DETERMINACIÓN DE LA ZONA DE...

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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

Córdoba, Marzo de 2012

Autor: Denis Alexander Poffo Directores: Giorgio Caranti, Mercedes Gómez

2

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.

3

Resumen

En este trabajo se proponen y analizan dos modelos para determinar la llamada Zo-

na 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 aproxima-

ción que modelo anterior, ya que además de incorporar consideraciones de tipo este-

lar, 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 estre-

lla 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, exoplane-

tas, 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 chan-ge). 96.15.Hy - Atmospheres. 97.10.Ri - Luminosities; magnitudes; effective temperatures, co-lors, and spectral classification. 96.15.Kc - Composition. 96.15.Lb - Surfaces. 97.82.-j - Extraso-lar planetary systems.

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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. Resultados del Modelo ......................................................................................................... 19

1.7. 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


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

5

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


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 y la Cobertura de Nubes ..................................................................................... 62

4.4. Resultados Obtenidos .................................................................................................................... 63

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

7

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 habi-

tabilidad 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 localiza-

ción 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 ha-

bitable. El concepto de habitabilidad planetaria implica que no sólo deben satisfacerse

condiciones orbitales, sino que también el planeta en cuestión debe ser capaz de desa-

rrollar 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 goti-

tas 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.

8

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 Habitabili-

dad 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 Ha-

bitabilidad 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 soste-

ner condiciones de estabilidad durante tiempos suficientemente prolongados para el

desarrollo de la vida. El Capítulo 3 considera de qué manera la existencia de una atmós-

fera planetaria (con una dada composición química) modifica la Zona de Habitabilidad Es-

telar 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.

9

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 razona-

blemente 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 pila-

res 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 es-

tructura en forma de disco en rotación kepleriana alrededor de un centro de condensa-

ción. 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 coagula-

ción de granos de polvo. Posteriormente, se forman los protoplanetas mediante acre-

ciones 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 úl-

tima 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 in-

terna 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 mo-

dificar 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

10

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).

Por otra parte, se pueden obtener estimaciones del tiempo necesario para la forma-

ción 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 eda-

des de los minerales ricos en plomo denominado fechado radiométrico. Esta técnica

aprovecha el decaimiento natural que sufren los radioisótopos al ser isótopos inesta-

bles. De esta manera, midiendo el tiempo que requiere un elemento inestable para de-

caer en un elemento estable se puede determinar la edad de los meteoritos. Afortuna-

damente, 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 in-

ternos 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

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.

11

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 plane-

tas terrestres) lo que no permitió que el agua condensara, sólo los materiales más re-

fractarios como el Fe, Ni, y diversos óxidos metálicos y silicatos condensaron y consti-

tuyeron 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 dife-

renció rápidamente en varias capas de acuerdo a las distintas densidades de los mate-

riales que lo componían (Figura 1.3.1 panel b). En el centro se depositaron los materia-

les más densos formándose un núcleo rico en hierro y metales. De esta manera, los ma-

teriales 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

12

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 ha-

llados. Se puede notar que tienen formas de vainas tubulares, similar a una cianobacte-

ria3 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 lo-

grado 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 meteori-

tos 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, es-

tablece 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.

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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, hidró-

geno y vapor de agua como ilustra la Figura 1.4.1. Oparin decía que estas sustancias in-

teractuaban con las fuentes de energía de ese entonces que, se supone, eran las descar-

gas eléctricas, la radiación ultravioleta, las fuentes térmicas (dadas por la intensa acti-

vidad volcánica), los bombardeos de meteoritos y/o cometas, etc. A partir de estas in-

teracciones 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.

Recién en el año 1953 se pudo demostrar, al menos en parte, esta teoría. Fue el quí-

mico 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 men-

cionada 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 compues-

tos no volátiles que se hubiesen formado se acumularían en el agua.

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).

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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 as-

pártico 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 supe-

rior.

Tabla 1.4.1. Algunos de los productos formados bajo la condiciones de la Tierra primitiva1

5 Un aminoácido es una molécula orgánica formada en su estructura más básica por H, N, C y O.

Ácidos carboxílicos Nucleicos y ácidos bases Aminoácidos

ácido fórmico Adenina Glicina

ácido acético Guanina Alanina

ácido propionico Xantinas ácido α-aminobutirico

ácidos grasos lineales y ramificados Hipoxantinas Valina

ácido glicolico Citosina Leucina

ácido láctico Uracilo Iso-leucina

ácido succínico Azucares Prolina

Pentosas y hexosas lineales y

ramificados Ácido aspártico

Ácido glutámico

Serina

Treonina

1

2

4

3

1 Tabla extraída del trabajo de Miller (1953).

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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, lípi-

dos y carbohidratos. A medida que se fue comprendiendo mejor la posible constitución

de la atmósfera secundaria, se empezaron a utilizar otros compuestos como precurso-

res. Además del metano, amoniaco e hidrógeno, se incorporaron otras sustancias, tales

como: el ácido sulfhídrico, cianhídrico, formaldehído, monóxido de carbono, etc. De es-

ta gama tan amplia de experimentos surgieron muchos compuestos orgánicos funda-

mentales 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 de-

limitados 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 com-

6 El trifosfato de adenosina (ATP, del inglés Adenosine TriPhosphate) es un nucleótido fundamental en la obtención de energía

celular.

16

plejidad. Las propiedades y características de los coacervados hacen suponer que fue-

ron 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.

17

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 super-

ficie 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 Habitabi-

lidad 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 Habi-

tabilidad 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.

18

Para determinar la Zona de Habitabilidad en el caso particular de nuestro planeta, de-

bemos realizar un balance energético entre la cantidad de energía que ingresa al plane-

ta 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 correspon-

diente a la proyección de la superficie iluminada y luego, re-emitida desde toda la su-

perficie esférica de la Tierra (considerando a la Tierra como un cuerpo negro) tendre-

mos:

, (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 pro-

puesto por Kasting et al. (1993) en el cual se toma como referencias un par de tempera-

turas 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 inci-

dente. El mecanismo que se encarga de realizar la regulación de la temperatura es el ci-

clo “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

19

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.

1.6.1. Resultados del Modelo

En su trabajo, Kasting et al. (1993) encuentran un conjunto de valores del flujo radia-

tivo 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 dis-

tancia 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.

Figura 1.6.1. Ilustración que describe el ciclo de carbono en la Tierra. Figura adaptada del trabajo de Kasting & Catling (2003).

20

se obtiene

(

) [

⁄

(

)

]

(7)

Los límites de la Zona de Habitabilidad se calcularon para tres tipos de estrellas de Se-

cuencia Principal, M0 ( ), G2 ( ) y F0 ( ). Los

valores obtenidos se muestran en la Tabla 1.6.1.

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 molé-

culas de agua por la acción de la radiación ultravioleta del Sol. Este límite de flujo ra-

diativo 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 paula-

tino 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 ra-

10

La troposfera es la capa de la atmósfera que está en contacto con la superficie de la Tierra, tiene alrededor de 20 Km. 11

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.

M0 G2 F0

Límite

Efecto invernadero Descontrolado

Secamiento de los océanos

Primera condensación del CO2

Máximo efecto invernadero

1Tabla 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.

Tabla 1.6.1. Límites de la Zona de Habitabilidad para estrellas de Secuencia Principal de tipos espectrales

M0, G2 (de tipos solar) y F01

21

diación infrarroja re-emitida por la superficie planetaria hacia el espacio. Este punto

corresponde al llamado efecto invernadero máximo, y vale para un equivalente radia-

tivo 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 ra-

diativo 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 pro-

puesto 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 conti-

nuas. A modo de comparación se indica la posición de los planetas del Sistema Solar.

1.7. Un Modelo Simple con Temperatura Constante

En la presente sección se propone un modelo con temperatura constante para la de-

terminación 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 climáti-

co 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

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).

22

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 fun-

ción 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), respectiva-

mente, 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)

23

La Figura 1.7.1 muestra, con líneas continuas rojas, la ubicación de la Zona de Habita-

bilidad 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).

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. Re-

sulta interesante destacar que a pesar de la simplicidad del Modelo de Temperatura Cons-

tante, 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 prime-

ra aproximación, el Modelo de Temperatura Constante permite, entonces, estimar valores

aceptables para los límites de la Zona de Habitabilidad.

A0

F0

G0

K0

M0

0,1

1

10

0,1 1 10 100

Mas

a (M

)

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.

Sistema solar

24

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 clima-

tológico 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 Kas-

ting 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 tar-

días 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

hacia el azul que las estrellas de tipo solar (ley de Wien ⁄ ). Esto hace

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 sola-

mente escala la luminosidad solar al valor correspondiente al del tipo espectral en

cuestión. En el otro extremo, las estrellas tardías tipo M0 con temperaturas superficia-

les 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 tempe-

ratura 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.

25

1.9. Comentarios Finales del Capítulo 1

En el presente capítulo se consideraron distintos factores a tener en cuenta para esta-

blecer 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 men-

cionada 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 de-

termina 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 es-

trellas 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 marcada-

mente durante el proceso evolutivo de la estrella. Este aspecto será abordado en el Ca-

pítulo 2.

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.

26

Capítulo 2 : Zona de Habitabilidad y Evolución Es-

telar

Como se discutió en el Capítulo 1, la Zona de Habitabilidad Estelar depende, básica-

mente, de la luminosidad estelar, parámetro que a su vez cambia marcadamente a me-

dida 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 aproxi-

madamente 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 par-

ticular, sobre los planetas interiores que la orbitan es un tema actualmente muy discu-

tido, 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 asintóti-

ca, así como la perdida de masa que ocurre al formar la nebulosa planetaria, pueden in-

fluir dramáticamente sobre las orbitas e incluso destruir los planetas interiores. Sin

embargo, la evidencia observacional actual parecería sugerir que los planetas acompa-

ñan 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 evoluciona-

das (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 Gi-

gante Roja habría alcanzado las 0.7 UA, estimando así que la distancia orbital del pla-

neta 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 estu-

dios 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

27

alto de la Rama de Gigantes. En general, estos autores estiman que se necesita una se-

paración inicial mínima de 1.15 UA para poder sobrevivir a la expansión que una estre-

lla 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 pro-

ducen las distintas reacciones nucleares, de su composición química y muy fuertemen-

te de su masa. La evolución estelar puede describirse como una interacción o compe-

tencia 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 con-

densación 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 es-

tadio 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, Secuen-

cia 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 dia-

grama 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 tempe-

ratura 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 transfor-

mando hidrógeno en helio (a través del llamado ciclo protón-protón), liberando conse-

cuentemente radiación. Por lo tanto, la estrella no altera significativamente su masa

28

durante muchísimo tiempo. De esta manera, se puede considerar que ésta es la etapa

evolutiva más estable de una estrella.

Resulta interesante para este trabajo estimar cuales son los tiempos de permanecía en

Secuencia Principal para estrellas de diferentes masas. Supongamos entonces, que du-

rante 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 supo-

nemos constante la luminosidad en esta etapa, entonces:

(19)

de manera que:

(20)

Ahora bien, empleado la conocida relación Masa-Luminosidad propuesta por

Iben (1967) se obtiene que

. (21)

Esto sugiere que el tiempo de permanencia en Secuencia Principal depende princi-

palmente e inversamente de la masa estelar. La Tabla 2.2.2, tomada del trabajo de Bi-

llings (2006), lista el tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal de estre-

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 contrac-

ción 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.

29

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 aproxima-

damente 54 mil millones de años. Es decir que, para estrellas de tan baja masa el tiem-

po de permanencia en Secuencia Principal es mayor que la edad del Universo ( 14 mil

millones de años).

Tipo espectral Masa estelar

Tiempo de vida en

Secuencia Principal

(

O5 60.00 0.4

B0 17.50 8

B5 5.90 100

A0 2.90 700

A5 2.00 1800

F0 1.50 3600

F5 1.40 4300

G0 1.05 8900

G5 0.92 12000

K0 0.79 18000

K5 0.67 27000

M0 0.51 54000

M5 0.21 490000

2.2.3. Etapas de Post-secuencia Principal

Las estrellas permanecen en la Secuencia Principal hasta que han agotado aproxima-

damente el 10% de su masa de hidrógeno. La Figura 2.2.3 muestra, de manera esque-

mática, 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 fa-

se 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 trans-

forma en He, y éste se va acumulando en la región central. La combustión del hidró-

geno sigue siendo la única fuente de energía de la estrella, pero esta combustión ya no

Tabla 2.2.2. Tiempos de permanencia en Secuencia Principal 1

1Datos extraídos del trabajo Billings (2006).

30

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 denomi-

na 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, es-

to 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 tra-

vés 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.

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

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 este-

lar durante las distintas etapas de la evolución, correspondiente a las fases de Sub-Gigante y Gigante Roja. Imagen ex-

traída de http://www.khadley.com/courses/astro_122/star_evolution/index.htm.

1

2

3

31

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 Astrobiológicamen-

te Interesantes

En el Capítulo 1, se obtuvo una cota inferior para el tiempo necesario para el desa-

rrollo 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 cua-

drado 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 perio-

dos 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 dis-

tancias, la interacción gravitatoria entre el planeta y la estrella genera una sincroniza-

32

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, to-

mada 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.

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, pode-

mos definir como estrellas astrobiológicamente interesantes a aquéllas con masas entre 0.6

y 3 , correspondes a los tipos espectrales F, G y K (ver Figura 2.3.2).

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).

33

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 evoluti-

vas de las estrellas, fuera o más allá de la Secuencia Principal, lo suficientemente pro-

longadas para permitir el desarrollo de la vida. Con este objetivo se adoptan las trayec-

torias 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.

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 ex-

traída de http://www.khadley.com/courses/astro_122/star_evolution/index.htm.

34

La Figura 2.4.2 muestra las trayectorias evolutivas para 0.6, 1, 1.5 y 3 masas sola-

res. 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 Prin-

cipal, 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 pe-

ríodos 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 es-

tabilidad suficientemente largos para el desarrollo de la vida en las tres etapas evoluti-

vas (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 tiem-

po requerido para el desarrollo de la vida.

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 de-

recha.

35

2.5. Evolución de los Límites de la Zona de Habitabili-

dad

Utilizando el Modelo de Temperatura Constante, presentado en la sección 1.7 del Capí-

tulo 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:

(

)

√

(

)

Masa Duración Secuencia

Principal (106 años)

Duración Rama de las

Subgigantes (106

años)

Duración Rama de las

Gigantes (106 años)

0.6 74900 3900 2000

1 7600 3800 700

1.5 2600 10 200

3 360 10 100

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

3 𝑀 y metalicidad solar1

1Datos obtenidos del trabajo de Girardi et al (2000).

36

establece que los límites de la Zona de Habitabilidad quedan completamente determina-

dos por los valores de y

(es decir, los valores de la constante solar a las distan-

cias 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 evo-

lutivas 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 pa-

ra edades de orden de 7x1010 años.

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 an-

terior, 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 tur-

quesa 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.

Lim

ite

exte

rno e

in

tern

o e

n U

A

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 .

37

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 sis-

tema. 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).

Lim

ite

exte

rno e

in

tern

o e

n U

A

Figura 2.5.2. Panel superior: Evolución en función del tiempo de los límites de la Zona de Habitabilidad para una es-

trella 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 Subgi-

gante. De la misma manera, la línea vertical naranja marca la interface entre el periodo de Subgigante y el de Gigan-

te.

Tiempo (años)

38

La Figura 2.5.4 corresponde a estrellas con 3 La Zona de Habitabilidad experimen-

ta 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.

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.

Tiempo (años)

Lim

ite

exte

rno e

in

tern

o e

n U

A

39


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 lar-

gos 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 condi-

ción sólo se cumple en la etapa de Secuencia Principal.

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.

Tiempo (años)

Lim

ite

exte

rno e

in

tern

o e

n U

A

40

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 estu-

diar 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 con-

sideraciones 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 in-

fluiría esto en la determinación de la Zona de Habitabilidad. La estabilidad estelar es, en-

tonces, una condición necesaria pero no suficiente a la hora de establecer las condicio-

nes 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.

41

Capítulo 3 : Condiciones Climáticas y Atmosféri-

cas. Factores Determinantes para la Habitabilidad

Planetaria

El tema de la habitabilidad, como se mencionó en los capítulos anteriores, está basa-

do 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 corres-

ponde a la capacidad del planeta de, sometido a un ambiente radiativo favorable, efec-

tivamente ser capaz de mantener ecosistemas establecidos por sus adecuadas propie-

dades 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 con-

centra 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 superfi-

cie 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 meteo-

rológicos 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 vo-

42

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 ga-

ses, la atmósfera terrestre contiene también una concentración variable (entre un 1% y

4% del volumen total) de vapor de agua (H2O).

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 defi-

niendo la capa denominada TERMOSFERA y por último la EXOSFERA. Esta distribu-

ción atmosférica que rodea a la Tierra no sólo se manifiesta en nuestro planeta, sino

que también las observaciones y posteriores estudios encuentran distribuciones pare-

cidas tanto en Venus como en Marte.

3.1.2. La atmósfera de Venus

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.

43

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).

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 com-

puesta 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).

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).

Temperatura (K)

Alt

itu

d (

Km

)

44

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 perió-

dica en el brillo de la misma. Este efecto puede medirse con fotometría, técnica que mi-

de la cantidad de luz proveniente de los objetos celestes. Cuando el planeta pasa delan-

te de su astro, la luz de la estrella atravesará a su vez la atmósfera del planeta, absor-

biendo 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 espec-

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.

Temperatura (K)

Alt

itu

d (

Km

)

45

tro del sistema planeta+estrella (B); luego cuando el planeta se oculta detrás de la estre-

lla 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 at-

mósfera la existencia de vapor de agua, metano y dióxido de carbono (Seager &

Deming 2010).

3.2. Consideraciones Climáticas

Los factores climáticos en nuestro planeta están regulados por la cantidad de radia-

ción que incide en la atmósfera y por la composición química que ésta posee. El resul-

tado 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

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.

46

de onda entre 0.5 y 0.7 . A causa de esto, la Tierra recibe, en promedio, 340 ⁄ de

energía.

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:

, (22)

en donde 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 quími-

cos que constituyen la atmósfera de un planeta. Estos elementos químicos que se de-

nominan gases invernaderos tienen la propiedad de ser trasparentes a la radiación so-

lar (región visible del espectro) pero absorben la radiación infrarroja emitida por la su-

perficie 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 atmós-

fera sin gases de efecto invernadero en el que el flujo de energía solar incidente, radia-

ción de onda corta (flecha naranja), llega hasta la superficie de la Tierra en donde es ab-

sorbida 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 in-

vernaderos en la atmósfera, parte de la radiación emitida por la Tierra es devuelta ha-

cia la superficie obteniendo un nuevo equilibrio térmico asociado con una temperatura

superficial . El panel C, muestra cómo cambia el perfil vertical de tempera-

tura superficial del planeta incrementándose de a debido a los gases de efecto in-

vernadero.

47

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.

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.

48

planeta. El CO2 tiene una fuerte banda de absorción entre los 13-17 m constituyéndose

en el segundo gas invernadero en relevancia.

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 sulfú-

rico que cubren completamente el planeta y evitan que la mayor parte de la luz solar

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.

49

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.

1Tabla 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 disminu-

ye 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 con-

densa sobre aerosoles (pequeñas partículas sólidas con tamaños ) suspendidos

en la atmósfera formando las gotas de agua de la nube15 (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 relati-

vas 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.

Planeta Distancia

Media al Sol (10

6 Km)

% del volumen de los principales gases de

efecto invernadero en la atmósfera

Albedo Promedio

Temperatura su-perficial en au-

sencia de efecto invernadero (°C)

Temperatura media obser-

vada (°C)

Efecto in-

vernadero (°C)

Mercurio 58 Sin atmósfera 0.06 167 167 0

Venus 108 > 90 % CO2 muy

denso 0.78 -46 464 510

Tierra 150 0.03 % CO2; 1 %

H2O 0.30 -18 15 33

Marte 228 > 90 % CO2 muy

disuelto 0.17 -57 -53 4

Tabla 3.2.1. Efecto invernadero en los planetas internos del sistema solar1

50

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 morfolo-

gías. Existen tres tipos básicos: las nubes "cirros" (tenues nubes de hielo altas y delga-

das), "estratos" (nubes bajas laminares) y "cúmulos "(nubes muy grandes formando pi-

lares). 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 3.3.3. Distintas variedades de aerosoles. De izquierda a derecha: ceniza volcánica, polen, sal marina y hollín. Imágenes

extraídas de http://earthobservatory.nasa.gov/Features/Aerosols/.

Figura 3.3.4. Representación esquemática de los diez tipos de nubes. Imagen extraída de

http://apollo.lsc.vsc.edu/classes/met130/notes/chapter5/summary.html.

51

Tabla 3.3.2: Características de los diez tipos de nubes1

Grupo Tipo de Nube

Altura de

la base

(Km)

Temperatura

de la base (°C)

Profundidad de

la nube (Km)

Fase de las par-

tículas

Altas

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

Me-

dias

Altoestratos 3:8 −30:−10 1:3 Hielo o mixto

Altocúmulos 2:8 −30:10 0.1:1 Líquida o mixta

Nimbostratos 0.5:2 −10:20 2:10 Hielo o mixto

Bajas

Cumulonimbus 1:4 −5:25 2:20 Mixto

Cúmulos 1:4 −5:25 0.5:4 Líquida

Estratocúmulos 0:2 −10:20 0.1:2 Líquida o mixta

Estratos 0:2 −10:20 0.1:0.5 Líquida

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.

1Tabla extraida del trabajo de (Hurley 2008)

52

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

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, Bou-

cher & 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 con-

sidera que la nube está compuesta por gotas de entre 7 y 15 μm, lo cual permite estimar

un factor de asimetría (Lacis & Hansen 1973).

1Tabla extraida del trabajo de(Pelkowski & Anduckia Avila 2000)

53

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 cli-

mático. Tanto es así, que el “Intergovernmental Panel on Climate Change” (IPCC) es-

tima la importancia de este factor, estableciendo que si el albedo de la Tierra se incre-

mentara 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 ca-

lentamiento tan severo como el que causaría un aumento de varias veces el nivel actual

de dióxido de carbono atmosférico.

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.

http://www.psa.es/webesp/projects/solarsafewater/documents/libro/07_Capitulo_07.pdf

54

3.3.4. Influencia global

Las nubes actúan como una "trampa" a la radiación de onda larga que emite la su-

perficie de la Tierra, resultando en un calentamiento adicional (efecto invernadero). Pe-

ro al mismo tiempo, las nubes reflejan la radiación solar hacia el espacio (albedo), pro-

duciendo un enfriamiento de la superficie (Porto de Mello 2010). El efecto de retroali-

mentación 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 ae-

rosoles dentro de la nube (Lacis & Hansen 1973). Típicamente, los aumentos en la frac-

ción 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 so-

bre el clima mundial sigue generando grandes debates. Sin embargo, los datos obteni-

dos 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.

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

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.

55

⁄ (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.

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

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.

56

altas (efecto de calentamiento neto en la temperatura global) se redujo ligeramente

hasta de 1999, y desde entonces ha vuelto a aumentar un poco.


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.

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.

57

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 ve-

rá 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 pre-

tende 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 desplaza-

miento orbital del planeta permitiendo obtener temperaturas extremas a partir de las

cuales se determinan los límites de habitabilidad. Este tratamiento representa una me-

jor 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 uni-

dimensional para el caso de un planeta como la Tierra, en el cual se considera una at-

mósfera dividida en dos capas plano-paralelas homogéneas e isotrópicas. De esta ma-

nera, cualquier variable dependiente sólo puede variar espacialmente en forma per-

pendicular 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.

Superficie de la Tierra

Atmósfera de la Tierra Capa 2

Capa 1

Figura 4.1.1. Esquema de las capas plano-paralelas del modelo. La atmósfera se divide en dos secciones, la ca-

pa 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.

58

4.1.1. Consideraciones iniciales del modelo

A partir de la constante solar se estima que el flujo medio que incide por metro cua-

drado en el tope de la atmósfera es de 340 ⁄ . La Figura 4.1.2 muestra todas las in-

teracciones atmosféricas consideradas entre la energía solar incidente (flecha amari-

lla), la energía emitida por la capa 1 y 2, dadas por y (flechas naranjas) y la ener-

gía 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 valo-

res 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 con-

sideración 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, pa-

rametrizada por . Cabe destacar que en este trabajo sólo se va a considerar la contri-

bución 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 ( ) transmiti-

do 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 ca-

pa 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 re-

flexión 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 pe-

ro 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.

59

Figura 4.1.2. Diagrama de las interacciones atmosféricas propuestas en el modelo de dos capas extendido con los distintos flujos de energía.

Energía incidente Capa Parámetro Efecto Sin nube

(1-f) Con nubes

(f=0.4) Referencias

Radiación de onda corta (0.4-0.7) μm

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

Radiación de onda larga (7-15) μm

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 *

1 (Barry & Chorley, 2003) 2 (Pallé, 2005) 3 (Marshall & Alan Plumb, 2008) 4 (Wayne, 2000) * (Parametro ajustado por el modelo)

Tabla 4.1.1 Determinación de los parámetros atmosféricos

60

4.2. Ecuaciones de Equilibrio Radiativo

Por medio de los parámetros adecuados, los flujos de energía presentados en la Fi-

gura 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 es el flujo de energía solar incidente en la atmósfera, por

medio de los parámetros , y es posible expresar:

a. la fracción absorbida por la capa 2,

b. la fracción [ ] absorbida por la capa 1,

c. la fracción [ ] reflejada por el albedo superficial,

d. la fracción [ ] 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 [ ] es absorbida por la capa 2,

g. la fracción [ ] es liberada al espacio.

h. Toda la energía ( ) se absorbe en la capa 1

La capa 1 se incrementa su temperatura al absorber energía y emite radiación infra-

rroja. La tasa de emisión depende de la temperatura de la atmósfera según .

Luego:

i. la fracción es absorbida por la superficie,

j. la fracción [ ] es absorbida por la capa 2,

k. la fracción [ ] es liberada al espacio.

Parte derecha (f). De la misma manera, si es el flujo de energía solar incidente en la

atmósfera, por medio de los parámetros , , y es posible expresar:

l. la fracción absorbida por la capa 2,

m. la fracción [ ] absorbida por la capa 1,

n. la fracción [ ] reflejada por el albedo de las nubes,

o. la fracción [ ] reflejada por el albedo superficial,

p. la fracción [ ] absorbida por la superficie.

61

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 [ ] es absorbida por la capa 1,

s. Toda la energía ( ) se absorbe en la capa 1.

La capa 1 se incrementa su temperatura al absorber energía y emite radiación infra-

rroja. Obteniendo:

t. la fracción es absorbida por la superficie,

u. la fracción [ ] es absorbida por la capa 2,

v. la fracción [ ] es liberada al espacio.

Suponiendo condiciones de equilibrio termodinámico local, se puede obtener el ba-

lance de energía a nivel superficial como:

{ }

{ } , (26)

el primer término de (26) hace referencia al caso sin cobertura de nubes (1-f) y el se-

gundo 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 ante-

rior 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:

62

(

)

(30)

(

)

(31)

Donde,

( ),

.

Por otro lado, para lograr una descripción completa del problema necesitamos cono-

cer la temperatura que tiene la Tierra en el tope de la atmósfera. Esta temperatura está

dada por la ecuación (18).

(

)

(32)

donde 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 ha-

cen 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)

63

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 para-

metrización 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 ob-

tuvieron las temperaturas de la superficie, de la capa 1 y la del tope de la atmósfera pa-

ra 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 su-

perficial del planeta, la curva verde la temperatura de la capa 1 y la curva azul la tem-

peratura 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 cober-

tura 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 plane-

tario 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 dis-

tancia 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 supe-

rior derecha de la misma figura (Figura 4.4.1), donde se relaciona en fun-

ción 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, res-

pectivamente. 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).

64

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.

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).

Tabla 4.4.1. Parámetros físicos planetarios determinados con el Modelo de Dos Capas Extendido

65

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

de evaporación/convección de ⁄ , una altura promedio para las nubes 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.

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

Tabla 4.4.2. Parámetros físicos de las nubes obtenidos por el Modelo de Dos Capas Extendido

66

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 tempe-

ratura efectiva ( ) y radio ( ), para estrellas de Secuencia Principal, tomados del tra-

bajo 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 ti-

po 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 encontra-

dos 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.

A0 F0 G0 K0

M0

0,01

0,1

1

10

0,1 1 10 100

Mas

a (M

)

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.

67

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).

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 consi-

derar 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 estabili-

dad dado por:

0,1

1

10

0,1 1 10

Mas

a (M

)

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.

68

⏞

⏞

, (37)

⏞

⏞

, (38)

se realiza en forma numérica. Todas las derivadas se calculan suponiendo un incre-

mento 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 va-

riaciones 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 absor-

ciones de los coeficientes de onda corta, mientras que los últimos tres términos son va-

riaciones 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 varia-

ciones de ambas temperaturas son negativas frente a un incremento de . Esto implica

una disminución en ambas temperaturas siendo más afectada la temperatura superfi-

cial. 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.

69

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.

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:

, (39)

, (40)

obteniendo, y .

Figura 4.5.2. Variaciones de 𝑇𝑆 en rojo y de 𝑇𝐴 en azul con respecto a 𝛼 en función de la distancia orbital.

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.

70

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 to-

do el desarrollo numérico.

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.

71

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.

72

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 día-

noche 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 Subgi-

gantes 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 cumplen esta condición solamente en Secuencia Princi-

pal.

d) Las estrellas de 3 no poseen etapas evolutivas suficientemente prolongadas

para el desarrollo de la vida, fuera de la Secuencia Principal.

73

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 convec-

ción/evaporación), el cual se incrementa a medida que nos acercamos a la estre-

lla.

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

74

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).

75

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 calen-

tamiento 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 ba-

se. 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 va-

lor constate durante el desarrollo del mismo. Sin embargo, todo indica que este coefi-

ciente dependería, entre otros aspectos, de la cantidad de vapor de agua lo cual es va-

riable 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 concen-

tración 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 concen-

tración de vapor de agua que puedo llegar a tener en la columna propuesta y así cono-

cer 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 cons-

tante. Sin embargo, a grandes distancias los cambios son notables. Por ejemplo: se pue-

de ver que la temperatura de planetaria de cuerpo negro dada por la línea azul es ma-

yor 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 investi-

gación.

76

Por otro lado, se debe destacar que las consideraciones que se tuvieron en cuenta en es-

te 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 pre-

sencia 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 soste-

ner una actividad tectónica por períodos geológicamente importantes, en una escala de

miles de millones de años, requerida también para mantener en forma estable un cam-

po magnético que proteja la superficie planetaria de partículas energéticas biológica-

mente 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 moti-

vación para este nuevo enfoque se origina en el ambiente galáctico en el que se encuen-

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.

77

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 re-

giones 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.

78

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