Zona d'habitabilitat
De Viquipèdia
En astrofísica la zona d'habitabilitat estel·lar és una estreta regió circunstel·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 en 1959 per S. Huang, la zona d'habitabilitat estel·lar (ZH) es troba delimitada per dos radis: un intern o ZHri i altre extern o ZHro. Mentre el radi intern estableix la distància mínima capaç de salvaguardar l'entorn planetari d'un efecte 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.
Relegada 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 on L és la lluminositay 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]0,5n 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.
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 3000ºK 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, quedant 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 restricció temporal alguna, 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 a la seva al voltant d'una zona d'habitabilitat pròpiament aquesta.
En l'extrem oposat, amb una temperatura efectiva de 50000ºK 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, pel que 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 a la seva al voltant de cossos planetaris, sinó que fins i tot en casos extrems puguin 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 4000 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.
