Zona d'habitabilitat

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Diagrama de la zona d'habitabilitat (circumestel·lar per a diferents estrelles i prenent com a exemple el nostre sistema solar

En astrobiologia, la zona d'habitabilitat estel·lar (ZH) és una estreta regió circumestel·lar on, de trobar-se situat un planeta (o lluna) rocós amb una massa compresa entre 0,6 i 10 masses terrestres i una pressió atmosfèrica superior als 6,1 mb corresponent al punt triple de l'aigua, la lluminositat i el flux de radiació incident permetria la presència d'aigua en estat líquid sobre la seva superfície. Definida per primera vegada el 1959 per S. Huang, la zona d'habitabilitat estel·lar (ZH) es troba delimitada per dos radis: un d'intern o ZHri i un altre extern o ZHro. Mentre el radi intern estableix la distància mínima capaç de salvaguardar l'entorn planetari d'un efecte d'hivernacle desbocat, l'extern, per contra, mostra la distància màxima en la qual aquest mateix fenomen és capaç d'impedir que les baixes temperatures aboquin al planeta a una glaciació perpètua.

Al costat de la zona d'habitabilitat estel·lar, recentment, els astrònoms nord-americans Gonzalez, Ward i Brownlee han definit la denominada zona d'habitabilitat galàctica. Allunyada de les fonts intenses de radiació, sobretot del violent centre galàctic i de les regions actives de formació estel·lar, la conjunció d'aquestes dues zones, ZH i ZHG, presenten les condicions més favorables per a l'aparició i posterior desenvolupament de la vida en un entorn planetari adequat.

Expressió matemàtica[modifica | modifica el codi]

Relegat inicialment al marc de la mera especulació, no és fins a dates recents quan el descobriment d'un nombre cada vegada major de planetes extrasolars ha fet reprendre amb inusitat interès, sobretot per a l'astrobiologia, l'estudi de la ZH. Prova d'això ho constitueix el desenvolupament de diverses expressions matemàtiques, com les propostes per Kasting, Whitmire & Reynolds (1993) o Whitmire & Reynolds (1996), destinades al càlcul aproximat dels radis intern i extern expressats en unitats astronòmiques:

'''ZHri'''=[L/Sbi]^0,5

'''ZHro'''=[L/Sbo]^0,5

en què L és la lluminositat i Sb el flux estel·lar:

'''ZHri(ZAMS)'''=[LZAMS/1,1]^0,5

'''ZHro(ZAMS)=ZHri(HZT)'''=[LZAMS/0,53]^0,5

'''ZHro(HZT)'''=[LHZT/0,53]^0,5

'''ZHri(MSE)'''=[LMSE/1,1]^0,5

'''ZHro(MSE)'''=[LMSE/0,53]^0,5

En què LZAMS és la lluminositat durant el moment zero de l'inici de la seqüència principal o Zero Age Main Sequence, LHZT és la lluminositat en el moment de trànsit i LMSE és la lluminositat al final de la seqüència principal

Com pot apreciar-se a partir de l'últim conjunt d'expressions matemàtiques, la zona d'habitabilitat evoluciona amb el temps migrant cap a l'exterior a mesura que l'estrella recorre la seqüència principal.

Possibilitat de vida en la zona d'habitabilitat[modifica | modifica el codi]

Deduïdes a partir de propietats físiques com la massa, temperatura efectiva i flux estel·lar, les característiques i evolució de la ZH es trobaran estretament lligades a la vida de les estrelles. D'aquesta forma, amb una temperatura efectiva inferior als 3.000 K i una lluminositat milers de vegades inferior a la del Sol, les nanes vermelles de classe espectral M presentaran una ZH molt estreta i pròxima a l'estrella, i quedarà bloquejada la rotació planetària a partir de 0,6-0,4 masses solars. A pesar d'aquest greu inconvenient i de l'emissió de la major part de l'energia alliberada en forma de radiació infraroja, l'abundant nombre de nanes vermelles (70-90% del total de la Via Làctia) i la seva extrema longevitat fa que presentin, en conjunt, l'àrea d'habitabilitat estel·lar més extens de la galàxia. A pesar de no mostrar gens de restricció temporal, una massa estel·lar inferior a 0,08 masses solars implica unes condicions de pressió i temperatura en el seu nucli insuficients per a mantenir actiu el "foc" nuclear. Considerades objectes de transició entre estrelles i planetes, les nanes marrons mostren unes característiques físiques que impossibiliten l'existència d'una zona d'habitabilitat pròpiament dita.

En l'extrem oposat, amb una temperatura efectiva de 50.000 K i una lluminositat milions de vegades superior a la solar, les grans estrelles blavoses i blanc-blavoses/ de classe espectral O i B presenten una ZH àmplia i molt allunyada de l'estrella, per la qual cosa queda assegurada la lliure rotació planetària. El seu reduït nombre, l'emissió de la major part de l'energia alliberada en forma de radiació ultraviolada, efímera vida i l'intens vent estel·lar que caracteritza aquestes grans estrelles no solament impossibilita la consolidació al seu voltant de cossos planetaris, sinó que, fins i tot en casos extrems, poden arribar a dissipar els discos protoplanetaris presents en estrelles veïnes.

S'estima que, per al desenvolupament de la vida en un planeta com la Terra, és necessari un lapsus de temps no inferior a 4.000 milions d'anys; les estrelles més aptes serien aquelles que presentessin una massa inferior a 1,20 masses solars i superior a 0,6 masses solars, o el que és el mateix estrelles de classe espectral F, G i K.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]


A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Zona d'habitabilitat Modifica l'enllaç a Wikidata