Recientemente, se ha hecho público un estudio muy interesante sobre Habitabilidad. Está escrito por uno de los grandes expertos mundiales en la materia. Nada menos que el doctor Ramsés M. Ramírez, actualmente en el Earth-Life Science Institute del Tokyo Institute of Technology, sobre quien ya hemos tenido oportunidad de escribir en este blog.
En el artículo el doctor Ramírez no sólo realiza un resumen muy completo de los principales resultados que describen el panorama actual de la Habitabilidad de los Exoplanetas (os recomiendo su lectura), sino que además, plantea una nueva forma de entender esa extraña cosa llamada “Zona Habitable” (ZH).
En principio, se define como la región circular alrededor de una estrella donde masas permanentes de agua podrían existir en la superficie de un planeta rocoso. Esta es la versión clásica -la utilizada habitualmente- para las estimaciones y asume que los gases de efecto invernadero son CO2 y H2O.
 |
| La Zona Habitable clásica, basada en el efecto de invernadero de CO2 y H2O, así como el ciclo carbonato-silicato. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018) |
Aunque esta definición se ha mostrado sumamente útil, Ramsés Ramírez plantea que ha llegado el momento de considerar nuevas definiciones alternativas y complementarias de la ZH clásica, para intentar en lo posible capturar toda la riqueza y diversidad de los exoplanetas y así, poder separar los planetas más prometedores del resto. De esta manera, se plantean atmósferas en las que hay presencia de otros potentes gases de efecto invernadero, como H2 y CH4, que a menudo (no siempre) alargan el borde exterior de la ZH.
Por ejemplo, en el sistema TRAPPIST-1 hay 3 exoplanetas en la clásica ZH Conservadora del CO2-H2O (TRAPPIST-1 e, f y g), otro más en la ZH Optimista (TRAPPIST-1 d) y otro más en la ZH del CO2-H2O-H2 (TRAPPIST-1 h que pudiera ser habitable si el vulcanismo del H2 estuviera activo). El futuro dirá si alguno tiene posibilidades.
Claro, un planeta habitable con H2 en su atmósfera podría ser considerado “exótico”, “poco terrestre”, “ajeno a la vida tal como la conocemos” y cosas por el estilo, pero no sería peor ni más extraño que un planeta potencialmente habitable en el borde de la ZH clásica, con sus buenos 8 bares (o más) de CO2.
 |
| La Zona Habitable extendida, ampliada para contemplar el efecto de invernadero de H2 y CH4, y su impacto estrellas muy calientes o muy frías. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018) |
Además de otros gases de invernadero, se consideran Mundos Océano, Mundos Dune, y otras posibilidades. Un tema relevante es la habitabilidad de los planetas antes (o después) de que la estrella estuviera en la secuencia principal. Un planeta puede residir cómodamente en la ZH, pero si en el pasado fue abrasado por el calor de su estrella, bien pudo haber perdido casi todo su agua:
“Aunque la mayoría del trabajo sobre la ZH se ha centrado en la habitabilidad planetaria durante la fase de secuencia principal de la evolución estelar (p. Ej., [1,26]), en los últimos años se ha apreciado cada vez más la evolución temporal de la ZH, y la secuencia pre-principal en particular (por ejemplo, [51,130]). Esto se debe a que la evolución previa a la secuencia principal determina si los planetas aún son habitables durante la fase de secuencia principal de su estrella anfitriona. Esto es particularmente importante para los planetas que orbitan enanas M (i.e., [51, 114, 183]). Por ejemplo, aunque Proxima Centauri b orbita una estrella M de secuencia principal y recibe un nivel similar a la Tierra de insolación estelar, a menos que el planeta haya migrado hacia adentro más tarde, es probable que haya estado en un estado de invernadero descontrolado por más de 100 millones de años. ([51] y Figura 11). “
 |
| La Zona Habitable se mueve con los años, especialmente en las enanas rojas antes de iniciar su ciclo en la secuencia principal (ejemplo con una M8), a medida que la estrella se enfría. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018) |
(...)
“Por otra parte, la proximidad a sus estrellas anfitrionas indica un entorno de alta radiación expuesto a los vientos estelares y las fulguraciones [180,181]. Por ejemplo, si se supone que Proxima Centauri b tiene una atmósfera similar a la de la Tierra, se puede perder 1 bar de CO2 en menos de 25 millones de años, con pérdidas mucho mayores en escalas de tiempo geológicas [181]. Además, incluso si la radiación estelar no elimina por completo la atmósfera, la superficie puede quedar esterilizada e incapaz de soportar vida, al igual que la superficie marciana actual (i.e., [182]).”
El problema de fondo es el de siempre: nuestra abrumadora ignorancia. Desconocemos cómo son los mundos habitables (¡si es que los hay!) fuera de nuestro Sistema Solar. Desconocemos el papel de los mares subglaciales y de los mares de hidrocarburos del sistema solar externo. A medida que vayamos conociendo, iremos comprendiendo qué efectos son los relevantes… Pero, por ahora, no es posible, de ahí la diversidad de planteamientos.
 |
| Este podría ser el flujo de cuestiones a realizzarse scon un exoplaneta en la Zona Habitable. (Fuente: Ramsés Ramírez, 2018) |
El paper es muy interesante y todos los apartados son de lectura recomendable, No puedo evitar traducir aquí los que más me han gustado (la negrita es mía):
“15.1. ¿La zona habitable realmente solo evalúa la vida similar a la "terrestre"?
Una de las preguntas más importantes que la humanidad puede intentar responder es: "¿Estamos solos?". En el intento de responder a esta antigua pregunta nuestra civilización ha progresado mucho en las últimas décadas, pasando de preguntarse si existían planetas fuera de nuestro sistema solar, a confirmar hoy la existencia de casi 4.000 exoplanetas (con ~ 4.500 candidatos) [268]. Como resultado, el futuro de la búsqueda de vida extraterrestre nunca fue más brillante. Tras el éxito de Kepler y el recientemente lanzado TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), el Telescopio Espacial James Webb (JWST) llegará pronto y hay planes para misiones de obtención de imágenes directas (HabEX, Habitable Exoplanet Imaging Mission y LUVOIR; Large UV / O / Surveyor of IR) y de tránsitos (OST; Origins Space Telescope y PLATO; PLanetary Transits and Oscillations of stars). Telescopios terrestres muy grandes (TMT; Thirty Meter Telescope, GMT; Giant Magellan Telescope and ELT; Extremely Large Telescope) también están en el horizonte.
Sin embargo, para asegurar que estas misiones sean finalmente exitosas en la búsqueda de la vida, es vital emplear una herramienta de navegación que sea capaz de distinguir objetivos prometedores de aquellos que no lo son. Para esta tarea, la ZH actualmente sigue siendo la mejor y más viable opción. A pesar de sus deficiencias y suposiciones inciertas (que se analizan a continuación), el equipo de Kepler ha utilizado ampliamente la definición (por ejemplo, [269]) y sigue siendo un concepto esencial en la selección de objetivos para las próximas misiones.
De hecho, el debate continúa sobre cuán útil es realmente la ZH. Una crítica común es que la ZH solo puede utilizarse para buscar “vida parecida a la Tierra" o “vida tal como la conocemos" (por ejemplo, [270,271]). Primero vale la pena señalar que "parecido a la Tierra" es un término vago y comúnmente utilizado sin consenso sobre lo que significa ni en qué medida un planeta puede diferir de la Tierra y aún considerarse como parecido a la Tierra (los términos alternativos incluyen "planetas habitables" o "planetas potencialmente habitables"). Aunque la ZH clásica incluye varias asunciones que son consistentes con tales condiciones "terrestres" (p. ej., Planetas orbitando estrellas de la secuencia principal, los gases de efecto invernadero clave son CO2 y H2O), la zona habitable, incluso en su definición clásica más restrictiva, permite una amplia variedad de composiciones atmosféricas que no son estrictamente como las que conocemos en nuestro planeta. Por ejemplo, un planeta potencialmente habitable cerca del borde interno de nuestro sistema solar puede tener órdenes de magnitud más vapor de agua en su atmósfera que la Tierra. Un planeta cerca de nuestro borde externo contendría ~ 8 bares de CO2 atmosférico (p. Ej., [1,26]), mientras que poseería una atmósfera más seca. Alrededor de una estrella M tardía, la absorción mejorada que surge de la distribución de energía estelar desplazada hacia el rojo podría permitir la acumulación de ~ 20 bares de CO2 para los planetas del borde exterior (p. e., [1,26]). Como también se explicó en la Sección 4, el grado de vulcanismo tendría que ser muchas veces más alto que el de la Tierra para sustentar tales densas atmósferas de CO2 ([2,79]). La pequeña muestra de los entornos planetarios que acabamos de mencionar exhibe condiciones que son claramente diferentes a las de la Tierra y, por lo tanto, asumir que cualquier vida emergente sería como la nuestra no está demostrado. De hecho, la vegetación alienígena en planetas que orbitan alrededor de otros tipos de estrellas puede realizar fotosíntesis en diferentes longitudes de onda y manifestar colores diferentes a los de las plantas terrestres ([272,273]). Trabajos anteriores han modelado cómo podrían ser las biosignaturas esperadas sobre la historia geológica de un planeta habitable, pero se hicieron para un clon de la Tierra con una atmósfera de 1 bar orbitando alrededor del Sol y no para los diversos planetas de la ZH que acabamos de mencionar [108,261]. En otras palabras, no hay ninguna razón a priori para sospechar que las biofirmas para muchos planetas de la ZH clásica sean similares a las que un observador extraterrestre podría detectar en la Tierra. En total, y especialmente incluyendo las diferentes formulaciones de ZH y avances recientes discutidos en secciones previas (ej., [2,8,51,129,131,132,200]), la ZH está equipada para evaluar planetas potencialmente habitables que pueden no ser "parecidos a la Tierra" o " de la vida tal como la conocemos".
(...)
15.2. La ZH clásica debe ser complementada con otras definiciones de ZH.
Una posible debilidad de la flexibilidad de la ZH es si los planetas que predice realmente existen. Tales argumentos se han utilizado recientemente para arrojar dudas sobre las definiciones de HZ alternativas ([8,129]), incluida la existencia de planetas potencialmente habitables con densas envolturas de hidrógeno primordiales o mundos desérticos [153]. Sin embargo, tales argumentos son problemáticos porque el mismo escepticismo puede (y debe) aplicarse a los planetas del borde externo de la ZH clásica con múltiples bares (hasta ~ 20) de CO2 en sus atmósferas. A pesar del uso generalizado de la ZH clásica en las últimas décadas, no hay evidencia de que existan esos mundos tampoco. Su existencia se deduce de la extrapolación del ciclo carbonato-silicato (o equivalente) en la Tierra para sugerir que las atmósferas de los planetas habitables cerca del borde exterior pueden contener muchos bares de CO2 atmosférico (p. ej., [1]). Sin embargo, no existen observaciones directas de dicho ciclo a largo plazo [274], ya que su existencia sólo se ha inferido indirectamente a partir de experimentos de solubilidad y modelos teóricos (por ejemplo, [33,266,275]). Además, una atmósfera de CO2 de múltiples bares pudo haber existido en la Tierra primitiva después de la acreción, pero fue breve ya que la mayoría de ese CO2 fue subducido rápidamente (dentro de ~ 10 - 100 Myr), cuando la atmósfera se enfrió desde un estado de invernadero descontrolado inhabitable [276]. Además, incluso si un ciclo general de carbonato-silicato a largo plazo opera en otros planetas habitables, no está claro en qué medida lo hace. Por ejemplo, tal vez el ciclo "se apaga" más allá de una cierta tasa de desgasificación o nivel de presión atmosférica antes de que los planetas puedan acumular las atmósferas de CO2 de múltiples bares que caracterizan el borde exterior de la zona habitable. O, como se ha argumentado recientemente [94], las atmósferas de CO2 de múltiples bares más cercanas al borde externo colapsarían bajo la reducida luz solar, lo que posiblemente haría que esos planetas fueran inhabitables. Si es cierto, esto disminuiría sustancialmente el ancho de la ZH en ausencia de gases secundarios de efecto invernadero ([94]). Por lo tanto, la predicción de que todos los planetas habitables del borde exterior deberían tener atmósferas de CO2 muy gruesas (> ~ 5 bar) es una suposición no probada que debe verificarse mediante observaciones.
Por el contrario, hay disponible evidencia indirecta (aunque también no probada) de planetas terrestres compuestos de composiciones atmosféricas que son consistentes con formulaciones alternativas de la ZH. Por ejemplo, es probable que existan planetas terrestres cercanos con atmósferas de hidrógeno primordiales densas, de acuerdo con las observaciones de Kepler (p. Ej., [269]). Los meteoritos y modelos marcianos también favorecen una atmósfera temprana altamente reducida, posiblemente H2 o CH4 en el Marte joven ([146]), quizás dentro de una atmósfera de CO2 relativamente densa, aunque no de múltiples bares ([68,93,140,141]). Esto se debe a que la adición de gases de efecto invernadero secundarios como CH4 y H2 puede reducir significativamente las presiones de CO2 requeridas para lograr condiciones cálidas, al tiempo que proporciona el calentamiento adicional para contrarrestar el colapso atmosférico mencionado anteriormente ([2,132]). Por lo tanto, tales gases de efecto invernadero secundarios ayudan a mantener una amplia ZH. Además, como se mencionó en la Sección 7.1, las alturas de escala para las atmósferas de CO2-H2 son mayores que las de las densas atmósferas de CO2 de la ZH clásica, lo que facilita la extracción de información espectral. Después de todo, ¿podemos realmente sondear información espectral útil de una densa atmósfera de CO2 de 10 bares cerca del borde exterior? Todas estas ideas, junto con un ciclo universal de carbonato-silicato, deben considerarse como hipótesis de trabajo. Solo a través de las observaciones se pueden refinar y mejorar las ideas que se encuentran respaldadas en la naturaleza para las misiones de seguimiento.”
Para los que queráis aprender un poco más sobre Habitabilidad, aquí tenéis el artículo:
No hay comentarios:
Publicar un comentario