determinación de la zona de habitabilidad. - FaMAF

Universidad Nacional de Córdoba
Facultad de Matemática, Astronomía y Física
Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomía
DETERMINACIÓN DE LA
ZONA DE HABITABILIDAD.
Características estelares y planetarias
Autor: Denis Alexander Poffo
Directores: Giorgio Caranti, Mercedes
Gómez
Córdoba, Marzo de 2012
1
A mi familia por el apoyo que siempre
me brindo y muy especialmente a mi
hermana Dahiana y a mi novia por el
aguante en esta última etapa.
2
Resumen
En este trabajo se proponen y analizan dos modelos para determinar la llamada Zona de Habitabilidad Estelar. El primer modelo denominado Modelo de Temperatura
Constante, es una consideración simple ya que el mismo sólo incorpora características
de tipo estelar. El segundo, el Modelo de dos Capas Extendido es una mejor aproximación que modelo anterior, ya que además de incorporar consideraciones de tipo estelar, tiene en cuenta parámetros planetarios, como por ejemplo: la presencia de nubes,
el efecto invernadero, la composición química de la atmósfera planetaria, entre otros.
Ambos modelos son calculados para un planeta como la Tierra que orbitara una estrella del grupo de las denominadas astrobiológicamente interesantes. Se comparan los
dos modelos desarrollados con el modelo clásico propuesto por Kasting et al (1993).
Palabras claves: Zona de Habitabilidad, estrellas astrobiológicamente interesantes, exoplanetas, atmósferas planetarias, nubes, efecto invernadero.
Clasificación: 92.05.Df - Climate and inter-annual variability (see also 92.60.Ry Climatology,
climate change and variability - in meteorology; 92.70.Gt Climate dynamics - in Global change). 96.15.Hy - Atmospheres. 97.10.Ri - Luminosities; magnitudes; effective temperatures, colors, and spectral classification. 96.15.Kc - Composition. 96.15.Lb - Surfaces. 97.82.-j - Extrasolar planetary systems.
3
Contenido
INTRODUCCIÓN..................................................................................................................................................... 7
Capítulo 1 : La Zona de Habitabilidad Estelar ........................................................................................... 9
1.1.
Formación Planetaria ...................................................................................................................... 9
1.2.
El Sistema Solar ................................................................................................................................ 10
1.3.
La Formación de la Tierra y los Primeros Indicios de Vida ........................................... 11
1.4.
La Teoría de Oparin ........................................................................................................................ 12
1.5.
La Zona de Habitabilidad Estelar .............................................................................................. 17
1.6.
El Modelo Climatológico de Kasting et al. (1993) .............................................................. 18
1.6.1.
1.7.
Resultados del Modelo ......................................................................................................... 19
Un Modelo Simple con Temperatura Constante ................................................................. 21
1.8. Zona de Habilidad Estelar en Secuencia Principal: El Modelo de Kasting et al.
(1993) VS. El Modelo de Temperatura Constante ............................................................................ 24
1.9.
Comentarios Finales del Capítulo 1 ......................................................................................... 25
Capítulo 2 : Zona de Habitabilidad y Evolución Estelar ...................................................................... 26
2.1.
Planetas en Estrellas Evolucionadas ....................................................................................... 26
2.2.
Evolución Estelar ............................................................................................................................. 27
2.2.1.
Etapa de Pre-secuencia Principal .................................................................................... 27
2.2.2.
La Secuencia Principal ......................................................................................................... 27
2.2.3.
Etapas de Post-secuencia Principal ................................................................................ 29
2.3.
Secuencia Principal y Estrellas Astrobiológicamente Interesantes............................ 31
2.4. Tiempos Evolutivos de Post-secuencia Principal y Tiempo Requerido para el
Desarrollo de la Vida .................................................................................................................................... 33
2.5.
Evolución de los Límites de la Zona de Habitabilidad ...................................................... 35
2.6.
Comentarios Finales del Capítulo 2 ......................................................................................... 39
Capítulo 3 : Condiciones Climáticas y Atmosféricas. Factores Determinantes para la
Habitabilidad Planetaria .................................................................................................................................. 41
3.1.
Atmósferas planetarias ................................................................................................................. 41
3.1.1.
La Tierra .................................................................................................................................... 41
3.1.2.
La atmósfera de Venus......................................................................................................... 42
3.1.3.
La atmósfera de Marte ......................................................................................................... 43
3.1.4.
Los planetas extrasolares. El caso de HD 189733 .................................................... 44
3.2.
Consideraciones Climáticas ......................................................................................................... 45
3.2.1.
Efecto invernadero ................................................................................................................ 46
4
3.3.
Las Nubes. Su Contribución al Albedo y al Efecto Invernadero ................................... 49
3.3.1.
Formación de las nubes....................................................................................................... 49
3.3.2.
Clasificación de la Nubes..................................................................................................... 50
3.4.
Comentarios Finales del Capítulo 3 ......................................................................................... 56
Capítulo 4 : Modelo de Dos Capas Extendido .......................................................................................... 57
4.1.
Descripción del Modelo................................................................................................................. 57
4.1.1.
Consideraciones iniciales del modelo ........................................................................... 58
4.2.
Ecuaciones de Equilibrio Radiativo ......................................................................................... 60
4.3.
El factor
4.4.
Resultados Obtenidos .................................................................................................................... 63
y la Cobertura de Nubes ..................................................................................... 62
4.4.1.
Temperaturas .......................................................................................................................... 63
4.4.2.
Albedos y cobertura de nubes .......................................................................................... 64
4.4.3.
Determinación de la Zona de Habitabilidad ............................................................... 66
4.5.
Análisis de Estabilidad .................................................................................................................. 67
7.6.
Comentarios Finales del Capitulo 4 ......................................................................................... 70
Conclusiones ......................................................................................................................................................... 72
Consideraciones Finales................................................................................................................................... 75
Referencias ............................................................................................................................................................ 78
5
6
INTRODUCCIÓN
Dado que nuestro planeta es el único lugar donde se sabe que existe vida, éste nos
brinda información sobre las condiciones básicas a tener en cuenta para hablar de habitabilidad en otros planetas. Se denomina Zona de Habitabilidad Estelar a la región anular
alrededor de la estrella en la cual un hipotético planeta que orbitara, dentro de la zona
delimitada, puede mantener la presencia de agua líquida en su superficie. La localización de esta zona va a estar estrechamente relacionada con las propiedades físicas de la
estrella y en particular con su luminosidad. Sin embargo, el hecho de que el planeta se
encuentre dentro de los límites máximos y mínimos determinados por esta zona es, de
alguna manera, una condición necesaria pero no suficiente para que el planeta sea habitable. El concepto de habitabilidad planetaria implica que no sólo deben satisfacerse
condiciones orbitales, sino que también el planeta en cuestión debe ser capaz de desarrollar y mantener una biosfera1.
El desarrollo de una biosfera requiere tener en cuenta fenómenos vinculados a la
evolución del propio planeta. Diversos estudios revelan que la Tierra se formó hace
unos 4600 millones de años. Esta Tierra primitiva estaba compuesta por una atmósfera
reductora, con gases como nitrógeno, amoníaco, vapor de agua y metano (Miller 1953).
A partir de la consideración de estos compuestos primigenios surge una de las teorías
más aceptadas sobre el origen de la vida, la llamada Evolución Bioquímica de la Materia
postulada por Alexander Oparin en 1924.
En su obra El origen de la vida en la Tierra, Oparin expone una teoría en la que una
“sopa primitiva” de moléculas orgánicas se pudo haber generado en una atmósfera sin
oxígeno utilizando los medios de energía disponibles, como la radiación solar que en
ese entonces se supone era un 30% menor que la actual (Gilliland 1988), los impactos
de meteoritos y cometas, las descargas eléctricas generadas por tormentas y las fuentes
térmicas producidas por la gran actividad geológica asociada a ese periodo. La teoría
postula que estas moléculas orgánicas se combinarían de una forma cada vez más
compleja hasta quedar disueltas en una gotita de coacervado2 (Oparin 1952). Estas gotitas crecerían por fusión con otras y, a su vez, se reproducirían mediante fisión en otras
gotitas hijas. De este modo se podrían haber obtenido un metabolismo primitivo en el
que estos factores asegurarían la supervivencia de la ‘’integridad celular’’ de aquéllas
que no acabaran extinguiéndose.
El concepto de habitabilidad planetaria es entonces muy complejo ya que, abarca desde
el estudio de las estrellas asociadas con los planetas, pasando por los propios planetas
y sus atmósferas, hasta el mismo origen de la vida. En el presente Trabajo Especial se
plantea abordar dos aspectos estrechamente vinculados con este concepto. Primero, y
1
Se denomina biósfera al sistema que abarca a todos los seres vivos de nuestro planeta y a su hábitat; es decir, el lugar donde se
desarrolla su ciclo vital.
2
Un coacervado es una esfera o grano, constituido por una membrana, en cuyo interior se encuentran sustancias de tipo químico,
o una mezcla de soluciones orgánicas de tipo complejo, similares a los azúcares y a las proteínas.
7
en base a la teoría de la Evolución Estelar, se investiga que tipo de estrellas son capaces
de sostener Zonas de Habitabilidad Estelar durante tiempos suficientemente prolongados
como los requeridos para el desarrollo de la vida. Posteriormente, mediante un sencillo
modelo de equilibrio radiativo para la Tierra, se analiza de qué manera la composición
química de la atmósfera del planeta puede modificar la denominada Zona de Habitabilidad Estelar y delimitar la Zona de Habitabilidad Planetaria.
En el Capítulo 1 se analizan los tiempos requeridos tanto para la formación planetaria
como para el surgimiento de la vida. Se introduce, además, el concepto de Zona de Habitabilidad Estelar. En el Capítulo 2 se emplea la teoría la Evolución Estelar para definir el
grupo de estrellas ‘’astrobiológicamente interesantes’’, es decir que sean capaces de sostener condiciones de estabilidad durante tiempos suficientemente prolongados para el
desarrollo de la vida. El Capítulo 3 considera de qué manera la existencia de una atmósfera planetaria (con una dada composición química) modifica la Zona de Habitabilidad Estelar e introduce el concepto de Zona de Habitabilidad Planetaria. En Capítulo 4 presenta
un modelo sencillo de equilibrio radiativo para la Tierra que pude ser extendido a los
llamados planetas extrasolares. Por último, se presentan dos secciones finales donde se
detallan las conclusiones obtenidas y donde se realiza una discusión de los resultados
logrados dando lugar a futuras líneas de investigación.
8
Capítulo 1 : La Zona de Habitabilidad Estelar
La Zona de Habitabilidad Estelar es una región anular alrededor de una estrella en la
que un planeta terrestre que se encuentre allí tendría la capacidad de mantener agua en
estado líquido en su superficie, siendo esto esencial para la existencia y mantenimiento
de la vida, tal como la conocemos.
Nuestro planeta nos da los primeros indicios a tener en cuenta cuando se habla de
habitabilidad. De esta manera, podemos instaurar un grupo de propiedades razonablemente bien establecidas entre las cuales resaltamos como más importantes; contar
con un periodo de estabilidad estelar del orden de los miles de millones de años y con un planeta
rocoso que tenga la capacidad de sostener una atmósfera y actividad geológica. Estos dos pilares esenciales (la estabilidad estelar y las propiedades planetarias) nos conducen a la
necesidad de conocer los mecanismos y los tiempos involucrados en la formación tanto
de las estrellas como de los planetas.
1.1.
Formación Planetaria
La Figura (1.1.1) esquematiza el escenario estándar de formación planetaria (ver, por
ejemplo, Nagasawa et al. 2007). El mismo comienza con la contracción gravitacional de
una nube de gas y polvo (A). Al contraerse y por conservación del momento angular,
parte del material de la nube comienza a girar a mayor velocidad produciendo una estructura en forma de disco en rotación kepleriana alrededor de un centro de condensación. A este disco se lo denomina disco protoplanetario (B). En su interior se generan
las condiciones físicas necesarias para la formación de los planetesimales, vía coagulación de granos de polvo. Posteriormente, se forman los protoplanetas mediante acreciones de planetesimales (C y D) y subsiguientemente, se completa la formación de
planetas terrestres y gaseosos por medio de colisiones de protoplanetas (E). En esta última etapa el disco comienza a limpiarse dado que los cuerpos que no son acretados
por los protoplanetas son expulsados por las diversas interacciones gravitatorias.
Este escenario también plantea que los planetas terrestres se forman en la región interna del disco mientras que los planetas gigantes lo hacen en las zonas más externas.
Sin embargo, los procesos de migración que ocurren durante la formación pueden modificar este marco clásico.
La estimación del tiempo de formación de los planetesimales puede hacerse de dos
maneras completamente independientes. Por un lado, una cota superior proviene de la
escala de tiempo de disipación de los discos observados alrededor de las estrellas T
Tauri que tienen edades del orden de 106 - 107 años y representan un estadio evolutivo
anterior a la fase de Secuencia Principal. Las observaciones de diversas regiones de
9
formación estelar sugieren que la mayor parte de los discos se disipan en escalas de
tiempo de alrededor de los 5 x 106 años (Haisch et al. 2001b).
Figura 1.1.1. Distintas etapas de la formación de un sistema planetario. Etapas A y B: Colapso gravitacional de la nube de gas y
formación del disco protoplanetario. Etapa C: formación en el disco de planetesimales con tamaños típico de algunos km. Etapa
D: Acumulación de planetesimales en un número reducido de embriones planetarios. Etapa E: Crecimiento en unos pocos
planetas masivos y dispersión de los planetesimales residuales por interacciones gravitacionales con los planetas formados.
Imagen tomada de http://oz.plymouth.edu/~sci_ed/Turski/Courses/Earth_Science/Intro.html.
Por otra parte, se pueden obtener estimaciones del tiempo necesario para la formación planetaria a partir del estudio de los meteoritos. Esto fue realizado por primera
vez en el año 1955 por Claire C. Patterson por medio de un método basado en las edades de los minerales ricos en plomo denominado fechado radiométrico. Esta técnica
aprovecha el decaimiento natural que sufren los radioisótopos al ser isótopos inestables. De esta manera, midiendo el tiempo que requiere un elemento inestable para decaer en un elemento estable se puede determinar la edad de los meteoritos. Afortunadamente, ambos procedimientos (el tiempo de disipación de los discos en estrellas en
formación y el fechado radiométrico) arrojan resultados concordantes. En general se
acepta que los planetesimales se forman durante los primeros millones de años de la
evolución de las estrellas de Pre-Secuencia Principal en tanto que los planetas surgen
luego de algunos cientos de millones de años.
1.2.
El Sistema Solar
Nuestro sistema planetario “El Sistema Solar “, compuesto por cuatro planetas internos rocosos y cuatro planetas gigantes gaseosos, se formó hace unos 4600 millones
de años (Fernández 2010). En este sistema, los planetas rocosos se encuentran en un
10
rango de distancias que va desde las 0.4 – 1.5 UA mientras que los planetas gigantes
tienen un rango que se extiende desde las 5 – 30 UA.
En el proceso temprano de formación, las temperaturas en el disco protoplanetario
eran muy elevadas en las regiones próximas al Sol (zona donde se formaron los planetas terrestres) lo que no permitió que el agua condensara, sólo los materiales más refractarios como el Fe, Ni, y diversos óxidos metálicos y silicatos condensaron y constituyeron la materia prima de estos cuerpos. Los materiales más volátiles como el agua y
compuestos carbonosos se incorporaron a posteriori, gracias al bombardeo temprano
de material que provino desde los distintos cinturones de asteroides. En la zona del
cinturón de asteroides, las temperaturas del disco eran lo suficientemente bajas (≤ 250
K) como para que el agua condensara, aportando mucho contenido de este elemento a
los planetesimales formados en esa zona (Raymond et al. 2006). Sin el agua y la materia
orgánica nuestro planeta sería un cuerpo totalmente árido.
1.3.
La Formación de la Tierra y los Primeros Indicios
de Vida
Inicialmente la Tierra Primitiva estaba formada en su totalidad por piedra líquida, o
sea, un océano de magma (Figura 1.3.1 panel a). En esta fase líquida el planeta se diferenció rápidamente en varias capas de acuerdo a las distintas densidades de los materiales que lo componían (Figura 1.3.1 panel b). En el centro se depositaron los materiales más densos formándose un núcleo rico en hierro y metales. De esta manera, los materiales menos densos fueron expuestos en la superficie y se solidificaron formando la
corteza terrestre (Figura 1.3.1 panel c).
Figura 1.3.1. La Tierra Primitiva era probablemente una mezcla homogénea sin continentes y océanos (Panel a). En el proceso de
estratificación, el hierro se hundió hasta el centro y el material ligero flotó hacia arriba para formar una corteza (Panel b). Como
resultado, la Tierra es un planeta dividido en zonas, con un núcleo de hierro denso, una corteza de roca ligera, un manto de un
residuo entre ellos (panel c). Figura extraída del trabajo de Press & Siever (1978).
La corteza terrestre, para entonces, presentaba una intensa actividad volcánica y de
los gases emanados se formó una atmósfera primitiva la cual empezó a generar las
condiciones óptimas para dar comienzo a los procesos que dieron origen a las primeras
formas de vida. Los estudios realizados por Wacey et al. (2011) en rocas sedimentarias
11
de la región de Pibara, Australia, evidencian que la forma de vida más antigua tiene
aproximadamente 3430 millones de años de antigüedad. La Figura 1.3.2, obtenida de
trabajo de Wacey et al. (2011) muestra algunas características de estos microfósiles hallados. Se puede notar que tienen formas de vainas tubulares, similar a una cianobacteria3 filamentosa (parte a) y otros son esféricos o elipsoidales (parte b). Este hallazgo,
indica que son necesarios períodos de estabilidad relativamente largos para que la vida
surja. En general, se estima que se requieren 2000 millones de años (Forget 1998).
Figura 1.3.2. Ejemplos de microfósiles: a) huecos tubulares similares a una vaina y b) esferoidales/elipsoidales. Figura adaptada del
trabajo de Wacey et al. (2011).
1.4.
La Teoría de Oparin
El origen de la vida es un tema que ha suscitado y suscita múltiples debates. Muchas
hipótesis han surgido a lo largo de los siglos. Sin embargo, y a pesar de los sofisticados
desarrollos tecnológicos y avances en la investigación científica aún hoy no se ha logrado una explicación convincente, sólidamente fundada.
Las teorías más aceptadas actualmente para explicar el origen de la vida en la Tierra
son:
a) La teoría de la panspermia, afirma que la vida que existe en la Tierra no surgió aquí,
sino en otros lugares del Universo, y que llegó a nuestro planeta utilizando los meteoritos y los asteroides como forma de desplazamiento. Esta hipótesis actualmente esta
apoyada por la existencia de extremófilos4 capases de sobrevivir en el espacio exterior
(ver, por ejemplo, Rhawn & Wickramasinghe 2011).
b) La teoría de la evolución bioquímica de la materia, postulada por Alexander Oparin, establece que las moléculas orgánicas habrían evolucionado reuniéndose para formar sis-
3
Las cianobacterias son un tipo de bacterias capaces de realizar fotosíntesis como única fuente de energía.
4
Un extremófilo es un microorganismo que vive en condiciones extremas, diferentes a las que necesitan la mayoría de las formas
de vida en la Tierra.
12
temas que fueron haciéndose cada vez más complejos, quedando sometidos a las leyes
de la evolución. Esta última teoría es la más aceptada.
En ella se plantea una atmósfera primitiva compuesta por metano, amoníaco, hidrógeno y vapor de agua como ilustra la Figura 1.4.1. Oparin decía que estas sustancias interactuaban con las fuentes de energía de ese entonces que, se supone, eran las descargas eléctricas, la radiación ultravioleta, las fuentes térmicas (dadas por la intensa actividad volcánica), los bombardeos de meteoritos y/o cometas, etc. A partir de estas interacciones se fueron construyendo los bloques fundamentales para la vida (Oparin
1952). Una hipótesis muy fuerte de esta teoría es la no existencia de oxigeno libre en la
atmósfera primitiva, lo que la hacía totalmente reductora.
Figura 1.4.1. Ilustración que representa una hipotética Tierra primitiva compuesta por gases reductores sin la presencia de
oxígeno. La vida habría surgido de la interacción de estos gases con las fuentes de energía de ese entonces. Figura adaptad del
trabajo de Lazcano (2006).
Recién en el año 1953 se pudo demostrar, al menos en parte, esta teoría. Fue el químico norteamericano Stanley L. Miller quien junto a Harold Urey, plasmaron las ideas
de Oparin en un experimento que reproducía las condiciones de la atmósfera primitiva
y la radiación de hace 4000 millones de años. Mediante este experimento se esperaba
sintetizar sustancias complejas, simulado las condiciones de la atmósfera primitiva de
Oparin. La Figura 1.4.2 muestra las condiciones iniciales del ensayo. La experiencia
consistió en hacer circular una mezcla gaseosa con la composición química antes mencionada a través de un aparato cerrado compuesto de dos ampollas. En una de ellas
había agua en estado de ebullición y en la otra ampolla, donde se mezclaban los gases,
se generaban las descargas eléctricas por medio de dos electrodos. Todos los compuestos no volátiles que se hubiesen formado se acumularían en el agua.
13
4
3
2
1
Figura 1.4.2. Condiciones iniciales del experimento de Miller-Urey. Ampolla inferior donde se hierve agua (1). Este vapor de agua
se mezcla con gases como N2, NH3 y CH4 que son introducidos a través de la zona (2), posteriormente esta mezcla de gases
interactúa en la ampolla superior (3) con chispas de energía generadas por los electrodos (4). Imagen extraída del trabajo de Miller
(1953).
El experimento se hizo funcionar durante una semana. Como resultado se obtuvo la
síntesis de varios aminoácidos5, tales como: alanina, glicina, ácido glutámico, ácido aspártico y otros compuestos orgánicos que se enumeran en la Tabla 1.4.1. La Figura 1.4.3
muestra la presencia de estos compuestos mediante un tinte rojizo en la ampolla superior.
Tabla 1.4.1. Algunos de los productos formados bajo la condiciones de la Tierra primitiva
1
Ácidos carboxílicos
Nucleicos y ácidos bases
Aminoácidos
ácido fórmico
ácido acético
ácido propionico
ácidos grasos lineales y ramificados
ácido glicolico
ácido láctico
ácido succínico
Adenina
Guanina
Xantinas
Hipoxantinas
Citosina
Uracilo
Azucares
Pentosas y hexosas lineales y
ramificados
Glicina
Alanina
ácido α-aminobutirico
Valina
Leucina
Iso-leucina
Prolina
Ácido aspártico
Ácido glutámico
Serina
Treonina
1
5
Tabla extraída del trabajo de Miller (1953).
Un aminoácido es una molécula orgánica formada en su estructura más básica por H, N, C y O.
14
Figura 1.4.3. Resultado final del experimento de Miller-Urey. El tinte rojizo de la ampolla indica la presencia de compuestos
producidos durante el experimento. Imagen tomada del trabajo de Miller (1953).
Los experimentos posteriores de la Tierra primitiva estuvieron todos basados en el
experimento original de Miller-Urey, sin embargo se fueron haciendo cada vez más
complejos. Por ejemplo, ya no solamente se utilizaban descargas eléctricas como fuente
de energía, sino también se comenzó a emplear radiación ultravioleta, fuentes de calor
(que en la Tierra primitiva pudieron ser originadas por la intensa actividad geológica),
energía mecánica de choque, que era simulada con esferas metálicas que atravesaban a
gran velocidad mezclas reductoras de gases, etc.
En todos estos casos era siempre posible sintetizar aminoácidos, ácidos grasos, lípidos y carbohidratos. A medida que se fue comprendiendo mejor la posible constitución
de la atmósfera secundaria, se empezaron a utilizar otros compuestos como precursores. Además del metano, amoniaco e hidrógeno, se incorporaron otras sustancias, tales
como: el ácido sulfhídrico, cianhídrico, formaldehído, monóxido de carbono, etc. De esta gama tan amplia de experimentos surgieron muchos compuestos orgánicos fundamentales para la vida: aminoácidos, purinas, pirimidinas, carbohidratos, moléculas
energéticas como ATP6, y muchos más, llegando a obtenerse 18 de los 20 aminoácidos
esenciales para la vida. Con esto se demostró, que los compuestos fundamentales para
la formación de la vida se podían originar de estos primeros precursores.
Oparin (1962) postuló que cuando estos compuestos orgánicos se formaban, los
mismos, se acumulaban en los mares primitivos utilizando al agua como medio para
interactuar. De esta manera, se constituyeron sistemas esferoidales microscópicos delimitados por una membrana, que en su interior contenía agua y sustancias disueltas,
denominados coacervados (ver por ejemplo, Rohlfing 1975 & Cohen Stuart et al 1998).
Oparin sostuvo que en el interior de un coacervado ocurren reacciones químicas que
dan lugar a la formación de sistemas simples que con el tiempo adquieren mayor com6
El trifosfato de adenosina (ATP, del inglés Adenosine TriPhosphate) es un nucleótido fundamental en la obtención de energía
celular.
15
plejidad. Las propiedades y características de los coacervados hacen suponer que fueron los primeros sistemas pre-celulares.
Como se puede notar, en este experimento y en la teoría de Oparin, el agua juega un
papel muy importante en el desarrollo de la vida. El agua está compuesta por dos
átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, obteniendo dos enlaces químicos en la
molécula. Cada uno de los átomos de hidrógeno está unido al oxígeno por un enlace
covalente, un enlace formado al compartir uno o más electrones entre dos átomos. En
el caso del enlace covalente oxígeno-hidrógeno, los electrones no se reparten igual
entre los dos átomos generando que el oxígeno tenga carga neta negativa, y que el de
hidrógeno tenga carga neta positiva. Esto genera que los átomos de hidrógeno de una
molécula de agua sean atraídos por el átomo de oxígeno de otra molécula de agua
uniéndose por medio de un enlace “puente hidrógeno7”. Los puentes de hidrógeno no
son enlaces tan fuertes como los enlaces en los que los electrones se comparten o
intercambian (covalentes), y sólo se dan cuando las moléculas están bastante cerca
unas de otras. Sin embargo, la propensión del agua a establecer puentes de hidrógeno
es lo que la dota de su carácter único.
Los enlaces tipo “puente hidrógeno” son los responsables del alto calor específico que
tiene el agua, lo que genera que la misma se mantenga líquida en un amplio rango de
temperaturas. El calor específico es una manera de describir la cantidad de energía
necesaria para aumentar la temperatura de una sustancia. En el caso del agua, es la
cantidad de energía con la que se consigue aumentar un grado centígrado un gramo de
agua, y es igual a 4.186 Julios (J). El agua tiene un calor específico particularmente alto
con respecto a otros líquidos. Por ejemplo, el calor específico del amoniaco (NH3) es
0.470 J/g°C. Si los océanos estuvieran hechos de amoniaco en lugar de agua, se
necesitaría una cantidad de energía bastante menor para cambiar la temperatura del
océano. Esto significa que, en el transcurso de un corto tiempo, habría cambios globales
de temperatura que podrían generar interacciones climáticas no muy favorables para la
vida (Fortes 2000). De esta manera, el calor específico del agua ayuda a que la Tierra
mantenga su clima relativamente estable.
El puente de hidrógeno también juega un papel vital en la capacidad de la vida para
reproducirse y desarrollarse. El ADN de nuestras células es bicatenario: hay dos
cadenas de nucleótidos8 que se unen por los puentes de hidrógeno que se establecen
entre ellas. Anteriormente se mencionó que los enlaces puente hidrógeno, considerados
como enlaces individuales, son muy débiles. Sin embargo, cuando tenemos cientos de
estos enlaces juntos, puede darse una estructura relativamente fuerte y estable. Los
nucleótidos de una cadena establecen dos o tres puentes de hidrógeno con los
nucleótidos complementarios de la otra hebra, dependiendo del par de nucleótidos.
Las dos cadenas forman la hélice de ADN con la que se transmite la información
7
Un enlace de hidrógeno es la fuerza atractiva entre un átomo electronegativo y un átomo de hidrógeno unido covalentemente a
otro átomo electronegativo.
8
Compuestos formados por una base nitrogenada, un azúcar de cinco átomos de carbono (pentosa) y ácido fosfórico.
16
genética de una generación a la siguiente. Sin estas moléculas, sería muy difícil que la
vida se perpetuara en el planeta.
Hasta ahora hemos examinado la naturaleza del enlace de hidrógeno y cómo influye en
la importancia del agua para la vida. El agua tiene otras características que también la
hacen importante para la vida en la Tierra (Gale 2009). Primero, el agua actúa como un
disolvente excelente para una gran variedad de compuestos. Como disolvente, el agua
ayuda a transportar moléculas dentro de la célula. Además es la causante de que las
proteínas adquieran su forma tridimensional, permitiendo que catalicen reacciones
químicas específicas dentro de las células. Por último, este elemento también pudo
actuar como barrera protectora frenando la intensa radiación UV que existía en la tierra
primitiva. Esto genera un escenario que sostiene que las primeras formas de vida
aparecieron en el océano, donde había suficiente profundidad para que el agua
absorbiera la radiación UV y protegiera a las distintas formas de vida (Lazcano 2008).
1.5.
La Zona de Habitabilidad Estelar
Se define la Zona de Habitabilidad Estelar en un sistema planetario como el rango de
distancias desde la estrella huésped en el cual la presencia de agua líquida en la superficie planetaria está asegurada por un tiempo mínimo de algunos miles de millones de
años (Porto de Mello et al. 2006). De esta manera podemos ver que la Zona de Habitabilidad alrededor de la estrella va a estar estrechamente ligada con la cantidad de energía
emitida por la propia estrella. La Figura 1.5.1 muestra la localización de la Zona de Habitabilidad para estrellas de diferentes temperaturas, con relación al Sol que está ubicado
en el centro del esquema. Para estrellas de menor temperatura que la solar la Zona de
Habitabilidad se desplaza hacia la región más interna. Lo contrario ocurre para estrellas
de mayor temperatura que el Sol.
Figura 1.5.1. Desplazamiento de la Zona de Habitabilidad Estelar (franja azul) en función de la temperatura de la estrella central.
Imagen extraída de http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=29428.
17
Para determinar la Zona de Habitabilidad en el caso particular de nuestro planeta, debemos realizar un balance energético entre la cantidad de energía que ingresa al planeta y la cantidad de energía que sale. Sabemos que la cantidad de radiación que incide
sobre la Tierra generada por el Sol está dada por la llamada constante solar
⁄ . Teniendo en cuenta que la radiación es absorbida por el disco correspondiente a la proyección de la superficie iluminada y luego, re-emitida desde toda la superficie esférica de la Tierra (considerando a la Tierra como un cuerpo negro) tendremos:
,
(1)
,
(2)
en este caso, y
son el radio y la temperatura de Tierra, respectivamente, y es la
constante de Boltzman. El valor de la constante solar se puede determinar a una dis⁄
tancia fija y viene dado por
. Luego combinando esto con las ecuaciones
(1) y (2) y haciendo consideraciones de equilibrio radiativo entre la energía absorbida y
la emitida obtenemos la distancia de la Zona de Habitabilidad
[
]
(3)
Si bien es cierto que este cálculo se realizó para la Tierra, formalmente el mismo vale
para cualquier sistema planetario intercambiando
por y
por . Donde es la
temperatura del planeta considerado y
la luminosidad de la estrella en cuestión.
Como se puede notar, la distancia que determinan la Zona de Habitabilidad Estelar está
relacionada con la temperatura del planeta (parámetro totalmente desconocido, salvo
para la Tierra) y con la luminosidad de la estrella.
1.6.
El Modelo Climatológico de Kasting et al. (1993)
Actualmente el método más utilizado para calcular la Zona de Habitabilidad es el propuesto por Kasting et al. (1993) en el cual se toma como referencias un par de temperaturas extremas obtenidas a partir de un modelo climático esbozado para la Tierra. En
este modo la temperatura del planeta depende directamente de la radiación solar incidente. El mecanismo que se encarga de realizar la regulación de la temperatura es el ciclo “carbono-silicato”, el cual modifica los niveles de CO2 en la atmósfera del planeta y,
de esta manera, regula la temperatura.
El ciclo carbono-silicato, esquematizado en la Figura 1.6.1, se basa en la extracción
del CO2 atmosférico disuelto por el agua de lluvia en forma ácido carbónico. El ácido
carbónico es un ácido débil pero a lo largo del tiempo es capaz de disolver el silicato de
18
las rocas. Los productos liberados disueltos son transportados por los ríos hacia el
océano. En el océano, parte de estos minerales son disueltos y parte son utilizados por
organismos para generar estructuras protectoras tipo conchas de carbonato de calcio.
Cuando estos organismos mueren pasan a formar parte de los sedimentos oceánicos.
La litosfera9 se subduce, o sea una placa tectónica se introduce dentro de otra y las altas
temperaturas y presiones desintegran los sedimentos y revierten la reacción liberando
el CO2, el cual regresa a la atmósfera por vulcanismo. La escala de tiempo de este ciclo
es de 200 millones de años.
Figura 1.6.1. Ilustración que describe el ciclo de carbono en la Tierra. Figura adaptada del trabajo de Kasting & Catling (2003).
1.6.1. Resultados del Modelo
En su trabajo, Kasting et al. (1993) encuentran un conjunto de valores del flujo radiativo efectivo (
) a partir del cual se calculan los límites de la Zona de Habitabilidad.
se define como el cociente entre el flujo irradiado por una estrella ( ) a una distancia fija y el flujo irradiado por el Sol ( ) sobre la Tierra.
De esta manera:
(4)
(5)
definiendo
(6)
9
La litosfera es la capa superficial sólida del planeta. Está constituida por la corteza y por la parte superficial sólida del manto.
19
se obtiene
(
)
[
(
⁄
]
(7)
)
Los límites de la Zona de Habitabilidad se calcularon para tres tipos de estrellas de Secuencia Principal, M0 (
), G2 (
) y F0 (
). Los
valores obtenidos se muestran en la Tabla 1.6.1.
Tabla 1.6.1. Límites de la Zona de Habitabilidad para estrellas de Secuencia Principal de tipos espectrales
M0, G2 (de tipos solar) y F0
1
M0
G2
F0
Límite
Efecto invernadero Descontrolado
Secamiento de los océanos
Primera condensación del CO2
Máximo efecto invernadero
1
Tabla adaptada del trabajo de Kasting et al.( 1993). Se resaltan en negritas los límites internos y externos de la Zona de
Habitabilidad para el caso de nuestro planeta y el Sol.
De esta manera, el modelo fija los límites internos teniendo en cuenta el punto de
temperatura en el cual la saturación del vapor de agua en la tropósfera10 ya no puede
ser contenido en la tropopausa11. La consecuencia de esto es la presencia de agua en la
estratósfera12 y la pérdida de hidrógeno hacia el espacio, tras el rompimiento de moléculas de agua por la acción de la radiación ultravioleta del Sol. Este límite de flujo radiativo corresponde a un 10% más que la luminosidad solar presente,
. En
términos de distancia corresponde a 0.95 UA, un poco más cerca del Sol que la actual
distancia de la Tierra. Este incremento de la radiación produciría un secamiento paulatino de los océanos en la Tierra.
Los modelos predicen que para un valor de flujo radiativo
los océanos se
evaporan completamente generando un efecto invernadero descontrolado causado por
el vapor de agua. Este valor de flujo radiativo se logra a una distancia correspondiente
a 0.84 UA para la luminosidad actual del Sol.
El límite externo se fija calculándose el punto donde un aumento de la concentración
del dióxido de carbono en la atmósfera ya no tiene consecuencia sobre la intensidad del
efecto invernadero, una vez que la atmósfera ya se hizo completamente opaca a la ra10
11
La troposfera es la capa de la atmósfera que está en contacto con la superficie de la Tierra, tiene alrededor de 20 Km.
La tropopausa es la zona de transición entre la troposfera y la estratosfera.
12
La estratosfera es la capa atmosférica que se encuentra por encima de la troposfera. Se extiende desde cerca de 15 kilómetros
hasta 50 kilómetros de altitud.
20
diación infrarroja re-emitida por la superficie planetaria hacia el espacio. Este punto
corresponde al llamado efecto invernadero máximo, y vale para un equivalente radiativo de
, y a una distancia de 1,67 UA para el Sol actual.
Resulta interesante de considerar, para encontrar otro limite externo, a qué flujo radiativo ocurre la primera condensación de nubes de dióxido de carbono, y los modelos
sugieren que este valor sería alrededor de
, correspondiente a una distancia
de 1.37 UA.
La Figura 1.6.2, adaptada del trabajo de Kasting et al. (1993), muestra como varían
los límites de la Zona de Habitabilidad calculados a partir del modelo climatológico propuesto por estos autores, en función de la distancia a la estrella central, para estrellas
en un amplio rango de tipos espectrales desde
a
. La
Zona de Habitabilidad queda delimitada por región comprendida entra las líneas continuas. A modo de comparación se indica la posición de los planetas del Sistema Solar.
Figura 1.6.2. La franja delimitada por línea continua indica la posición de la Zona Habitabilidad para estrellas de
Secuencia Principal de distintos tipos espectrales. Figura adaptada tomada del trabajo de Kasting et al. (1993).
1.7.
Un Modelo Simple con Temperatura Constante
En la presente sección se propone un modelo con temperatura constante para la determinación de la Zona de Habitabilidad Estelar. Si bien este modelo es más sencillo que
el de Kasting et al. (1993), dado que no tiene en cuenta consideraciones de tipo climático ni de composición atmosférica, permite analizar en forma adecuada la variación de
la Zona de Habitabilidad con la luminosidad estelar. Aquí, simplemente vamos a trabajar
21
con la temperatura promedio que tiene la Tierra, de 15 °C (288 K). De esta manera,
igualando las ecuaciones (1) y (2) se puede obtener
(8)
y particularmente para el caso de la Tierra
(9)
Tomando el cociente entre (8) y (9) se llega a
[
]
(10)
donde ahora, representa la posición o distancia de la Zona de Habitabilidad en función de la temperatura promedio de la Tierra y de una temperatura de calibración
que en este caso está representada por las temperaturas límites para la existencia del
agua en estado líquido. Es decir, por las temperaturas de congelamiento (273.15 K) y de
ebullición (373.15 K) del agua. Con lo que obtenemos:
(11)
(12)
Dado que
(
)
(13)
es posible calcular el valor de la constante solar en los límites (11) y (12), respectivamente, obteniendo:
(14)
(15)
El formalismo anterior puede extenderse a cualquier sistema planetario, siempre y
cuando se cumpla que el flujo estelar, que determina los límites internos y externos, sea
el mismo que el establecido para el caso de la Tierra. Esto se puede escribir como:
(
)
(16)
(
)
Los límites de la Zona de Habitabilidad pueden, entonces, expresase como:
(
)
√(
(17)
)
22
La Figura 1.7.1 muestra, con líneas continuas rojas, la ubicación de la Zona de Habitabilidad en función del tipo espectral o de la masa de la estrella central, utilizando el
Modelo de Temperatura Constante. Los valores de temperatura efectiva ( ) y radio
( ), para estrellas de Secuencia Principal, fueron tomaron del trabajo de Habets &
Heintze (1981).
Masa (M )
10
A0
F0
G0
K0
1
Sistema solar
M0
0,1
0,1
1
10
100
Distancia (UA)
Figura 1.7.1. La franja delimitada por las líneas continuas rojas indica la Zona de Habitabilidad para estrellas de distintos
tipos espectrales y masas según el modelo propuesto de temperatura constante. A modo de referencia, se muestran las
posiciones de los planetas de Sistema solar.
La Figura muestra que la Zona de Habitabilidad para una estrella de tipo espectral A0
(10000 K) está comprendida entre 2.7 y 5 UA, la de una estrella G0 (5950 K) entre 0.73 y
1.33 UA y la de una estrella de tipo M0 (3700 K) está ubicada entre 0.16 y 0.3 UA. Resulta interesante destacar que a pesar de la simplicidad del Modelo de Temperatura Constante, los resultados mostrados en la Figura 1.7.1 concuerdan a grandes rasgos con los
modelos anteriores ya que claramente indican que la Zona de Habitabilidad se desplaza
hacia el exterior a medida que aumenta la temperatura de la estrella central. En primera aproximación, el Modelo de Temperatura Constante permite, entonces, estimar valores
aceptables para los límites de la Zona de Habitabilidad.
23
1.8.
Zona de Habilidad Estelar en Secuencia Principal:
El Modelo de Kasting et al. (1993) VS. El Modelo de
Temperatura Constante
En la Figura 1.8.1 se presenta la comparación de los límites de la Zona de Habitabilidad
Estelar obtenidos con el Modelo de Temperatura Constante (sección 1.7) y el modelo climatológico de Kasting et al. (1993), discutido en la sección 1.6. El Modelo con Temperatura
Constante (indicado con líneas continuas rojas) reproduce muy cercanamente al de Kasting et al. (1993) en los tipos espectrales F, G y K (temperaturas efectivas entre 7200 y
3800 K). Sin embargo, existe una discrepancia para estrellas más tempranas y más tardías que las mencionadas anteriormente (ver Tabla 1.6.1).
Las estrellas más tempranas que F0 con temperaturas superficiales mayores que 7200
K tienen su máximo de emisión en regiones de longitudes de onda más desplazadas
⁄ ). Esto hace
hacia el azul que las estrellas de tipo solar (ley de Wien
que la “calidad” o composición espectral de la radiación de estas estrellas sea distinta a
la solar. El Modelo de Temperatura Constante no tiene en cuenta este factor ya que solamente escala la luminosidad solar al valor correspondiente al del tipo espectral en
cuestión. En el otro extremo, las estrellas tardías tipo M0 con temperaturas superficiales de orden de 3700 K tienen su máximo de emisión en longitudes de onda más rojas.
Nuevamente aquí, el Modelo de Temperatura Constante no tiene en cuenta la distribución
espectral de la energía emitida por estas estrellas. Solamente la luminosidad estelar en
relación a la solar.
En el modelo utilizado por Kasting et al. (1993) para calcular la Zona de Habitabilidad
no sólo importa la cantidad de radiación que está incidiendo sobre el planeta, sino que
también se tiene en cuenta el tipo (o la distribución espectral) de la radiación incidente
que el planeta recibe de la estrella central. Por el contrario, el Modelo de Temperatura
Constante establece la determinación de la Zona de Habitabilidad basado en una temperatura constante y en el tipo de radiación recibida de una estrella como el Sol, escalada
al valor correspondiente a la luminosidad de la estrellas en cuestión. Resulta entonces
razonable que ambos modelos sean distintos en los extremos de la secuencia espectral.
24
Figura 1.8.1. Comparación entre los límites de la Zona de Habitabilidad obtenidos con el modelo de Kasting et al.
(1993), indicado en línea continua negra, y el modelo de Temperatura Constante representado en línea continua
roja.
1.9.
Comentarios Finales del Capítulo 1
En el presente capítulo se consideraron distintos factores a tener en cuenta para establecer la Zona de Habitabilidad de un sistema estelar. En particular se discutió cómo la
luminosidad y la temperatura de la estrella central determinan los límites de la mencionada zona.
En primer lugar se presentó y discutió el modelo climatológico de Kasting et al.
(1993) para determinar los límites de la Zona de Habitabilidad Estelar. Este modelo determina los mencionados límites asumiendo condiciones extremas para nuestro planeta
(sección 1.6), además de aspectos de la propia atmósfera planetaria. En segundo lugar,
se utilizó un modelo muy sencillo basado en la temperatura promedio de la Tierra (288
K). Este modelo, denominado Modelo de Temperatura Constante, determina los límites de
la Zona de Habitabilidad en función de las temperaturas de congelación y evaporación
del agua en la Tierra (ver sección 1.7). Sin bien esta aproximación es más simple que la
de Kasting et al (1993), permite estimar la ubicación de la Zona de Habitabilidad para estrellas de tipos espectrales entre F0 y K0 en forma razonablemente aceptable.
Cabe mencionar que tanto el Modelo de Temperatura Constante aquí propuesto como el
desarrollado por Kasting et al. (1993) dependen de parámetros que cambian marcadamente durante el proceso evolutivo de la estrella. Este aspecto será abordado en el Capítulo 2.
25
Capítulo 2 : Zona de Habitabilidad y Evolución Estelar
Como se discutió en el Capítulo 1, la Zona de Habitabilidad Estelar depende, básicamente, de la luminosidad estelar, parámetro que a su vez cambia marcadamente a medida que la estrella evoluciona. Por otra parte, también en el Capítulo 1, se estableció
que la vida, tal cual como la conocemos, necesita un periodo de estabilidad de aproximadamente 2000 millones de años para desarrollarse (Forget 1998). En el presente
capítulo se analizarán los cambios que experimenta la Zona de Habitabilidad Estelar en
función de la evolución de la propia estrellas y se procurará identificar períodos o
etapas en la vida de las estrellas suficiemente largos y estables de manera que resulten
compatibles con el requerido para el desarrollo de la vida. Estas condiciones nos
permtirán identificar las llamadas estrellas astrobiologicamente interesantes (Porto de
Mello et al. 2006).
2.1.
Planetas en Estrellas Evolucionadas
El impacto que puede generar la evolución de una estrella sobre las órbitas y, en particular, sobre los planetas interiores que la orbitan es un tema actualmente muy discutido, generando opiniones muy diversas de autor en autor (Villaver & Livio 2007). La
expansión estelar durante las fases de la rama de Subgigante, Gigante y rama asintótica, así como la perdida de masa que ocurre al formar la nebulosa planetaria, pueden influir dramáticamente sobre las orbitas e incluso destruir los planetas interiores. Sin
embargo, la evidencia observacional actual parecería sugerir que los planetas acompañan todo el proceso evolutivo de la estrella, desde su nacimiento hasta su muerte.
En los últimos 6 años se han descubierto 23 sistemas planetarios orbitando estrellas
gigantes o subgigantes (Döllinger et al, 2009), y únicamente en los últimos 3 años se
han detectado los primeros planetas extrasolares en torno a estrellas más evolucionadas (Mullally et al, 2008). Un ejemplo de esto, es el planeta V391 Peg b descubierto por
Silvotti et al (2007) alrededor de la estrella Peg V391 que recientemente ha superado la
fase de ``Gigante Roja´´ comenzado una etapa de contracción para transformarse en
una ``Enana Blanca´´. El radio máximo que pudo tener V391 Pegasi en su fase de Gigante Roja habría alcanzado las 0.7 UA, estimando así que la distancia orbital del planeta durante la fase de Secuencia Principal de la estrella era de aproximadamente 1
UA.
Este descubrimiento demuestra que planetas con distancias orbitales inferiores a 2
UA pueden sobrevivir a la fase de Gigante Roja de su estrella. Por otro lado, los estudios realizados por Schröder & Connon Smith (2008), estiman que nuestro planeta será
destruido dentro de 7600 millones de años cuando el Sol alcance su radio máximo en lo
26
alto de la Rama de Gigantes. En general, estos autores estiman que se necesita una separación inicial mínima de 1.15 UA para poder sobrevivir a la expansión que una estrella como el Sol.
2.2.
Evolución Estelar
Actualmente es bien conocido que la evolución de las estrellas está condicionada por
los procesos nucleares que ocurren en las regiones más internas. Las fases por las que
atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas a las que se producen las distintas reacciones nucleares, de su composición química y muy fuertemente de su masa. La evolución estelar puede describirse como una interacción o competencia entre la fuerza gravitatoria y la nuclear. La primera es la encargada de generar el
colapso gravitatorio de la nube de gas, aumentando la temperatura del centro de condensación lo suficiente como para que se comiencen a generar las primeras reacciones
nucleares entre átomos. La segunda fuerza es la que tiende a oponerse al estado de
contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. El estadio evolutivo en que ambas fuerzas llegan a equilibrarse se denomina Secuencia
Principal y es la fase evolutiva más estable que tienen estos objetos. De esta manera,
podemos separar a la evolución estelar en tres etapas: Pre-secuencia Principal, Secuencia Principal y Post-secuencia Principal. El tiempo de permanencia de las estrellas en
cada etapa va a depender, como su evolución en general, principalmente de su masa.
2.2.1. Etapa de Pre-secuencia Principal
La Pre-secuencia Principal es la etapa de formación estelar esquematizada en el diagrama de la Figura 2.2.1. Este período está totalmente dominado por la contracción
gravitatoria (etapa 1). La mitad de esta energía gravitacional liberada se emite en forma
de radiación, mientras que la otra mitad aumenta la energía térmica (calor) de la nube
colapsaste (etapas 2 y 3). Llega un momento en este proceso de colapso, que la temperatura de la nube es tan grande que el estado de agitación de las partículas se opondrá
a la contracción permitiendo las reacciones termonucleares. Dichas reacciones generan
energía nuclear que comienza a ser liberada hacia afuera de la estrella; la presión y la
temperatura en el interior estelar se estabilizan y termina la contracción gravitacional,
en esta fase la estrella llega a la Secuencia Principal (etapa 4).
2.2.2. La Secuencia Principal
La estrella en Secuencia Principal va a trascurrir la mayor parte de su vida transformando hidrógeno en helio (a través del llamado ciclo protón-protón), liberando consecuentemente radiación. Por lo tanto, la estrella no altera significativamente su masa
27
durante muchísimo tiempo. De esta manera, se puede considerar que ésta es la etapa
evolutiva más estable de una estrella.
Figura 2.2.1. Descripción esquemática del proceso de evolución estelar de Pre-Secuencia Principal. 1) Una protoestrella
comienza su formación a partir de un fragmento de una nube de gas y polvo que colapsa. 2) La protoestrella, por contracción gravitatoria, disminuye su tamaño y se calienta. La energía potencial gravitatoria se convierte en energía térmica. 3)
La temperatura superficial se eleva cuando la radiación se convierte en el modo dominante de producción de energía en
el interior de la protoestrella. 4) La estrella llega a Secuencia Principal. Imagen extraída de www.khadley.com/courses/astro_122/star_evolution/index.htm.
Resulta interesante para este trabajo estimar cuales son los tiempos de permanecía en
Secuencia Principal para estrellas de diferentes masas. Supongamos entonces, que durante toda esta etapa la estrella consume una fracción de su masa total de hidrógeno,
así,
(18)
donde
es la masa de hidrógeno de la estrella y es la velocidad de la luz. Si suponemos constante la luminosidad en esta etapa, entonces:
(19)
de manera que:
(20)
Ahora bien, empleado la conocida relación Masa-Luminosidad
Iben (1967) se obtiene que
.
propuesta por
(21)
Esto sugiere que el tiempo de permanencia en Secuencia Principal depende principalmente e inversamente de la masa estelar. La Tabla 2.2.2, tomada del trabajo de Billings (2006), lista el tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal de estre28
llas con una composición química no muy diferente a la solar, en el rango de masas de
60 a 0.21
. Así, por ejemplo, una estrella de 60
permanece en Secuencia Principal
alrededor de medio millón de años en tanto que una de 0.5
lo hace por aproximadamente 54 mil millones de años. Es decir que, para estrellas de tan baja masa el tiempo de permanencia en Secuencia Principal es mayor que la edad del Universo ( 14 mil
millones de años).
Tabla 2.2.2. Tiempos de permanencia en Secuencia Principal 1
Tipo espectral
O5
B0
B5
A0
A5
F0
F5
G0
G5
K0
K5
M0
M5
Masa estelar
Tiempo de vida en
Secuencia Principal
(
60.00
17.50
5.90
2.90
2.00
1.50
1.40
1.05
0.92
0.79
0.67
0.51
0.21
0.4
8
100
700
1800
3600
4300
8900
12000
18000
27000
54000
490000
1
Datos extraídos del trabajo Billings (2006).
2.2.3. Etapas de Post-secuencia Principal
Las estrellas permanecen en la Secuencia Principal hasta que han agotado aproximadamente el 10% de su masa de hidrógeno. La Figura 2.2.3 muestra, de manera esquemática, la evolución de Post-secuencia Principal de una estrella de masa solar. El panel
de la izquierda indica los cambios en luminosidad y temperatura, es decir la trayectoria
sobre el diagrama HR, que experimenta la estrella durante su evolución. Los paneles
insertos del lado derecho indican lo que ocurre en el interior estelar.
Si bien es cierto que la luminosidad de una estrella que se encuentra terminado la fase de Secuencia Principal, al menos en primera aproximación, se mantiene constante, la
composición química de la estrella comienza a modificarse a medida que el H se transforma en He, y éste se va acumulando en la región central. La combustión del hidrógeno sigue siendo la única fuente de energía de la estrella, pero esta combustión ya no
29
ocurre en la zona central sino que se ahora se produce en capas alrededor del núcleo de
Helio (panel 1). Este cambio de composición tiende a modificar la estructura estelar
disminuyendo la temperatura y aumentando el radio. Esta etapa evolutiva se denomina Fase de Sub-Gigante. Para una estrella de masa solar, se tiene una duración de
millones de años.
Llega un momento en que la estrella ha consumido un 40% su masa de H (límite de
Chandrasekhar-Shoemberg) y se produce una crisis provocada por el He acumulado en el
núcleo (panel 2). Al ser más denso que el H, la gravedad comienza a contraer al He, esto aumenta la temperatura central hasta alcanzar valores de 108 K. Recién a estas
temperaturas comienza la fusión de He (panel 3) que se transforma en carbono, a través del conocido proceso triple-alfa. Es en este instante cuando la estrella comienza la
Fase de Gigante Roja. Esta etapa tiene una duración de
millones de años para una
estrella como el Sol.
3
2
1
Figura 2.2.3. Panel izquierdo. Esquema de la trayectoria evolutiva de Post- Secuencia Principal de una estrellas de 1
𝑀 en el diagrama HR. Los paneles insertos del lado derecho muestran las transformaciones que sufre el núcleo estelar durante las distintas etapas de la evolución, correspondiente a las fases de Sub-Gigante y Gigante Roja. Imagen extraída de http://www.khadley.com/courses/astro_122/star_evolution/index.htm.
Posteriormente, continua la contracción del núcleo estelar formado principalmente
por C. En general, esta contracción no producirá temperaturas suficientemente
elevadas para transformar el carbono en elementos más pesados. Sin embargo, este
aumento de temperatura acelerá el proceso de quemado del He que rodea al núcleo de
C. Al mismo tiempo, la envolvente exterior de la estrella se expande y se enfría, dando
30
lugar a la formación de una Nebulosa Planetaria. El núcleo remanente, desprovisto de
su envolvente, se transfoma en una Enana Blanca, objeto extremadamente denso
(desidades del oren de 106 g/cm3) y pequeño (radios similares al terrrestre) que se
enfría indefinidamente. La Enana Blanca gradualmente se desplaza hacia la derecha y
hacia abajo del diagrama HR. Este proceso es muy lento, pudiendo una estrella tardar
hasta 1010 años en enfriarse hasta unos 3000 K. Para una estrella de masa solar, el 40%
de su masa inicial será expulsada en forma de una Nebulosa Planetaria, en tanto que
60% restante formará la Enana Blanca.
Existen un límite de masa más allá del cual no pueden existir enanas blancas
estables. Dicha masa límite, conocida como límite de Chandrasekhar, es
aproximadamente 1.4
. Es decir, si una estrella llega a la etapa de Gigante Roja con
una masa superior a la indicada, se producirán una gran variedad de fenómenos en el
interior de la propia estrella que, por ejemplo, dará lugar a la formación de elmentos
más pesados que el C, pudiendo llegar a formar Fe. A partir de este momento, la
presión de los electrones no alcanza a sostener la estructura estelar y se produce un
colapso repentino que libera gran cantidad de energia conocido como Super-Nova.
Este fenomeno eyecta una fracción sustancial de la masa original de la estrella
enriquesiendo al medio interestelar de elementos pesados, mientras que el restante
remanente estelar se transformará en una estrellas de neutrones o, eventualmente, en
un agujero negro.
2.3.
Secuencia Principal y Estrellas Astrobiológicamente Interesantes
En el Capítulo 1, se obtuvo una cota inferior para el tiempo necesario para el desarrollo de la vida de aproximadamente 2000 millones de años. Es razonable establecer,
entonces, que las estrellas candidatas a albergar planetas con posibilidad de desarrollar
y mantener la vida deban experimentar durante su evolución al menos un periodo de
estabilidad del orden o mayor que es este límite.
La Teoría de Evolución Estelar (como se mencionó en la sección 2.2.2) indica que el
tiempo de permanencia en Secuencia Principal es inversamente proporcional al cuadrado de la masa estelar. A partir de los valores presentados en la Tabla 2.2.2. y de la
estimación de Forget (1998) para el desarrollo de la vida en la Tierra, se puede inferir
que solo estrellas de tipos espectrales F y más tardíos poseen tiempos de permanencia
en Secuencia Principal del orden de o mayores que 2000 millones de años.
Las estrellas de tipo espectral M (menor masa y temperatura) poseen mayores periodos de estabilidad. Sin embargo, un planeta tipo Tierra en la Zona de Habitabilidad de
una estrella tipo M debería hallarse a una distancia muy próxima a la estrella
a causa de su baja temperatura superficial o efectiva (
. A estas distancias, la interacción gravitatoria entre el planeta y la estrella genera una sincroniza31
ción del periodo orbital y rotacional del planeta (Grießmeier et al. 2009), resultado del
conocido efecto tidal o de mareas. Este efecto depende de las masas involucradas y de
la distancia entre los cuerpos, siendo esta última el factor más importante.
Desde el punto de vista biológico este mecanismo no sería a priori favorable para el
desarrollo de una biosfera dado que implicaría la existencia de un hemisferio caliente y
otro frío en la superficie del planeta impidiendo el ciclo día-noche. La Figura 2.3.1, tomada del trabajo de Grießmeier et al. (2009), indica las distancias a partir de las cuales
un planeta de tipo Tierra experimenta el efecto tidal orbitando alrededor de estrellas de
diferentes masas. Por ejemplo, para estrellas de tipos espectrales M, con masas de
, el efecto tidal sincroniza los periodos orbitales y rotacionales para distancias
del orden de 0.1 UA.
Figura 2.3.1. Este gráfico muestra las distancias para las cuales el efecto tidal sincroniza el período orbital y rotacional un
planeta tipo Tierra que orbita alrededor de estrellas de distintas masas. Hacia la derecha de la línea de puntos el
movimiento del planeta no es afectado por el efecto tidal. Entre las líneas de punto y la continua se ubica la región en la
cual movimiento del planeta se ve parcialmente afectado por las fuerzas tidales. Hacia la izquierda de la línea continua el
efecto tidal domina la dinámica del planeta. Gráfico extraído del trabajo Grießmeier et al. (2009).
Teniendo en cuenta el tiempo de vida en Secuencia Principal, para el extremo de las
estrellas masivas, como el efecto tidal, en la parte de las estrellas de baja masa, podemos definir como estrellas astrobiológicamente interesantes a aquéllas con masas entre 0.6
y3
, correspondes a los tipos espectrales F, G y K (ver Figura 2.3.2).
32
Figura 2.3.2. Diagrama HR en el cual se indican los tiempos de vida en Secuencia Principal para estrellas de distintas masas.
Se resalta también en la parte central grupo de las denominadas estrellas astrobiológicamente interesantes. Imagen extraída de http://www.khadley.com/courses/astro_122/star_evolution/index.htm.
2.4.
Tiempos Evolutivos de Post-secuencia Principal y
Tiempo Requerido para el Desarrollo de la Vida
En la presente sección se investiga la posibilidad de la existencia de etapas evolutivas de las estrellas, fuera o más allá de la Secuencia Principal, lo suficientemente prolongadas para permitir el desarrollo de la vida. Con este objetivo se adoptan las trayectorias evolutivas obtenidas por Girardi et al (2000), las cuales están calculadas para un
rango de masas entre 0.15 y 7
, con metalicidades que van desde
a
.
La Figura 2.4.1 muestra las trayectorias evolutivas para estrellas con masas de 3, 1.5,
1 y 0.6
, y valores de metalicidad de 0.004, 0.019 y 0.030. A pesar de que las
trayectorias evidencian una marcada dependencia con la metalicidad (en especial para
bajas metalicidades), en esta sección adoptaremos las correspondientes a la metalicidad
solar
dentro del rango de masa antes mencionado.
33
Figura 2.4.1. De izquierda a derecha se muestran las trayectorias evolutivas de Girardi et al. (2000) para M = 0.6, 1, 1.5
y 3 𝑀 , respectivamente. En cada caso se grafican las trayectorias para tres valores de metalicidad Z = 0.004, 0.019 y
0.030. Z= 0.004 corresponde a la trayectoria ubicada hacia la izquierda en tanto que Z=0.03 a aquélla más hacia la derecha.
La Figura 2.4.2 muestra las trayectorias evolutivas para 0.6, 1, 1.5 y 3
masas solares. Los puntos 1, 2 y 3 sobre las trayectorias delimitan zonas de transición entre las
distintas fases o etapas evolutivas. El tramo 1-2 representa la etapa de Secuencia Principal, el 2-3 la fase de Subgigante y el trayecto 3-4 la fase de Gigante Roja. La duración
de cada una de estas etapas evolutivas se estimó directamente de las tablas el modelo
de Girardi et al. (2000). La Tabla 2.4.1 lista estos tiempos. En negrita se destacan los períodos de tiempo (o etapas evolutivas) con una duración del orden o mayor que 2000
millones de años. Notar que para las estrellas de 0.6
se identifican periodos de estabilidad suficientemente largos para el desarrollo de la vida en las tres etapas evolutivas (Secuencia Principal, Rama de las Subgigantes y de las Gigantes), en tanto que para
estrellas de 1.5
sólo en Secuencia Principal se tienen duraciones del orden del tiempo requerido para el desarrollo de la vida.
34
Figura 2.4.2. Trayectorias evolutivas de Girardi et al (2000) para 0.6, 1, 1.5 y 3 𝑀 , con metalicidad solar. Los puntos
sobre las trayectorias indican el inicio y fin de las distintas etapas. El tramo 1-2 corresponde a la etapa de Secuencia
Principal, el 2-3 a la de la Sub-gigante y el 3-4 a la fase de Gigante Roja.
Tabla 2.4.1. Duración de distintos estados de evolutivos para estrellas de 0.6, 1, 1.5 y
1
3 𝑀 y metalicidad solar
Duración Secuencia
6
Principal (10 años)
Duración Rama de las
6
Subgigantes (10 años)
Duración Rama de las
6
Gigantes (10 años)
0.6
74900
3900
2000
1
7600
3800
700
1.5
2600
10
200
3
360
10
100
Masa
1
Datos obtenidos del trabajo de Girardi et al (2000).
2.5.
Evolución de los Límites de la Zona de Habitabilidad
Utilizando el Modelo de Temperatura Constante, presentado en la sección 1.7 del Capítulo 1, es posible calcular como cambia la Zona de Habitabilidad Estelar, en función de las
variaciones que experimenta la luminosidad y, por consiguiente, la temperatura y el
radio de la estrella central. La ecuación (1.6.18) de este modelo:
(
)
√
(
)
35
establece que los límites de la Zona de Habitabilidad quedan completamente determinados por los valores de
y
(es decir, los valores de la constante solar a las distancias de solidificación y evaporación del agua, respectivamente) y las variaciones de la
temperatura y del radio estelar para 0.6, 1, 1.5 y 3
, obtenidas de las trayectorias evolutivas de Girardi et al (2000).
Las Figuras 2.5.1 a 2.5.4 muestran la evolución con la edad de los límites de la Zona
de Habitabilidad para estrellas con masas de 0.6 a 3
. Para el caso de 0.6
se destaca
un cambio suave en estos límites y un alejamiento rápido de la Zona de Habitabilidad para edades de orden de 7x1010 años.
Limite externo e interno en UA
La Figura 2.5.2 corresponde a 1
. En este caso la Zona de Habitabilidad evoluciona o
se desplaza hacia el exterior en un intervalo de tiempo marcadamente menor que el anterior, del orden de 1.1x1010 años. El panel superior muestra la evolución completa y el
panel inferior toma como referencia el momento actual. La línea vertical en color turquesa corresponde al final de la etapa de Secuencia Principal y el comienzo de la etapa
de Subgigante. De la misma manera, la línea vertical naranja marca la interface entre el
periodo de Subgigante y el de Gigante.
Tiempo (años)
Figura 2.5.1. Evolución en función de la edad de los límites de la Zona de Habitabilidad para una
estrella de 0.6 𝑀 .
36
Limite externo e interno en UA
Tiempo (años)
Figura 2.5.2. Panel superior: Evolución en función del tiempo de los límites de la Zona de Habitabilidad para una estrella de 1 𝑀 . Panel inferior: Evolución a partir del momento actual de los límites de la Zona de Habitabilidad en
función de la edad. Las líneas verticales representan el final y el comienzo de las distintas etapas evolutivas. La línea
vertical color turquesa corresponde al final de la etapa de Secuencia Principal y el comienzo de la etapa de Subgigante. De la misma manera, la línea vertical naranja marca la interface entre el periodo de Subgigante y el de Gigante.
La evolución de los límites de la Zona de Habitabilidad para 1.5
puede verse en la
Figura 2.5.3. De manera análoga a la Figura 2.5.2 el panel superior muestra el período
completo de evolución y el inferior a partir de Secuencia Principal. En este caso para
edad de sólo 2.7 x109 años los límites evolucionan rápidamente hacia el exterior del sistema. Se oberva además, que estrellas con masas de 1.5
sólo son capaces de ofrecer
períodos de estabilidad suficientemente largos para el desarrollo de la vida sólo en la
etapa de Secuencia Principal (ver Tabla 2.4.1).
37
Limite externo e interno en UA
Tiempo (años)
Figura 2.5.3. Panel superior: Evolución en función del tiempo de los límites de la Zona de Habitabilidad para una
estrella de 1.5 𝑀 . Panel inferior: Evolución a partir 2.5 x 109 años de los límites de la Zona de Habitabilidad en
función de la edad. Las líneas verticales representan el final y el comienzo de las distintas etapas evolutivas.
La Figura 2.5.4 corresponde a estrellas con 3
La Zona de Habitabilidad experimenta dos etapas muy marcadas de inestabilidad, en aproximadamente 3.6 x 108 años y 4.7
x 108 años. Esta última marca el pasaje de la fase de Subgigante a Gigante y es debida al
proceso de ignición del Helio denominado fogonazo de Helio13. En forma análoga a las
figuras anteriores el panel superior de la Figura 2.4.4 muestra la evolución completa y
el inferior a partir de la Secuencia Principal. Notar que estrellas con masas de 3
no
poseen fases evolutivas suficientemente estables para el desarrollo de la vida, ni aún en
Secuencia Principal (ver tabla 2.4.1).
13
El fogonazo de Helio es una violenta explosión en la región central de una estrella Gigante Roja que inicia el proceso triple alfa,
encargado de acelerar la transformación de He en Carbono y Oxigeno.
38
Limite externo e interno en UA
Tiempo (años)
Figura 2.5.4. En la parte superior se muestra la evolución de los límites de habitabilidad para una estrella
de 3 𝑀 en función del tiempo. En la parte inferior se muestran los distintos periodos evolutivos
referenciados por las líneas verticales y el proceso de inestabilidad estelar denominado fogonazo de Helio.
2.6.
Comentarios Finales del Capítulo 2
En el presente Capítulo se empleó la teoría de la Evolución Estelar y el conocido
efecto Tidal para definir el rango de masas de las llamadas estrellas astrobiológicamente
interesantes. Es decir aquéllas que poseen períodos de estabilidad suficientemente largos para permitir el desarrollo de la vida. Este rango fue fijado entre 0.6 y 3
Las trayectorias evolutivas de Girardi et al. (2000) fueron empleadas para identificar
periodos de estabilidad suficientemente largos para el desarrollo de la vida durante la
evolución de las estrellas astrobiológicamente interesantes. Mientras que las estrellas de
0.6
satisfacen este requerimiento en tres etapas evolutivas (Secuencia Principal,
Rama de las Sub-Gigantes y Rama de las Gigantes), para estrellas de 1.5
esta condición sólo se cumple en la etapa de Secuencia Principal.
39
Se empleó, además, el Modelo de Temperatura Constante presentado en el Capítulo 1
(sección 1.7) y las trayectorias evolutivas del modelo de Girardi et al. (2000) para estudiar la evolución de los límites de la Zona de Habitabilidad en función de la edad de la
estrella central. En todos los casos se observa una rápida expansión de la mencionada
zona hacia el exterior del sistema. Esta expansión ocurre para edades del orden de
1.1x1010 años para estrellas de 0.6
y de sólo 3.6 x108 años para 3
Sin embargo, debemos notar que el Modelo de Temperatura Constante no incluye consideraciones de tipo climáticas en forma explícita, dado que, por ejemplo, no se tiene en
cuenta el efecto invernadero que podría generar una atmósfera planetaria y ni como influiría esto en la determinación de la Zona de Habitabilidad. La estabilidad estelar es, entonces, una condición necesaria pero no suficiente a la hora de establecer las condiciones de habitabilidad. En los capítulos siguientes se analizarán escenarios planetarios
que toman en consideración argumentos de tipo climático y atmosférico, usando a
nuestro planeta como referencia.
40
Capítulo 3 : Condiciones Climáticas y Atmosféricas. Factores Determinantes para la Habitabilidad
Planetaria
El tema de la habitabilidad, como se mencionó en los capítulos anteriores, está basado en un ambiente radiativo favorable para el mantenimiento de agua líquida en las
superficies planetarias. Podemos considerar esta restricción como la primera condición,
y ella corresponde casi exclusivamente a propiedades estelares. La segunda restricción,
que se desarrollará en los próximos capítulos, sería de origen planetario. Ésta corresponde a la capacidad del planeta de, sometido a un ambiente radiativo favorable, efectivamente ser capaz de mantener ecosistemas establecidos por sus adecuadas propiedades atmosféricas y climáticas.
3.1.
Atmósferas planetarias
La atmósfera es la capa gaseosa que rodea a un planeta. La composición varía desde
las tipo hidrógeno/helio asociadas a los planetas gigantes gaseosos a las atmósferas
compuestas por nitrógeno, dióxido de carbono, amoniaco y otros gases, para planetas
terrestres.
3.1.1. La Tierra
En términos relativos al tamaño de la Tierra, cuyo radio es alrededor de 6400 km, el
espesor de la atmósfera es muy pequeño considerando que el 99% de su masa se concentra en los primeros 30 km sobre la superficie de la Tierra. Esta atmósfera se divide
teóricamente en varias capas concéntricas sucesivas que se extienden desde la superficie hasta el espacio exterior. La Figura 3.1.1 muestra las capas atmosféricas de la Tierra
en función de su altura respecto a la superficie y de las variaciones de temperatura que
manifiestan cada una de ellas.
La capa más cercana a la superficie de la Tierra es la TROPOSFERA. Esta se extiende
en promedio unos 12 km (unos 19 km en el Ecuador y unos 9 km sobre los Polos) con
una temperatura que disminuye a una tasa promedio de 6.5 ⁄
. En esta capa,
que concentra un 80% de toda la masa de la atmósfera, ocurren los fenómenos meteorológicos más relevantes.
Por encima de la tropósfera se encuentra la ESTRATOSFERA, que se extiende hasta
los 50 km de altitud. Aquí, la temperatura aumenta con la altura hasta un valor cercano
a los 270 K en su límite superior. Estas dos capas están compuestas en un 99% de su vo41
lumen por nitrógeno (78%) y oxígeno (21%). El 1% restante se reparte entre un conjunto
de otros gases, entre los cuales se destacan: el argón (Ar) con una concentración de
0.9%, el dióxido de carbono (CO2) con 0.033% y otros como el neón (Ne) y el helio (He)
con concentraciones aún menores (Imke de Pater & Lissauer 2001). Aparte de estos gases, la atmósfera terrestre contiene también una concentración variable (entre un 1% y
4% del volumen total) de vapor de agua (H2O).
Figura 3.1.1. Distribución vertical de las capas atmosféricas de la Tierra. La línea continua muestra cómo se modifica la
temperatura media de la atmósfera en las distintas capas que la componen. Las zonas de intercambio están
delimitadas por las líneas a trazos horizontales. Imagen obtenida de US standard atmosphere.
Luego de los 50 Km de altitud la temperatura comienza nuevamente a disminuir con la
altura, definiendo la capa denominada MESOSFERA, la cual culmina a unos 85 km de
altitud donde la temperatura es del orden de 200 K. Por encima de ese nivel, y hasta un
nivel superior no bien definido, la temperatura vuelve a aumentar con la altura definiendo la capa denominada TERMOSFERA y por último la EXOSFERA. Esta distribución atmosférica que rodea a la Tierra no sólo se manifiesta en nuestro planeta, sino
que también las observaciones y posteriores estudios encuentran distribuciones parecidas tanto en Venus como en Marte.
3.1.2. La atmósfera de Venus
42
Altitud (Km)
Figura 3.1.2 muestra el perfil de temperatura de la atmósfera venusiana. Este mismo
se determinó a partir de los datos obtenidos por la nave espacial Magallanes. El perfil
muestra que la atmósfera de Venus es muy caliente, de hecho, el planeta sufre de un
efecto invernadero muy intenso generado por la composición química de la atmósfera
que es 96% dióxido de carbono, 3.5% de nitrógeno, 0.015% de dióxido de azufre, 0.01%
de vapor de agua y 0.007% de argón (Imke de Pater & Lissauer 2001).
Temperatura (K)
Figura 3.1.2. Perfil de temperatura de la atmósfera de Venus determinado por la nave espacial Magallanes, el 5 de
octubre de 1991. La línea azul representa el perfil de temperaturas y las líneas rojas simbolizan los 3 de incerteza
(99.7% nivel de confianza). Imagen obtenida del trabajo de Jenkins et al (1994).
3.1.3. La atmósfera de Marte
La Figura 3.1.3 muestra la distribución atmosférica de temperatura de Marte obtenida por la
misión Pathfinder. La atmósfera de Marte es muy tenue en comparación a la Tierra. Está compuesta principalmente de dióxido de carbono en un 95.3%, con pequeñas cantidades de N2 en
un 2.7%, Ar en un 1.6%, O2 en un 0.13%, H2O en un 0.03% y Ne en un 0.025% (Imke de Pater &
Lissauer 2001).
43
Altitud (Km)
Temperatura (K)
Figura 3.1.3. Perfil de temperatura de la atmósfera de Marte determinado en línea continua por la misión Mars
Pathfinder y en línea a puntos por el Viking 1. Notar que las temperaturas de Marte son muy frias, se encuentran cerca
del limite de condensacion del CO2. Imagen obtenida de http://www.windows2universe.org/mars/exploring/MPF_temp_profile.html.
3.1.4. Los planetas extrasolares. El caso de HD 189733
Actualmente las técnicas de detección de exoplanetas han permitido obtener los
primeros indicios acerca de las composiciones atmosféricas de los mismos. Cuando un
planeta pasa entre la Tierra y su estrella anfitriona se produce un “tránsito”. El planeta
bloquea parte de la luz de la estrella durante el tránsito y crea una disminución periódica en el brillo de la misma. Este efecto puede medirse con fotometría, técnica que mide la cantidad de luz proveniente de los objetos celestes. Cuando el planeta pasa delante de su astro, la luz de la estrella atravesará a su vez la atmósfera del planeta, absorbiendo selectivamente parte de la misma. Comparando el “antes” y el “después” del
espectro de la estrella, se puede, en primera aproximación, inferir la composición de la
atmósfera del planeta.
La Figura 3.1.4 esquematiza el procedimiento de la técnica aplicada al sistema HD
189733, que consiste en aislar el espectro del planeta. En primer lugar, se toma el espec44
tro del sistema planeta+estrella (B); luego cuando el planeta se oculta detrás de la estrella se obtiene sólo el espectro de ésta última (A). Finalmente, si se realiza la diferencia
entre A y B se obtiene el espectro del planeta.
Los resultados indican que HD 189733b es un planeta tipo Júpiter caliente ya que se
encuentra muy próximo a su estrella (a = 0.03 UA, P = 2.2 días) exhibiendo en su atmósfera la existencia de vapor de agua, metano y dióxido de carbono (Seager &
Deming 2010).
Figura 3.1.4. Esquema de la técnica utilizada para determinar la composición química de la atmósfera de los exoplanetas.
Primero se toma le espectro simultáneo del sistema planeta+estrella (B). En la ocultación se registra solo el espectro de la
estrella (A, parte inferior izquierda). Sustituyendo B – A se obtiene el espectro del planeta (parte superior derecha). Imagen
obtenida de http://www.nasa.gov/topics/universe/features/exoplanet20100203-b.html.
3.2.
Consideraciones Climáticas
Los factores climáticos en nuestro planeta están regulados por la cantidad de radiación que incide en la atmósfera y por la composición química que ésta posee. El resultado de las interacciones de la radiación solar con los elementos atmosféricos se va a
traducir en una absorción y re-emisión selectiva que va a depender de la longitud de
onda.
Se puede considerar al Sol como un cuerpo negro (Ley de Stefan-Boltzman) con una
temperatura efectiva de unos 6000 K emitiendo su intensidad máxima en longitudes
45
de onda entre 0.5 y 0.7
energía.
. A causa de esto, la Tierra recibe, en promedio, 340
⁄
de
Por otro lado, los estudios indican que nuestro planeta irradia a una temperatura de
255 K. Esta temperatura puede explicarse, suponiendo que la Tierra emite como un
cuerpo negro de forma esférica, al mismo tiempo que absorbe un 70% de la radiación
solar que le llega, reflejando un promedio del 30% a causa de su albedo. El albedo, se
define como la capacidad que tiene un planeta, por medio de su superficie y/o de su
atmósfera, de reflejar la radiación incidente. El valor de este parámetro es dependiente
de la longitud de onda y para el caso de la Tierra que recibe radiación solar, el mismo
tiene un valor promedio de un 30% (Goode et al. 2001).
En términos matemáticos podemos expresar la condición de equilibrio radiativo de
la Tierra, válida para cualquier planeta con las mismas características, como:
,
en donde
(22)
es el albedo promedio de la Tierra. Despejando la temperatura efectiva de
la Tierra se obtiene
, valor que concuerda con el observado.
3.2.1. Efecto invernadero
El efecto invernadero es un fenómeno natural, causado por ciertos elementos químicos que constituyen la atmósfera de un planeta. Estos elementos químicos que se denominan gases invernaderos tienen la propiedad de ser trasparentes a la radiación solar (región visible del espectro) pero absorben la radiación infrarroja emitida por la superficie del planeta, elevando así la temperatura superficial desde los
hasta
(Houghton 2009). La Figura 3.2.1 representa esquemáticamente el incremento
térmico causado por los gases invernaderos. El panel A, muestra el caso de una atmósfera sin gases de efecto invernadero en el que el flujo de energía solar incidente, radiación de onda corta (flecha naranja), llega hasta la superficie de la Tierra en donde es absorbida y ésta la re-emite como radiación de onda larga (flecha roja) obteniendo una
temperatura superficial
. El panel B, hace notar que al considerar gases invernaderos en la atmósfera, parte de la radiación emitida por la Tierra es devuelta hacia la superficie obteniendo un nuevo equilibrio térmico asociado con una temperatura
superficial
. El panel C, muestra cómo cambia el perfil vertical de temperatura superficial del planeta incrementándose de
a debido a los gases de efecto invernadero.
46
Figura 3.2.1. Esquema del efecto invernadero en la atmósfera de la Tierra. Panel A: Al no considerar gases invernaderos,
toda la radiación de onda corta re-emitida por la superficie de la Tierra es liberada hacia el espacio. Paneles B y C: Los
gases de efecto invernadero atrapan la radiación de onda larga emitida por la Tierra y la re-emiten aumentando la
temperatura superficial de 𝑇 a 𝑇𝑆 . Imagen extraída de http://www.bom.gov.au/info/climate/change/gallery/5.shtml.
Los gases más importantes de efecto invernadero que tiene nuestro planeta son el
vapor de agua, que puede variar localmente desde menos de 0.01% hasta el 3% y el
dióxido de carbono (CO2). Otros gases importantes pero con una menor concentración
son el metano, el óxido nitroso, el ozono y los compuestos antropogénicos14, tales como
los clorofluorocarbonos. La combinación de estos compuestos en la atmósfera de la
Tierra incrementa la temperatura superficial del planeta. Este fenómeno se acrecienta
cuando se considera una cobertura nubosa, debido a que las nubes reflejan y absorben
gran parte de la radiación infrarroja emitida por la Tierra (Stephens & Greenwald
1991). La Figura 3.2.2 muestra en el panel superior los espectros normalizados de
emisión de cuerpo negro para el Sol (curva roja) y para la Tierra (curvas violeta, azul y
negra) para tres valores de temperatura. En la parte central se expone en primer lugar,
la absorción que genera una cobertura total de nubes sobre la superficie de la Tierra, y
en segundo lugar, la absorción total que produce el conjunto de elementos
atmosféricos. Por último, en la parte inferior se muestran las bandas espectrales de
absorción de estos elementos. Resulta interesante notar que el agua, ya sea en su estado
líquido (formando nubes) o gaceoso, es la responsable de la mayor parte de la
absorción infrarroja en longitudes de onda asociada a la emisión térmica de la Tierra
(curva azul) y por lo tanto es la que genera el mayor efecto invernadero en nuestro
14
De origen humano o derivado de la actividad del hombre.
47
planeta. El CO2 tiene una fuerte banda de absorción entre los 13-17 m constituyéndose
en el segundo gas invernadero en relevancia.
Figura 3.2.2. Radiación transmitida por la atmósfera de la Tierra. En el panel superior se muestra los espectros
normalizados de emisión de cuerpo negro para el Sol (curva roja) y para la Tierra (curvas violeta, azul y negra). En la parte
central se muestra, en primer lugar la absorción que generan las nubes de agua y en segundo lugar, la absorción total que
genera la atmósfera de la Tierra. En el panel inferior se detallan las bandas de absorción que generan los principales
compuestos atmosféricos.
El efecto invernadero también se produce en otros planetas como Venus y Marte (ver
Tabla 3.2.1). Marte es más pequeño que la Tierra y posee una atmósfera muy delgada
compuesta casi totalmente de dióxido de carbono, lo que contribuye con un pequeño
pero significativo efecto invernadero. El planeta Venus tiene una atmósfera la cual está
constituida en gran parte por dióxido de carbono con nubes profundas de ácido sulfúrico que cubren completamente el planeta y evitan que la mayor parte de la luz solar
48
alcance la superficie (Houghton, 2009). La temperatura planetaria de Venus calculada
de la ecuación (22) teniendo en cuenta su constante solar y su albedo es de 227 K, unos
28 grados más fría que la Tierra. Sin embargo, las sondas espaciales rusas mostraron
una temperatura 798 K. La razón de esta discrepancia es el efecto invernadero.
Tabla 3.2.1. Efecto invernadero en los planetas internos del sistema solar
Planeta
Mercurio
1
% del volumen de
Temperatura suDistancia
los principales gases de
Albedo
perficial en auMedia al Sol
efecto invernadero en la Promedio sencia de efecto
6
(10 Km)
atmósfera
invernadero (°C)
58
Venus
108
Tierra
150
Marte
228
Sin atmósfera
> 90 % CO2 muy
denso
0.03 % CO2; 1 %
H2O
> 90 % CO2 muy
disuelto
Efecto
Temperatura
inmedia observernader
vada (°C)
o (°C)
0.06
167
167
0
0.78
-46
464
510
0.30
-18
15
33
0.17
-57
-53
4
1
Tabla extraida del trabajo “The Greenhouse Effect and Climate Change” disponible en http://www.bom.gov.au-
/info/GreenhouseEffectAndClimateChange.pdf.
3.3.
Las Nubes. Su Contribución al Albedo y al Efecto
Invernadero
3.3.1. Formación de las nubes
Las nubes se forman esencialmente en la troposfera, donde la temperatura disminuye con la altura, cuando el vapor de agua es transferido desde la superficie a través de
evaporación y convección (Imke de Pater & Lissauer 2001). Al alcanzar una parcela de
aire húmedo cierta altura, se expande y por lo tanto se enfría y el vapor de agua condensa sobre aerosoles (pequeñas partículas sólidas con tamaños
) suspendidos
15
en la atmósfera formando las gotas de agua de la nube (ver, Iorga & Stefan 2007,
Menon et al 2003).
Los aerosoles (tales como: ceniza volcánica, polen, sal marina y hollín ver Figura
3.3.3) permiten que la condensación del vapor de agua comience a humedades relativas de tan sólo 75%, acelerando la formación de nubes. En caso contrario, el vapor de
agua podría sobre-enfriarse llegando a temperaturas tan bajas como -40 °C antes de
que se genere la condensación (Hurley 2008).
15
Se define según la American Meteorological Society’s Glossary of Meteorology a una gota de nube como una partícula esférica
de agua líquida con un diámetro de entre 1 a 50 μm, que ha sido activada por condensación sobre un núcleo.
49
Figura 3.3.3. Distintas variedades de aerosoles. De izquierda a derecha: ceniza volcánica, polen, sal marina y hollín. Imágenes
extraídas de http://earthobservatory.nasa.gov/Features/Aerosols/.
3.3.2. Clasificación de la Nubes
Teniendo en cuenta que pueden existir diferentes condiciones iniciales en el proceso
de formación de una nube, se espera que éstas tengan una amplia gama de morfologías. Existen tres tipos básicos: las nubes "cirros" (tenues nubes de hielo altas y delgadas), "estratos" (nubes bajas laminares) y "cúmulos "(nubes muy grandes formando pilares). Actualmente este sistema de clasificación ha evolucionado incluyendo las nubes
tipo cirrostratos, cirrocúmulos, altoestratos, altocúmulos, nimbostratos, estratocúmulos
y cumulonimbos; agrupándolas según tres regímenes de altura (alto, medio y bajo)
medidos a partir de la base de la nube. La Tabla 3.3.2 resume las características de los
tipos de nubes y la Figura 3.3.4 los representa esquemáticamente.
Figura 3.3.4. Representación esquemática de los diez tipos
http://apollo.lsc.vsc.edu/classes/met130/notes/chapter5/summary.html.
de
nubes.
Imagen
extraída
de
50
Tabla 3.3.2: Características de los diez tipos de nubes1
Tipo de Nube
Altura de
la base
(Km)
Temperatura
de la base (°C)
Profundidad de
la nube (Km)
Fase de las partículas
Cirrus
5:15
−70:−30
0.5:2
Hielo
Cirrostratos
5:15
−40:−25
1:2
Hielo
Cirrocúmulos
5:12
−40:−25
0.1:0.3
Líquida o mixta
Medias
Altoestratos
Altocúmulos
Nimbostratos
3:8
2:8
0.5:2
−30:−10
−30:10
−10:20
1:3
0.1:1
2:10
Hielo o mixto
Líquida o mixta
Hielo o mixto
Bajas
Cumulonimbus
Cúmulos
Estratocúmulos
Estratos
1:4
1:4
0:2
0:2
−5:25
−5:25
−10:20
−10:20
2:20
0.5:4
0.1:2
0.1:0.5
Mixto
Líquida
Líquida o mixta
Líquida
Grupo
Altas
1
Tabla extraida del trabajo de (Hurley 2008)
3.3.3. Parametrización de las nubes
Una nube está representada según Menon et al (2003) por un parámetro que mide la
relación que hay entre la intensidad de radiación que incide sobre uno de sus lados y la
intensidad que sale por el otro extremo. Este factor se denomina longitud de camino
óptico y está representado por la letra , siendo:
(23)
donde
representa el contenido de agua líquida dentro de la nube, la altura de la
nube, el radio de la gota y
la densidad del agua. Por ejemplo, Pelkowski &
Anduckia Avila (2000) calcularon los valores de las profundidades ópticas de las
atmósferas de Venus, la Tierra y Marte obteniendo una marcada diferencia en los
valores de . Venus presenta una temperatura superficial cercana a los 750 K, mientras
que la temperatura medida en el tope de su atmósfera de 230 K, diferencia que puede
ser bien explicada teniendo en cuenta que su elevada densidad genera una
profundidad óptica igual a 224. En el caso de la Tierra, el valor es cercano a la unidad,
con una temperatura superficial 288 K y efectiva de 255 K. En el caso de Marte, la baja
nubosidad genera un
mostrando temperaturas superficiales y efectivas muy
parecidas. La Tabla 3.3.3 presenta está situación.
51
Tabla 3.3.3. Profundidades ópticas de algunos planetas interiores1
Planeta
Temperatura
superficial [K]
Temperatura efectiva
observada [K]
Tipo de nubes
Profundidad
óptica
Venus
750
230
cubierta completa con
nubes de azufre
224
Tierra
280
250
cubierta parcial de
nubes de vapor de agua
1,15
Marte
240
220
nubes tenues de agua
0,83
1
Tabla extraida del trabajo de(Pelkowski & Anduckia Avila 2000)
A partir de la profundidad óptica de la nube, Lacis & Hansen (1973) definieron el
albedo o capacidad de reflexión de la nube como:
√
√
(24)
donde es el factor de asimetría asociado a las gotas de agua y a los aerosoles que
forman la nube. El factor de asimetría es un parámetro que da una medida simple de la
direccionalidad que sufre la dispersión de la radiación que incide sobre la nube. Así,
valores de igual a la unidad implican dispersión hacia adelante, un valor de menos
uno hacia atrás y por último, un valor cero implica dispersión isotrópica de Rayleigh
(ver Figura 3.3.5). Para partículas con radio en el rango 3-30 μm, los valores de g están
en el rango de 0.8 a 0.9, mientras que para partículas de aerosoles (típicamente 0.1 μm
de radio) se aplican valores de
0.5 a 0.7 (Van de Hulst 1957). Posteriormente, Boucher & Lohmann (1995) estimaron el factor de asimetría como:
(25)
parametrización que depende sólo del radio de la gota en μm. La Figura 3.3.4 muestra
el comportamiento del factor de asimetría en función del radio de la partícula. Se considera que la nube está compuesta por gotas de entre 7 y 15 μm, lo cual permite estimar
un factor de asimetría
(Lacis & Hansen 1973).
52
Figura 3.3.5. Dispersión de la radiación solar producida por partículas de distintas dimensiones en la atmósfera. El
panel superior muestra una dispersión isotrópica o de Rayleigh producida sobre moléculas. El panel inferior muestra
una dispersión direccionada generada por partículas de mayor tamaño, (dispersión de Mie). Imagen extraída de
http://www.psa.es/webesp/projects/solarsafewater/documents/libro/07_Capitulo_07.pdf.
Figura 3.3.4. Comportamiento del factor de asimetría para distintos radios. Considerando que las nubes se forman con gotas que
poseen un radio de entre 7 y 15 μm, se puede estimar un factor de asimetría
.
La inclusión de las nubes dentro del modelo climático resulta esencial ya que ellas
dominan el 70% del albedo de nuestro planeta siendo el principal factor de cambio climático. Tanto es así, que el “Intergovernmental Panel on Climate Change” (IPCC) estima la importancia de este factor, estableciendo que si el albedo de la Tierra se incrementara en sólo un tres por ciento, el cambio climático resultante lanzaría al planeta a
una era glaciar. Por otro lado, una disminución del tres por ciento podría activar un calentamiento tan severo como el que causaría un aumento de varias veces el nivel actual
de dióxido de carbono atmosférico.
53
3.3.4. Influencia global
Las nubes actúan como una "trampa" a la radiación de onda larga que emite la superficie de la Tierra, resultando en un calentamiento adicional (efecto invernadero). Pero al mismo tiempo, las nubes reflejan la radiación solar hacia el espacio (albedo), produciendo un enfriamiento de la superficie (Porto de Mello 2010). El efecto de retroalimentación radiativo neto depende de los cambios en la cantidad de nubes, en la altura
y espesor de las nubes y de las propiedades de dispersión y absorción, que a su vez
dependen de la distribución de las gotas de agua, de las partículas de hielo y de los aerosoles dentro de la nube (Lacis & Hansen 1973). Típicamente, los aumentos en la fracción de nubes bajas tienen un efecto de enfriamiento de la superficie, mientras que una
fracción importante de nubes altas tiene un efecto de calentamiento de la superficie.
Debido a la gran complejidad de esta retroalimentación, el efecto neto de las nubes sobre el clima mundial sigue generando grandes debates. Sin embargo, los datos obtenidos de ISCCP (Figura 3.3.5) muestran el comportamiento de la temperatura superficial
en función de la cobertura total de nubes en forma mensual desde julio de 1983. Se
puede ver que los valores altos de cobertura de nubes están asociados con una baja
temperatura superficial, lo que demuestra un efecto de enfriamiento neto.
𝑦
𝑥
𝑓
%; 𝑇𝑠
Figura 3.3.5. Temperatura superficial del aire en función de la cobertura total de nubes. Los datos se obtuvieron en forma
mensual desde julio de 1983 hasta diciembre del 2009. Valores altos de cobertura global de nubes se asocian con una baja
temperatura superficial, lo que demuestra el efecto de enfriamiento de las nubes. Un simple ajuste lineal muestra que el
incremento de un 1% en la cobertura global de las nubes disminuiría la temperatura un 7%. Datos extraídos de ISCCP.
Si todas las nubes se retiraran, el albedo global se reduciría a un 15%, y la cantidad
de energía de onda corta para el calentamiento de la superficie del planeta aumentaría
de 239 ⁄
hasta 288 ⁄ . Sin embargo, la radiación de onda larga también se vería
afectada, emitiendo al espacio 266 ⁄ , en comparación con la emisión actual 234
54
⁄
(Hartmann 1994). De esta manera, el efecto neto de la eliminación de todas las
nubes, generaría un aumento de la radiación neta de alrededor de 17 ⁄ . Por lo que
la cobertura global de nubes tiene un claro efecto de enfriamiento global del planeta, a
pesar de que el efecto neto de nubes altas y bajas es opuesto.
Aunque sólo una mínima fracción del total de agua de la Tierra se encuentra en la
atmósfera, principalmente en estado gaseoso, el 90% de esta agua se encuentra antes de
los 5 Km de altitud (Hurley 2008). Según el ISCCP (International Satellite Cloud
Climatology Project) esta distribución global de vapor de agua genera una cubierta de
nubes promedio para la Tierra de aproximadamente un 66 %. La Figura 3.3.6 muestra
las variaciones mensuales de la cobertura total de nubes en el planeta desde julio de
1983 hasta julio 2010. Durante el período de las observaciones, la cantidad total de
nubes ha variado de un 69 % en 1987 a alrededor del 64% en 2000.
Promedio de 66%
Figura 3.3.6. Variación temporal de la cobertura de nubes desde julio de 1983 hasta julio de 2010. Las etiquetas indican el
tiempo día / mes / año. Datos extraídos de IPCCS.
El promedio total de cobertura de nubes está relacionado con la variación que sufren
los distintos tipos de nubes según la altura a la que se encuentran. La Figura 3.3.7
muestra las variaciones mensuales de la cobertura de nubes bajas, medias y altas desde
julio de 1983 hasta julio 2010. Durante todo el período de las observaciones, la cantidad
de nubes bajas (efecto neto de enfriamiento de la temperatura global) ha disminuido
alrededor del 29% en 1986 a cerca de 25% en 2007. La cantidad de nubes medias (no
hay un efecto claro sobre la variación de la temperatura global) ha ido aumentando
lentamente desde un 20% en 1984 a alrededor del 22% en 2007. La cantidad de nubes
55
altas (efecto de calentamiento neto en la temperatura global) se redujo ligeramente
hasta de 1999, y desde entonces ha vuelto a aumentar un poco.
Figura 3.3.7. Variaciones temporales de la cobertura total de nubes altas (rojo), medias (verde) y bajas (azul) desde julio de
1983 hasta agosto de 2010. Las etiquetas indican el tiempo día / mes / año. Datos extraídos de ISCCP.
3.4.
Comentarios Finales del Capítulo 3
Este capítulo pretende generar a grandes rasgos una idea conceptual de los
fenómenos climáticos que mantienen y permiten la evolución de la vida en nuestro
planeta. En primer lugar, se mostró que la Tierra no es el único planeta que tiene
atmósfera, las distintas misiones espaciales revelaron características atmosféricas en los
otros planetas terrestres del Sistema Solar. También, las actuales técnicas de detección
de exoplanetas permiten obtener los primeros indicios de una atmósfera en planetas
que se encuentran fuera de nuestro sistema, mostrando así, que las atmósferas no son
sólo características de los planetas de nuestro sistema. En segundo lugar, vimos que la
interacción de la radiación solar con la atmósfera de nuestro planeta y con la de los
otros planetas terrestres del sistema solar genera factores climáticos (nubes, efecto
invernadero, etc.) importantes para regular la estabilidad térmica de los mismos.
56
Capítulo 4 : Modelo de Dos Capas Extendido
La Tierra, como otros sistemas planetarios, se encuentra en un estado de equilibrio
energético que depende del flujo incidente de la radiación solar. Dicho equilibrio se verá alterado si se realizan variaciones en el valor de este flujo, generando fluctuaciones
en la temperatura superficial del planeta. Este capítulo presenta un modelo que pretende determinar la Zona de Habitabilidad Planetaria teniendo en cuenta la distribución
de temperatura generada por distintos valores de la radiación solar incidente sobre la
atmósfera de la Tierra.
4.1.
Descripción del Modelo
El Modelo de Dos Capas Extendido intenta dar una descripción sencilla de la evolución
de la temperatura superficial del planeta cuando se incrementa o se disminuye el valor
de la constante solar. Esto, de alguna manera, se puede considerar como un desplazamiento orbital del planeta permitiendo obtener temperaturas extremas a partir de las
cuales se determinan los límites de habitabilidad. Este tratamiento representa una mejor aproximación que el Modelo de Temperatura Constante presentado en la sección 1.7
del Capítulo 1, ya que los límites de la Zona de Habitabilidad calculados allí carecen de
consideraciones climáticas y atmosféricas.
El sistema de equilibrio radiativo utilizado esta planteado dentro de un marco unidimensional para el caso de un planeta como la Tierra, en el cual se considera una atmósfera dividida en dos capas plano-paralelas homogéneas e isotrópicas. De esta manera, cualquier variable dependiente sólo puede variar espacialmente en forma perpendicular a la capa. La Figura 4.1.1 muestra un esquema de las capas consideradas. La
capa 1 representa a la Troposfera y la capa 2 constituye la parte alta de la atmósfera,
que comprende desde la Estratosfera hasta la Exosfera.
Capa 2
Atmósfera de la Tierra
Capa 1
Superficie de la Tierra
Figura 4.1.1. Esquema de las capas plano-paralelas del modelo. La atmósfera se divide en dos secciones, la capa 1 representa a la Estratosfera y la capa 2 al resto de la atmósfera de la Tierra. La flecha amarilla representa
la radiación que llega del Sol y la flecha roja la radiación que emite la superficie de la Tierra.
57
4.1.1. Consideraciones iniciales del modelo
A partir de la constante solar se estima que el flujo medio que incide por metro cuadrado en el tope de la atmósfera es de 340 ⁄ . La Figura 4.1.2 muestra todas las interacciones atmosféricas consideradas entre la energía solar incidente
(flecha amarilla), la energía emitida por la capa 1 y 2, dadas por
y
(flechas naranjas) y la energía emitida por la superficie
(flecha roja).
Las absorciones atmosféricas están parametrizadas con coeficientes de absorción en
dos rangos de longitudes de onda, en el visible entre los 0.4 y 0.7 μm y en el infrarrojo
entre los 7 y 15 μm. El modelo presenta una simplificación importante ya que los valores de estos coeficientes se mantienen fijos durante todas las variaciones de distancias.
Estos valores se presentan en la Tabla 4.1.1.
Se incluye los factores climáticos más relevantes, dados por el efecto invernadero y el
albedo generado por una cobertura parcial de nubes. Como se explicó en la sección
3.3.1, la formación de nubes agua16 en la Troposfera modifica el equilibrio radiativo que
tendría nuestro planeta si éste contara con una atmósfera limpia (sin nubes). Esta consideración es tenida en cuenta ya que se adoptan dos configuraciones en el modelo; sin
formación de nubes, parametrizada por el factor
y con formación de nubes, parametrizada por
. Cabe destacar que en este trabajo sólo se va a considerar la contribución generada por las nubes bajas que en promedio cubren un 40%
de la
superficie de la Tierra (Wyant et al 2006). Este valor adoptado de es un promedio
global, ya que el fenómeno depende de la latitud del lugar.
La formación de nubes se genera a partir de un segundo flujo de calor ( ) transmitido al aire desde la superficie. Este parámetro representa a las corrientes convectivas
que transportan parcelas de aire húmedo hacia arriba y al llamado “calor latente” de
evaporación necesario para evaporar el agua de la superficie.
El efecto invernadero está representado, en primer lugar, por el flujo de energía que
emite la capa 1 dado por
, donde es un factor de emisión que establece que la capa debe emitir más energía hacia la superficie que hacia la capa 2, ya que el gradiente
térmico en esta zona es negativo. El otro factor que contribuye con este efecto es la reflexión que generan las nubes sobre la radiación que emite la superficie dado por
.
Como consideración final, se supone que la emisión de la capa 2 hacia la capa 1 es
despreciable, de manera que esto no contribuye a alterar la temperatura superficial pero si mantiene el equilibrio radiativo en la parte superior.
16
Cualquier planeta que contenga elementos condensables en su atmósfera va a tener la capacidad de generar nubes. Por
ejemplo, Venus tiene nubes de ácido sulfúrico y Marte de dióxido de carbono.
58
Figura 4.1.2. Diagrama de las interacciones atmosféricas propuestas en el modelo de dos capas extendido con los
distintos flujos de energía.
Tabla 4.1.1 Determinación de los parámetros atmosféricos
Energía incidente
Radiación de onda
corta (0.4-0.7) μm
Radiación de onda
larga (7-15) μm
Efecto
Sin nube
(1-f)
Con nubes
(f=0.4)
Referencias
2
Absorción
0,03
0,03
1
1
Absorción
0,17
0,17
1
Superficie
Reflexión
0,07
0,07
2
1
Reflexión
-
0,7
3
1
Absorción
0,7
-
4
1
Absorción
-
1
*
2
Absorción
0,1
0,1
*
1
Absorción
1
1
*
Nubes
Reflexión
-
0,01
*
1
Emisión
0,69
0,69
*
Capa
Parámetro
1 (Barry & Chorley, 2003)
2 (Pallé, 2005)
3 (Marshall & Alan Plumb, 2008)
4 (Wayne, 2000)
* (Parametro ajustado por el modelo)
59
4.2.
Ecuaciones de Equilibrio Radiativo
Por medio de los parámetros adecuados, los flujos de energía presentados en la Figura 4.2.1 se expresan como funciones de la radiación solar , la radiación emitida en
la superficie
y la radiación emitida por la capa 1 .
Parte Izquierda (1-f). Si
medio de los parámetros
a.
la fracción
b.
la fracción
[
c.
la fracción
[
d.
la fracción [
es el flujo de energía solar incidente en la atmósfera, por
,
y
es posible expresar:
absorbida por la capa 2,
] absorbida por la capa 1,
] reflejada por el albedo superficial,
]
absorbida por la superficie.
Parte de la energía que absorbe la Tierra se re-emite en radiación de onda larga
y parte se utiliza para generar procesos de convección y evaporación ( ). Esto puede
ser representado de la siguiente manera:
e.
la fracción
es absorbida por capa 1,
f.
la fracción
g.
la fracción [
h.
Toda la energía ( ) se absorbe en la capa 1
[
] es absorbida por la capa 2,
]
es liberada al espacio.
La capa 1 se incrementa su temperatura al absorber energía y emite radiación infrarroja. La tasa de emisión depende de la temperatura de la atmósfera según
.
Luego:
i.
la fracción
es absorbida por la superficie,
j.
la fracción
k.
la fracción [
[
] es absorbida por la capa 2,
]
es liberada al espacio.
Parte derecha (f). De la misma manera, si
atmósfera, por medio de los parámetros ,
l.
la fracción
m.
la fracción
[
n.
la fracción
[
o.
la fracción
[
p.
la fracción [
es el flujo de energía solar incidente en la
,
y
es posible expresar:
absorbida por la capa 2,
] absorbida por la capa 1,
] reflejada por el albedo de las nubes,
] reflejada por el albedo superficial,
]
absorbida por la superficie.
60
Nuevamente, parte de la energía que absorbe la Tierra se re-emite en radiación de
onda larga y parte se utiliza para seguir generando procesos de convección y
evaporación, ahora necesarios para mantener la cobertura de nubes. Esto puede ser
representado de la siguiente manera:
q.
la fracción
es reflejada por la superficie de las nubes,
r.
la fracción
s.
Toda la energía ( ) se absorbe en la capa 1.
[
] es absorbida por la capa 1,
La capa 1 se incrementa su temperatura al absorber energía y emite radiación infrarroja. Obteniendo:
t.
la fracción
es absorbida por la superficie,
u.
la fracción
v.
la fracción [
[
] es absorbida por la capa 2,
]
es liberada al espacio.
Suponiendo condiciones de equilibrio termodinámico local, se puede obtener el balance de energía a nivel superficial como:
{
}
{
}
,
(26)
el primer término de (26) hace referencia al caso sin cobertura de nubes (1-f) y el segundo al caso con nubes (f). En ambas ecuaciones, los factores positivos son flujos de
energía entrantes a la superficie de la Tierra y los negativos salientes. La ecuación anterior ser puede escribir en forma reducida de la siguiente manera:
.
(27)
El cálculo para el balance de energía en la capa 1 y la capa 2 se consigue utilizando
los mismos argumentos. De forma que, para la capa 1 se obtiene:
(
)
,
(28)
y para la capa 2:
.
(29)
Resolviendo el sistema de ecuaciones (27), (28) y (29) se pueden obtener las distintas
temperaturas de las capas como:
61
(
)
(30)
(
)
(31)
Donde,
(
),
.
Por otro lado, para lograr una descripción completa del problema necesitamos conocer la temperatura que tiene la Tierra en el tope de la atmósfera. Esta temperatura está
dada por la ecuación (18).
(
donde
)
(32)
es el albedo planetario, definido como:
(33)
4.3.
El factor
y la Cobertura de Nubes
Como se mencionó en la sección 4.1, el parámetro es el encargado de generar las
condiciones iniciales para la formación de las nubes. Es de esperar, entonces, que este
factor sea proporcional a la cantidad total de energía que incide sobre la superficie del
planeta dada por
como:
(34)
el primer término a la derecha de (34) corresponde al flujo de energía total emitido por
el Sol que es efectivamente absorbido por la superficie. El segundo y tercer término hacen referencia a radiación que llega al suelo por efecto invernadero,
es la fracción
de energía emitida hacia abajo por la capa 1 y
es la fracción de energía irradiada
por la superficie que se refleja en la cobertura de nubes y es devuelta nuevamente al
suelo. De esta manera, queda establecido por:
,
(35)
mientras que el factor de cobertura de nubes , se dedujo del trabajo de Slingo (1987)
como:
,
(36)
62
donde los factores a y b se definieron para establecer una cobertura de nubes
en 1 UA, obteniendo
y
Hay que tener en cuenta que esta parametrización responde sólo a nubes de tipo convectivas, o sea, formadas a partir de
convección y evaporación.
4.4.
Resultados Obtenidos
4.4.1. Temperaturas
Utilizando el Modelo de Dos Capas Extendido presentado en la sección anterior se obtuvieron las temperaturas de la superficie, de la capa 1 y la del tope de la atmósfera para la Tierra. La Figura 4.4.1 muestra la evolución de estas tres temperaturas en función
de la distancia del planeta a la estrella. La curva sólida roja muestra la temperatura superficial del planeta, la curva verde la temperatura de la capa 1 y la curva azul la temperatura al tope de la atmósfera. Las líneas de puntos horizontales representan las
temperaturas de evaporación y congelamiento del agua a 1 atmósfera de presión.
Se puede notar que en el intervalo de 0.4 - 1.4 UA la temperatura de la capa 1 es
siempre mayor que la temperatura al tope de la atmósfera. Esto se debe principalmente
a que la cobertura y el volumen de las nubes aumentan considerablemente a medida
que se tiene más energía disponible para generar convección y evaporación. Esta cobertura densa de nubes produce un incremento del albedo planetario disminuyendo la
temperatura al tope de la atmósfera según la ecuación (32), mientras que las mismas
absorben una gran cantidad de energía infrarroja emitida por la superficie aumentando
la temperatura
de la capa 1. Más allá de 1.4 UA el efecto se revierte a causa de la
disminución en la cobertura de nubes. Esto genera una disminución en el albedo planetario incrementando la temperatura al tope de la atmósfera, mientras que se absorbe
muy poca energía en la capa 2, causando una disminución en la temperatura de esta
zona.
La Figura 4.4.1 también muestra que a medida que nos alejamos de la estrella, la distancia relativa entre la curva de temperatura superficial (roja) y la de temperatura de la
capa 1 (verde) comienza a disminuir. Este efecto puede notarse mejor en la parte superior derecha de la misma figura (Figura 4.4.1), donde se relaciona
en función de la distancia orbital. Se observa que
se reduce en
en las 2 UA en la que
se desarrolla el modelo. Este resultado se atribuye a una disminución de la cubertura
de nubes, lo que a su vez causa una merma del efecto invernadero que éstas generan
(ver capítulo 3).
La Tabla 4.4.1 muestra los resultados del modelo para seis distancias específicas. Las
temperaturas de las distintas zonas se exponen en las últimas tres columnas, el albedo
planetario
y la fracción de cobertura de nubes en la tercera y cuarta columna, respectivamente. En particular, se encuentra que la temperatura superficial de nuestro
planeta a 1 UA es de 288.66 K (15.5 °C), la temperatura de la capa 1 es de 251.11 K (22.04 °C) y la del tope de la atmósfera es de 247.11 K (-26.04 °C).
63
Figura 4.4.1. Variaciones de temperaturas para un planeta como la Tierra en función de la distancia al Sol. La curva roja representa
la temperatura superficial promedio, la curva verde la temperatura promedio de la capa 1 y la curva azul la temperatura al tope de
la atmósfera. La imagen superior derecha corresponde a la variación relativa entre la temperatura superficial y la de la capa 1.
Tabla 4.4.1. Parámetros físicos planetarios determinados con el Modelo de Dos Capas Extendido
Distancia (UA)
⁄
0.4
1928.10
0.70
0.70
379.90
336.60
314.70
0.7
694.11
0.53
0.56
325.46
286.08
274.77
1
340.11
0.38
0.45
288.66
252.11
247.11
1.5
151.16
0.19
0.30
247.62
214.46
215.44
1.9
94.21
0.11
0.20
223.07
192.07
195.97
2.4
59.05
0.07
0.09
198.60
169.85
176.14
4.4.2. Albedos y cobertura de nubes
Como se expresó en el Capítulo 3, el albedo planetario es un factor muy importante
para mantener el equilibrio térmico de nuestro planeta. La Figura 4.4.2 muestra la
variación en función de la distancia orbital del albedo de nube (línea a puntos), dado
por la ecuación (24), de la cobertura de nubes (línea gris), dada por la ecuación (36), y
del albedo planetario (línea continua), dado por la ecuación (33).
64
La Figura 4.4.2 muestra que el albedo de la nube crece en forma proporcional a la
cantidad de energía que se tiene disponible para incrementar . Este parámetro
incrementa el contenido de agua líquida (LWC) dentro de las nubes aumentando su
altura y también su profundidad óptica . Por otro lado, el albedo planetario es un
factor que depende del albedo de la nube, pero que está muy regulado por la fracción
de cobertura de nubes que presenta una variación casi lineal en el rango de distancias
establecido.
La Tabla 4.4.2 muestra el valor numérico de en la segunda columna, de en la
tercera, de
en la cuarta y de en la última columna, en el mismo rango de
distancias de la Tabla 4.4.1. El modelo, para el caso de la Tierra proporciona un valor
⁄ , una altura promedio para las nubes de
de evaporación/convección de
, un contenido de agua líquida de 0.19 y un valor de
.
Figura 4.4.2. Variaciones del albedo planetario (línea continua), de la cobertura de nubes (línea continua gris) y del albedo de la
nube (línea a punto) para un planeta como la Tierra en función de la distancia al Sol.
Tabla 4.4.2. Parámetros físicos de las nubes obtenidos por el Modelo de Dos Capas Extendido
Distancia (UA)
⁄
⁄
0.4
273.7
1824.7
0.6
224.8
0.7
147.2
981.4
0.3
65.1
1
90.7
606.5
0.2
24.8
1.5
49.1
327.5
0.1
7.2
1.9
32.3
215.2
0.06
3.1
2.4
20.2
134.9
0.04
1.2
65
4.4.3. Determinación de la Zona de Habitabilidad
Para determinar la Zona de Habitabilidad resulta apropiado utilizar las condiciones
físicas y químicas del agua (ver sección 1.4). En nuestro modelo, el flujo efectivo
neceario para lograr una temperatura promedio superficial de 373 K, requerido para
poder evaporar agua, es
. El indispensable para lograr una temperatura
promedio de 273 K, suficiente para congelar agua, es
. Estos dos valores de
flujos efectivos combinados con la ecuación (7) de la sección 1.6 y los valores de temperatura efectiva ( ) y radio ( ), para estrellas de Secuencia Principal, tomados del trabajo de Habets & Heintze (1981), permiten obtener la Zona de Habitabilidad para un
planeta como la Tierra.
La Figura 4.4.3 muestra la delimitación de la Zona de Habitabilidad para un planeta tipo Tierra dentro de la región comprendida por las líneas rojas. El modelo determina
que esta región para una estrella de tipo espectral A0 (10000 K) resulta comprendida
entre 2 y 5.3 UA, la de una estrella G0 (5950 K) entre 0.5 y 1.4 UA y la de una estrella de
tipo M0 (3700 K) está ubicada entre 0.12 y 0.32 UA. Extendiendo los límites encontrados con el Modelo de Temperatura Constante. En la Figura 4.4.3 se introdujo el Sistema
Solar a escala, permitiendo observar que la región habitable para un planeta tipo Tierra
se puede dilatar hasta la posición actual de Venus. Esta extensión en el límite inferior
se asocia al efecto negativo que tienen las nubes sobre la temperatura superficial del
planeta generado por el albedo planetario.
10
A0
F0
G0
K0
Masa (M )
1
M0
0,1
0,01
0,1
1
10
100
Distancia (UA)
Figura 4.4.3. La franja delimitada por las líneas continuas rojas indica la Zona de Habitabilidad para estrellas de distintos
tipos espectrales según el Modelo de Dos Capas Extendido. A modo de referencia, se muestran las posiciones de los planetas
de Sistema solar.
66
La introduccion de la nubes dentro del modelo resulta impresindible en la
determinacion de la Zona de Habitabilidad. La Figura 4.4.4 muestra que el limite interior
obtenido con el Modelo de Dos Capas Extendido se dilate gradualmente con respecto al
Modelo de Temperatura Constante y al modelo de Kasting et al (1993). El limite externo
sin embargo, muestra menor variabilidad, siendo el mas exterior el obtenido por
Kasting et al (1993).
Masa (M )
10
1
0,1
0,1
1
10
Distancia (UA)
Figura 4.4.4. Comparacion entre las Zonas de Habitabilidad obtenidas con los distintos modelos. La franja delimitada por
líneas continuas rojas indica la Zona de Habitabilidad del modelo de dos capas extendido, la de linea a trazos indica la Zona de
Habitabilidad del modelo de temperatura constante y la de linea a puntos la del modelo de Kasting et al (1993). Estas regiones
están calculadas para estrellas en un rango acotado de masas, en funcion de la distancia orbital.
4.5.
Análisis de Estabilidad
Resulta importante establecer cuán sensible resulta este modelo cuando se producen
fluctuaciones debidas a la interacción entre forzamientos y retroalimentaciones
generadas por las variaciones en los coeficiente de absorción, emisión y reflexión.
El análisis de sensibilidad no se puede realizar mediante un sistema diferencial
analítico dado que existe una estrecha relación entre los coeficientes atmosféricos y las
temperaturas que definen el sistema. Esto se puede notar en el conjunto de ecuaciones
⁄
(30) y (31), donde por ejemplo, para realizar
en forma analítica hay que considerar a
, lo que a su vez modifica la temperatura superficial
y que
según la ecuación (34) volvería a modificar a . Por este motivo, el análisis de estabilidad dado por:
67
⏞
⏞
⏞
⏞
,
(37)
,
(38)
se realiza en forma numérica. Todas las derivadas se calculan suponiendo un incremento del 1% en los parámetros atmosféricos que se mantienen constantes durante la
evolución del modelo. El parámetro
no se incluye en este análisis dado que las variaciones de
y
no dependen de este factor. Notar que los dos primeros términos
de la derecha de ambos diferenciales representan las variaciones debidas a las absorciones de los coeficientes de onda corta, mientras que los últimos tres términos son variaciones debidas a los coeficientes de onda larga.
Las Figuras 4.5.1 a la 4.5.6 muestran el valor numérico de las derivadas de en rojo
y de
en azul en función de la distancia orbital. La Figura 4.5.1 expone que las variaciones de ambas temperaturas son negativas frente a un incremento de . Esto implica
una disminución en ambas temperaturas siendo más afectada la temperatura superficial. La Figura 4.5.2 muestra que la variación de es negativa mientras que la de
es
positiva frente a un incremento de . Esto resulta coherente teniendo en cuenta que
es el coeficiente de absorción de la capa 1, y por lo tanto, al aumentar este parámetro,
aumenta
ocacionando que un menor flujo de energia llegue a la superficie,
disminuyendo el valor de .
Las derivadas con respecto a
y
presentan una variación aproximadamente
constante con la distancia orbital, siendo más evidente para el caso de las derivadas
con respecto a . Esto resulta interesante dado que la variacion de estos parámetros no
implicaria un cambio en la pendiente de las curvas de temperaturas representadas en
la Figura 4.4.1.
Figura 4.5.1. Variaciones de 𝑇𝑆 en rojo y de 𝑇𝐴 en azul con respecto a 𝛼 en función de la distancia orbital.
68
Figura 4.5.2. Variaciones de 𝑇𝑆 en rojo y de 𝑇𝐴 en azul con respecto a 𝛼 en función de la distancia orbital.
Las variaciones de temperatura con respecto a
se muestran en la Figura 4.5.3. En
este caso, se debe notar que el incremento del coeficiente repercute en un aumento de
ambas temperaturas, siendo más marcado en
. Aquí se observa un cambio de
tendencia con respecto a los dos casos anteriores ya que esta vez las variaciones de
temperatura dependen de las distancias, aumentando 20 K en 2UA.
Las variaciones de temperatura con respecto a expuestas en la Figura 4.5.4 vuelven
a mostrar dependencia con la distancia, pero manteniendo una pendiente negativa.
Esto causa que el efecto sea más importante a distancias cercanas a la estrella. Lo
destacable de esta Figura (Figura 4.5.4) con respecto a las anteriores, es que la
temperatura más sensible a este parametro es , ubicando a la curva roja por encima
de la azul. Esta misma tendencia se observa en la Figura 4.5.5, en las que las
variaciones de las temperaturas con respecto a decrecen con la distancia orbital hasta
un valor muy cercano a cero.
Figura 4.5.3. Variaciones de 𝑇𝑆 en rojo y de 𝑇𝐴 en azul con respecto a 𝛼 𝑠 en función de la distancia orbital.
De esta manera, podemos establecer cuál será la variación de temperatura a
cualquier distancia en función de los coeficientes atmosféricos. Por ejemplo,
y
a
1 UA considerando un variacion de un 10% en todos los parametros se calculan como:
obteniendo,
y
,
(39)
,
(40)
.
69
Figura 4.5.4. Variaciones de 𝑇𝑆 en rojo y de 𝑇𝐴 en azul con respecto a 𝛽 en función de la distancia orbital.
Figura 4.5.5. Variaciones de 𝑇𝑆 en rojo y de 𝑇𝐴 en azul con respecto a 𝛾 en función de la distancia orbital.
Las variaciones de temperaturas antes expuestas son significativas, pero cabe
destacar que se introdujo una variación simultánea importante.
7.6.
Comentarios Finales del Capitulo 4
El presente capítulo describe el Modelo de Dos Capas Extendido. En primer lugar se
plantean las condiciones iniciales del modelo, que se pueden resumir de la siguiente
manera:
Una atmósfera plano-paralela dividida en dos capas externas más una
capa interna que simula la superficie de la Tierra.


La atmósfera es homogénea e isotrópica en cada una de las capas.
El flujo de energía solar incidente se distribuye en forma homogénea en
toda la superficie.

Los coeficientes atmosféricos absorben radiación en forma selectiva, en
la región visible e infrarroja del espectro, manteniéndose constantes durante todo el desarrollo numérico.

70
Se incluyen dos efectos climáticos importantes, la cobertura de nubes y
el efecto invernadero creado por las mismas.

Posteriormente, se presentan las ecuaciones de equilibrio radiativo obtenidas en
función de los coeficientes atmosféricos propuestos, a partir de las cuales se obtienen
las temperaturas de las distintas capas del modelo, expuestas en la Figura 4.4.1.
Mediante estas temperaturas, que son presentadas y discutidas en la sección 4.4.1, se
determina la Zona de Habitabilidad para un planeta tipo Tierra en un amplio rango
espectral que va desde las estrellas A0 a las M0. La región habitable determinada con
este modelo presenta marcadas diferencias con respecto al límite interior, pero no con
respecto al límite exterior. Por ejemplo, el limite interno para una estrella de 1
obtenido con el Modelo de Dos Capas Extendido es de 0.44 UA, el obtenido con el Modelo
de Temperatura Constante es de 0.61 UA y el obtenido por Kasting et al (1993) es de 0.85
UA. Mientras que los limites externos obtenidos son, 1.18 UA, 1.11 UA y 1.4 UA
respectivamente.
Por último, el análisis de sensibilidad que se realizó determinó que los parámetros
atmosféricos más influyentes en la variación de la temperatura son y , no sólo por
su valor numérico, sino que también por su variabilidad con la distancia.
71
Conclusiones
En este Trabajo Especial se presentaron dos modelos para determinar la Zona de
Habitabilidad Estelar. El primero de ellos, denominado Modelo de Temperatura Constante
calcula esta región teniendo en cuenta la Luminosidad de la estrella central y la
temperatura promedio que tiene nuestro planeta de 288 K. Los resultados muestran
que:
a) La Zona de Habitabilidad para una estrella de tipo espectral A0 (10000 K) resulta
comprendida entre 2.7 y 5 UA, la de una estrella G0 (5950 K) entre 0.73 y 1.33
UA y la de una estrella de tipo M0 (3700 K) esta ubicada entre 0.16 y 0.3 UA.
b) La Zona de Habitabilidad se desplaza hacia el exterior a medida que aumenta la
temperatura de la estrella central.
Posteriormente, se seleccionaron aquellas estrellas que, eventualmente, pueden
mantener planetas potencialmente habitables. Este criterio de selección está
fundamentado en dos factores. El primero de ellos se basa en que la vida se formó en
nuestro planeta luego de 2000 millones de años (Forguet 1998), lo cual implica que
una estrella necesita tener períodos de estabilidad de al menos ese orden. Esto ocurre,
principalmente, en la Secuencia Principal. El segundo queda establecido teniendo en
cuenta que el desarrollo de una biosfera dentro de un planeta necesita del ciclo díanoche para poder mantenerse y evolucionar, característica que se pierde cuando un
planeta entra en rotación tidal con su estrella. De esta manera, se determinó el grupo
de estrellas denominadas astrobiológicamente interesantes dadas por los tipos espectrales
F, G y K, con masas entre 0.6 y 3
.
Consecuentemente, utilizando la Teoría de la Evolución Estelar, se realizó un estudio
para ver si este conjunto seleccionado de estrellas podía tener tiempos de estabilidad
mayores a 2000 millones de años en otras etapas evolutivas (fuera de la Secuencia
Principal) tales como: la Rama de Subgigantes y la Rama de las Gigantes. Este análisis
arrojó los siguientes resultados:
a) Las estrellas de 0.6
tienen tiempos de vida mayores a 2000 millones de años
en las tres etapas evolutivas analizadas, Secuencia Principal, Rama de Subgigantes y Rama de Gigantes.
b) Las estrellas de 1
poseen tiempos de estabilidad suficientemente largos en
Secuencia Principal y en la Rama de Subgigantes.
c) Las estrellas de 1.5
pal.
cumplen esta condición solamente en Secuencia Princi-
d) Las estrellas de 3
no poseen etapas evolutivas suficientemente prolongadas
para el desarrollo de la vida, fuera de la Secuencia Principal.
72
Asimismo este estudio mostró que en todos los casos hay una rápida expansión de la
mencionada Zona de Habitabilidad hacia el exterior del sistema, a medida que la estrella
evoluciona y aumenta su luminosidad. Esta expansión ocurre para edades del orden de
1.1x1010 años para estrellas de 0.6
y de sólo 3.6 x108 años para 3
(ver Figuras
2.5.1 a 2.5.4).
El segundo modelo que se utilizó para determinar la Zona de Habitabilidad es el Modelo
de Dos Capas Extendido, el cual tiene en cuenta criterios de tipo planetarios tales como:
una cubierta atmosférica, el efecto invernadero y la presencia de nubes. Este modelo
permite establecer, en primera aproximación, cómo varía el comportamiento de la
temperatura en las distintas capas consideradas mostrando que:
a) En el intervalo de 0.4 - 1.4 UA, la temperatura de la capa 1 es siempre mayor
que la temperatura al tope de la atmósfera. Mientras que más allá de 1.4 UA el
efecto se revierte.
b) El gradiente de temperatura entre la superficie y la capa 1 se reduce en casi 20
K.
c) La temperatura superficial obtenida para nuestro planeta a 1 UA es de 288.66 K
(15.5 °C), la temperatura de la capa 1 es de 251.11 K (-22.04 °C) y la del tope de
la atmósfera es de 247.11 K (-26.04 °C).
d) El albedo planetario y la cobertura de nubes crecen en forma proporcional con
el factor (que parametriza la cantidad de energía que se utiliza para convección/evaporación), el cual se incrementa a medida que nos acercamos a la estrella.
e) La Zona de Habitabilidad para una estrella de tipo espectral A0 (10000 K) resulta
comprendida entre 2 y 5.3 UA, la de una estrella G0 (5950 K) entre 0.5 y 1.4 UA
y la de una estrella de tipo M0 (3700 K) está ubicada entre 0.12 y 0.32 UA.
f) La introducción de nubes causa que el límite interior obtenido con el Modelo de
Dos Capas Extendido se dilate gradualmente con respecto al Modelo de
Temperatura Constante y al modelo de Kasting et al (1993), obteniendo como
limites internos para el caso de 1
, 0.44 UA, 0.61 UA y 0.85 UA
respectivamente. Mientras que el límite externo muestra una menor
variabilidad, siendo el más exterior el obtenido por Kasting et al, (1993). Donde
nuevamente para el caso de 1
se obtubo: 1.18 UA, 1.11 UA y 1.4 UA,
respetivamente.
Por último, se le realizó un análisis de sensibilidad al Modelo de Dos Capas Extendido
para determinar cuáles son los factores que introducen mayor incertidumbre en la
determinación de las temperaturas. Los resultados obtenidos indican que a 1 UA, el
cambio en la temperatura superficial es de
y el de la capa 1 es de
, cuando
se varían en forma conjunta los coeficientes atmosféricos en un 10%. Otra observación
73
interesante es que, los coeficientes asociados a absorciones de onda corta (radiación
que llega desde el Sol) no presentan, en promedio, variaciones con la distancia,
mientras que sí lo hacen los coeficientes asociados a interacciones de onda larga
(radiación infrarroja).
74
Consideraciones Finales
El Modelo de Dos Capas Extendido incorpora un factor de cobertura de nubes dado por
Slingo (1987) en el que se deben remarcar dos aspectos fundamentales: el primero es
que sólo se consideraron nubes bajas descartando la formación de nubes altas. Este tipo
de nubes están formadas por cristales de hielo y por lo tanto éstas introducen un calentamiento extra a la superficie del planeta (Houghton 2009). Por otro lado, el segundo
factor que no se ha tenido en cuenta es como influye la profundidad que puede llegar a
tener la nube baja. Esto, afectaría al parámetro cuando estamos considerando una
cubierta nubosa, dado que las nubes son más frías en el tope en comparación con la base. De esta manera, se espera que sea una función creciente de la atura de la nube H.
El efecto invernadero generado por la concentración de gases atmosféricos también es
tenido en cuenta en este modelo y está representado por
que se mantiene con un valor constate durante el desarrollo del mismo. Sin embargo, todo indica que este coeficiente dependería, entre otros aspectos, de la cantidad de vapor de agua lo cual es variable con la temperatura. Por lo tanto, es de esperar que a medida que nos acercamos a
la estrella este factor se incremente. Una propuesta es considerar cuanto absorbe una
cierta concentración de vapor de agua en una columna de 1 cm2 de aire. Esta concentración va a depender de la presión parcial de saturación de vapor que se calcula según
la Ley de Magnus, permitiendo evaluar, sólo en función de la temperatura, la concentración de vapor de agua que puedo llegar a tener en la columna propuesta y así conocer el valor del coeficiente
para cada valor de temperatura. La Figura A2, muestra
en su parte inferior cómo es el comportamiento de este coeficiente en función de la
Temperatura.
La Figura A2 en su parte superior, muestra una nueva distribución de temperatura con
respecto a la Figura 4.4.1, que surge al introducir este coeficiente variable en el modelo.
En ella se puede notar que la región interior a 1 UA es muy parecida al caso de
constante. Sin embargo, a grandes distancias los cambios son notables. Por ejemplo: se puede ver que la temperatura de planetaria de cuerpo negro dada por la línea azul es mayor que la temperatura de la capa 1 dada por la línea verde. Si bien estos resultados son
parciales, los mismos muestran refinamientos en los coeficientes que pueden llevar a
distribuciones más realistas de la temperatura demandando futuras líneas de investigación.
75
Figura A1. La parte superior muestra el comportamiento de la nueva distribución de temperaturas obtenidas al
considerar 𝛼 𝑠 𝛼 𝑠 𝑇 . La parte inferior detalla la variación del parámetro 𝛼 𝑠 con la distancia.
Por otro lado, se debe destacar que las consideraciones que se tuvieron en cuenta en este trabajo para determinar la Zona de Habitabilidad son de algún modo necesarias pero
no suficientes. Muchos autores plantean, por ejemplo, que un planeta potencialmente
habitable debe tener un tamaño límite necesario, no solamente para garantizar la presencia de océanos en la superficie, sino también la de una atmósfera protectora. En
efecto, éstas dos consideraciones sugieren que un planeta debe tener una velocidad de
escape alta para poder retener la mayor cantidad de elementos volátiles de los
impactos tardíos de los asteroides y cometas, que según las teorías más aceptadas,
serían los causantes de la formación del agua en la Tierra (ver Morbidelli et al. 2000,
Raymond et al. 2008). Esto permite establecer un límite inferior de masas de 0.7
(masas terrestres). Por otro lado, no habría un claro límite superior de masa basado en
la biología o en la dinámica atmosférica, pero algunos estudios revelan que la
formacion de los planetas terrestres no superaría a 2.5
(Raymond et al. 2008).
Otra cuestión fundamental que surge del tamaño del planeta es la necesidad de sostener una actividad tectónica por períodos geológicamente importantes, en una escala de
miles de millones de años, requerida también para mantener en forma estable un campo magnético que proteja la superficie planetaria de partículas energéticas biológicamente dañinas (Porto de Mello 2010).
Pensando en la habitabilidad planetaria en un contexto más general, surge un factor
poco mencionado: la órbita de una estrella alrededor de la Galaxia. La principal motivación para este nuevo enfoque se origina en el ambiente galáctico en el que se encuen76
tra el sistema planetario, lo que podría, bajo interpretaciones recientes, ofrecer peligro a
largo plazo de eventos catastróficos con potencial de provocar extinciones en masa
(Porto de Mello 2010). Por ejemplo, la proximidad de una estrella a los brazos espirales
hace más probable que ésta se someta a la explosión cercana de una supernova
generando un efecto devastador sobre la biosfera a distancias inferiores a 10 parsecs
(Gehrels et al. 2003). Encuentros puramente gravitacionales cercanos, con objetos muy
masivos presentes en los brazos espirales, como las nubes moleculares gigantes y regiones de concentración de formación estelar, perturbarían la Nube Cometaria de Oort
(Clube & Napier 1982) generando inestabilidades que podrían repercutir en el ingreso
de objetos masivos al Sistema Solar interior aumentando la probabilidad de colisión
con los planetas terrestres.
Todas estas consideraciones, muestran que la determinación de la Zona de Habitabilidad
puede ser un tema tan complejo como se quiera generando trabajos interdisciplinarios
entre varias ramas de la ciencia.
77
Referencias
Barry, R. G., & Chorley, R. J. (2003). Atmosphere, Weather and Climate (Eighth ed.). New Fetter
Lane: Routledge.
Billings, L. e. (2006). The Astrobiology Primer: An Outline of General Knowledge.
Boucher, O., & Lohmann, U. (1995). The sulfate-CCN-cloud albedo effect A sensitivity study
with two general circulation models. Tellus, 281-300.
Clube, S. V., & Napier, W. M. (1982). Spiral Arms, Comets and Terrestrial Catastrophism.
Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 23, 45-66.
Cohen Stuart, M. A., Besseling, N. A., & Fokkink, R. G. (1998). Formation of Micelles with
Complex Coacervate Cores. Langmuir, 6846-6849.
Döllinger, M. P., Hatzes, A. P., Pasquini, L., Guenther, E. W., & Hartmann, M. (2009). Planetary
companions around the K giant stars 11 Ursae Minoris and HD 32518. A&A, 1311 1317.
Fernández, J. A. (2010). Cometas y su relevancia para el origen y desarrollo de la vida. En G.
Lemarchand, & G. Tancredi (Ed.), Astrobiología: del Big Bang a las Civilizaciones. I,
págs. 123-146. Montevideo, Uruguay: UNESCO 2010 Oficina Regional de Ciencia para
América Latina y el Caribe.
Forget, F. (1998). Habitable Zone around other Stars. Earth, Moon and Planets, 81(1), 59-72.
Forget, F., & Pierrehumbert, R. T. (1997). Warming early Mars with carbon dioxide clouds that
scatter infrared radiation. Science, 1273-1276.
Fortes, A. D. (2000). Exobiological Implications of a Possible Ammonia–Water Ocean inside
Titan. Icarus, 146, 444-452.
Gale, J. (2009). Astrobiology of Earth. The emergence, evolution, and future of life on a planet
in turmoil. New York: Oxford University Press .
Gehrels, N., Laird, C. M., Jackman, C. H., Cannizzo, J. K., Mattson, B. J., & Chen, W. (2003).
Ozone Depletion from Nearby Supernovae. The Astrophysical Journal, 585, 1169-1176.
Gilliland, R. L. (1988). SOLAR EVOLUTION. Palaeogeography, Palaeoclimatology, Palaeoecology
(Global and Planetary Change Section), 35-55.
Girardi, L., Bressan, A., Bertelli, G., & Chiosi, C. (2000). Evolutionary tracks and isochrones for
low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M⊙, and from Z = 0.0004 to 0.03.
ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS.
Goode, P. R., Qiu, J., Yurchyshyn, V., & Hickey, J. (2001). Earthshine Observations of the Earth's
Reflectance. GEOPHYSICAL RESEARCH LETTERS, 28(9), 1671-1674.
78
Grießmeier, J. M., Stadelmann, A., Grenfell, J. L., Lammer, H., & Motschmann, U. (2009). On
the protection of extrasolar Earth-like planets around K/M stars against galactic cosmic
rays. Icarus, 526-535.
Habets, G. M., & Heintze, J. R. (1981). Empirical bolometric corrections for the main-sequence.
ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS SUPPLEMENT SERIES, 193-273.
Haisch, K. E., Lada, E. A., & Lada, C. J. (2001b). ApJ, 553, L153.
Hartmann, D. L. (1994). Global Physical Climatology. Academic Press.
Houghton, J. (2009). Global Warming The Complete Briefing. New York: CAMBRIDGE
UNIVERSITY PRESS.
Hurley, J. G. (2008). Detection and Retrieval of Clouds from MIPAS. University of Oxford, Tesis
de Doctorado.
Hurley, J. G. (2008). Tesis de Doctorado, Detection and Retrieval of Clouds from MIPAS.
University of Oxford, .
Iben, I. J. (1967). Single and Binary Star Evolution. ARA&A, 5-571.
Imke de Pater, & Lissauer, J. J. (2001). Planetary Sciences. New York: Cambridge University
Press.
Iorga, G., & Stefan, S. (2007). Sensitivity of cloud albedo to aerosol concentration and spectral
dispersion of cloud droplet size distribition. Atmosfera, 247-269.
Jenkins, J. M., Steffes, P. G., Hinson, D. P., Twicken, J. D., & Tyler, G. L. (1994). Radio
Occultation Studies of the Venus Atmosphere with the Magellan Spacecraft. Icarus,
110, 79-94.
Kasting, J. F., & Catling, D. (2003). Evolution of a Habitable Planet. Annu. Rev. Astron.
Astrophys, 429-463.
Kasting, J. F., Whitmire, D. P., & Reynolds, R. T. (1993). Habitable zones around main sequence
stars. Icarus, 108,128.
Lacis, A., & Hansen, J. (1973). A Parameterization for the Absorption of solar Radiation in the
Earth’s Atmosphere . JOURNAL OF THE ATMOSPHERIC SCIENCES , 118-133.
Lazcano, A. (2008). What Is Life? A Brief Historical Overview. CHEMISTRY & BIODIVERSITY, 115.
Lazcano, A. A. (2006). Natural History, 39, 40.
Marshall, J., & Alan Plumb, R. (2008). Atmosphere, ocean, and climate dynamics: an
introductory text. San Diego: Elsevier Academic Press.
79
Menon, S., Brenguier, J., Boucher, O., Davison, P., Del Genio, A., Feichter, J., y otros. (2003).
Evaluating aerosol/cloud/radiation process parameterizations with. JOURNAL OF
GEOPHYSICAL RESEARCH.
Miller, S. L. (1953). Science, 117, 528.
Morbidelli, A., Chambers, J., Lunine, J. I., Petit, J. M., Robert, F., Valsecchi, G. V., y otros. (2000).
Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth. Meteoritics &
Planetary Science(35), 1309-1320.
Mullally, F., Winget, D. E., S, D., Jeffery, E., Thompson, S. E., Chandler, d., y otros. (2008 ).
Limits on Planets around Pulsating White Dwarf Stars. The Astrophysical Journal, 676573.
Nagasawa, M., Thommes, E. W., Kenyon, S. J., Bromley, B. C., & Lin, D. N. (2007). The diverse
origins of terrestrial-planet systems. Protostars and Planets V, 639,654.
Oparin, A. I. (1952). Origin of Life. New York: Dover.
Pallé, E. (2005). Possible satellite perspective effects on the reported correlations between
solar activity and clouds. Geophysical Research Letters.
Pelkowski, J., & Anduckia Avila, J. (2000). Perfiles verticales de temperatura en una atmosfera
semigris con una capa de nubes. Academia Colombiana de Ciencias, 505-520.
Porto de Mello, G. F. (2010). Estrellas astrobiológicamente interesantes: criterios modernos
para la habitabilidad. En G. Lemarchand, & G. Tancredi (Ed.), Astrobiología: del Big
Bang a las Civilizaciones (págs. 77-106). Montevideo: Oficina Regional de Ciencia para
América Latina y el Caribe UNESCO.
Porto de Mello, G., Del Peloso, E. F., & Ghezzi, L. ( 2006). Astrobiology, 6, 308.
Press, F., & Siever, R. (1978). Earth. San Francisco.
Raymond, S. N., Quinn, T., & Lunine, J. I. (2006). High-resolution simulations of the final
assembly of Earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics,. astro-ph.
Rhawn, J., & Wickramasinghe, C. (2011). Genetics Indicates Extraterrestrial Origins for Life: The
First Gene. Did Life Begin Following the Big Bang? Journal of Cosmology.
Rohlfing, D. L. (1975). Coacervate-like microspheres from lysine-rich proteinoid. Origins of Life
and Evolution of Biospheres, 203-209.
Schröder, K. P., & Connon Smith, R. (2008). Distant future of the Sun and Earth revisited. Royal
Astronomical Society, 155–163.
Seager, S., & Deming, D. (2010). Exoplanet Atmospheres. Annual Review of Astronomy and
Astrophysics, 48, 631 -672.
80
Silvotti, R., Schuh, S., Janulis, R., solheim, J. E., Bernabei, S., Østensen, R., y otros. (2007). A
giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V391 Pegasi. NATURE, 189191.
Slingo, J. M. (1987). The development and verication of a cloud prediction. Q. J. R. Meteorol.
Soc.
Stephens, G. L., & Greenwald, J. T. (1991). The Earth's Radiation Budget and Its Relation to
Atmospheric Hydrology. 2. Observations of Cloud Effects. JOURNAL OF GEOPHYSICAL
RESEARCH, 15,325-15,340.
Van de Hulst, H. C. (1957). Light Scattering by Small Particles. New York: John Wiley & Sons.
Villaver, E., & Livio, M. (2007). Can Planets Survive Stellar Evolution? The Astrophysical Journal
, 661-1192.
Wacey, D. R., Kilburn, M., Saunders, M., Cliff, J. D., & Brasier, M. (2011). Microfossils of
sulphur-metabolizing cells in 3.4-billion-year-old rocks of Western Australia. Nature
Geoscience, 4, 698, 702.
Wayne, R. P. (2000). Chemistry of Atmosphere (Third ed.). Oxford: Clarendon Press.
Wyant, M. C., Khairoutdinov, M., & Bretherton, C. S. (2006). Climate sensitivity and cloud
response of a GCM with a superparameterization. GEOPHYSICAL RESEARCH LETTERS.
81