(In)habitabilidad planetaria E-Book

Andrea Butturini

• Herausgeber: Marcombo
• Kategorie: Wissenschaft und neue Technologien
• Sprache: Spanisch
• Veröffentlichungsjahr: 2020

Seitenzahl: 507

Beschreibung

La existencia de hábitats extraterrestres potencialmente habitables, dentro y fuera del sistema solar, es hoy ampliamente aceptada entre la comunidad científica. Pero, ¿qué significa "potencialmente habitable"? ¿Qué determina que un planeta lo sea? ¿Un planeta habitable lo será para siempre? ¿Qué organismos podrían colonizar y proliferar en estos hábitats? ¿Qué obstáculos deberían sortear? ¿Qué recursos energéticos tendrían a su alcance? ¿Qué metabolismos podrían adoptar? Todas estas preguntas impulsan el viaje emprendido por este libro. Comienza con la descripción de las estrellas aptas para albergar planetas habitables; continúa con el análisis de las propiedades químicas, magnéticas y atmosféricas que deben tener los planetas habitables; y prosigue con el análisis de la materia y energía que utiliza la biosfera terrestre y el abanico de hábitats que es capaz de colonizar y transformar. El texto culmina con la descripción de algunos análogos extraterrestres presuntamente habitables en el sistema solar y fuera de él. Este periplo por la Vía Láctea apunta siempre de reojo a la Tierra. Sus inquietas geosfera, atmósfera, hidrosfera, magnetosfera y biosfera son los inexcusables puntos de partida para encontrar respuestas. Por tanto, la Tierra es también el objetivo final de este libro: las diferentes etapas del viaje científico propuesto obligan a indagar en su pasado más remoto y su futuro más distante. ¿Cuándo y cómo empezó a ser habitable la Tierra? ¿Cuándo y cómo dejará de serlo? Adéntrese en las páginas de este libro y descubra, con rigor y sentido crítico, los avances más recientes de la Astronomía, Geología y Biología en la búsqueda de vida en otros planetas y, en definitiva, del lugar que ocupa la Tierra en el Universo. Andrea Butturini. Ecólogo. Prof. agregado, dept. Biología evolutiva, ecología y ciencias ambientales, Facultad de Biología, Universidad de Barcelona. Especializado en biogeoquímica de ecosistemas acuáticos. Daniel García-Castellanos. Geofísico. Científico titular en el Instituto de Ciencias de la Tierra Jaume Almera del CSIC, Barcelona. Especializado en geodinámica y evolución del relieve terrestre. Carme Jordi. Astrofísica. Catedrática en el Instituto de Ciencias del Cosmos, Facultad de Física, Universidad de Barcelona y el Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña. Especializada en la caracterización de estrellas y la Galaxia. Ignasi Ribas. Astrofísico. Investigador científico en el Instituto de Ciencias del Espacio del CSIC y el Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña. Especializado en la búsqueda y la caracterización de exoplanetas. Jordi Urmeneta. Microbiólogo. Prof. agregado, dept. Genética, Microbiología y Estadística, Facultad de Biología, Universidad de Barcelona. Especializado en ecología microbiana y microorganismos de ambientes extremos.

Leseprobe

(In)habitabilidad planetaria

Fundamentos de astrogeobiología

Andrea Butturini (coord.)

Daniel García-Castellanos

Carme Jordi

Ignasi Ribas

Jordi Urmeneta

(In)habitabilidad planetaria. Fundamentos de astrogeobiología

© 2020 Andrea Butturini (coord.), Daniel García-Castellanos, Carme Jordi, Ignasi Ribas y Jordi Urmeneta

© 2020 MARCOMBO, S.L.    www.marcombo.com

Ilustraciones y graficos: Andrea Butturini

Diseño de la cubierta: ENEDENÚ DISEÑO GRÁFICO

Maquetación: cuantofalta.es

Corrección: Mónica Muñoz y Genís Monrabà

Directora de producción: M.ª Rosa Castillo

Producción del ebook: booqlab

«Cualquier forma de reproducción, distribución, comunicación pública o transformación de esta obra solo puede ser realizada con la autorización de sus titulares, salvo excepción prevista por la ley. Diríjase a Cedro (Centro Español de Derechos Reprográficos, www.cedro.org) si necesita fotocopiar o escanear algún fragmento de esta obra.»

eISBN: 978-84-267-2998-9

[…] eterea regione inmensa, nella quale sono innumerabili et infiniti corpi, come la terra, la luna et il sole.

Giordano Bruno (1584), De l’infinito, universo e mondi

ÍNDICE DE CONTENIDOS

PRÓLOGO

PREÁMBULO

1. (IN)HABITABILIDAD

1.1 Introducción al concepto de habitabilidad

1.2 Agua líquida y temperatura confortable

1.3 Estructura de los capítulos que vendrán

1.4 Apéndices

AA1.1 El agua

AA1.2 El modelo de radiación de energía

2. SOLES

2.1 Radiosas, pero no livianas

2.2 Ni eternas ni plácidas

2.3 Contra resplandores, vientos y mareas

2.4 Resumiendo

2.5 Apéndices

AA2.1 Espectros radiantes

AA2.2 Parámetros estelares

3. LA FÁBRICA DE PLANETAS

3.1 Colisiones rocosas

3.2 Creando océanos

3.3 Crónica de un trasvase

3.4 Rocas y volátiles: juntos, pero no revueltos

3.5 Resumiendo

3.6 Apéndices

A3.1 Cristalización-solidificación

AA3.2 Siderófilos-calcófilos-litófilos

AA3.3 Diferenciación de núcleo-manto en la Tierra

AA3.4 Presión de la atmósfera primitiva de la Tierra

4. PIELES PLANETARIAS

4.1 Entre la tierra y las estrellas

4.2 Franja de habitabilidad «activa»

4.3 Atmósferas mutantes

4.4 Buscando el O2

4.5 Resumiendo

4.6 Apéndices

AA4.1 Balance energético con albedo y efecto invernadero

AA4.2 Albedos

AA4.3 Espectroscopia

AA4.4 Diagrama de fases del agua, dióxido de carbono y metano

AA4.5 Energía de escape

AA4.6 Procesos fotoquímicos que pueden liberar oxígeno molecular

5. ROCOSOS VISCOSOS

5.1 Escudos magnéticos

5.2 Tectónica estancada y tectónica deslizante

5.3 Pasado y futuro de la tectónica de placas

5.4 Resumiendo

5.5 Apéndices

AA5.1 El escudo magnetosférico contra el viento solar

AA5.2 Estimación del campo magnético de los exoplanetas

AA5.3 La convección del manto y el número de Rayleigh

AA5.4 Serpentinización

6. EL TODO PLANETARIO

6.1 El rompecabezas climático terrestre

6.2 El climatizador planetario

6.3 Materia en circulación

6.4 ¿Habitabilidad fortuita?

6.5 Resumiendo

6.6 Apéndices

AA6.1 El modelo del ciclo del silicato-carbonato

AA6.2 ¿Una alternativa al ciclo del silicato-carbonato?

7. EXOMUNDOS

7.1 Puntos en el abismo

7.2 Interioridades planetarias

7.3 Edenes escondidos

7.4 ¿Hidrógeno y nada más?

7.5 Resumiendo

7.6 Apéndices

AA7.1 Exoplanetas. Bases de datos

AA7.2 Relaciones masa-radio de los exoplanetas y su momento de inercia

8. MATERIA VIVA

8.1 CHONPS

8.2 Materia y recursos

8.3 ALH84001, Gusev, Gale y Yellowknife

8.4 Resumiendo

8.5 Apéndices

AA8.1 Elementos esenciales para la biosfera terrestre

AA8.2 Azufre volcánico

AA8.3 Abundancia de la materia en el sistema solar

AA8.4 Composición elemental de la Tierra y Marte

AA8.5 Erosión y disolución química

9. VIDA BAJO EL SOL

9.1 Extremos confortables

9.2 Los metabolismos de la biosfera terrestre

9.3 Las fotoautotrofias

9.4 Las quimiolitoautotrofias

9.5 Las heterotrofias y los ciclos de la materia

9.6 Resumiendo

9.7 Apéndices

AA9.1 Los tres dominios de la biosfera terrestre

AA9.2 Energía. Potenciales redox

AA9.3 Energía. Fotosíntesis, pigmentos y energía

10. RINCONES EXTRATERRESTRES CONFORTABLES

10.1 Marte actual: a) superficie y lagos subglaciales

10.2 Marte actual: b) ¿hay o no hay metano?

10.3 Lunas heladas

10.4 Exofotosíntesis

10.5 La galaxia habitable

10.6 Resumiendo: epílogo, primer intento

10.7 Apéndices

AA10.1 La superficie de Marte y su historia geológica

AA10.2 Metanogénesis y metanotrofias

AA10.3 Geofísicas de las lunas heladas de Júpiter y Saturno

11. CREPÚSCULO

11.1 Fuera del confort. Equilibrio y retroalimentaciones

11.2 La biosfera inhabilitada: ¿cómo reaccionará la vida?

11.3 Epílogo. El exceso de azul

11.4 Apéndices

AA11.1 La figura 11.1

12. BIBLIOGRAFÍA PARA PROFUNDIZAR

PrólogoDe mimbres y cestos

Observar, pensar en lo inconmensurable de las galaxias y planetas que conforman nuestro sistema solar, sería suficiente para que, de una vez por todas, el ser humano incorporara un imprescindible sentimiento de humildad. Sería una prueba del raciocinio e inteligencia que, al parecer, nos distingue de otros seres vivos. Esa humildad nos permitiría imaginar, sin menoscabo de mantener, por ahora, nuestra “superioridad”, que aunque seamos los únicos habitantes planetarios conocidos, cohabitando con otras formas de vida más numerosas que nosotros mismos, ello no impide que la vida haya tenido su oportunidad, o la tenga ahora, en otros lugares, o en el futuro, por doquier. Esto viene a cuento porque, como se dice en el Preámbulo de este libro y como he manifestado en múltiples ocasiones, la vida pudo haberse dado en otros lugares y en otras ocasiones, pero lo que sabemos es que aquí, en nuestro planeta Tierra, prosperó. Y lo hizo porque hubo cooperación, no competencia, entre los primigenios habitantes celulares. Lo que pudiera haber ocurrido con anterioridad, aquí i acullá, lo ignoramos y, al menos en nuestra generación, lo ignoraremos.

El lector puede saltarse este prólogo e “ir directo al grano”, es decir, adentrarse en los capítulos del libro. Lo primero que se aprecia es que un libro de estas características, con tal cantidad de información, es resultado de una ardua labor, tanto de investigación de los temas como de documentación y de preparación previa. Y eso dice mucho de los autores. ¿Quiénes son? ¿Qué han hecho? Es imposible entrar en detalles exhaustivos en esta introducción, que podría resultar trivial y hasta obvia. Además, para eso está el sacrosanto (adjetivo merecido) Internet. La Red deja clara constancia de que se ha reunido a un equipo con una gran experiencia, tanto en lo que respecta a miembros sénior como a los más jóvenes.

Resulta difícil reunir en un solo libro semejante diversidad de formación científica general: ecología (tanto microbiana como “macrobiana”), geodinámica, geomorfología, tectónica, física (general y astrofísica)… por mencionar solamente unas cuantas materias que se tratan, comentan y discuten en el libro. Los autores han trabajado en prácticamente todos los continentes, tanto en sistemas lacustres como terrestres, así como con modelos espaciales, muy importantes para el tema general del libro. Todos han publicado en las principales revistas y gozan de un merecido reconocimiento por parte de la comunidad científica. Con estos autores, la ciencia está en buenas manos (y mejores cerebros). Contradiciendo el dicho popular, con esos mimbres se ha fabricado un gran cesto armónico e integrado, sorprendente por su contenido y forma.

Gracias, Andrea, Daniel, Carme, Ignasi y Jordi, por vuestro trabajo y por todo lo que explicáis en este libro; hay quienes consideramos esencial pensar (más bien reflexionar) sobre todo ello. Adelante, lectores (espero y deseo que sean numerosos, ya que el libro lo merece), ¡sumergíos en este libro!. Adelanto que la inmersión será densa, plagada de información detallada, pero tened siempre en cuenta, autores y lectores, que las cosas esenciales, al final, son las más sencillas. Y lo que a continuación se expone, es muy esencial.

Ricard Guerrero

Director académico

Academia Europaea-Barcelona Knowledge Hub

Preámbulo

Más lejos, fuera del sistema solar, a unos mil cuatrocientos años luz de la Tierra, Kepler-452b es uno de los numerosísimos planetas detectados y confirmados hasta el momento en sistemas extrasolares. Es un planeta presuntamente rocoso, con un radio 1,6 veces más grande que el de la Tierra. Tarda unos trescientos ochenta y cinco días en completar una vuelta alrededor de su estrella, que tiene una dimensión y una temperatura parecidas a las del Sol. La temperatura de equilibrio (Teq) estimada en la superficie de Kepler-452b podría ser de unos agradables ~13 oC.

¿Fue potencialmente habitable el cráter Gale en el pasado? ¿Lo es en la actualidad el exoplaneta Kepler-452b? ¿Cuántos rincones del Universo podrían ser potencialmente habitables? ¿Cuántos fueron habitables en algún momento de su historia? ¿Cuántos lo serán en un futuro? Estas preguntas son el motor que alimenta la búsqueda de indicios de vida dentro y fuera del sistema solar. A esto se dedica la astrogeobiología, una disciplina científica que posee el atractivo de tener un objetivo claro, con un impacto único en el imaginario colectivo. En todos los textos de esta índole, se insiste en el impacto que podría tener el descubrimiento de formas de vida fuera de la Tierra en nuestro conocimiento y percepción de la naturaleza. A esta disciplina se le puede recriminar un exceso de grandilocuencia y de beneficiarse de la necesidad del público de dar respuesta a preguntas fundamentales, aunque las respuestas que tengamos sean aún pobres. Por eso, cada pequeño hallazgo sobre el origen de la vida o sobre exoplanetas potencialmente habitables suele encontrar el camino hasta los sensacionales titulares de prensa; un «pimpampum» que puede llegar a ser cansino y, a largo plazo, incluso perjudicial, si las expectativas no se cumplen.

Pero queremos también manifestar que, aunque el objetivo de buscar vida extraterrestre es abrumador, los verdaderos motivos que han impulsado a escribir este libro son las siguientes cuatro, más modestas, reflexiones:

1. La astrogeobiología es claramente un punto de encuentro, debate, confrontación y compenetración entre disciplinas aparentemente distantes. Los astrofísicos siempre han sentido la necesidad de integrar el fenómeno de la vida en su visión del Universo. Pero es llamativo observar cómo esta necesidad los ha llevado a interesarse por campos del conocimiento muy concretos relacionados con la vida terrestre y con el funcionamiento de la Tierra, como la ecología microbiana, la fisiología vegetal, la biogeoquímica, la geomorfología, la tectónica, la mineralogía y la climatología. Es evidente que las conexiones entre biólogos, geólogos y astrofísicos se están fortaleciendo, y seguro que estos enlaces enriquecerán mucho la manera de investigar de todos ellos y darán un nuevo impulso al estudio de las ciencias naturales. El reto es concebir conceptos y formular modelos, a escala planetaria, donde se sepa integrar conocimientos obtenidos a escalas de observación diferentes. ¿Cómo ponderar el impacto a escala planetaria (por ejemplo, el tipo de atmósfera) de los procesos que ocurren a escalas más pequeñas (por ejemplo, la actividad microbiana)? Y, al revés, ¿cómo condicionan los fenómenos a escala astronómica (por ejemplo, la composición química de una estrella y su sistema planetario) los requisitos a escala más pequeña (por ejemplo, la disponibilidad de nutrientes)? Este camino de «conceptos integradores»2 acaba de estrenarse. El futuro nos dirá hasta dónde llegará.

2. Muchos de los conocimientos que expondremos son parte de paradigmas sólidos y bien contrastados. Pero, lejos de querer dar una visión cerrada y conclusiva del estado de la investigación sobre la habitabilidad planetaria, hemos querido dejar un cierto margen a la duda y la especulación ofreciendo, a menudo, escenarios alternativos y conjeturando sobre las características que podrían tener unas biosferas alienígenas o qué probabilidad podría tener un determinado rincón del Universo de albergar una biosfera. En este contexto, la astrogeobiología es una invitación descarada al pensamiento especulativo, ya que el objeto de estudio brilla por su ausencia. Esta característica está estimulando la aparición de una bibliografía fascinante y heterodoxa, de la cual se benefician muchas de las páginas que siguen. Quizá el día que el «objeto de estudio» (vida extraterrestre) aparezca, la astrogeobiología entrará en una fase más ortodoxa, y la faceta especulativa perderá relevancia. Esta última reflexión es, quizá, un tímido auspicio a que el «objeto de estudio» siga siendo invisible a nuestros sensores.

3. Por último, emerge un hilo narrativo que conecta observaciones muy distantes en el espacio, en el tiempo y en la escala de estudio; un horizonte continuo que conecta una fría nube, principalmente de hidrógeno molecular perdida en la galaxia, con la fermentación en unos sedimentos anóxicos en una poza al lado de casa. Esta continuidad deja sin aliento y anima a sumergirse en ella y esperamos que se vea reflejada en las próximas páginas.

______________________

1 Banquero australiano aficionado a la astronomía a caballo entre los siglos XIX y XX.

2 Capra (1998), El punto crucial: ciencia, sociedad y cultura naciente, México, Pax.

1 · (In)habitabilidad

1.1 Introducción al concepto de habitabilidad

Habitabilidad planetaria es una idea que viene de lejos3. Si obviamos las intuiciones de los inmortales sabios jónicos y aterrizamos sobre periodos más recientes, vemos que Thomas Wright4, en 1750, sugirió que podría haber 60 000 000 mundos habitables como el nuestro y, en 1684, el reverendo John Wilkins apostó por una Luna habitable5. Y, si hacemos otro pequeño salto atrás, en febrero de 1600, Giordano Bruno acabó en la hoguera, en Campo dei Fiori de Roma, por desafiar el dogmatismo de la fe católica, defender el espíritu del pensamiento racional y describir el Universo con la frase que encabeza este libro.

En sí, el concepto de habitabilidad es intuitivo. Los astrogeobiólogos lo han adoptado de la ecología y readaptado a sus necesidades. Se puede definir como la convergencia de un conjunto de requisitos mínimos necesarios para sustentar y perpetuar, en el tiempo, la actividad de uno o más organismos.

El término «actividad» integra todos los procesos y acciones que permiten a unos organismos asentarse, completar su ciclo vital y perpetuarse; procesos y acciones mantenidos a través de un flujo continuo de energía y materia. Por «organismo» se entiende cualquier entidad fisicoquímica compleja, ordenada, homeostática y alejada del equilibrio termodinámico de su entorno (el Universo). Se trata de un sistema implicado en procesos de selección (darwiniana) que nosotros, los sapiens, sepamos reconocer como un ser «vivo». Esta última clarificación es un subterfugio, con el que se pretende eliminar del debate el tema espinoso de cómo reconocer «vivo» algo que no encaja en un modelo que nos sea familiar.

Como toda definición, la frase anterior tiene el atractivo de ser sintética y el defecto de ser excesivamente escueta y no del todo exhaustiva (¿dónde situamos las esporas y los virus?). Seguramente, al leerla, a más de uno se le frunza el ceño. Encontrar una definición de vida «tal como se conoce», que pueda satisfacer a todos, es una quimera. No debe sorprender, entonces, que la búsqueda de una definición, lo más integradora posible, haya alimentado una bibliografía enorme que trasciende la disciplina de la biología. No es el objetivo de este libro añadir más ruido alrededor de este debate, pero sí que interesa puntualizar un aspecto importante que, en la definición del párrafo anterior, se pasa por alto, y que es importante en el contexto de este texto: todo «organismo», para mantener su estado vital, necesita expulsar materia y disipar energía de baja calidad a su alrededor. Expresado de una forma políticamente incorrecta, todo organismo vivo altera y contamina su entorno. Es, justamente, esta «contaminación» ambiental la que delata la presencia de vida en la Tierra y que se espera poder detectar algún día en algún rincón extraterrestre.

Volviendo al tema menos conflictivo de la habitabilidad, los «requisitos mínimos» insinuados anteriormente se suelen resumir en cuatro grandes ítems:

1. Energía

2. Un medio/solvente

3. Condiciones quimicofísicas ambientales

4. Materia

Estos cuatro puntos, aunque están enumerados por separado, se encuentran profundamente relacionados entre sí y los vínculos entre ellos aparecerán continuamente en los próximos capítulos.

Aquel lugar que cumple con los requisitos mínimos, pero que es estéril, se define como «habitable». Si, en cambio, es colonizado por unos organismos, se define como «hábitat». A este concepto se acopla el de «nicho ecológico», que nos desvía hacia cómo un organismo utiliza los recursos de un determinado hábitat para su subsistencia y cómo interacciona con el medio abiótico y con otros organismos y especies del mismo hábitat.

Los astrogeobiólogos son pragmáticos y cautos. Para ellos, el único ingrediente-requisito indispensable es el agua líquida y prefieren hablar de mundos «potencialmente habitables» porque, en casi todos los casos, no se sabe si se cumplen todos los requisitos mínimos:

Es potencialmente habitable cualquier lugar donde las condiciones de temperatura y presión sean las adecuadas para permitir agua en fase líquida.

Es un punto de partida conformista, claramente geocéntrico: se buscan ambientes parecidos al que podemos encontrar en la Tierra; ambientes donde pueda asentarse una hipotética biosfera integrada por organismos, que han encontrado en el agua el solvente para agilizar un sinfín de rutas metabólicas y el medio perfecto para colonizar su entorno. Esto no significa que no se especule alrededor de alternativas al agua. Pero, como que el único ejemplo de vida que conocemos hasta la fecha utiliza el agua, el pragmatismo y la prudencia priman, si queremos avanzar.

La consecuencia de utilizar este punto de partida es que nos obliga a dirigir la mirada hacia la Tierra y, de pasada, hacia nosotros (a su historia, a nuestra historia), y volver a replantearnos todo desde el principio: ¿qué tiene la Tierra para que sea tan habitable?, ¿siempre lo ha sido y siempre lo será?, y ¿por qué la biosfera terrestre está tan vinculada al agua y al carbono y no a otro medio/solvente y a otro elemento estructural?

Volvamos atrás, a los astrogeobiólogos y a los exploradores de lugares exohabitables. Para ellos, el reto no es definir el concepto de habitabilidad. El desafío consiste en encontrar lugares análogos a los que encontramos en la Tierra y, a la vez, que sean lo más variables, diversos y heterogéneos posibles. Cuanta más larga y diversa sea la lista de exohábitats potencialmente interesantes, más se hará necesario reformular el concepto mismo de habitabilidad.

Así es. Al incremento vertiginoso de exoplanetas detectados, a los nuevos detalles de la superficie y el interior de planetas y satélites del sistema solar y de meteoritos (sobre todo si provienen de Marte), se suma la evidencia de que la biosfera terrestre es capaz de colonizar hábitats aparentemente inhóspitos. El cruce de estas observaciones retroalimenta un continuo reajuste del concepto de habitabilidad y fomenta una inevitable proliferación de nuevas definiciones.

Todo esto sin perder de vista en ningún momento a la Tierra. El ir y volver del firmamento a la Tierra y viceversa es incesante. La Tierra, en su totalidad, es omnipresente en todos estos estudios: con su pasado, presente y futuro, y su lugar en el sistema solar; con su atmósfera, hidrosfera, geosfera, magnetosfera y biosfera en constante renovación. Cada vez que llega información relacionada con un planeta (o satélite) dentro o fuera del sistema solar, inmediatamente se compara con la Tierra, y viceversa: cada vez que se analiza algún hábitat-ecosistema terrestre inusual, peculiar o extremo, tanto activo como fosilizado, inmediatamente se especula si podría, o no, tener un análogo con un determinado hábitat encontrado en algún cuerpo celeste. De este frenético vaivén del espacio exterior a la Tierra, se retroalimentan permanentemente las disciplinas científicas que nutren la astrogeobiología. Actualmente, estas nuevas observaciones de las ciencias del espacio permiten contextualizar la Tierra en un marco más amplio y totalmente desconocido hasta ahora, un contexto que ayudará a conocer mejor su funcionamiento y destino.

1.2 Agua líquida y temperatura confortable

El agua líquida vertebra la definición de habitabilidad y sustenta cada uno de los capítulos de este libro. Es el principio y final de todo.

Los argumentos que hacen del agua la molécula apropiada para el desarrollo y funcionamiento de la vida en la Tierra son unos cuantos, y bastante más numerosos de los que la perjudican (que también los hay —véase apéndice A1.1).

El agua está formada por dos de los elementos más abundantes y reactivos del Universo: uno sediento de electrones (el oxígeno) y el otro con predisposición a cederlos (el hidrógeno). No sorprende, entonces, que estos dos elementos se encuentren y que el producto de este encuentro sea abundante. La evidencia de que la superficie de la Tierra sea tan rica de agua líquida no implica que esta sea también la fase más abundante en el espacio exterior. El Universo es muy frío y, si nos limitamos a contemplar planetas, satélites, asteroides y cometas del sistema solar, no sorprende observar que el hielo sea la fase predominante. Por lo tanto, si aparcamos por un instante nuestra sesgada experiencia cotidiana, encontrar agua líquida no es fácil.

La presencia de agua líquida depende de las condiciones ambientales de presión y temperatura. Si pensamos en la temperatura, nos desviamos hacia la energía. Hablar de energía, en las ciencias del espacio, significa mirar a las estrellas.

Todos tenemos asimilado que el agua (destilada) líquida, a la presión de 1 bar, se puede encontrar entre los 0 y los 100 oC. Este rango de temperaturas es de lo más amplio entre las moléculas polares que se han propuesto como alternativas al agua (como el amonio, el sulfuro de hidrógeno o el ácido cianhídrico). Esta anomalía es una de las peculiaridades del agua (apéndice A1.1).

Si obviamos, por ahora, la presión, todo se reduce a un problema de temperatura. Conociendo la energía que irradia una determinada estrella, se puede calcular a qué distancia se debería situar un objeto para que tenga una temperatura compatible con la existencia de agua líquida. La teoría que permite este cálculo se fundamenta en un sencillo y elegante modelo de radiación de energía.

Consiste en hacer un balance energético de un objeto que se encuentra a una determinada distancia de una fuente de energía radiante (una estrella, en este caso) y conocer una ley física, y unos pocos detalles más. La ley es la de Stefan-Boltzmann, donde se relaciona la temperatura (a la cuarta potencia) de un objeto «negro» con la energía que irradia a su alrededor y nos recuerda que cada objeto que tenga una temperatura superior al cero absoluto (–273 oC) emite un espectro radiante con una determinada potencia energética por unidad de superficie. Para un objeto a una distancia a de la fuente radiante (una estrella, por ejemplo), el modelo de radiación de energía predice una temperatura de equilibrio Teq (en este cálculo, la unidad de la temperatura es el kelvin6), según la siguiente fórmula matemática (para su deducción, véase el apéndice A1.2):

Donde la estrella se ha supuesto esférica de radio R⋆ y con una temperatura en su superficie Tef;

Por ejemplo, en el caso del sistema solar actual, la distancia a la cual debería encontrarse un planeta del Sol (con temperatura, en la superficie, de 5505 oC y un radio de 6,95105 km), para que su superficie tenga entre 0 y 100 oC, la distancia a oscilaría entre 1,04 y 0,56 UA7. Más allá de los 1,04 UA, el agua se congelaría y estaríamos a la merced de una glaciación irreversible. A menos de 0,56 UA, el agua no podría condensarse y el planeta se vería abocado a un efecto invernadero descontrolado. La franja de amplitud de 0,47 UA, entre el límite interno y externo, la podríamos definir como el hipotético anillo habitable circunestelar del sistema solar actual, que permitiría a un cuerpo almacenar agua líquida en su superficie.

El modelo de radiación de energía descrito con la ecuación 1.1 es un modelo exclusivamente físico. Ni la química, y ni mucho menos la biología, tiene cabida en él; así que también la definición de habitabilidad que se deriva es una definición física, que vincula la habitabilidad potencial de un cuerpo en el espacio a factores totalmente extrínsecos a él: la temperatura efectiva y el tamaño de la estrella, y la distancia entre esta y el objeto (los parámetros Tef, R⋆ y a, que aparecen en la ecuación 1.1 y que vienen descritos y definidos en los apéndices A1.2 y A2.2 también). El objeto irradiado del cual tenemos que calcular la temperatura es un elemento pasivo en el modelo. Su característica intrínseca quimicofísica y su tamaño no interesan. Únicamente interesa conocer su forma geométrica (que se asume esférica, pero podría ser otra). El cuerpo es, simplemente, una superficie, donde puede descansar una masa de agua. Por esto, la definición de habitabilidad potencial, en un contexto planetario, suele concluir con el corolario:

[…] agua líquida en su superficie.

El interior del objeto, simplemente, no existe.

No todo el mundo se siente cómodo con esta definición. Según cómo se mire, imponer en el concepto de habitabilidad que el agua líquida esté en la superficie puede resultar una restricción innecesaria, porque obliga a descartar mundos que podrían albergar masas de agua líquida bajo una capa de hielo (Europa y Encélado son los dos ejemplos paradigmáticos) o en los espacios intersticiales de rocas fragmentadas o sedimentos (este sería el caso de los polos de Marte o la subsuperficie de Ceres); así que, aunque Europa, Encélado y Marte son objetos muy llamativos desde el punto de vista astrobiogeológico, estarían excluidos de la definición de habitabilidad planetaria.

En cualquier caso, el análisis desarrollado en los párrafos anteriores es el primer paso para determinar los límites del modelo de radiación de energía y poner las bases para su reajuste; un reajuste permanente desde 1978, cuando Hart8 impulsó uno de los primeros trabajos teóricos donde se delimita la franja habitable alrededor de una estrella, y que dio inicio a una nueva rama de la planetología dirigida al análisis empírico y teórico de todos los requisitos extrínsecos e intrínsecos que pueden condicionar la habitabilidad potencial de cualquier planeta o satélite en el espacio exterior.

1.3 Estructura de los capítulos que vendrán

La simplicidad y los límites del modelo de radiación de energía son el hilo conductor que une los diferentes capítulos que componen este texto y fija así su organización. El libro consta de dos partes: en la primera (hasta el capítulo 7), predominan conceptos quimicofísicos abióticos; en la segunda (capítulos 8-11), la biología toma el protagonismo.

El capítulo 2 se centra en analizar la naturaleza de las energías radiantes de las estrellas. El factor extrínseco es clave del modelo de radiación de energía. Desde el capítulo 3 hasta el 5, aparecen los factores planetarios geofísicos intrínsecos, que afectan a su potencial habitabilidad: formación de sistemas planetarios (capítulo 3), volátiles y atmósferas (capítulo 4), geomagnetismo y tectónica (capítulo 5). Las interdependencias entre todos estos factores y una rediscusión sobre el concepto de habitabilidad se plasmarán en el capítulo 6. Esta parte del libro terminará con la descripción de la diversidad de exoplanetas y sistemas exoplanetarios y del impacto que están teniendo estas observaciones en cambiar la percepción que tenemos de la formación de los sistemas planetarios (capítulo 7).

El capítulo 8 da inicio a la segunda parte del libro, más biológica, y con un cierto carácter especulativo. Su desarrollo está irremediablemente anclado a la biología terrestre, la única conocida hasta el momento. Este capítulo es de transición, porque relaciona la composición de la biosfera terrestre con la composición del planeta Tierra. A continuación, se analiza la diversidad de rutas metabólicas que se han individuado en la biosfera terrestre y su capacidad de perpetuarse en condiciones aparentemente inhóspitas (capítulo 9). Los hábitats extraterrestres potencialmente habitables para organismos terrestres dentro del sistema solar y fuera de él se analizarán en el capítulo 10. Finalmente, este viaje terminará volviendo a la Tierra y trazaremos su destino de habitabilidad a escala de tiempos geológicos (capítulo 11).

Con este texto, no se pretende abarcar todos los temas relacionados con la astrogeobiología. Hemos intentado seleccionar y sintetizar los descubrimientos, hipótesis, conjeturas y teorías desarrollados recientemente en diferentes campos, que se relacionan con el concepto de habitabilidad. Muchos de estos conocimientos descritos no están tan consolidados para aparecer en los libros de texto académicos. Todo conocimiento es fluido y cambiante: con el tiempo, algunos de estos avances se verán reforzados, y otros se reescribirán o se abandonarán. Inevitablemente, aparecerán otros totalmente nuevos e inesperados. Pero esto es un proceso intrínseco e irreversible de todas las disciplinas científicas.

El texto intenta ser lo más claro y nítido posible. Aunque es cierto que abarca muchos campos de la ciencia y que, para ubicarse, se necesitan unos ciertos conocimientos de química inorgánica y orgánica, geología, tectónica, climatología, planetología, astrofísica y geofísica, microbiología y fisiología vegetal. En este marco, el perfil de lector podría ser el de los alumnos de grados y posgrados de carreras científicas universitarias, docentes de educación secundaria y universidades interesados en introducir algunos de estos conocimientos en sus programas educativos y, obviamente, cualquier espíritu curioso e inquieto. Cada capítulo termina con algunos apéndices técnicos. Y, al final del libro, el lector encontrará una lista de referencias bibliográficas. Las referencias son el punto de partida para quien quiera profundizar en los temas tratados en los diferentes capítulos. Los apéndices no son indispensables para seguir el texto; simplemente, se pretende aportar más detalles sobre algunos aspectos tratados en el texto y, de paso, satisfacer la inquietud de algún lector. La selección de los temas que se tratan en los apéndices es arbitraria y depende de los intereses específicos de los autores y no cubre, necesariamente, todos los temas del texto principal.

1.4 Apéndices

A1.1 El agua

El agua es el solvente por excelencia para la biología que conocemos. Su acentuada polaridad favorece la conexión entre las moléculas mediante el puente de hidrógeno, permitiendo la formación de un entramado molecular, que le confiere muchas de sus propiedades.

En la tabla A1.1.1, se resumen algunas de las propiedades del agua líquida y las implicaciones que tienen en un contexto geológico y biológico. El papel de la fase gaseosa del agua en el balance energético planetario (como gas invernadero y generador de nubes) se tratará en el capítulo 6. La tabla no pretende ser exhaustiva ni se quiere transmitir la impresión de que el agua sea una molécula de la cual se conoce todo.

Un texto en el que se detallan estas propiedades y se plantean los interrogantes que todavía existen alrededor de esta molécula (sobre todo, respecto de cómo el agua citoplasmática interacciona con los solutos y las moléculas dentro de las células) es el libro de Ball (2012). Un análisis en el cual se discuten las alternativas al agua como solvente se puede encontrar en Schulze-Makuch e Irwin (2008).

Característica

Descripción

Implicaciones

Comentarios

Densidad

Densidad máxima en la fase líquida a 4 o C.

Densidad muy dependiente de la salinidad y la temperatura.

Fase sólida (hielo) menos denso que la líquida; flota encima de ella e incide en el clima; por ejemplo, aumenta el albedo.

Condiciona la circulación de las masas oceánicas y la redistribución del calor.

Característica anómala respecto a la gran mayoría de sustancias.

Fase líquida

La fase líquida es estable en un rango muy amplio de temperaturas elevadas.

Facilita la presencia de agua líquida en un amplio rango de temperaturas ambientales.

Rango anómalamente amplio que, a diferencia de otras sustancias, incrementa con la presión.

Termodinámica

Calor específico (4,2 J g-1 C-1*).

Calor latente de evaporación (2,3 J g-1).

Permiten al agua líquida acumular y retener calor.

Condiciona el clima, regulando la circulación de las masas oceánicas y la redistribución del calor a nivel planetario. Suaviza los cambios de temperatura externos.

Permite la termorregulación de los organismos y facilita los procesos metabólicos.

El calor específico es el doble que el del hielo y del vapor de agua, cuatro veces más alto que el nitrógeno molecular o el alcohol y unas diez veces más alta que los metales.

El calor latente es el doble de otras moléculas, como el amoniaco (NH3) o el sulfuro de hidrógeno (H2S).

Tensión superficial) -1(72 mN m-1

Fuerza de cohesión entre moléculas que se encuentran en la superficie.

Flotación de objetos pequeños más densos, que permite la formación de gotas esféricas más grandes.

Permite procesos como la capilaridad en suelos y el transporte de agua y solutos en plantas.

Respecto a otros líquidos, la tensión superficial del agua es elevada.

Se especula que pudo ser clave en el origen de la vida.

Viscosidad

Viscosidad intermedia entre la atmósfera y el manto terrestre.

Determina el tiempo requerido para la circulación oceánica; se infiltra fácilmente entre las fisuras de la litosfera; transporta nutrientes, y elimina residuos dentro de las células, permitiendo los metabolismos.

Confiere turgencia a las plantas.

La viscosidad disminuye con el incremento de la presión.

Disminuye la viscosidad de la litosfera, favoreciendo la subducción de las placas tectónicas.

Químicamente reactiva

Disolvente químico poderoso, debido a la elevada polaridad de la molécula de agua.

Disuelve fácilmente moléculas polares/hidrófilas. Disuelve fácilmente el CO2 atmosférico, afectando al clima.

Activa los procesos de disolución mineral, disolviendo iones.

Hidrata minerales y materia orgánica, y facilita la ruptura de enlaces químicos en moléculas polares.

Filtra radiación ultravioleta (fotolisis).

Fuente de electrones en la fotosíntesis oxigénica. Compatible con la síntesis abiótica de aminoácidos.

Fundamental en el ciclo silicato-carbonato. Transporta materia desde los continentes hasta los océanos.

Hidratación de los basaltos oceánicos.

Su polaridad le impide disolver moléculas no polares, como sustancias grasas moléculas orgánicas muy grandes. Esencial en la aparición de la célula.

Tabla A1.1.1 Resumen de algunas de las propiedades del agua relacionadas con los procesos presuntamente importantes para la formación de vida. * A la presión de 1 bar y temperatura ambiente

A1.2 El modelo de radiación de energía

En el siguiente modelo, se describe el balance energético de un cuerpo negro esférico irradiado (que llamaremos objeto irradiado, el planeta) por una fuente energética (que también es un cuerpo negro y llamaremos fuente, la estrella) y permite estimar la temperatura de equilibrio (Teq) de un planeta en función de las características del sistema estelar en el que se encuentra. Por «cuerpo negro», entendemos un cuerpo en equilibrio térmico, cuya radiación por unidad de superficie depende única y exclusivamente de su temperatura, y no de su tamaño, forma o composición. La distribución de energía emitida en función de la longitud de onda sigue la ley de Planck.

Cuando el sistema fuente + objeto alcanza el equilibrio radiativo y el objeto su Teq, el objeto reemite al exterior la misma energía radiante (Esal) que la que le llega de la fuente (Eent):

La Eent depende del flujo radiante que emite la fuente, y que llega al objeto por unidad de superficie y tiempo (S⋆), y de la superficie del objeto expuesta a la energía radiante (π Rob2, siendo Rob el radio del objeto):

Donde S⋆, a su vez, depende de la luminosidad de la estrella (L⋆) y la distancia a que separa el objeto de la fuente radiante:

En el sistema solar S⋆, a la distancia a la cual se encuentra la Tierra (a ~150106km), tiene un valor de unos 1360 W m-2 y se la llama «constante solar». Ese es el flujo de energía solar por unidad de superficie y tiempo que alcanza la órbita terrestre.

L⋆, la energía emitida por unidad de tiempo por la fuente, es función de su temperatura efectiva (Tef)9 de la fuente y de su superficie (4π R⋆2, R⋆ siendo su radio):

σ es la constante de Stefan-Boltzmann (5,67 10-8 W m-2 K-4). El producto σT4 describe la ley de Stefan-Boltzmann, en la que se afirma que la potencia radiante que emite un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura10.

Pasamos a describir la energía que reemite al exterior el objeto, Esal,. Esal; es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura de equilibrio (Teq) del objeto irradiado multiplicado por su superficie (4π Rob2, asumiendo que es esférico y de radio R):

Si sustituimos la ecuación A1.2.1 con las ecuaciones A1.2.2, A1.2.3, A1.2.4 o A1.2.5, y hacemos las simplificaciones pertinentes y se conocen los valores de

Esta ecuación es idéntica a la ecuación 1.1 y permite calcular la temperatura de un planeta con base en la temperatura efectiva y el radio de la estrella, y la distancia entre el planeta y la estrella. Los valores de Tef y R⋆, en el caso específico del Sol, son 5778 K y 695 508 km respectivamente.

En la ecuación A1.2.5, se asume que toda la superficie del objeto contribuye a reirradiar la energía radiante (Esal). Como se verá en el capítulo 2, los planetas pueden tener una rotación sincronizada con su traslación (como la Luna con la Tierra) y así enseñar siempre la misma cara a la estrella que la irradia. En este caso, la superficie del planeta que contribuye a la Esal sería la mitad de toda la superficie del planeta (2πR2σTeq4). En consecuencia, la Teq incrementa el 19 % respecto al valor obtenido con la ecuación A1.2.6.

En el apéndice A4.1, el modelo descrito será modificado para incluir el albedo y el efecto invernadero.

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3 Dick (1984).

4 Wright y Rafinesque (1837).

5 Wilkins (1684).

8 Hart (1978).

9 Véase apéndice A2.2 para la definición precisa de Tef.

10 A paridad de temperatura, la potencia radiante de un cuerpo real es menor que la de un cuerpo negro y a la ley de Stefan-Boltzmann hay que añadir la emisividad (ε) del objeto: εσT4. ε puede variar entre 0 y 1. Por simplicidad, en este texto se asume siempre que ε=1.

2 · Soles

2.1 Radiosas, pero no livianas

En el modelo de radiación de energía descrito en el capítulo anterior, la potencia energética de la estrella acapara el protagonismo. Pero la importancia de las estrellas en el balance energético de un planeta va más allá de los vatios que irradian.

Las estrellas irradian energía a su alrededor, casi como cuerpos negros. Por ello, la energía emitida por unidad de superficie y tiempo, tanto en cantidad como en su distribución de longitudes de onda, depende de la temperatura efectiva (Tef) de la superficie de la estrella (la fotosfera)12. Como cualquier otro objeto real, las estrellas son cuerpos negros imperfectos y sus espectros radiantes no siguen a rajatabla la distribución de Planck. En la figura 2.1 se describen, a título de ejemplo, los espectros radiantes de tres estrellas y se ilustra claramente cómo el máximo del espectro se desplaza hacia longitudes de onda (λ) más largas, con la disminución de la Tef de la estrella. El espectro de las estrellas calientes (en este caso, una gigante azul) emite una notable cantidad de radiación ultravioleta (10 nm < λ < 200 nm). El Sol, con sus 5505 oC (= 5778 K), emite fundamentalmente radiación en el rango visible del espectro (~45 % de todo el espectro entre 380 nm < λ < 780 nm), mientras que la radiación del infrarrojo cercano (780 nm < λ < 2,5 mm) adquiere relevancia en las frías enanas rojas (~50 % de la radiación tiene λ > 700 nm). Este aspecto cualitativo del espectro radiante no se contempla en el modelo de radiación de energía, pero su importancia, en un contexto de habitabilidad, es vital: no es lo mismo ser irradiado por una radiación muy energética (por ejemplo, ultravioleta) que una menos energética (por ejemplo, infrarrojo).

Ahora bien, las estrellas ni son eternas ni brillan siempre de la misma forma. A lo largo de sus existencias, están sujetas a un proceso permanente e irreversible de combustión nuclear interna que condiciona, en todo momento, su potencia radiante.

Las estrellas contienen, sobre todo, hidrógeno y helio. Pero también están presentes otros elementos más pesados. La composición de las estrellas se suele sintetizar en un índice denominado «metalicidad», con el que se describe la proporción de los «metales». El término «metales» incluye a todos los elementos más pesados que el helio. En el índice de metalicidad ([m/H]), se suele utilizar la abundancia de un elemento de referencia. El más utilizado es el hierro ([Fe/H]*).

La metalicidad se puede medir analizando las líneas de absorción que aparecen en el espectro de la radiación y que se originan en la fotosfera de las estrellas. Solo en las fases más avanzadas de la vida de la estrella, los elementos químicos producidos en la parte interna pueden emerger hasta la fotosfera. Por ello, en buena parte de la vida de las estrellas, la metalicidad que medimos corresponde a la metalicidad de la nube molecular precursora de la estrella y, por tanto, su metalicidad inicial.

La presencia de metales en las atmósferas estelares afecta al perfil del espectro radiante, porque los metales absorben preferiblemente la radiación con λ < 500 nm; así que, a paridad de temperatura, una estrella pobre en metales será algo más azul que una rica en metales.

Figura 2.1 Espectros de la radiación electromagnética radiantes de tres estrellas de diferentes temperaturas efectivas entre 1 nm y 6 mm. La potencia total de estos espectros está escalada a 1360 Wm-2, que es la potencia radiante que recibe la Tierra (véase apéndice 1.2). En la línea gris, se describe el espectro de una enana roja (Próxima Centauri de Tef ~3040 oC). La línea negra es el Sol y la puntiforme negra es una estrella gigante azul (Tef ~20 000 oC). Los segmentos verticales delimitan los intervalos de las radiaciones X, ultravioleta (UV), visible (VIS) e infrarroja. El espectro de la gigante azul está disponible en el catálogo http://www.stsci.edu/hst/instrumentation/reference-data-for-calibration-and-tools/astronomical-catalogs/pickles-atlas. El espectro del Sol y de Próxima Centauri se ha obtenido de las webs https://rredc.nrel.gov/solar//spectra/am1.5/yhttp://vpl.astro.washington.edu/spectra/stellar/proxcen.htm, respectivamente.

La metalicidad de una estrella podría hacer de enlace entre el tipo de una estrella y la formación y crecimiento de planetas a su alrededor. Como veremos en los próximos capítulos, los planetas que adquirirán más protagonismo serán los rocosos, que necesitan «metales» para su formación (O, Fe, Si, Mg, Ni, Ca, C, etc.). Aunque, en la actualidad, no se ha podido corroborar la existencia de una relación entre metalicidad de la estrella y naturaleza geofísica de sus planetas. Se especula que, para formar planetas rocosos, se necesita que la metalicidad del disco protoestelar sea, por lo menos, la mitad del actual Sol. Recuperaremos el concepto de metalicidad casi al final del libro (capítulo 10), porque servirá para argumentar el concepto de habitabilidad galáctica.

2.2 Ni eternas ni plácidas

Antes se ha mencionado que las estrellas no son eternas y van cambiando su luminosidad. Estos cambios se suelen dividir en tres etapas:

1. Etapa de la presecuencia principal: fase inicial de una protoestrella. El objeto todavía está adquiriendo masa a su alrededor. A grandes rasgos, estamos delante de un sistema donde la protoestrella y los posibles protoplanetas están en una fase de acreción (más detalles en el capítulo 3). En general, la potencia radiante (también denominada «luminosidad») y la actividad estelar de la protoestrella, al principio, pueden ser muy elevadas para, luego, disminuir. La duración de esta fase (τPre-SP) varía en función de la masa de la estrella (M⋆): a menor masa, τPre-SP más larga (tabla 2.1)13.

2. Etapa de la secuencia principal: empieza cuando la temperatura, en su interior, es suficientemente elevada para desencadenar la fusión del hidrógeno en helio en su núcleo. La protoestrella se convierte en estrella. La duración de esta fase (τSP) también varía inversamente con M⋆, según se puede ver en el apéndice A2.2. Este comportamiento se explica porque, aunque las estrellas más masivas tienen más hidrógeno para su combustión, esta se realiza a un ritmo mucho mayor que en las estrellas de menor masa. Debido a que las masas de las estrellas cubren un intervalo muy amplio, τSP puede variar muchísimo de una estrella a otra (tabla 2.1). Durante la secuencia principal, las estrellas incrementan gradualmente su luminosidad, porque aumentan su tamaño (véase apéndice A2.2). El ritmo con el cual aumentan su luminosidad es, otra vez, función de M⋆: a menor masa, un ritmo más lento del incremento de luminosidad. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, la etapa de la secuencia principal termina.

3. A partir de este momento, las estrellas abandonan la etapa de la secuencia principal y afrontan la recta final de su existencia (figura 2.2).

Figura 2.2. Diagrama de Hertzsprung-Russell, donde se relaciona la luminosidad de las estrellas y su temperatura efectiva. La escala de grises es proporcional a la densidad de las estrellas. Los valores aproximados de temperatura y luminosidad para las estrellas en la secuencia principal se indican en el eje horizontal superior y el eje vertical a la derecha, respectivamente. Diagrama construido a partir de 470 000 estrellas con distancias al Sol menores de 465 años luz, cuya luminosidad se puede medir de forma precisa, al estar poco afectada por el polvo interestelar entre la estrella y el observador (i. e., la Tierra) y por conocer su distancia con precisión14. El «+» indica la posición del Sol en el diagrama.

El desenlace de este final depende de la masa estelar (M⋆). Las estrellas de masa parecida al Sol (0,8 M⨀ ≤ M⋆ ≤ 8 M⨀ indica la posición del ∼2 1030 KG)) pasan a hincharse y convertirse en una gigante roja, que puede llegar a sintetizar carbono en su núcleo, para luego perder su atmósfera en una nebulosa y reducirse en una densísima enana blanca de carbono y oxígeno del diámetro aproximado de la Tierra. Por el otro lado, el final de las estrellas más masivas de > 8 M⨀ es bastante más espectacular y explosivo: el primer paso es la formación de una supergigante roja, en cuyo núcleo se irán sintetizando elementos pesados como el carbono, el oxígeno, el neón, el sodio o el silicio, hasta llegar al níquel (56Ni), que luego decae en hierro (56Fe). El colapso del núcleo al final de las reacciones nucleares desencadena el estallido de una supernova y la síntesis de elementos más pesados que el 56Fe. La expulsión enriquece con metales el medio interestelar circundante que, sucesivamente, puede colapsar gravitacionalmente y formar una nueva generación de estrellas15.

La comprensión de los procesos que desencadenan el final de una estrella y la formación de nuevas estrellas es, sin duda, uno de los grandes campos de estudio de la astrofísica. Pero el interés hacia la habitabilidad nos obliga a prestar atención a la más monótona y tranquila etapa de la secuencia principal.

El sentido común lleva a la conclusión de que, en un contexto de habitabilidad planetaria, interesan estrellas que tengan una etapa de la secuencia principal suficientemente larga para que una biosfera tenga tiempo de aparecer, consolidarse y, si es posible, evolucionar hacia formas complejas. Inevitablemente, esta conclusión está sesgada por la historia evolutiva de la biosfera en la Tierra. Puesto que no tenemos otra referencia, no nos queda otro remedio que ceñirnos a ella.

Tabla 2.1 Abundancia relativa de diferentes tipos espectrales de estrellas en la secuencia principal en el entorno solar. Se indican también los valores orientativos de masa, luminosidad (ambos relativos a la masa M⨀ y la luminosidad del Sol, L⨀) y duración de la secuencia principal (τSP) y de la presecuencia principal (τPre-SP)16. Las abundancias relativas se han obtenido de https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification

Las estrellas más escasas y masivas (de tipo O, B y A) tienen unos τSP tan cortos que resulta difícil imaginar que se pueda asentar una biosfera en ningún planeta que orbite a su alrededor; por ejemplo, la hipergigante Cygnus OB2 #12 (en la constelación del Cisne, a unos cinco mil doscientos años luz de nosotros), con una masa de 110 M⨀, un radio 246 veces más grande que el del Sol y una temperatura de 11 000 oC, tiene una estancia en la secuencia principal tan efímera que podría durar menos de un millón de años.

Las estrellas más abundantes son aquellas con una masa que oscila entre 1,5 y 0,1 M⨀ e integran las estrellas de tipo F, G, K y M. Todas ellas contribuyen al ∼99 % de las estrellas de la Vía Láctea (presumiblemente, también del Universo) y su τSP puede variar entre 2,5 y 3000 Ga (tabla 2.1).

El Sol es el prototipo de estrella de tipo G que representa el 7-8 % de las estrellas. Lleva ∼4,6 Ga transformando hidrógeno en helio en el núcleo; tiempo suficiente, como bien sabemos, para permitir que la vida en la Tierra aparezca, evolucione y se convierta en una biosfera omnipresente y compleja. Se estima que la secuencia principal del Sol pueda durar unos 10-11 Ga y que, al principio, su luminosidad fue un 30 % menor que la actual (véase el apéndice A2.2 para más detalles); así que, en la actualidad, el Sol se encuentra a la mitad de su etapa en la secuencia principal y seguirá fusionando hidrógeno durante otros ∼5 Ga. Al final de esta etapa, su luminosidad será, aproximadamente, el doble de la actual.

La primera y más evidente consecuencia de este incremento de luminosidad es que la habitabilidad potencial de un determinado punto alrededor de una estrella de tipo G es transitorio porque, de acuerdo con el modelo de radiación de energía, con el tiempo, la franja de habitabilidad circunestelar mencionada en el capítulo 1 se irá desplazando hacia fuera. Esto implica que la Tierra, que ahora se encuentra dentro del anillo habitable del Sol, pueda salir de él cuando este sea más luminoso. Los tiempos orientativos para que esto ocurra se pueden calcular con las ecuaciones de los apéndice A1.2 y A2.2 y su estimación podría ser el punto de partida para discutir acerca del final de la habitabilidad de la Tierra (capítulo 11).

Las estrellas más abundantes son las del tipo espectral M, también conocidas como enanas rojas por su pequeña masa (< 0,5 M⨀) y por tener el máximo de su espectro desplazado hacia el rojo (tabla 2.1). En las enanas rojas, la tasa de combustión del hidrógeno en su núcleo es tan lenta que el incremento de luminosidad es casi imperceptible y pueden brillar con una luminosidad constante durante un periodo de tiempo extremadamente prolongado; por ejemplo, AD Leonis (dieciséis años luz de distancia) es una de ellas. Con una masa de apenas el 40 % del Sol (∼0,4 M⨀) y una temperatura en su superficie de unos ∼3110 oC, su τSP podría durar ∼100 Ga: siete veces la vida estimada del Universo.

Abundantes y casi eternas. Además, debido a que, una vez que la enana roja entra en la secuencia principal, su luminosidad casi no varía, implica que su franja de habitabilidad casi no se desplaza en el tiempo. Imposible ignorarlas. Efectivamente, las enanas rojas se han convertido en el banco de prueba predilecto para indagar en todos los obstáculos de índole electromagnética que se interponen en la habitabilidad de eventuales planetas situados en la franja de habitabilidad17.

De acuerdo con el modelo de radiación de energía, la franja de habitabilidad de las frías estrellas de tipo M se sitúa muy cerca de ellas; por ejemplo, la franja de habitabilidad de AD Leonis se encuentra a una distancia de solo ∼0,12 UA. En el sistema solar, no hay planetas tan cercanos al Sol (Mercurio se encuentra a una distancia mínima de 0,307 UA). Esto no implica que no existan sistemas planetarios con planetas a muy poca distancia de sus estrellas. La evidencia empírica sugiere todo lo contrario y, como veremos en el capítulo 7, la gran mayoría de los exoplanetas detectados hasta el momento se encuentran a menos de 0,3 UA de sus estrellas. Un aspecto interesante que deriva de la corta distancia de la franja de habitabilidad en las enanas rojas es que los límites interior y exterior están muy cerca entre ellos. Dicho de otra forma, la franja de habitabilidad es relativamente estrecha. Utilizando a AD Leonis como referencia, los límites interior y exterior de la franja de habitabilidad de esta estrella se encuentran a 0,075 y 0,14 UA. Su amplitud es de solamente 0,065 UA, un anillo muy fino comparado a los 0,7 UA de la franja de habitabilidad del Sol.

En la figura 2.3, se ilustra cómo se desplaza la franja de habitabilidad potencial (calculada de acuerdo con el modelo de radiación de energía descrito en el primer capítulo y en el apéndice A1.2), en función de la temperatura efectiva de las estrellas. En esta figura, la franja de habitabilidad se define como «pasiva» porque, como se ha explicado al final del capítulo anterior, el planeta es un objeto pasivo en el modelo: no interfiere en el cálculo de la posición de la franja de habitabilidad, porque las características geofísicas de los planetas no intervienen en el balance energético. Veremos que esta «pasividad» desaparecerá en el capítulo 4, donde el modelo de radiación de energía integrará algunas características intrínsecas de los planetas (fundamentalmente, albedo y atmósfera) que, inevitablemente, conducirán a que la franja de habitabilidad se desplace de su posición.

2.3 Contra resplandores, vientos y mareas

Hasta el momento, se ha hablado de franja de habitabilidad durante la etapa de la secuencia principal de una estrella. Pero el momento crítico de un sistema planetario es cuando este se está formando con la aparición de protoplanetas que luego darán paso a los planetas. Esta fase de formación se llama «etapa de presecuencia», cuando la luminosidad y el radio de una protoestrella son superiores a los que tendrá durante la etapa de la secuencia principal.

Así que, en una protoestrella se instaura una franja de habitabilidad presecuencia (que, por comodidad, en las siguientes líneas llamaremos FHpre-sp) que está más alejada que la franja de habitabilidad que se establece cuando la protoestrella entra en la secuencia principal y se convierte en estrella (que llamaremos FHsp).

La etapa de la presecuencia es muy agitada en el disco protoplanetario, con continuas colisiones entre objetos de distintos tamaños, que irán formando y destruyendo centenares/millares de planetésimos y protoplanetas. Estas condiciones turbulentas y dinámicas son cruciales para la formación de planetas rocosos. Pero no hay que olvidar que la habitabilidad planetaria se vertebra alrededor del agua. El agua (como otros gases tipo, como el CO2 o el N2) es muy volátil y puede escapar fácilmente de la gravedad de objetos pequeños, como planetésimos que van chocando entre sí. Pero es la acumulación de estos volátiles en el interior de los planetésimos/protoplanetas rocosos lo que condicionará luego la formación de una atmósfera y un eventual océano en un planeta (en el próximo capítulo se analizarán los detalles de este proceso).

Figura 2.3 Límites de la franja circunestelar habitable «pasiva», en función de las temperaturas efectivas de las estrellas durante la secuencia principal (líneas grises). La temperatura de las estrellas (Tef) es respecto a la del Sol (T⨀). La posición de los límites interior y exterior de la franja de habitabilidad se han calculado de acuerdo con el modelo de radiación de energía (apéndice A1.2). El límite inferior se fija asumiendo una temperatura de equilibrio de 100 oC (los océanos se evaporan). El límite exterior se fija a una temperatura de 0 oC cuando los océanos se congelan y el vapor de agua desaparece, todo a una presión de 1 bar. La línea discontinua negra indica el umbral de la rotación sincronizada (véase apéndice A2.2). Por debajo de este umbral, un objeto rocoso (del tamaño de la Tierra) debería encontrarse en una situación de rotación sincronizada después de unos 2,5 Ga de su formación. Con la línea discontinua, se describe la posición aproximada de la línea de cristalización del agua (línea del hielo) en un disco protoestelar durante la formación de planetas18. Los discos de diferentes tamaño indican la posición de Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Júpiter. Sus dimensiones no son a escala.

Ahora bien, si la luminosidad de la protoestrella es muy superior a cuando esta entra en la etapa de la secuencia principal, es posible que los volátiles no lleguen a retenerse en un protoplaneta que se esté formando en la FHsp. El exceso de luminosidad impedirá la cristalización de las moléculas volátiles y estas serían barridas hacia la periferia del protosistema planetario. La distancia crítica, a partir de la cual se cristaliza el agua en un disco protoestelar, aparece en la figura 2.3, bajo el nombre de «línea del hielo». Se seguirá insistiendo en ella en el próximo capítulo, pero, en la figura 2.3, se puede apreciar cómo la línea del hielo está mucho más allá de la fraja de habitabilidad y que su posición puede condicionar mucho la presencia y abundancia de volátiles en los planetésimos y protoplanetas que se están formando en órbitas interiores en esta línea.

Teniendo presente esta premisa, también hay que incidir en que, en esta fase de transición entre la etapa presecuencia y la de la secuencia propiamente dicha, los tiempos son decisivos y estos dependen de las masas de las protoestrellas.