La zona habitable y los volcanes que emiten hidrógeno
Una posible expansión a esta franja de vida.
Vivimos tiempos de ciencia ficción. Hasta hace pocos años nadie hubiera imaginado que conoceríamos no uno, sino varios planetas de tamaño terrestre situados en la zona habitable de su estrella. Sin ir más lejos, valga la redundancia, ahí tenemos a Próxima b. Pero ahora que sabemos que están ahí cobra más importancia determinar qué entendemos por zona habitable. Como bien saben los lectores de Eureka, esta región es el rango de distancia a una estrella que permite la existencia de agua líquida en la superficie de un planeta de forma estable siempre que se den las condiciones adecuadas. Pero, ¿cuáles son esas condiciones?
Los volcanes de los mundos terrestres pueden emitir hidrógeno y, de paso, aumentar el límite exterior de la zona habitable.
Pues parámetros tales como el periodo de rotación del planeta o la inclinación de su eje, pero sobre todo la existencia de una atmósfera, ya que el agua no puede existir en estado líquido en la superficie de un mundo sin presión atmosférica. Y aquí es donde entramos en terreno controvertido, porque obviamente no todas las atmósferas son iguales. A la hora de determinar los límites de la zona habitable se suele tener en cuenta una composición de dióxido de carbono, nitrógeno y vapor de agua.
Nuestra zona de habitabilidad en el sistema solar.
El límite interior se define como aquel en el que la temperatura superficial supera la del punto crítico del agua, momento en el cual se produce un efecto invernadero descontrolado y el planeta termina como Venus. Por supuesto, este límite depende fuertemente de la composición y características de la atmósfera, de ahí que en los modelos sea el más variable. El límite exterior es más estable y tiene que ver con el dióxido de carbono. Como sabemos este compuesto es un gas invernadero que ayuda a aumentar la temperatura a medida que nos alejamos de la estrella, pero a cierta distancia la temperatura desciende y el dióxido de carbono comienza a condensarse formando nubes que reflejan fuertemente la luz solar. Por lo tanto el límite exterior de la zona habitable es aquel en el que el enfriamiento debido a la condensación del dióxido de carbono supera el aumento de temperatura causado por su presencia.
Venus y Marte. El primero tiene un efecto invernadero descontrolado, el segundo ya está frío porque no pudo retener una cantidad suficiente atmósfera que conservara el dióxido de carbono en forma gaseosa.
Este límite externo se calcula que está situado a unos 255 millones de kilómetros (1,7 UA) de distancia de una estrella de tipo solar. ¿Y eso es todo? Pues hay matices, claro está. Cualquier lector avispado habrá pensado «un momento, ¿y si hay otros gases invernadero?». Pues, efectivamente, en ese caso el límite podría extenderse hasta más lejos, pero se supone que el dióxido de carbono es el gas invernadero más abundante en los planetas rocosos, superando ampliamente al metano. Pero, ¿realmente estamos seguros de esta afirmación?
Zona habitable de dos sistemas planetarios distintos. En azul oscuro se puede ver una zona habitable "extendida", aunque estar en esa franja no es lo único que determina la habitabilidad: Marte alcanza con comodidad a estar en ella y sabemos cómo es.
Pues el caso es que desde hace años se baraja otra posibilidad: ¿y si una atmósfera tuviera hidrógeno? El hidrógeno es el elemento más abundante que existe, así que no habría problemas de escasez precisamente. Una atmósfera de alta presión —unos 40 bares— de hidrógeno sería capaz de ampliar la zona habitable hasta los 1500 millones de kilómetros (10 UA), una cifra a todas luces impresionante. Una hipótesis genial, pero el inconveniente es que el hidrógeno, además de ser la sustancia más abundante, es la más ligera y es muy difícil que la gravedad de un planeta rocoso, incluso la de una supertierra, pueda mantener una atmósfera tan densa de hidrógeno durante escalas geológicas de tiempo. Los estudios más recientes sugieren que una supertierra se quedaría sin una atmósfera densa de hidrógeno en unos pocos millones de años (a mayor distancia, más tiempo tardaría en desaparecer, lógicamente).
Representación de hidrógeno escapándose de la atmósfera de Marte.
Este parecía haber sido el final de la hipótesis de las atmósferas de hidrógeno y su influencia en la zona habitable. Pero la famosa investigadora exoplanetaria Lisa Kaltenegger y su colega Ramses Ramirez han propuesto otra alternativa: el hidrógeno podría proceder del interior del planeta gracias al vulcanismo. A primera vista la explicación no tiene mucho sentido. El hidrógeno no es ni de lejos uno de los gases más abundantes en los volcanes terrestres. Pero, y esto es lo fundamental, de acuerdo con modelos recientes el hidrógeno habría sido un componente importante de las emisiones de los volcanes durante el origen del sistema solar. Además, no es necesario que fuese la sustancia más abundante. Incluso si se trata de un componente secundario tras el nitrógeno o el agua, una presión parcial de una atmósfera de hidrógeno sería suficiente para aumentar la temperatura media del planeta (y, de paso, sería una posible explicación para la paradoja del ‘Sol débil’).
Representación de la paradoja del Sol débil: un mundo frío, con una estrella mucho menos luminosa y calorífica que la actual, pero capaz de albergar la vida. ¿Tal vez tuvo otras fuentes de calentamiento, como el hidrógeno?
El hidrógeno emitido por los volcanes contrarrestaría la pérdida natural de hidrógeno a lo largo del tiempo. Este tipo de atmósfera a base de nitrógeno, agua, dióxido de carbono e hidrógeno llevaría el límite exterior de la zona habitable de estrellas similares al Sol hasta un máximo de 360 millones de kilómetros (2,4 UA), cien millones más de lo normal. Por contra, el límite interno solo se desplazaría hacia el exterior entre el 0,1% y el 4%, ya que el calentamiento debido al hidrógeno molecular pierde efectividad en atmósferas con mucho contenido en vapor de agua.
Variación de los límites de la zona habitable en función de la temperatura de la estrella. En negro los límites mejorados (zona habitable optimista) y la línea de puntos marca los límites clásicos. En rojo los límites para una atmósfera con hidrógeno (30% y 50% respectivamente).
El punto débil de esta hipótesis es que nadie sabe a ciencia cierta si los mantos de los planetas terrestres tuvieron inicialmente un alto contenido de hidrógeno. Pero de ser así las implicaciones serían enormes, no solo de cara al estudio de la habitabilidad de exoplanetas, sino incluso en nuestro sistema solar. Por ejemplo, Marte podría haber mantenido condiciones de habitabilidad durante mucho más tiempo de lo que se pensaba gracias a una atmósfera con hidrógeno. No obstante, e incluso si esta idea no sirve para explicar el pasado del sistema solar, es posible que estas condiciones sí se den en otros exoplanetas, sobre todo en el caso de supertierras, cuya mayor gravedad ayudaría a retener el hidrógeno.
Kepler 62e, un ejemplo de "Súper Tierra". Con una atmósfera de hidrógeno, tendría más posibilades para la vida de las que ya se le asignan...
Si realmente estas atmósferas reductoras son comunes las buenas noticias son que el número de planetas potencialmente habitables se dispararía. Además, la presencia de hidrógeno estira la estructura vertical de las atmósferas, haciendo que sea más fácil su detección futura por telescopios espaciales y terrestres. Quizás la primera detección de biomarcadores en una atmósfera alienígena sea en un mundo con hidrógeno.
Tal vez los volcanes sean los protectores de la vida de los mundos con estrellas frías.
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