del sistema solar.

Sistemas estelares adecuados

Clase espectral

La clase espectral de una estrella es un indicador de la temperatura de su fotosfera , que para las estrellas de secuencia principal se correlaciona con la masa (ver diagrama de Hertzsprung-Russell ). Se consideran habitables los tipos espectrales estelares que van desde G o F temprano hasta medio K. Esto corresponde a un rango de temperatura de poco más de 7000 K a poco más de 4000 K. Por ejemplo, el Sol es una estrella G2 V con una temperatura de fotosfera de 6000 K. Tales estrellas, bajo la condición de luminosidad media, tienen una serie de características importantes que contribuyen a la viabilidad de sus planetas:

Probablemente , entre el 5 y el 10 % de las estrellas de nuestra galaxia caen en este rango espectral . La gran mayoría de las estrellas del Universo son estrellas menos brillantes de las clases K y M ( enanas rojas ), por lo que es muy importante resolver el tema de la viabilidad de sus planetas . Cabe destacar que Gliese 581 es también una enana roja, la primera estrella en la que se descubrió un planeta rocoso ubicado en la zona habitable ( Gliese 581 c ). Este planeta (perteneciente a las súper-Tierras ) puede tener agua líquida. Pero es posible que haga demasiado calor para que exista vida debido al efecto invernadero . Probablemente, en el próximo planeta de este sistema, Gliese 581 d  , las condiciones son más cómodas. Sin embargo, su posible presencia en la captura de vida por mareas no es favorable [7] .

Zona Habitable Estable

La zona habitable se considera una región del espacio circunestelar, dentro de la cual los planetas pueden tener agua líquida . Por ejemplo, para la vida de tipo terrestre, la presencia de agua líquida es una de las condiciones más importantes (junto con la presencia de una fuente de energía) para la existencia de vida. Pero es posible que esta conclusión sea consecuencia de las limitaciones de nuestro conocimiento. Si se descubre vida que no requiere agua (por ejemplo, a base de amoníaco líquido ), entonces esto cambiará la idea de las zonas habitables: será viable un volumen mucho mayor de espacio c . Aparecerá el concepto de una zona habitable para cada tipo de vida, y una zona apta para la vida agua-carbono (similar a la Tierra) será sólo un caso especial.

Hay dos factores en la estabilidad de la zona habitable. La primera es que sus límites no deberían cambiar mucho con el tiempo. Por supuesto, la luminosidad de todas las estrellas aumenta gradualmente y la zona habitable se aleja de la estrella, pero si esto sucede demasiado rápido (como, por ejemplo, en el caso de las estrellas gigantes), los planetas no permanecerán dentro de la zona habitable. zona durante el tiempo suficiente, y la posibilidad de vida en ellos es muy pequeña. Calcular la posición de los límites de la zona habitable y su desplazamiento en el tiempo es bastante complicado (en particular, debido a las retroalimentaciones negativas en el ciclo CNO que pueden hacer que la estrella sea más estable). Incluso para el sistema solar, las estimaciones de los límites de la zona habitable varían ampliamente. Además, la posibilidad de la existencia de agua líquida en el planeta depende fuertemente de los parámetros físicos del propio planeta [8] .

El segundo factor es la ausencia de cuerpos supermasivos cerca de la zona habitable, como los planetas gigantes , cuya influencia gravitatoria podría impedir la formación de planetas similares a la Tierra. Por ejemplo, el cinturón de asteroides muestra que cerca de Júpiter , los cuerpos individuales no podrían combinarse en un planeta debido a su acción resonante, y si un planeta similar a Júpiter apareciera entre Venus y Marte, es casi seguro que la Tierra no podría adquirir su actual. forma. Sin embargo, un gigante gaseoso en la zona habitable, en condiciones favorables, podría tener satélites habitables [9] .

En el sistema solar, los planetas terrestres están ubicados adentro y los gigantes gaseosos están afuera, pero los datos de exoplanetas muestran que este esquema no es universal: a menudo, los planetas gigantes están en órbitas cercanas a sus estrellas, destruyendo la zona habitable potencial. Sin embargo, es posible que haya muchos casos de este tipo en la lista de exoplanetas conocidos solo porque son mucho más fáciles de detectar. Así, no se sabe qué tipo de sistemas planetarios predomina.

La menor variabilidad posible

Con el tiempo, la luminosidad de casi todas las estrellas cambia, pero la amplitud de la variabilidad de las diferentes estrellas es muy diferente. Las estrellas en el medio de la secuencia principal son las más estables, y la mayoría de las enanas rojas se encienden repentina e intensamente. Los planetas cerca de tales estrellas son de poca utilidad para la vida, ya que los saltos bruscos en la temperatura de la estrella son desfavorables para ella. Además, el aumento de la luminosidad va acompañado de un aumento del flujo de rayos X y radiación gamma, que también es perjudicial para los organismos vivos. La atmósfera suaviza este efecto (duplicar la luminosidad de una estrella no necesariamente conduce a duplicar la temperatura del planeta). Pero bajo la influencia de la radiación de tal estrella, la atmósfera también puede evaporarse.

En el caso del Sol, la variabilidad es insignificante: su luminosidad cambia solo un 0,1% durante el ciclo solar de 11 años . Pero hay indicaciones fuertes (aunque no indiscutibles) de que incluso las pequeñas fluctuaciones en la luminosidad del Sol pueden afectar significativamente el clima de la Tierra, incluso a lo largo del tiempo histórico. (Por ejemplo, la Pequeña Edad de Hielo a mediados del segundo milenio d. C. podría ser el resultado de una disminución relativamente prolongada de la luminosidad del Sol [10] .) Por lo tanto, una estrella no debería ser tan variable como para cambiar su luminosidad. podría afectar la vida posible. Es la gran amplitud del "ciclo solar" lo que parece ser el principal obstáculo para la viabilidad de los planetas de la estrella 18 Escorpio , uno de sus análogos más parecidos al  Sol. En otros aspectos, 18 Escorpio y el Sol son muy similares [11] .

Alta metalicidad

Cualquier estrella de secuencia principal está compuesta principalmente de hidrógeno y helio , y la abundancia de otros elementos puede variar mucho. Estos elementos en astrofísica se denominan condicionalmente metales. Estos no son solo metales en el sentido habitual de la palabra, sino también otros elementos (como carbono, nitrógeno, oxígeno, fósforo, azufre, etc.). Cuantos más metales hay en una protoestrella , más hay en su disco protoplanetario . En un disco pobre en metales, la aparición de planetas rocosos es difícil y es probable que sean de baja masa y desfavorables para la vida.

Los estudios espectroscópicos de sistemas estelares donde se han encontrado exoplanetas confirman la relación entre altas concentraciones de metales en las estrellas y la formación de planetas: “las estrellas con planetas (al menos similares a las que se conocen hoy en día) son claramente más ricas en metales que las estrellas sin planetas”. [12] De la necesidad de alta metalicidad se deriva la necesidad de la relativa juventud de la estrella: las estrellas que surgieron al comienzo de la historia del Universo son pobres en metales y tienen menos posibilidades de formar planetas a su alrededor.

Características de los planetas

La habitabilidad se espera principalmente de planetas similares a la Tierra . Tienen una masa cercana a la de la Tierra , están compuestos principalmente de rocas de silicato y no están envueltos en las densas atmósferas de hidrógeno y helio características de los gigantes gaseosos . Sin embargo, la posibilidad de desarrollo de vida en las capas superiores de nubes de planetas gigantes y superplanetas- enanas marrones d no se puede descartar por completo , pero esto es poco probable, porque no tienen una superficie sólida y su gravedad es demasiado alta [14] .

Mientras tanto, los satélites similares a la Tierra de los planetas gigantes son razonablemente considerados como posibles lugares para la existencia de vida [13] .

Al evaluar la viabilidad de cualquier cuerpo celeste, se debe tener en cuenta que la exactitud de los diferentes organismos es muy diferente. Los organismos multicelulares complejos (por ejemplo, los animales ) son mucho más exigentes en cuanto a condiciones que los unicelulares simples (por ejemplo: las bacterias y las arqueas ). En consecuencia, los organismos unicelulares son ciertamente más comunes en el Universo que los multicelulares, porque los primeros pueden vivir donde los segundos no pueden hacerlo . A continuación se presentan las condiciones suficientes para la vida en general, pero no todas son suficientes para la vida compleja.

Misa

La vida en planetas de baja masa es improbable por dos razones. En primer lugar, su gravedad relativamente baja no es capaz de mantener una atmósfera lo suficientemente espesa y densa durante mucho tiempo. La segunda velocidad cósmica en tales planetas es relativamente pequeña y, por lo tanto, es mucho más fácil para las moléculas de la atmósfera de tal planeta abandonarla [15] . Tal atmósfera sería relativamente rápida "llevada" al espacio por el viento solar . A baja presión atmosférica, la existencia de agua líquida es difícil (ya una presión < 0,006 presión terrestre, es completamente imposible). Los planetas sin atmósferas densas pueden carecer de las sustancias químicas necesarias para la vida. Además, están menos protegidos del calor de sus estrellas y del frío cósmico, ya que tienen un intercambio de calor poco pronunciado entre distintas partes de la superficie y el efecto invernadero (por ejemplo, Marte con su fina atmósfera sería más frío que la Tierra, aun estando a la misma distancia del Sol). La delgada atmósfera brinda poca protección contra los meteoritos y los rayos cósmicos .

La segunda razón es que los planetas pequeños tienen una mayor proporción de área de superficie a volumen que sus contrapartes grandes y, como resultado, sus interiores se enfrían más rápido. Esto conduce al cese de la actividad geológica, que es importante para la vida (al menos en la Tierra) por varias razones. Primero: la convección en el interior del planeta es necesaria para la formación de un campo magnético que protege la superficie del planeta de partículas de alta energía. En segundo lugar, los volcanes emiten dióxido de carbono a la atmósfera , lo cual es importante para regular la temperatura del planeta. Tercero: la tectónica de placas trae sustancias importantes a la tierra que alguna vez estuvieron enterradas en el fondo del océano (por ejemplo, fósforo ). Cuarto: el movimiento de los continentes, su desintegración y unificación tienen una fuerte influencia en el clima del planeta y la diversidad de la vida [16] .

"Planeta de baja masa" es un término relativo. La Tierra tiene poca masa en comparación con los gigantes gaseosos y las súper-Tierras, pero es la más grande en masa, diámetro y densidad de cualquier planeta similar a la Tierra en el sistema solar f .

La Tierra es lo suficientemente masiva como para albergar una atmósfera densa con su gravedad y lo suficientemente grande como para que su interior permanezca caliente y móvil durante mucho tiempo, creando las condiciones para la actividad geológica en la superficie (una de las fuentes de este calor es la desintegración de la energía radiactiva ). elementos en el núcleo de la tierra). Marte, por otro lado, con la mitad del tamaño de la Tierra, ya está casi (quizás completamente) geológicamente muerto: su interior ya se ha enfriado y la actividad geológica se ha extinguido. Además, ha perdido la mayor parte de su atmósfera [17] .

Por lo tanto, podemos concluir que el límite inferior de la masa de un planeta habitable se encuentra en algún lugar entre las masas de Marte y la Tierra. Como estimación aproximada de este límite, se ha propuesto un valor de 0,3 masa terrestre [18] . Pero en 2008, científicos del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian sugirieron que este umbral podría ser más alto, en la región de 1 masa terrestre, ya que la tectónica de placas es probablemente imposible en valores más bajos . Venus, cuya masa es solo un 15% menor que la de la Tierra, prácticamente no tiene actividad tectónica. Por el contrario, las súper-Tierras  —planetas similares a la Tierra pero con más masa— pueden tener placas tectónicas más fuertes, haciéndolas más habitables [19] .

En última instancia, los planetas más grandes tienen núcleos de hierro más grandes. Esto permite que exista un campo magnético estable que protege la superficie del planeta de los rayos cósmicos,  corrientes de partículas cargadas de alta energía que, de lo contrario, bombardearían la superficie del planeta y destruirían gradualmente su atmósfera. La masa no es el único factor que afecta la estabilidad y el poder del campo magnético: el planeta también debe girar lo suficientemente rápido para mantener el efecto dínamo en el núcleo [20] .

También hay casos excepcionales en los que incluso los cuerpos pequeños tienen intestinos calientes y actividad geológica. Esto es posible si son satélites de planetas y circulan en una órbita excéntrica. En este caso, en cada giro de la órbita, el satélite se acerca y se aleja del planeta, lo que provoca un cambio en la magnitud de la fuerza de marea y, en consecuencia, deformaciones del satélite. Al mismo tiempo, sus entrañas se calientan debido a la fricción. Esta es la razón de la gran actividad volcánica del pequeño Io y de la existencia de un océano subterráneo en Europa . Como resultado, este último es considerado uno de los objetos más habitables del sistema solar después de la Tierra. Se han hecho suposiciones sobre la viabilidad de depósitos subterráneos hipotéticos y algunos otros satélites helados de los planetas gigantes: Calisto , Ganímedes , Encelado e incluso Rea . La luna Titán de Saturno, muy alejada de la zona habitable , también tiene la posibilidad de ser un refugio de vida (si no agua-carbono, entonces a base de otros compuestos), ya que tiene una atmósfera densa y " reservorios " de metano líquido en la superficie. superficie. Estos satélites muestran que la masa no siempre es un factor determinante de la viabilidad.

Órbita y rotación

Para que un planeta sea viable, sus parámetros orbitales (como otros) deben ser bastante estables. Además, la órbita no debe ser muy excéntrica , de lo contrario, la distancia del planeta a la estrella variará mucho y esto provocará grandes fluctuaciones de temperatura en la superficie del planeta. Estas fluctuaciones son desfavorables para la vida, especialmente para una altamente desarrollada (especialmente si hacen hervir o congelar el líquido clave para la vida) [21] . La órbita de la tierra es casi circular, con una excentricidad de menos de 0,02. También es muy pequeño para otros planetas del sistema solar (excepción: Mercurio ).

La información recopilada sobre las excentricidades orbitales de los exoplanetas sorprendió a los científicos: el 90% de ellos tienen una excentricidad mayor que la conocida dentro del sistema solar. El valor medio es 0,25 [22] .

La rotación de los planetas alrededor de su eje también debe cumplir ciertos requisitos para que se desarrolle la vida. Primero, el planeta debe tener un cambio de estaciones bastante suave. Al mismo tiempo, si la inclinación del eje de rotación del planeta es demasiado pequeña, no habrá ningún cambio de estaciones y desaparecerá el incentivo para cambios periódicos en la biosfera. El planeta también será generalmente más frío de lo que sería con una inclinación axial significativa: si el sol ilumina bien solo las latitudes bajas, el clima cálido no se extiende a las subpolares, y luego la zona extratropical y el clima del planeta en su conjunto. están dominados por masas de aire polar frío.

Si el planeta está fuertemente inclinado, el cambio de estaciones será muy brusco y será difícil que la biosfera resista tal clima. Sin embargo, la inclinación del eje de la Tierra ahora (en el período Cuaternario ) es mayor que en el pasado reciente, y esto va acompañado de un retroceso de la glaciación, un aumento de la temperatura y una disminución de sus fluctuaciones estacionales. No se sabe si esta tendencia habría continuado con un mayor aumento en la inclinación del eje de la tierra (ver " Tierra bola de nieve ").

El resultado de estos cambios solo puede mostrarse mediante simulaciones por computadora, y muestra que incluso una inclinación extremadamente grande de 85 grados no excluye la vida en el planeta [23] .

Es necesario considerar no solo la inclinación promedio del eje, sino también sus fluctuaciones en el tiempo (por ejemplo, la inclinación del eje de la Tierra cambia de 21,5° a 24,5° con un período de 41 mil años). Si la inclinación del eje se vuelve demasiado grande a veces, esto conducirá a una diferencia de temperatura estacional demasiado grande en el planeta.

Otros requisitos para la naturaleza de la rotación del planeta incluyen:

Existe la opinión de que la Luna juega un papel clave en la regulación del clima de la Tierra, estabilizando la inclinación de su eje de rotación. Según los cálculos, en ausencia de la Luna, el eje de la Tierra podría cambiar aleatoriamente su inclinación, lo que provocaría cambios climáticos desfavorables para la vida. Así, un satélite para un planeta viable no sólo es útil, sino también vital, creando la estabilidad de las condiciones necesarias para el desarrollo de la vida [24] . Sin embargo, esta opinión es discutible g .

Geoquímica

En general, se supone que la vida extraterrestre es bioquímicamente similar a la vida terrestre. Elementos clave para la vida terrestre ( organógenos ): carbono , hidrógeno , oxígeno y nitrógeno . Este es uno de los elementos químicamente activos más comunes en el universo. Incluso en los meteoritos y el medio interestelar existen sus compuestos utilizados por la vida terrestre (los aminoácidos en particular ) [25] . Estos 4 elementos juntos forman el 96% de la biomasa total de la Tierra. El carbono no tiene paralelo en su capacidad para formar andamios de moléculas complejas de una gran cantidad de tipos, lo que lo convierte en el mejor elemento biogénico básico: la base para la formación de células vivas. El hidrógeno y el oxígeno forman el agua, el disolvente en el que tienen lugar los procesos biológicos y las reacciones en las que se sentaron las bases para la vida en la Tierra. La energía liberada cuando el carbono se une al oxígeno es utilizada por todas las formas de vida complejas. Los aminoácidos son los componentes básicos de las proteínas, los cimientos de la materia viva, de estos cuatro elementos. Otros elementos importantes para la vida terrestre, el azufre (importante para la construcción de proteínas ) y el fósforo (necesario para la síntesis de ADN , ARN y fosfatos de adenosina ), tampoco son infrecuentes en el Universo.

El contenido relativo de elementos en los planetas no siempre corresponde a su contenido en el espacio. Por ejemplo, de los cuatro organógenos, sólo el oxígeno se encuentra en abundancia en la corteza terrestre [26] . Esto se debe en parte al hecho de que el hidrógeno y el nitrógeno (tanto en forma de sustancias simples como en forma de sus compuestos más comunes, como dióxido y monóxido de carbono , metano , amoníaco y agua ) son bastante volátiles. Por lo tanto, en la parte interna del sistema solar, donde la temperatura es alta, estos elementos no pudieron jugar un papel importante en la formación de los planetas. Se convirtieron solo en una impureza en la composición de la corteza , que consiste principalmente en compuestos no volátiles (por ejemplo, como el cuarzo, que, sin embargo, contiene oxígeno, lo que explica la prevalencia de este elemento en la corteza terrestre). La liberación de elementos volátiles durante la actividad volcánica contribuyó a la aparición de la atmósfera terrestre. El experimento de Miller-Urey mostró que en presencia de energía (en varias formas), los aminoácidos podrían formarse a partir de los compuestos volátiles que existían en la Tierra joven [27] .

Sin embargo, la eyección volcánica no puede ser la fuente de toda el agua de los océanos de la Tierra [28] . Esto significa que la mayor parte del agua (y probablemente del carbono) provenía de las regiones exteriores del sistema solar, lejos del calor del sol, donde puede permanecer congelada durante mucho tiempo. Esto sucedió gracias a la caída de cometas a la Tierra. Podrían haber aportado muchos otros compuestos ligeros importantes para la vida, incluidos los aminoácidos, que se convirtieron en el ímpetu para el desarrollo de la vida. Así, a pesar de la amplia distribución de los cuatro organógenos, en un sistema planetario viable, probablemente debe haber una transferencia de materia desde las regiones exteriores a las regiones interiores con la ayuda de cometas de período largo. Quizás no habría vida en la Tierra sin ellos.

Microambiente y extremófilos

Cabe señalar que incluso en un planeta viable, las condiciones adecuadas para la vida solo pueden darse en una parte de la superficie. Los astrobiólogos a menudo tocan el tema del microambiente y notan la falta de datos sobre cómo sus cambios afectan la evolución de los microorganismos [29] . Los científicos fueron de gran interés para los extremófilos  , seres vivos (la mayoría de las veces microscópicos) capaces de vivir y reproducirse en condiciones ambientales extremas (temperaturas muy altas y/o muy bajas, presión ultra alta, etc.), como termófilos , psicrófilos , barófilos . , acidófilos , xerófilos y otros.

El descubrimiento de los extremófilos ha complicado el concepto de viabilidad al ampliar el rango de condiciones consideradas habitables. Por ejemplo, dichos organismos podrían existir en un planeta con una atmósfera débil (quizás en fallas profundas o cuevas, donde la presión es máxima) [30] . Los cráteres también podrían convertirse en un refugio para la vida : se supone que puede haber un ambiente favorable para los microorganismos. Así, con base en el estudio del cráter cámbrico Lone Hill (Australia), se planteó la hipótesis de que la rápida deposición de sedimentos crea un microambiente protegido favorable para los microorganismos; esto podría suceder en la historia geológica de Marte [31] .

Para la astrobiología, los lugares inhabitables de la Tierra también son interesantes: son útiles para conocer los límites de resistencia de los organismos vivos. El interés de los investigadores fue atraído, en particular, por el desierto de Atacama (uno de los lugares más áridos de la Tierra). Sus regiones centrales están deshabitadas, y esto nos permite saber a qué valor de humedad pasa el límite de las zonas habitadas. En términos de humedad, este desierto sirve como modelo terrestre de Marte [32] . En 2003, realizaron una investigación que reprodujo parcialmente los experimentos de la nave espacial Viking que aterrizó en Marte en la década de 1970. Los resultados de la búsqueda de vida en Atacama también resultaron negativos: los intentos de incubar microorganismos no dieron resultado, al igual que los intentos de búsqueda de ADN [33] .

Sistemas estelares alternativos

Al principio, los astrobiólogos se centraron solo en sistemas de estrellas similares al Sol , pero luego comenzaron a considerar la posibilidad de la aparición de vida en sistemas de estrellas distintos al Sol.

Sistemas estelares binarios

Según estimaciones convencionales, aproximadamente la mitad de las estrellas o incluso más son binarias . Esto puede ser un error de conteo sistemático (la binaridad es más común en estrellas brillantes, es decir, fácilmente observables). Un análisis más preciso mostró que las estrellas tenues más comunes suelen ser solitarias y, en general, hasta dos tercios de todos los sistemas estelares son solitarias [34] .

La distancia entre los componentes de un sistema binario puede variar desde fracciones de una unidad astronómica (AU, la distancia de la Tierra al Sol) hasta cientos de AU. Si el radio de la órbita del planeta es mucho menor que esta distancia (en el caso de una órbita alargada, su valor mínimo), el efecto gravitatorio de la segunda estrella sobre el movimiento de este planeta será insignificante. Sin embargo, las órbitas planetarias estables con un radio comparable a la distancia entre las estrellas (más precisamente, en el rango de aproximadamente 1/3 a 3,5 de esta distancia) son imposibles [35] . Un estudio de Alpha Centauri  , el sistema estelar más cercano al Sol, mostró que los sistemas binarios no deben ignorarse cuando se buscan planetas habitables. Alpha Centauri-A y Alpha Centauri-B en la aproximación más cercana están a una distancia de 11 AU. (y en promedio - 23 AU, que es aproximadamente igual al radio de la órbita de Urano), y puede tener una zona habitable estable.

Las simulaciones por computadora han demostrado que pueden existir órbitas planetarias bastante estables en este sistema a distancias de hasta 3 UA. de cada estrella (un cambio en el eje semi-mayor de menos del 5% durante 32.000 períodos de un sistema binario se toma como criterio de estabilidad). El radio de la zona habitable de Alpha Centauri A se estima en 1,2 a 1,3 AU. , y para Alpha Centauri B  - 0,73–0,74 AU. En ambos casos, esta zona se encuentra enteramente dentro de la zona de órbitas estables [36] .

Sistemas de enanas rojas

Determinar la viabilidad de los sistemas de enanas rojas es muy importante para determinar qué tan extendida puede estar la vida en el Universo; después de todo, las enanas rojas constituyen el 70-90% de todas las estrellas de la Galaxia. Las enanas marrones (objetos intermedios entre estrellas y planetas gigantes) son probablemente incluso más numerosas que las rojas, pero difícilmente pueden tener planetas habitables porque irradian muy poco calor.

Durante muchos años, los astrónomos excluyeron a las enanas rojas de la lista de candidatas para el papel de estrellas en los sistemas en los que se puede originar la vida. Su baja masa (de 0,1 a 0,6 masas solares) hace que las reacciones termonucleares en ellos sean extremadamente lentas y emitan muy poca luz (0,01% - 3% de la emitida por nuestro Sol).

Cualquier planeta que orbite alrededor de una enana roja debe estar muy cerca de su estrella para alcanzar temperaturas cercanas a las de la Tierra en su superficie. Por ejemplo, la estrella Lacaille 8760 tendría un radio orbital de alrededor de 0,3 UA para un planeta viable. (menor que la de Mercurio), y la estrella Próxima Centauri  tiene incluso 0,032 AU. [37] (un año en tal planeta duraría 6,3 días). A esta distancia, la acción de las mareas de una estrella puede sincronizar la rotación del planeta: un lado del mismo siempre estará orientado hacia la estrella y el otro lado opuesto, y no habrá cambio de día y noche en el planeta. planeta. También es posible que el planeta haga 1,5 (como Mercurio) o dos revoluciones alrededor de su eje en una revolución alrededor de la estrella. En este caso, los días serán muy largos, lo que provocará grandes diferencias de temperatura diarias, y esto dificultará la existencia de vida. Estas fluctuaciones podrían ser suavizadas por una atmósfera espesa, pero puede evitar que la luz de la estrella llegue a la superficie del planeta, destruyendo la posibilidad de la fotosíntesis .

Sin embargo, estudios posteriores demostraron que para una transferencia de calor eficiente del lado diurno al lado nocturno, es suficiente una atmósfera no muy densa. La investigación realizada por Robert Haeberl y Manoj Joshi del Centro de Investigación Ames de la NASA ha demostrado que la atmósfera es capaz de hacer esto a una presión parcial de dióxido de carbono cerca de la superficie de 0,10 a 0,15 atm. [38] . Tal atmósfera no puede interferir con la fotosíntesis. Martin Heth, del Greenwich Community College, demostró que si los océanos fueran lo suficientemente profundos, el agua podría circular bajo la capa de hielo del lado nocturno. Otros estudios (incluida la consideración del tema de la iluminación planetaria suficiente para la fotosíntesis) mostraron que los planetas que giran sincrónicamente en los sistemas de enanas rojas son adecuados para la vida, al menos para las plantas superiores [39] .

La baja luminosidad de las enanas rojas y el probable hallazgo de sus planetas en captura de mareas no son los únicos factores desfavorables para la vida. Otro problema es que estas estrellas emiten la mayor parte de su energía en el infrarrojo, mientras que la fotosíntesis similar a la de la Tierra requiere luz visible. Sin embargo, la quimiosíntesis no está excluida en los planetas de tales estrellas . Además, la ausencia de cambio de día y noche elimina la necesidad de adaptarse a él.

Las enanas rojas suelen ser muy variables (tienen una variabilidad de tipo UV Ceti ). A menudo están cubiertos de manchas similares al sol, y su luminosidad puede disminuir hasta en un 40% durante muchos meses, hasta que en algún momento la estrella se enciende. Al mismo tiempo, su brillo puede duplicarse en cuestión de minutos [40] . Este tipo de brotes son muy dañinos para la vida, ya que no solo pueden destruir compuestos orgánicos -la base de los organismos vivos-, sino también "llevar a volar" una cantidad importante de la atmósfera del planeta. Para sostener la vida, un planeta enano rojo debe tener un fuerte campo magnético capaz de protegerlo del fuerte viento solar. Tal campo requiere una rotación rápida, y un planeta en un bloqueo de marea gira muy lentamente. Pero las enanas rojas, según la teoría, se encienden vigorosamente solo durante los primeros 1-2 mil millones de años de sus vidas. Así, no se descarta la vida en planetas que en ese momento se encontraban en una órbita lejana (donde evitaban la captura de las mareas), y luego, por alguna razón, se acercaron a la zona habitable [41] .

Las enanas rojas en términos astrobiológicos no solo tienen desventajas, sino también una ventaja: viven mucho tiempo. La escala de tiempo de la evolución se puede estimar utilizando el ejemplo de la Tierra: se necesitaron 4.500 millones de años para la aparición de vida inteligente en nuestro planeta (e incluso más de mil millones de años habrá condiciones adecuadas para la vida en él) [42] . Esto está asegurado por la duración de la existencia estable del Sol (así como otras enanas amarillas). Las enanas rojas viven mucho más, cientos de miles de millones de años, porque las reacciones termonucleares en ellas son más lentas que en estrellas más masivas (y, a diferencia de ellas, en las enanas rojas, todo el hidrógeno está involucrado en la reacción, y no solo el hidrógeno del núcleo). ). Así, la vida en los planetas de estrellas de baja masa tiene más tiempo para surgir y desarrollarse. Es posible que la longevidad y una gran cantidad de enanas rojas compensen sus deficiencias: la probabilidad de vida en el sistema de cada enana roja individual es muy pequeña, pero el volumen total de sus zonas habitables es igual al volumen total de la zonas habitables de estrellas similares al Sol, y en los sistemas de enanas rojas las zonas habitables existen mucho más tiempo [43 ] .

Entorno galáctico

La habitabilidad de un planeta está influenciada no solo por sus propios parámetros y las propiedades de su estrella, sino también por su entorno galáctico. Está científicamente comprobado que algunas zonas de las galaxias  -zonas galácticas habitables- son más favorables para la vida que otras. Así, el sistema solar se encuentra en el Brazo de Orión de la Vía Láctea, en el borde de la galaxia, y esto contribuye a su habitabilidad por varias razones [44] :

Así, para que un planeta sea habitable, su estrella debe estar alejada de otras estrellas. Si una estrella está rodeada por muchas otras, la intensidad de las radiaciones peligrosas es alta en su vecindad. Además, los vecinos cercanos pueden alterar la estabilidad de las órbitas en sectores distantes del sistema estelar (como la nube de Oort y los objetos del cinturón de Kuiper ), y pueden penetrar en las partes internas del sistema planetario y chocar con un planeta habitable.

La viabilidad de las estrellas del sistema se ve reducida no solo por una gran concentración de estrellas cercanas, sino también por un aislamiento excesivo. En las regiones pobres en estrellas de la Vía Láctea, la frecuencia de formación de estrellas es demasiado baja y no hay suficientes elementos pesados. Así, la ubicación "provincial", que tiene nuestro sistema solar, es más favorable para la vida que el centro de la galaxia o su periferia más lejana [46] .

Otras consideraciones

Bioquímica alternativa

Por lo general, la investigación sobre la vida extraterrestre se basa en la suposición de que las formas de vida avanzadas son bioquímicamente cercanas a las terrestres y, por lo tanto, requieren condiciones similares a las de la tierra para su existencia. Pero también hay hipótesis sobre bioquímica alternativa , que sugieren la posibilidad de vida con un metabolismo diferente al de la tierra. En Evolving the Alien el biólogo Jack Cohen y el matemático Ian Stewart argumentan que la astrobiología basada en la hipótesis única de la Tierra es "limitada y aburrida". Sugirieron que los planetas similares a la Tierra podrían ser raros, pero que podrían aparecer formas de vida complejas en otros entornos. Sin embargo, esta vida no estará basada en el carbono. El silicio se cita más comúnmente como una alternativa al carbono y el amoníaco como una alternativa al agua .

Incluso ideas más especulativas se refieren a la posibilidad de vida en cuerpos completamente diferentes a los planetas similares a la Tierra. El astrónomo Frank Drake , un conocido defensor de la búsqueda de vida extraterrestre, ha propuesto vida en estrellas de neutrones : criaturas con un ciclo de vida millones de veces más rápido que el de los organismos terrestres, que consisten en "moléculas nucleares" ultrapequeñas [47] . Llamada "fantástica y astuta", esta idea se ha generalizado en la ciencia ficción [48] . Carl Sagan en 1976 consideró la posibilidad de la existencia de organismos voladores en la atmósfera superior de Júpiter [49] [50] . Cohen y Stewart también consideraron la posibilidad de vida en las atmósferas de los gigantes gaseosos e incluso en el Sol.

"Buenos Júpiter"

Los "buenos Júpiter" son planetas gigantes , como Júpiter en nuestro sistema solar, que orbitan lo suficientemente lejos de la zona habitable para no crear perturbaciones gravitacionales allí, pero lo suficientemente cerca para proteger a los planetas similares a la Tierra de dos maneras importantes. Primero, ayudan a estabilizar la órbita, y por lo tanto el clima, en los planetas interiores. En segundo lugar, mantienen la parte interior del sistema solar relativamente libre de cometas y asteroides que podrían colisionar con planetas habitables y tener consecuencias catastróficas [51] . El radio orbital de Júpiter es cinco veces mayor que el de la Tierra. Se puede esperar un radio orbital geométricamente similar para los "buenos Júpiter" en los sistemas estelares. El “papel responsable” de Júpiter se manifestó claramente en 1994, cuando el cometa Shoemaker-Levy 9 colisionó con él : si no fuera por Júpiter, podría haber penetrado en la región de los planetas terrestres . En la historia temprana del sistema solar, Júpiter (y, en menor medida, Saturno) desempeñó, según algunas ideas, el papel opuesto: aumentó la excentricidad de las órbitas de varios objetos en y más allá del cinturón de asteroides, debido a que estos objetos cayeron en la región de la órbita terrestre. Al caer a la Tierra, trajeron agua y otras sustancias ligeras, que son ricas en la parte exterior del sistema solar. Los modelos muestran que la Tierra se enriqueció con agua debido a tales cuerpos hasta que alcanzó la mitad de su masa actual [52] . Según esta opinión, ahora los gigantes gaseosos actúan como "defensores" de los planetas interiores, y antes actuaban como "proveedores" de sustancias importantes para la vida. Sin embargo, los cuerpos tipo Júpiter, cuya órbita está demasiado cerca de la zona habitable (como en el sistema 47 Ursa Major ) o, además, cruza esta zona (como en el sistema 16 Cygnus B ), en cualquier caso, es muy difícil por la aparición de planetas similares a la Tierra en tales sistemas (ver "zona habitable estable" arriba ).

Efecto de la vida sobre la habitabilidad

La viabilidad del planeta se ve significativamente afectada no solo por factores abióticos , sino también por los resultados de la actividad de la vida misma. El ejemplo más importante de esto en la historia de la Tierra es la producción de oxígeno por las antiguas cianobacterias (y más tarde por las plantas fotosintéticas ), lo que provocó un fuerte cambio en la composición de la atmósfera terrestre. Este oxígeno condujo primero a la sustitución de comunidades anaeróbicas por otras aeróbicas , y posteriormente comenzó a jugar un papel crucial para los animales que surgieron más tarde . La influencia de la vida en la habitabilidad del planeta ha atraído el interés de varios investigadores y ha dado lugar, en particular, a la aparición de hipótesis bastante inusuales basadas en las posiciones del geoteísmo. La Hipótesis de Gaia , propuesta por Sir James Lovelock , afirma que la propia biosfera crea y mantiene las condiciones adecuadas para sí misma y, por tanto, el planeta se comporta como un organismo vivo. Se conocen tanto los fenómenos naturales bien conocidos como los que no se ajustan bien a esta evaluación.

David Grinspoon presentó la "hipótesis del mundo vivo", en la que el concepto de habitabilidad es inseparable del hecho de la existencia de la vida. De acuerdo con esta hipótesis, es probable que los planetas que están "viviendo" geológica y meteorológicamente también tengan vida biológica - "el planeta y la vida en él se desarrollarán juntos" [53] . En The Privileged Planet, publicado en 2004, el astrónomo Guillermo González y el filósofo Jay Richards exploraron la posibilidad de un vínculo entre la habitabilidad de un planeta y su capacidad para observar el resto del universo. El libro ha sido criticado por ser " diseño inteligente " y no científico [54] .

Índices ESI y PHI

Para evaluar la idoneidad de los planetas para la vida y la probabilidad de su existencia, se desarrolló un sistema de clasificación que consta de dos índices: el índice de similitud de la Tierra (ESI) y el índice de habitabilidad del planeta (PHI).

El primero muestra la similitud del planeta con la Tierra y se basa en una comparación de los parámetros físicos del planeta con parámetros similares de la Tierra. Tiene en cuenta el tamaño, la masa, la densidad, la distancia a la estrella y la temperatura del planeta.

El segundo caracteriza la probabilidad de existencia de vida en el planeta y se calcula teniendo en cuenta factores adicionales: el tipo de superficie del planeta (rocosa o helada), la presencia de una atmósfera y un campo magnético, la cantidad de energía disponible para organismos potenciales (la luz de las estrellas o la fricción de las mareas que calientan los intestinos), la presencia de compuestos orgánicos y cualquier solvente líquido.

Notas

Notas

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