thumb|320px|Órbita de 55 Cancri f dientro de la zona de habitabilidad planetaria de la so estrella 55 Cancri.
En astrofísica, denominar zona de habitabilidad estelar a la rexón alredor d'una estrella na que'l fluxu de radiación incidente dexaría la presencia d'agua n'estáu líquidu sobre la superficie de cualesquier planeta (o satélite) predresu que s'atopara nella y que cuntara con una masa entendida ente 0,5 y 10 M⊕ y una presión atmosférica cimera a 6,1 mbar, correspondiente al puntu triple de l'agua a una temperatura de 273,16 K. Amás de la separación ente'l planeta y la estrella (semiexe mayor), esisten otros parámetros a tener en cuenta de cara a la inclusión d'un planeta dientro de la zona de habitabilidad d'un sistema, como la escentricidá orbital, la rotación planetaria, les propiedaes atmosfériques del exoplaneta o la esistencia de fontes de calor adicional a la radiación estelar, como'l calentamientu de marea.
Anque les estimaciones realizaes varien según l'autor, la más aceptada afita los sos márxenes nel sistema solar a una distancia d'ente 0,84 y 1,67 UA respectu al Sol. Si la Tierra tuviera una órbita inferior a la llende interna de la zona habitable, desencadenaríase un procesu similar al observable en Venus, que sometería al nuesu planeta a un efeutu ivernaderu desafranáu; ente que si superara la so llende esterna, tola agua superficial conxelaríase.
El descubrimientu de los primeres exoplanetes predresos orbitando la zona de habitabilidad de les sos estrelles, gracies a les observaciones del telescopiu espacial Kepler, aumentó considerablemente l'interés pol so estudiu, convirtiéndolo nuna pilastra básica de l'astrobioloxía, la exoplanetoloxía y l'astrofísica.
Historia La primer vegada que se fixo alusión a esti conceutu nel ámbitu científicu foi en 1853, cuando William Whewell referir a él de forma cualitativa como la zona templada del sistema solar». Un sieglu más tarde, en 1953, Harlow Shapley y Hubertus Strughold afondaron na importancia de l'agua líquido como mediu pal desenvolvimientu de la vida y establecieron lo que denominaron la petrina d'agua líquido», esto ye, la rexón alredor de una estrella na que'l fluxu estelar dexaría la so presencia nesti estáu. En 1959, Su-Shu Huang efeutuó un analís más refechu de la zona de habitabilidad, considerando la evolución estelar, les llimitaciones dinámiques en sistemes múltiples y l'órbita alredor del planu galácticu. Pocu dempués, en 1964, Stephen H. Dole ellaboró un conceutu menos antropocéntrico d'esta rexón, envalorando un altu númberu de planetes habitables na Vía Láctea. Yá en 1993, Kasting, Whitmire y Reynolds desenvolvieron el conceutu más estendíu na actualidá, emplegando modelos climáticos ya identificando el procesu retroalimentativo del CO2 pa delimitar con exactitú la llende interna y esternu de la zona habitable.
Rexones thumb|right|260px|Posición na ZH de dalgunos de los planetes confirmaos con mayor IST y temperatura medio superficial. La zona habitable entiende una amplia rexón na que cualquier planeta predresu presente que cunte coles condiciones fayadices (composición atmosférica, escentricidá, rotación, etc.) puede tener agua n'estáu líquidu sobre la so superficie. Abondando nesti conceutu, un cuerpu planetariu relativamente pocu masivu y con una baxa concentración de gases d'efeutu ivernaderu tendría que orbitar la rexón más interna de la zona pa nun trespasar el puntu de fusión y trate sometíu a una glaciación global, ente qu'unu más masivu o con mayor concentración d'estos gases sufriría un efeutu ivernaderu desafranáu similar al de Venus si nun permanez na llende esterna de la mesma.
El Llaboratoriu de Habitabilidad Planetaria (o «PHL» poles sos sigles n'inglés) de la Universidá de Puertu Ricu en Arecibo estableció un indicador, denomináu Habitable Zone Distance o HZD (con valores entendíos ente -1 y +1), qu'alluga la posición relativa d'un planeta na zona habitable del so sistema, polo que ye aplicable a cualquier cuerpu estelar con independencia de la so lluminosidá. Les trés rexones esistentes en toa zona habitable son la llende interna, la rexón central y la llende esterna, que la so amplitú varia en función de cada tipu d'estrella, en rellación a la lluminosidá d'esta.
Llende interna La llende interna de la zona habitable entiende l'área más próxima a la estrella de la mesma, con un HZD dende –1 hasta aproximadamente –0,5. Al igual que nel restu de los casos, nun hai consensu científicu sobre les sos llendes exactes. Mientres dalgunos creen que nel sistema solar abarca dende la órbita de Venus a la de la Tierra, otros son menos optimistes al respeutu (llegando a asitiar el so cantu internu a 0,95 UA ya inclusive 0,99 UA del Sol, bien próximu a la órbita media terrestre). Cualquier planeta con una órbita inferior a la llende interna de la zona habitable taría descomanadamente espuestu a la lluminosidá estelar y la so temperatura medio sería demasiáu alta como p'atopar agua líquido sobre la so superficie. Sicasí, dellos estudios suxeren que'l marxe internu de la zona de habitabilidad podría ser menos restrictivu para planetes secos, una y bones el vapor d'agua ye en sí mesmu un gas d'efeutu ivernaderu y podría acelerar el procesu que desencadena l'efeutu ivernaderu desafranáu observable en Venus.
Yá que la mesma Tierra marca la separación ente'l centru de la zona habitable del sistema solar y la llende interna, cabo esperar que cualquier planeta de masa terrestre orbitando a una estrella similar al Sol ten de tar alcontráu nunos márxenes orbitales paecíos a los de la Tierra pa rexistrar temperatures superficiales asemeyaes, siempres que la so composición atmosférica sía análoga a la del nuesu planeta.
Los planetes asitiaos na llende interna de la zona habitable presenten una gran esposición a l'actividá de les sos estrelles que, n'última instancia, puede provocar una elevada fotólisis de l'agua y la perda del hidróxenu al espaciu por escape hidrodinámicu (l'antoxana d'un efeutu ivernaderu esbocáu) o suponer un acoplamientu de marea al respeutive de la estrella (con un hemisferiu diurnu y otru nocherniegu, daqué especialmente común na zona de habitabilidad d'estrelles pocu masives). Amás, yá que les estrelles aumenten la so lluminosidá col pasu del tiempu, los cuerpos planetarios allugaos na rexón más interna de la zona habitable van tardar menos n'abandonar les sos llendes qu'aquellos asitiaos n'árees más esternes.
Ente los exoplanetes confirmaos potencialmente habitables hai dellos afayos que pertenecen a la llende interna de la zona de habitabilidad de les sos estrelles, una y bones los preseos actuales favorecen la detección de los cuerpos planetarios más próximos a elles. Tal ye'l casu de Kepler-438b, Kepler-296e y Gliese 667 Cc; los trés exoplanetes confirmaos con mayor índiz de semeyanza cola Tierra.
Centru 300px|thumb|right|Órbita de Kepler-186f na llende esterna de la ZH de la so estrella y comparanza cola órbita terrestre. La rexón central entiende'l centru exactu de la zona habitable y la so redoma (con un HZD averáu d'ente –0,5 y +0,5). Yá que la Tierra atópase xusto na llende de la llende interna del sistema solar, hai espertos que consideren qu'un planeta más cercanu al centru de la zona de habitabilidad del so sistema podría ser más fayadizu pa la vida que'l nuesu planeta y, por tanto, «superhabitable». Sicasí, un exoplaneta proporcionalmente más distante de la so estrella anfitriona que la Tierra va recibir una menor cantidá de lluz estelar y va rexistrar unes temperatures inferiores sacantes que'l so perfil difiera del terrestre en ciertos aspeutos qu'aumenten el calor superficial, anque non tanto como los planetes pertenecientes a la llende esterna (mayor concentración de gases d'efeutu ivernaderu, atmósfera más trupa, calentamientu de marea suministráu pola so propia estrella o dalgún satélite, etc.).
La temperatura superficial de los exoplanetes confirmaos hasta la fecha, pertenecientes a la rexón central de la zona habitable, como Kepler-442b (suponiendo una composición y densidá atmosférica, albedu y calentamientu de marea similares a los de la Tierra), escasamente supera los 0 ℃, siendo na so mayoría psicroplanetes y hipopsicroplanetes según la clasificación térmica de habitabilidad planetaria del PHL. Nun futuru cercanu, los nuevos preseos disponibles van dexar conocer con exactitú la composición de les sos atmósferes y la so temperatura medio real, por aciu analís espectroscópicos de la rimada de dispersión de Rayleigh mientres los tránsitos.
Llende esterna La llende esterna de la zona habitable marca la llende d'esta rexón, con un HZD entendíu ente unos +0,5 y +1. Considerando la gran cantidá de factores que pueden amontar la temperatura d'un planeta, l'área esterior de la zona habitable ye la más amplia de les trés zones reparaes, y los científicos postulen que posiblemente sía inclusive mayor, polo que dellos modelos inclúin una rexón adicional a la parte de habitabilidad conocida como «zona de habitabilidad optimista». Según dellos autores, la llende de la llende esterna ta representáu pol puntu de condensación del CO2, esto ye, si la temperatura medio d'un planeta ye lo suficientemente baxa como por que'l dióxidu de carbonu entiéstese, este empezaría a formar nubes (que de la mesma aumentaríen el albedu) y menguaría la eficacia del efeutu ivernaderu, dando empiezu un procesu retroalimentativo que remataría con una glaciación global perpetua.
Asumiendo unes carauterístiques atmosfériques similares a les de la Tierra, la mayoría de los exoplanetes confirmaos que les sos órbites asitiar na llende esterna de la zona habitable (como Kepler-186f), tienen temperatures medies superficiales envaloraes de –30 °C o menos.
Espresión matemática Les llendes internu y esternu de la zona habitable varien en función de la lluminosidá estelar, nuna rellación direuta, esto ye, cuanto más lluminosa sía una estrella, mayor va ser la distancia ente ella y la llende interna de la zona habitable del sistema. Yá que la única zona habitable estudiada en fondura ye la del sistema solar, la estimación de les sos llendes pa otres estrelles ye puramente teórica y esisten discrepancies ente los distintos autores. Dalgunos investigadores suxeren que la so estensión podría ser mayor (na so llende interna o esternu) ente qu'otros consideren que les sos llendes podríen ser más restrictivos nuna o dambes direiciones.
Según el PHL, basándose nos estudios de David R. Underwood (2003) y Franck Selsis (2007) pa unos cantos conservadores de «Venus recién» y «Marte primitivu», el cálculu de les llendes de la zona habitable realizar por aciu la espresión:
Onde ri ye la distancia ente la llende interior de la llende interna y la estrella n'UA, ro la distancia respeuto al esterior de la llende esterna, L ye la lluminosidá estelar n'unidaes solares, Teff ye la temperatura efeutivo de la estrella en kelvin (K), Ts=5700 K, ai=2,7619×10-5, bi=3,8095×10-9, ao=1,3786×10-4, bo=1,4286×10-9, ris=0,72 y rvos=1,77.
De la mesma, pal cálculu del HZD d'un planeta, empleguen la fórmula:
Onde r ye la distancia ente'l planeta y la so estrella en UA y tantu ri como ro llograr del cálculu de les llendes de la zona habitable pal sistema en cuestión.
Resultaos
De siguío, figuren los resultaos de les fórmules anteriores aplicaes a los diez exoplanetes confirmaos con mayor Índiz de Semeyanza cola Tierra (IST):