200px|thumb|Comprender la habitabilidad planetaria es, en parte, extrapolar las condiciones terrestres, ya que la Tierra es el único planeta conocido que contiene vida. thumb|200px|Europa, una luna potencialmente habitable de Júpiter
La habitabilidad planetaria es una medida del potencial que tiene un cuerpo cósmico de sustentar vida. Se puede aplicar tanto a los planetas como a los satélites naturales de los planetas.
El único requisito absoluto para la vida es una fuente de energía. Por ello, es interesante determinar la zona de habitabilidad de diferentes estrellas, pero la noción de habitabilidad planetaria implica el cumplimiento de muchos otros criterios geofísicos, geoquímicos y astrofísicos para que un cuerpo cósmico sea capaz de sustentar vida. Como se desconoce la existencia de vida extraterrestre, la habitabilidad planetaria es, en gran parte, una extrapolación de las condiciones de la Tierra y las características del Sol y el sistema solar que parecen favorables para el florecimiento de la vida. Es de interés particular el conjunto de factores que han favorecido el surgimiento en la Tierra de organismos pluricelulares y no simplemente organismos unicelulares. La investigación y la teoría sobre este tema son componentes de la ciencia planetaria y la disciplina emergente de la astrobiología.
La idea de que otros planetas puedan albergar vida es muy antigua, aunque históricamente ha estado enmarcada dentro de la filosofía tanto como dentro de las ciencias físicas.Este artículo es un análisis razonado de la habitabilidad planetaria desde el punto de vista de la ciencia física contemporánea. Para una explicación de la probabilidad de la vida extraterrestre, ver la ecuación de Drake y la paradoja de Fermi. El final del vivió dos grandes avances en esta materia. Para empezar, la exploración robótica y la observación de otros planetas y satélites del sistema solar han proporcionado información esencial para definir los criterios de habitabilidad y han permitido establecer comparaciones geofísicas sustanciales entre la Tierra y otros cuerpos. El descubrimiento de planetas extrasolares —que comenzó en 1992 y se ha disparado desde entonces— fue el segundo hito. Confirmó que el Sol no es único albergando planetas y extendió el horizonte de la investigación sobre habitabilidad más allá del sistema solar.
Sistemas estelares aptos thumb|350px|Órbita de 55 Cancri f dentro de la zona de habitabilidad planetaria de su estrella 55 Cancri.
La comprensión de la habitabilidad planetaria empieza en las estrellas. Aunque puede que los cuerpos que, en general, son parecidos a la Tierra sean muy numerosos, es igual de importante que el sistema en el que habitan sea compatible con la vida. Con el auspicio del Proyecto Phoenix del SETI, las científicas Margaret Turnbull y Jill Tarter desarrollaron en 2002 el «HabCat» (o «Catálogo de Sistemas Estelares Habitables»). El catálogo fue confeccionado cribando las casi 120 000 estrellas del Catálogo Hipparcos hasta quedarse con un grupo de 17 000 «HabStars», y los criterios de selección que utilizaron proporcionan un buen punto de partida para comprender por qué son necesarios los factores astrofísicos para que un planeta sea habitable.Turnbull, Margaret C., and Jill C. Tarter. «Target selection for SETI: A catalog of nearby habitable stellar systems», The Astrophysical Journal Supplement Series, 145: 181-198, marzo de 2003. (Enlace). Habitability criteria defined—the foundational source for this article.
Tipo espectral El tipo espectral de una estrella indica la temperatura de su fotosfera, que (para las estrellas de la secuencia principal) está correlacionada con su masa total. Actualmente se considera que el rango espectral apropiado para las «HabStars» va desde «F bajo» o «G» hasta «K mediano». Esto corresponde a unas temperaturas de poco más de 7000 K hasta poco más de 4000 K; el Sol (no es coincidencia) está justo en el punto medio de estos límites, y está clasificado como estrella G2. Las estrellas de «clase media» como ésta tienen una serie de características consideradas importantes para la habitabilidad planetaria:
Viven al menos unos cuantos miles de millones de años, dando oportunidad a que la vida evolucione. Las estrellas de la secuencia principal de tipo «O», «B» y «A», más luminosas, normalmente viven menos de mil millones de años y en casos excepcionales menos de 10 millones de años.Star Tables, California State University, Los Angeles.Parece que la vida emergió en la tierra unos 500 millones de años después de la formación del planeta. Las estrellas de tipo «A» (que viven entre 600 y 1200 millones de años) y una pequeña parte de las estrellas de clase «B» (que viven entre 10 y 600 millones de años) entran dentro de esta ventana. Al menos teóricamente, la vida podría emerger en estos sistemas, pero casi con total seguridad no alcanzaría un nivel sofisticado dados estos periodos de tiempo y el hecho de que los aumentos de luminosidad ocurrirían muy rápido. La vida en estrellas de tipo «O» es excepcionalmente improbable, ya que viven menos de diez millones de años. Emiten la suficiente radiación ultravioleta de alta energía para que se produzcan fenómenos atmosféricos importantes como la formación de ozono, pero no tanta como para que la ionización destruya la vida incipiente.Kasting, J.F., D.C.B. Whittet, and W.R. Sheldon. «Ultraviolet radiation from F and K stars and implications for planetary habitability», Origins of Life, 27, 413-420, agosto de 1997. (Enlace abstract en línea). Radiation by spectral type considered. Puede existir agua líquida en la superficie de los planetas que orbitan a una distancia que no produce acoplamiento de marea. (véase la siguiente sección y la 3.2).
Estas estrellas no son ni «muy calientes» ni «muy frías» y viven lo bastante como para que la vida tenga oportunidad de surgir. Este rango espectral representa entre un 5 y un 10 % de las estrellas de la galaxia Vía Láctea. Si las estrellas de tipo K bajo y M («enanas rojas») también son aptas para albergar planetas habitables es quizás la cuestión abierta más importante de todo el campo de la habitabilidad planetaria, dado que la mayor parte de las estrellas caen dentro de ese rango; esto se explica extensamente más abajo.
Una zona habitable estable
La zona habitable (ZH) es una cáscara teórica que rodea a una estrella, dentro de la cual cualquier planeta tendría agua (u otro disolvente potencial) líquido en su superficie. Después de una fuente de energía, el agua líquida se considera el ingrediente más importante para la vida, considerando lo esencial que es para todos los seres vivos de la Tierra. Puede que esto refleje, los prejuicios de una especie dependiente del agua, y si se descubre vida en ausencia de agua (por ejemplo, en una solución de amoníaco líquido), la noción de ZH tendrá que expandirse mucho o descartarse completamente por demasiado restrictiva.El hecho de que Europa, y en menor grado Titán (respectivamente, 3.5 y 8 unidades astronómicas fuera de la zona habitable del Sol), estén consideradas posibilidades principales de vida extraterrestre subraya la naturaleza problemática del criterio de la ZH. En descripciones secundarias y terciarias de la habitabilidad se suele afirmar que los planetas habitables deben estar dentro de la ZH—esto está por demostrar.
Una ZH «estable» implica dos factores. Primero, el rango de una ZH no debe variar mucho con el tiempo. Todas las estrellas aumentan de luminosidad cuando envejecen y sus ZH se desplazan naturalmente hacia el exterior, pero si esto sucede demasiado rápido (por ejemplo, con una estrella supermasiva), los planetas tendrán solo una breve ventana dentro del ZH y por tanto una menor probabilidad de desarrollar vida. Calcular el rango de una ZH y su movimiento a largo plazo nunca es sencillo, dado que los ciclos de retroalimentación negativos como el ciclo del carbono tienden a desplazar los aumentos de luminosidad. Las suposiciones que se hacen sobre las condiciones atmosféricas y la geología tienen un impacto sobre el rango de la ZH tan grande como la evolución solar; los parámetros propuestos para la ZH del Sol, por ejemplo, han fluctuado mucho.Kasting, J.F., D.P. Whitmore, R.T. Reynolds. «Habitable Zones Around Main Sequence Stars», Icarus 101, 108-128, 1993. (Enlace). Detailed overview of habitable zone estimates.
Segundo, no debe existir ningún cuerpo masivo como un gigante gaseoso dentro o relativamente cerca de la ZH, interfiriendo en la formación de cuerpos como la Tierra. La masa del cinturón de asteroides, por ejemplo, parece que no fue capaz de formar un planeta por acreción debido a resonancias orbitales con Júpiter; si el gigante hubiese aparecido en la región que ahora está entre las órbitas de Venus y Marte, casi con toda seguridad la Tierra no habría desarrollado su forma actual. Esto está compensado de alguna manera por los indicios de que un gigante gaseoso dentro de la ZH, bajo ciertas condiciones, podría tener satélites habitables.Williams, Darren M., James F. Kasting, and Richard A. Wade. «Habitable moons around extrasolar giant planets», Nature, 385, 234-236, enero de 1997. (Link abstract en línea). Habitability of moons within the HZ considered.
Antes, se suponía que el patrón de planetas rocosos interiores y gigantes gaseosos exteriores observables en el sistema solar era la norma en todas partes, pero los descubrimientos de planetas extrasolares han echado por tierra esta idea. Se han hallado numerosos cuerpos del tamaño de Júpiter en órbita cercana a su estrella primaria, desbaratando las ZHs potenciales. Es probable que los datos actuales de planetas extrasolares estén sesgados hacia los planetas grandes con órbitas pequeñas y excéntricas, porque son mucho más fáciles de identificar; en febrero de 2023 un equipo de astrónomos de la Universidad de Berna y del NCCR planets, ambos en Suiza, publicó el resultado de un análisis basado en los hallazgos del telescopio espacial Kepler, donde clasifican a los sistemas planetarios en 4 tipos: los similares (todos los planetas con características físicas similares en cuanto a masa, volumen y densidad), el anti-ordenado, donde destacan los «júpiteres calientes» (planetas gigantes gaseosos que orbitan muy cerca de su estrella madre); los mixtos, donde no hay un patrón claro de la distribución de los cuerpos planetarios en función a su masa, o volumen y finalmente los ordenados, donde existe un anillo de planetas rocosos más cerca de la estrella, seguido de un anillo de planetas gigantes gaseosos o helados (similar a nuestro sistema solar). Según concluye Lokesh Mishra, autor principal del estudio e investigador de las instituciones ya mencionadas, los sistemas ordenados, como el nuestro son los más raros, estadísticamente hablando, en la parte explorada de la galaxia.
Baja variación estelar