thumb|320px|Órbita de 55 Cancri f dentro de la zona de habitabilidad planetaria de su estrella 55 Cancri
En astrofísica, se denomina zona de habitabilidad estelar a la región alrededor de una estrella en la que el flujo de radiación incidente permitiría la presencia de agua en estado líquido sobre la superficie de cualquier planeta (o satélite) rocoso que se encontrase en ella y que contase con una masa comprendida entre 0.5 y 10 M⊕ y una presión atmosférica superior a 6.1 mbar, correspondiente al punto triple del agua a una temperatura de 273.16 K. Además de la separación entre el planeta y la estrella (semieje mayor), existen otros parámetros a tener en cuenta de cara a la inclusión de un planeta dentro de la zona de habitabilidad de un sistema, como la excentricidad orbital, la rotación planetaria, las propiedades atmosféricas del exoplaneta o la existencia de fuentes de calor adicionales a la radiación estelar, como el calentamiento de marea.
Aunque las estimaciones realizadas varían según el autor, la más aceptada fija sus márgenes en el sistema solar a una distancia de entre 0.84 y 1.67 UA respecto al Sol. Si la Tierra tuviese una órbita inferior al límite interno de la zona habitable, se desencadenaría un proceso similar al observable en Venus, que sometería a nuestro planeta a un efecto invernadero descontrolado; mientras que si superase su límite externo, toda el agua superficial se congelaría.
El descubrimiento de los primeros exoplanetas rocosos orbitando la zona de habitabilidad de sus estrellas, gracias a las observaciones del telescopio espacial Kepler, ha aumentado considerablemente el interés por su estudio, convirtiéndolo en un pilar básico de la astrobiología, la exoplanetología y la astrofísica.
Historia
La primera vez que se hizo alusión a este concepto en el ámbito científico fue en 1853, cuando William Whewell se refirió a él de forma cualitativa como la «zona templada del sistema solar». Un siglo más tarde, en 1953, Harlow Shapley y Hubertus Strughold profundizaron en la importancia del agua líquida como medio para el desarrollo de la vida y establecieron lo que denominaron el «cinturón de agua líquida», es decir, la región en torno a una estrella en la que el flujo estelar permitiría su presencia en este estado. En 1959, Su-Shu Huang efectuó un análisis más exhaustivo de la zona de habitabilidad, considerando la evolución estelar, las limitaciones dinámicas en sistemas múltiples y la órbita alrededor del plano galáctico. Poco después, en 1964, Stephen H. Dole elaboró un concepto menos antropocéntrico de esta región, estimando un alto número de planetas habitables en la Vía Láctea. Ya en 1993, Kasting, Whitmire y Reynolds desarrollaron el concepto más extendido en la actualidad, empleando modelos climáticos e identificando el proceso retroalimentativo del CO2 para delimitar con exactitud el confín interno y externo de la zona habitable.
Regiones
thumb|right|260px|Posición en la ZH de algunos de los planetas confirmados con mayor IST y temperatura media superficial. La zona habitable comprende una amplia región en la que cualquier planeta rocoso presente que cuente con las condiciones adecuadas (composición atmosférica, excentricidad, rotación, etc.) puede tener agua en estado líquido sobre su superficie. Abundando en este concepto, un cuerpo planetario relativamente poco masivo y con una baja concentración de gases de efecto invernadero tendría que orbitar la región más interna de la zona para no traspasar el punto de fusión y verse sometido a una glaciación global, mientras que uno más masivo o con mayor concentración de estos gases sufriría un efecto invernadero descontrolado similar al de Venus si no permanece en el confín externo de la misma.
El Laboratorio de Habitabilidad Planetaria (o «PHL» por sus siglas en inglés) de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo ha establecido un indicador, denominado Habitable Zone Distance o HZD (con valores comprendidos entre –1 y +1), que ubica la posición relativa de un planeta en la zona habitable de su sistema, por lo que es aplicable a cualquier cuerpo estelar con independencia de su luminosidad. Las tres regiones existentes en toda zona habitable son el confín interno, la región central y el confín externo, cuya amplitud varía en función de cada tipo de estrella, en relación con la luminosidad de esta.
Confín interno
El confín interno de la zona habitable comprende el área más próxima a la estrella de la misma, con un HZD desde –1 hasta aproximadamente –0.5. Al igual que en el resto de los casos, no hay consenso científico sobre sus límites exactos. Mientras algunos creen que en el sistema solar abarca desde la órbita de Venus a la de la Tierra, otros son menos optimistas al respecto (llegando a situar su borde interno a 0.95 UA e incluso 0.99 UA del Sol, muy próximo a la órbita media terrestre). Cualquier planeta con una órbita inferior al confín interno de la zona habitable estaría excesivamente expuesto a la luminosidad estelar y su temperatura media sería demasiado alta como para encontrar agua líquida sobre su superficie. Sin embargo, algunos estudios sugieren que el margen interno de la zona de habitabilidad podría ser menos restrictivo para planetas secos, ya que el vapor de agua es en sí mismo un gas de efecto invernadero y podría acelerar el proceso que desencadena el efecto invernadero descontrolado observable en Venus.
Puesto que la propia Tierra marca la separación entre el centro de la zona habitable del sistema solar y el confín interno, cabe esperar que cualquier planeta de masa terrestre orbitando a una estrella similar al Sol debe estar localizado en unos márgenes orbitales parecidos a los de la Tierra para registrar temperaturas superficiales semejantes, siempre que su composición atmosférica sea análoga a la de nuestro planeta.
Los planetas situados en el confín interno de la zona habitable presentan una gran exposición a la actividad de sus estrellas que, en última instancia, puede provocar una elevada fotólisis del agua y la pérdida del hidrógeno al espacio por escape hidrodinámico (la antesala de un efecto invernadero desbocado) o suponer un acoplamiento de marea respecto a la estrella (con un hemisferio diurno y otro nocturno, algo especialmente común en la zona de habitabilidad de estrellas poco masivas). Además, dado que las estrellas aumentan su luminosidad con el paso del tiempo, los cuerpos planetarios ubicados en la región más interna de la zona habitable tardarán menos en abandonar sus confines que aquellos situados en áreas más externas.
Entre los exoplanetas confirmados potencialmente habitables hay varios hallazgos que pertenecen al confín interno de la zona de habitabilidad de sus estrellas, ya que los instrumentos actuales favorecen la detección de los cuerpos planetarios más próximos a ellas. Tal es el caso de Kepler-438b, Kepler-296e y Gliese 667 Cc; los tres exoplanetas confirmados con mayor índice de similitud con la Tierra.
Centro
300px|thumb|right|Órbita de Kepler-186f en el confín externo de la ZH de su estrella y comparación con la órbita terrestre La región central comprende el centro exacto de la zona habitable y sus inmediaciones (con un HZD aproximado de entre –0.5 y +0.5). Puesto que la Tierra se encuentra justo en el límite del confín interno del sistema solar, hay expertos que consideran que un planeta más cercano al centro de la zona de habitabilidad de su sistema podría ser más adecuado para la vida que nuestro planeta y, por tanto, «superhabitable». Sin embargo, un exoplaneta proporcionalmente más distante de su estrella anfitriona que la Tierra recibirá una menor cantidad de luz estelar y registrará unas temperaturas inferiores a no ser que su perfil difiera del terrestre en ciertos aspectos que aumenten el calor superficial, aunque no tanto como los planetas pertenecientes al confín externo (mayor concentración de gases de efecto invernadero, atmósfera más densa, calentamiento de marea suministrado por su propia estrella o algún satélite, etc.).
La temperatura superficial de los exoplanetas confirmados hasta la fecha, pertenecientes a la región central de la zona habitable, como Kepler-442b (suponiendo una composición y densidad atmosférica, albedo y calentamiento de marea similares a los de la Tierra), rara vez supera los 0 °C, siendo en su mayoría psicroplanetas e hipopsicroplanetas según la clasificación térmica de habitabilidad planetaria del PHL. En un futuro cercano, los nuevos instrumentos disponibles permitirán conocer con exactitud la composición de sus atmósferas y su temperatura media real, mediante análisis espectroscópicos de la pendiente de dispersión de Rayleigh durante los tránsitos.
Confín externo
El confín externo de la zona habitable marca el límite de esta región, con un HZD comprendido entre unos +0.5 y +1. Considerando la gran cantidad de factores que pueden incrementar la temperatura de un planeta, el área exterior de la zona habitable es la más amplia de las tres zonas observadas, y los científicos postulan que posiblemente sea incluso mayor, por lo que algunos modelos incluyen una región adicional a la zona de habitabilidad conocida como «zona de habitabilidad optimista». Según algunos autores, el límite del confín externo está representado por el punto de condensación del CO2, es decir, si la temperatura media de un planeta es lo suficientemente baja como para que el dióxido de carbono se condense, este empezaría a formar nubes (que a su vez aumentarían el albedo) y disminuiría la eficacia del efecto invernadero, dando comienzo un proceso retroalimentativo que culminaría con una glaciación global perpetua.
Asumiendo unas características atmosféricas similares a las de la Tierra, la mayoría de los exoplanetas confirmados cuyas órbitas se sitúan en el confín externo de la zona habitable (como Kepler-186f), tienen temperaturas medias superficiales estimadas de –30 °C o menos.
Expresión matemática
Los límites interno y externo de la zona habitable varían en función de la luminosidad estelar, en una relación directa, es decir, cuanto más luminosa sea una estrella, mayor será la distancia entre ella y el confín interno de la zona habitable del sistema. Dado que la única zona habitable estudiada en profundidad es la del sistema solar, la estimación de sus límites para otras estrellas es puramente teórica y existen discrepancias entre los distintos autores. Algunos investigadores sugieren que su extensión podría ser mayor (en su confín interno o externo) mientras que otros consideran que sus límites podrían ser más restrictivos en una o ambas direcciones.
Según el PHL, basándose en los estudios de David R. Underwood (2003) y Franck Selsis (2007) para unos bordes conservadores de «Venus reciente» y «Marte primitivo», el cálculo de los límites de la zona habitable se realiza mediante la expresión:
Donde ri es la distancia entre el límite interior del confín interno y la estrella en UA, ro la distancia respecto al exterior del confín externo, L es la luminosidad estelar en unidades solares, Teff es la temperatura efectiva 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 ros=1.77.
A su vez, para el cálculo del HZD de un planeta, emplean la fórmula:
Donde r es la distancia entre el planeta y su estrella en UA y tanto ri como ro se obtienen del cálculo de los límites de la zona habitable para el sistema en cuestión.
Resultados
A continuación, figuran los resultados de las fórmulas anteriores aplicadas a los diez exoplanetas confirmados con mayor Índice de Similitud con la Tierra (IST):