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jueves, 31 de diciembre de 2015

Planetas extrasolares potencialmente habitables 2da parte

Keple-296f

Kepler-296 Af, o simplemente Kepler-296f, es un planeta descubierto por el telescopio espacial Kepler y fue clasificado inicialmente como candidato a planeta. Un nuevo análisis estadístico dirigido por un equipo del Centro de Investigación Ames de la NASA ha validado el planeta con más del 99 por ciento de fiabilidad. Aunque muchos parámetros de Kepler-296 Af aún se desconocen, el objeto es muy poco probable que sea un falso positivo. Un nuevo análisis de alta resolución de imagen por el telescopio espacial Hubble muestra un sistema estelar binario, en el que no está claro si este planeta orbita alrededor del componente A o del B. ​​Los datos presentados aquí son los valores calculados en caso de orbitar alrededor del componente A. En caso de que orbitara alrededor del componente B, este planeta estaría en una zona habitable.

Gliese 667 Cf

Gliese 667 Cf es un exoplaneta supertierra descubierto en el 2013 por el espectrógrafo HARPS, y confirmada su existencia, que orbita la estrellaGliese 667 C, a una distancia de 23,6 años luz. Gliese 667 C se encuentra en un sistema estelar triple en la constelación del Escorpión, y el planeta es el tercero o cuarto con respecto a la distancia de su estrella, en un sistema formado por al menos seis planetas.
Gliese 667.jpg

Características físicas y habitabilidad

Gliese 677C f es una supertierra con una masa aproximada de 2,70 veces la de la Tierra, y su radio es 1,4 veces el de la Tierra. Según estas estimaciones, es el planeta confirmado posiblemente habitable, el más pequeño encontrado hasta el momento. Esto implicaría que su gravedad podría ser la menos mayor que en la Tierra, comparado con otros exoplanetas posiblemente habitables, al tener menos masa y menos radio que ellos. Gliese 667 Cf se encuentra en la zona de habitabilidad de su estrella Gliese 667 C, con un periodo orbital sideral de unos 39 días. El planeta posee una similitud con la Tierra de un 77 % (Marte es un 64 %). Suponiendo que tuviera la misma densidad atmosférica que la Tierra, su temperatura media sería de -14 ºC, más fría que la Tierra con 15 ºC.
En noviembre del 2013 se confirmó que el planeta no existe.

Gliese 180 c

Gliese 180 c (o GJ 180 c) es un exoplaneta supertierra no confirmada su existencia, que orbita la estrella enana roja Gliese 180, a una distancia de 38,1 años luz en la constelación de Eridanus. Descubierto en el 2014 por el método de detección de velocidad radial.

Características físicas y habitabilidad

El planeta orbita dentro de la zona de habitabilidad estelar de Gliese 180, con un periodo orbital de sólo 24,3 días. Es una supertierra, con una masa mínima de 6,40 veces mayor que la de la Tierra, y un radio estimado de 1,77 (siendo 1 el radio de la Tierra, y asumiendo que se trata de un planeta rocoso). Por tanto, de ser rocoso, la gravedad en el planeta sería considerablemente mayor.
Se ha estimado que su similitud con la Tierra es de un 77 %. Su temperatura media, suponiendo unas condiciones atmosféricas como en la Tierra, sería de 9 ºC (en la Tierra son 15 ºC), pero debe de tener más temperatura todavía porque al tener más gravedad, el planeta debe de atrapar una capa atmosférica más densa que en la Tierra, y como consecuencia, la temperatura debe ser mayor
Como Gliese 180 c orbita alrededor de una estrella enana roja (el Sol es más del doble de grande), posee posibles problemas por la proximidad a su estrella, como estar sujeto a erupciones estelares o llamaradas, lo que inundaría el planeta de rayos X o radiación ultravioleta que harían más difícil la existencia de vida, o como posiblemente estar el planeta anclado por marea, como ocurre con la Luna que no tiene movimiento de rotación, y siempre dá la misma cara a la Tierra.

Gliese 581 g

Gliese 581g compared Earth.jpg
Gliese 581 g 
es un planeta no confirmado del sistema planetario de la enana roja Gliese 581, ubicado a 20,3 años luz de la Tierra, en la constelación de Libra. Es el sexto planeta descubierto en el sistema planetario Gliese 581 y el cuarto en orden sucesivo a la distancia de su estrella. El descubrimiento fue anunciado por el Programa de Búsqueda de Planetas de Lick-Carnegie a finales de 2010, después de una década de observación. Sin embargo, el equipo de estudio de ESO/HARPS afirma que el planeta no existe.
El planeta fue detectado mediante mediciones de la velocidad radialcombinando 122 observaciones obtenidas a través de 11 años del instrumento HIRES del telescopio Keck 1 y 119 mediciones obtenidas a través de 4,3 años desde el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros de ESO en el Observatorio de La Silla en Chile.
Gliese 581 g atrajo atención porque, si existiera, estaría cerca del medio de la zona habitable de su estrella madre. Eso significa que podría tener agua líquida en su superficie y podría potencialmente albergar vida similar al de la Tierra; sin embargo, el planeta se espera que tenga una temperatura alrededor de -37 a -12 centígrados. Si es un planeta rocoso, las condiciones atmosféricas favorables podría permitir la presencia de agua líquida, una necesidad para toda la vida conocida, en su superficie. Con una masa de 3.1 a 4.3 más grande que la Tierra, Gliese 581 g es considerado una super-Tierra, la más cercana a la Tierra en zona habitable. Lo convierte en el planeta Ricitos de Oro similar a la Tierra encontrado fuera del Sistema Solar y el exoplaneta con un gran potencial para alojar la vida.
Después de restar las señales de los previamente conocidos planetas de Gliese 581 bcd y e, las señales de dos planetas adicionales fueron evidentes: una señal de 445 días a partir de un planeta recién reconocido más remoto designado f y la señal de 37 días a partir de Gliese 581 g. La probabilidad de que la detección de este último fuera falsa se estimó en 2,7 en un millón. 
Un estudio realizado en 2014 llegó a la conclusión de que Gliese 581 d es "un artefacto de la actividad estelar que, cuando se corrige de forma incompleta, causa la falsa detección del planeta Gliese 581 g". Este estudió concluyó que el planeta no existe.

Descubrimiento

El planeta fue detectado por un equipo de astrónomos en el programa de búsqueda de exoplanetas de Lick-Carnegie, dirigido por el investigador principal Steven Vogt, profesor de astronomía y astrofísica en la Universidad de California en Santa Cruz y el co-investigador Paul Butler del Instituto Carnegie de Washington. El planeta se cree que tiene una masa de entre tres a cuatro veces mayor que la de la Tierra y un periodo orbital de un poco menos de 37 días, orbitando a una distancia de 0.146 UA de su estrella madre. Se cree que tiene una masa de entre 3,1 a 4,3 veces la de la Tierra y un radio de 1,3 a 2,0 veces la de la Tierra (1,3 a 1,5 veces la Tierra si es predominantemente rocoso, 1,7 a 2,0 veces la Tierra, si es en su mayor parte hielo de agua). Su masa indica que probable sea un planeta rocoso con una superficie sólida. La gravedad de la superficie del planeta se espera que esté en el rango de 1,1 a 1,7 veces la de Tierra, lo suficiente para mantener una atmósferaque es probable que sea más densa que la terrestre.

Sin detección en los nuevos análisis de datos de HARPS

Según los últimos datos del espectrógrafo HARPS, tomados durante 6,5 años con 179 mediciones el planeta podría no existir. Así lo ha comunicado de forma extraoficial el astrónomo suizo Francesco Pepe, que trabaja con el HARPS, situado en el telescopio de 3,6 metros de La Silla (Chile). Steven Vogt y su equipo usaron datos del Keck y también del HARPS, pero solo los obtenidos hasta 2008.
Vogt respondido a las últimas consideraciones al decir, "no estoy demasiado sorprendido por esto ya que son señales muy débiles, y la adición de 60 puntos sobre 119, no necesariamente se traducen en grandes ganancias en la sensibilidad." Advirtió que debido a que ambos conjuntos de datos pueden ser necesarios para detectar el planeta la no detección en este estudio no crea un caso fuerte para que el planeta no exista. Más recientemente, Vogt agregó, "confío en que reportamos de forma precisa y honesta nuestras incertidumbres y hemos hecho un profundo y responsable trabajo en extraer la información que este conjunto de datos tiene para ofrecer. Estoy seguro de que cualquier persona que analice de forma independiente este conjunto de datos llegará a las mismas conclusiones".
Las diferencias en los resultados de los dos grupos tal vez sea por la implicación de las características orbitales asumidas del planeta en los cálculos. Según la astrónoma del MIT Sara Seager, Vogt postula que los planetas alrededor de Gliese 581 tienen órbitas perfectamente circulares mientras que el grupo suizo cree que las órbitas eran más elongadas. Esta diferencia de enfoque puede ser la razón de su discrepancia, de acuerdo con Alan Boss. Butler señaló que con observaciones adicionales, "yo esperaría que en la escala de tiempo de un año o dos, esto debería de estar resuelto."Otros astrónomos también apoyaron una evaluación deliberada: Seager declaró: "Vamos a tener un consenso en algún momento, yo no creo que tengamos que votar ahora mismo. y Ray Jayawardhana señaló, "Teniendo en cuenta las implicaciones sumamente interesante de este descubrimiento, es importante obtener una confirmación independiente." Gliese 581 g aparece como no confirmado en la Enciclopedia de Planetas Extrasolares.

Análisis errado de información

En diciembre de 2010, un error metodológico fue revelado en el análisis de información que conducía al "descubrimiento" de Gliese 581 f y g. El equipo en torno a Steven Vogt infirió el número de exoplanetas mediante una reducción de Chi cuadrado, aunque los modelos orbitales no son lineales en los parámetros del modelo. Por lo tanto, la reducción de Chi cuadrado no es un diagnóstico certero. De hecho, una investigación de los residuos de ajuste mostraron que los datos utilizados por el equipo de Vogt en realidad prefiere un modelo con cuatro planetas, no seis, de acuerdo con los resultados del equipo de Francesco Pepe.

Análisis adicionales de información HIRES/HARPS

Otras re-análisis encontraron evidencia no clara para un quinto señal planetario en el sistema de información HIRES/HARPS. La afirmación aclara que la información HARPS solo proporciona evidencia para señales de cinco planetas, mientras la incorporación de ambas informaciones muestra actualmente degradado la evidencia para más de cuatro planetas (ejemplo, ninguno para 581 f o 581 g). Mikko Tuomi de la Universidad de Turku interpretó un análisis bayesiano de la información de HARPS y HIRES con el resultado de que ellos «no implican la conclusión que hay dos acompañantes que orbitan Gliese 581».
«Estudié el estudio detalladamente y no estoy de acuerdo con sus conclusiones», dijo Steven Vogt en respuesta, preocupado que Gregory haya considerado la información de HIRES como poco certero. La pregunta de la existencia de Gliese 581 g no se resolverá definitivamente hasta que los investigadores reunan más datos de velocidad radial de alta precisión, dijo Vogt.
Otros investigadores han llegado a conclusiones diferentes. Basándose en un número de análisis estadísticos, Guillen Anglada-Escude del Instituto Carnegie de Washington concluyo que la existencia de Gliese 581 g estuvo bien apoyada por información disponible, a pesar de la presencia de una degeneración estadística que deriva de un alias de la primera armonía excéntrica de otro planeta en el sistema. En un próximo estudio, Anglada-Escude y Rebakah Dawson afirman: «Con la información que tenemos, la explicación más posible es que este planeta sigue ahí».

Características físicas

Gliese 581 g visto con el programaCelestia.
Gliese 581 g tiene un período de órbita de 37 días, orbitando en una distancia de 0.146 UA de su estrella madre. Se cree que tiene una masa de 3.1 a 4.3 veces que la Tierra y un radio de 1.3 a 2.0 que la Tierra (1.3 a 1.5 más grande si tiene roca predominante, 1.7 a 2.0 más grande si tiene hielo predominante). Su masa indica que es probablemente un planeta rocoso con superficie sólida. La gravedad superficial del planeta se predice que tiene un rango de 1.1 a 1.7 más que la Tierra, suficiente para sostener un atmósfera mucha más densa que el de la Tierra.

Habitabilidad

Esquema gráfico mostrando a Gliese 581 g en la zona de habitabilidad. Además, se muestra una comparación entre la distancia de la Tierra al Sol, y Gliese 581 g a su estrella madre.
En una entrevista con Lisa-Joy Zgorski de laNational Science Foundation, se le preguntó a Steven Vogt qué pensaba acerca de las posibilidades de que exista vida en Gliese 581 g. Vogt se mostró optimista: «Yo no soy un biólogo, ni pretendo parecerlo en la televisión. Personalmente, dada la omnipresencia de la vida y la propensión a florecer allí donde puede, yo diría que, mi sensación personal es que las posibilidades de la vida en este planeta son del 100%, casi no tengo la menor duda». De acuerdo con la entrevista de la AP con Steven Vogt, «la vida en otros planetas no significa ET. Incluso simples bacterias unicelulares, o el equivalente al moho de ducha, sacudiría las percepciones acerca de la singularidad de la vida en la Tierra».

Efectos atmosféricos

Los modelos teóricos de los mundos con anclaje por marea predicen que en ciertas condiciones, los compuestos volátiles como el agua y el dióxido de carbono, si están presentes, se evaporarían en el calor abrasador del lado que mira hacia el Sol y migrarían hacia el lado nocturno más fresco, donde se condensaría para formar capas de hielo. Con el tiempo, la atmósfera entera podría congelarse en el lado nocturno del planeta. Por otra parte, una atmósfera lo suficientemente masiva como para ser estable podría hacer distribuir el calor de manera más uniforme, lo que permitiría una amplia zona habitable en la superficie. Por ejemplo,Venus tiene una velocidad de rotación solar de aproximadamente 117 veces más lenta que la Tierra, produciendo días y noches prolongados. A pesar de la desigual distribución de la luz del sol durante intervalos de tiempo más cortos que varios meses, las áreas no iluminadas de Venus se mantienen casi tan calientes como el lado diurno por los vientos que circulan de forma global. Las simulaciones han demostrado que una atmósfera que contenga niveles adecuados de efecto invernadero CO2 y H2O necesita solo una décima parte de la presión atmosférica de la Tierra (100 mb) para distribuir de manera eficaz el calor al lado nocturno. Sin embargo, debido a la luz abrumadora de su estrella, la tecnología actual es incapaz de determinar la composición de la atmósfera o de la superficie de Gliese 581 g.
La mayor masa de Gliese 581 g tiende a comprimir su atmósfera (es decir, reducir su escala de altura) en relación con la Tierra.

Anclaje por marea

Debido a la proximidad Gliese 581 g a su estrella madre, se prevé que esté anclado por marea a Gliese 581. Al igual que nuestra Luna que siempre presenta la misma cara hacia la Tierra, la longitud del día sideral de Gliese 581 g entonces coincidiría precisamente con la longitud de su año,1 en el sentido de que en su superficie, una mitad va estar permanentemente en la luz y la otra mitad permanentemente en la oscuridad. El anclaje por marea significa que el planeta no tiene inclinación axial y por lo tanto no tiene estacionalidad en el sentido convencional.
Con un lado del planeta siempre de frente a la estrella, las temperaturas podrían oscilar entre un calor ardiente en el lado de la luz a la congelación de frío en el lado oscuro,con continuas temperaturas similares a la Tierra imaginables a lo largo del terminador (la zona entre el lado brillante y el lado oscuro) conocido informalmente como la zona del crepúsculo debido al estado permanente de la salida y puesta del sol como el crepúsculo.

Temperaturas

Su masa indica que es probable que sea un planeta rocoso con una superficie definida y que tiene la gravedad suficiente como para retener una atmósfera. Se estima que la temperatura media de equilibrio global (la temperatura en la ausencia de efectos atmosféricos) de Gliese 581 g varía desde 209 hasta 228 K (-64 a -45 ° C o -84 a -49 ° F) por albedo de Bond (reflectividad) de 0,5 a 0,3 (con el último siendo más característico del interior del Sistema Solar). Adicionando un efecto invernadero similar al de la Tierra se obtiene una temperatura media de la superficie en el rango de 236 a 261 K (-37 a -12 ° C o -35 a 10 ° F). Un factor que podría dar Gliese 581 g un efecto invernadero mayor que la Tierra es la posibilidad de que el planeta siendo más masivo también tenga una atmósfera más masiva.
En comparación, en el presente la temperatura media de equilibrio global de la Tierra es de 255 K (-18 ° C), que se eleva a 288 K (15 ° C) por el efecto invernadero. Sin embargo, cuando la vida se desarrolló pronto en la historia de la Tierra, se cree que la potencia energética del Sol, era de sólo un 75% de su valor actual, lo que habría correspondientemente disminuido la temperatura de equilibrio de la Tierra en las mismas condiciones de albedo. Sin embargo, la Tierra mantuvo la temperatura estable en esa época, tal vez con un efecto invernadero más intenso, o un albedo menor, que en la actualidad.
Actualmente, las temperaturas de la superficie de Marte varían desde un mínimo de alrededor de -87 ° C (-125 ° F) durante el invierno polar a un máximos de hasta -5 ° C (23 ° F) en verano. La amplia gama se debe a que la enrarecida atmósfera, que no puede almacenar mucho calor solar, y la baja inercia térmica del suelo. Temprano en su historia, una atmósfera más densa podría haber permitido la formación de un océano en Marte.

Potencial para la vida

En una entrevista con Lisa-Joy Zgorski de la Fundación Nacional de Ciencia, Steven Vogt fue preguntado sobre su creencia en las oportunidades de vida existente en Gliese 581 g. Vogt fue optimista: «No soy biólogo, ni quisiera interpretar uno en televisión. Personalmente, la ubicuidad y la probabilidad de vida para que crezca rápidamente donde quiera que pueda. Diría que, en mi sentido personal, que las oportunidades de vida en ese planeta son del 100%. Casi no tengo ninguna duda sobre eso». En el mismo artículo, Dr. Seager es citado diciendo «Todos estamos tan concentrados en afirmar que ahí está el próximo lugar donde buscaremos vida, pero no es un buen planeta para seguir». Según Vogt, el largo tiempo de vida de las enanas rojas mejora las oportunidades de vida. «Es muy difícil detener la vida una vez que entregaste las condiciones adecuadas», pronuncia. «La vida en otros planetas no significa E.T. Incluso, una simple célula, bacteria o el equivalente de una alfombra de moho sacudiría las percepciones sobre la exclusividad de la vida en la Tierra».

Una nueva era de descubrimientos

Los científicos han monitoreado un número relativamente pequeño de estrellas en la búsqueda de exoplanetas. El descubrimiento de un planeta potencialmente habitable como Gliese 581 g tan temprano en la búsqueda podría significar que los planetas habitables se distribuye más ampliamente de lo que se creía anteriormente. Según Vogt, el descubrimiento "implica un interesante límite inferior en la fracción de estrellas que tienen al menos un potencial planeta habitable, ya que hay solo 116 ~ estrellas conocidas del tipo solar o más viejas a una distancia de 6,3 parsec de Gliese 581." Esto presagia encontrar lo que Vogt describe como una nueva, segunda era de descubrimientos en exoplanetología.
La confirmación por otros equipos a través de velocidades radiales adicionales de alta precisión sería muy bienvenida. Pero si GJ 581 g es confirmada por un examen de VR más profundo, el mero hecho de que un planeta habitable se ha detectado tan pronto, en torno a una estrella cercana, sugiere que (η) bien podría ser del orden de unas pocas decenas de por ciento, y por lo tanto que o fuimos increíblemente afortunados en esta detección precoz, o realmente estamos en el umbral de una segunda Edad de los Descubrimientos.
Si la fracción de estrellas con planetas potencialmente habitables (η, "eta-Tierra") es del orden de unas pocas decenas de por ciento, como Vogt propone, y el vecindario estelar del Sol es una muestra típica de la galaxia, a continuación, el descubrimiento de Gliese 581 g en la zona habitable de su estrella apunta al potencial de miles de millones de planetas similares a la Tierra en nuestra Vía Láctea.

Gliese 180 b

Gliese 180 b (o GJ 180 b) es un exoplaneta supertierra no confirmada su existencia, que orbita la estrella enana roja Gliese 180, a una distancia de 38,1 años luz en la constelación de Eridanus. Descubierto en el 2014 por el método de detección de velocidad radial.

Características físicas y habitabilidad

El planeta orbita dentro de la zona de habitabilidad estelar de Gliese 180, con un periodo orbital de sólo 17,4 días. Es una supertierra, con una masa mínima de 8,30 veces mayor que la de la Tierra, y un radio estimado de 1,89 (siendo 1 el radio de la Tierra, y asumiendo que se trata de un planeta rocoso). Por tanto, de ser rocoso, la gravedad en el planeta sería considerablemente mayor.
Se ha estimado que su similitud con la Tierra es de un 75 %. Su temperatura media, suponiendo unas condiciones atmosféricas como en la Tierra, sería de 39 ºC (en la Tierra son 15 ºC), pero debe de tener más temperatura todavía porque al tener más gravedad, el planeta debe de atrapar una capa atmosférica más densa que en la Tierra, y como consecuencia, la temperatura debe ser mayor.
Como Gliese 180 b orbita alrededor de una estrella enana roja (el Sol es más del doble de grande), posee posibles problemas por la proximidad a su estrella, como estar sujeto a erupciones estelares o llamaradas, lo que inundaría el planeta de rayos X o radiación ultravioleta que harían más difícil la existencia de vida, o como posiblemente estar el planeta anclado por marea, como ocurre con la Luna que no tiene movimiento de rotación, y siempre dá la misma cara a la Tierra.

Gliese 163 c

Gliese 163c es un planeta ubicado a 50 años de la Tierra en la constelación de Dorado; su radio es entre 1.8 y 2.4 de la Tierra, se encuentra en la zona habitable; orbitando la enana roja Gliese 163. dependiendo si está compuesto de roca o agua, recibiría un 40 % más de energía solar que la Tierra; Venus en cambio recibe 90 %.
A pesar que no se conocen sus características exactas, con una temperatura alta la mayoría de la vida compleja no podría sobrevivir, aunque si podría albergar vida microbiana.

HD 40307 g

HD 40307 g es un planeta extrasolar que orbita en la zona habitable de la estrella HD 40307. Se encuentra a 42 años luz de distancia en la constelación de Pictor. El planeta fue descubierto mediante el método develocidad radial, a través del buscador de planetas por velocidad radial de alta precisión (HARPS). El descubrimiento fue realizado por un equipo de astrónomos dirigidos por Mikko Tuomi, de la Universidad de Hertfordshire y Guillem Anglada-Escudé, de la Universidad de Gotinga.

Características

Con una masa estimada en 7,09 M, su radio sería de 1,82 R si el planeta cuenta con una composición de roca-hierro similar a la terrestre. Investigaciones recientes del equipo HARPS-N, indican que los cuerpos con radios por encima de los 1,6 R (sobre todo si su masa supera las 6 M), tienden a acumular grandes cantidades de gases en su superficie, convirtiéndose en cuerpos en transición a gigantes gaseosos denominados coloquialmente «minineptunos». HD 40307 g supera el límite, por lo que se desconoce si se trata de una supertierra, un «supervenus» o un minineptuno.
A pesar de su baja temperatura media superficial (estimada en -2,65 ºC), se encuentra levemente desplazado hacia el confín interno de la zona de habitabilidad del sistema. De tratarse de un cuerpo telúrico como la Tierra o Venus, sería posible la existencia de agua líquida sobre su superficie, especialmente si la combinación de gases en su atmósfera permite su presencia gracias a una concentración adecuada de gases de efecto invernadero y a una mayor densidad que en la Tierra, pero lejos de los extremos de Venus.
Dada su masa, radio y temperatura de equilibrio, el planeta registra unÍndice de Similitud con la Tierra (IST) del 74 %, relativamente bajo para un cuerpo planetario situado a una distancia tan reducida del centro de la zona habitable de su sistema.
La estrella anfitriona del sistema, HD 40307, es una enana naranja tipo K2,5V, con una masa de 0,77 M y un radio de 0,65 R. Como consecuencia, es improbable que HD 40307 g se encuentre anclado por marea.

Kepler-69c

KOI-172.02, (K00172.02; Kepler-69c) es un candidato a exoplaneta sin confirmar situado a aproximadamente 1040 años luz de la Tierra. Su descubrimiento fue anunciado por el Observatorio Espacial de la misión Kepler el 7 de enero de 2013. KOI-172.02 ha sido notable desde que se descubrió su parecido con la Tierra (en tamaño y temperatura) y un candidato a albergar vida extraterrestre.
Exoplanet Comparison Kepler-10 b.png

Candidatura a exoplaneta

El objeto candidato, una supertierra tiene un radio de 1.54 veces el de laTierra. KOI-172.02 orbita a una estrella parecida al Sol llamada KOI 172 y se encuentra en la zona de habitabilidad, por lo que podría existir agua líquida en su superficie.


miércoles, 30 de diciembre de 2015

Planetas extrasolares potencialmente habitables

KOI-4878.01

KOI-4878.01 es el exoplaneta encontrado más parecido a la Tierra. Su existencia se encuentra pendiente de confirmación, aunque el telescopio Keplerha registrado cuatro tránsitos hasta la fecha.
Según el archivo de la NASA, de confirmarse su presencia, KOI-4878.01 contaría con un IST del 98 %, el mayor detectado hasta el momento. Sus características estimadas son propias de un análogo a la Tierra, completando una órbita a su estrella anfitriona (ligeramente menos masiva que el Sol aunque con un volumen levemente superior) cada 449 días, lo que lo situaría en la zona habitable de la misma. Su masa calculada sería 0,99 veces la de la Tierra, con un radio ligeramente mayor (1,04) y una temperatura de equilibrio de -16,5 ℃ (17,85 ℃ considerando una atmósfera parecida a la terrestre, frente a los 14 ℃ de la Tierra). Su estrella, KOI-4878, se encuentra a 1075,2 años luz.
La metalicidad de KOI-4878 no es excesivamente baja, lo que podría suponer una presencia significativa de elementos pesados en el sistema. De este modo, los cuerpos del sistema que posean una densidad propia de un planeta telúrico, deberían tener una composición similar a la de sus homólogos del Sistema Solar. Otro punto a favor de la habitabilidad de KOI-4878.01 es su periodo orbital, demasiado amplio como para que se encuentre anclado por marea a su estrella.
El hidrógeno y el oxígeno son muy comunes en el universo, y es probable que se encuentren presentes en la mayoría de los planetas, al menos en las primeras fases de su formación. Este hecho, unido a la temperatura de equilibrio, masa y tamaño de KOI-4878.01, hacen que sea muy probable la presencia de agua en su superficie. Es posible que su menor densidad respecto a la Tierra se deba a una excesiva presencia de agua sobre su corteza, que lo convierta en un planeta océano
Considerando sus características, si se confirma la existencia de KOI-4878.01 las probabilidades de que albergue algún tipo de forma de vida sobre su superficie, son extremadamente altas.
El próximo tránsito se espera para el 10 de octubre de 2016.

Kepler-438b

Kepler-438b es el exoplaneta confirmado más parecido a la Tierra, con un índice de similitud del 88 %. Pertenece al sistema Kepler-438, situado a 472,9 años luz (145 pársecs) del sistema solarSu descubrimiento fue estadísticamente confirmado en enero de 2015 gracias a las observaciones del telescopio espacial Kepler, que había registrado repetidos tránsitos entre el planeta y su estrella. En la misma conferencia, los expertos hicieron público el hallazgo de otros siete planetas que, junto a Kepler-438b, reescribieron el catálogo de exoplanetas confirmados potencialmente habitables, con tres integrantes entre los cuatro planetas extrasolares más semejantes a la Tierra.
Su masaradio y temperatura de equilibrio lo convierten en el mayor candidato a análogo terrestre encontrado hasta la fecha. Dada la relación establecida por la astrobiología entre el grado de parentesco de un planeta con la Tierra y su habitabilidad potencial, es considerado como el mejor candidato para albergar vida extraterrestre.

Características


Con una masa de 0,54 M, un radio de 0,46 R y una temperatura superficial de 3 475 ºC, Kepler-438 es una enana naranja de tipo K-tardío. Las estrellas de este tipo, con un tamaño y luminosidad muy inferiores a los del Sol, presentan una dinámica muy activa (especialmente si son jóvenes y más aún si son estrellas fulgurantes), cuenta con una zona de habitabilidad pequeña y próxima a ella, y son muy longevas (tardan entre 15 000 y 30 000 millones de años en abandonar la secuencia principal). Como consecuencia, Kepler-438b, que completa su órbita en sólo 35 días, permanece en la zona habitable del sistema. Una órbita tan reducida supone una alta exposición a los efectos de su estrella, tanto a los vientos estelares como a la interacción gravitatoria. De este modo, es posible que se encuentre anclado por marea.
Kepler-438b posee una masa 1,27 veces mayor que la terrestre y unradio 1,12 veces superior. Su densidad es algo menor que la de la Tierra, unos 4,96 g/cm3; y su temperatura media superficial (considerando una atmósfera similar a la terrestre) es de 37,45 ºC, frente a los 14 ºC de la Tierra.

Posibilidades de vida

Las características estimadas para Kepler-438b son muy distintas a las de la Tierra. La capacidad real del planeta para albergar vida depende de muchos factores que son desconocidos. Los mayores problemas que presenta de cara a la habitabilidad, partiendo de los datos disponibles, son:

Acoplamiento de marea


Es muy probable que la cercanía del planeta respecto a su estrella se traduzca en un anclaje por marea, es decir, una sincronización entre la órbita y la rotación de Kepler-438b. De este modo, contaría con unhemisferio diurno y otro nocturno, divididos por un terminador o zona del crepúsculo inmóvil. En planetas poco masivos anclados por marea respecto a su estrella, toda la atmósfera se congelaría en la cara nocturna, pero Kepler-438b cuenta con la masa suficiente como para que se asuma una atmósfera significativa capaz de repartir el calor. Sin embargo, la alta temperatura media del planeta supondría un clima infernal en el lado diurno imposibilitanto la presencia de vida compleja, mientras que el terminador y la cara nocturna no contarían con la luz necesaria para que pudiesen desarrollarse organismos fotosintéticos.
Dada la alta probabilidad de anclaje, Kepler-438b podría carecer de magnetosfera o que esta sea demasiado tenue para compensar la elevada exposición a los vientos estelares de su estrella, tan sólo a 0.17 UA, justo en el límite interno de la zona habitable del sistema.

Temperatura


La temperatura media de Kepler-438b, considerando un albedo y una composición y densidad atmosférica parecidas a las de la Tierra, sería de 37,45 ºC, que lo convertirían en un mesoplaneta. Considerando los 14 ºC de media terrestre, el climadel exoplaneta parece ser mucho más cálido, lo que podría agravarse teniendo en cuenta su proximidad respecto a su estrella, que posibilitaría una elevada fotólisis del agua superficial por efecto de la mayor exposición a la radiación ultravioleta y, en consecuencia, provocar un intenso escape hidrodinámico de su hidrógeno, convirtiéndolo en un planeta desierto. En última instancia, este proceso podría culminar en un efecto invernadero descontrolado semejante al de Venus.
Los expertos calculan que Kepler-438b recibe aproximadamente un 40 % más de luz que la Tierra (en comparación, Venus recibe el doble) y que la probabilidad de que se sitúe en la zona habitable del sistema Kepler-438 es del 70 %.

Atmósfera

Los componentes de la atmósfera de la Tierra son comúnes en el universo y es posible que la mayoría de los planetas cuenten con ellos o que los hayan tenido en algún momento de su historia. Sin embargo, los cuerpos tan expuestos a los efectos de su estrella como Kepler-438b, pueden perder una parte significativa por el escape hidrodinámico. En tal caso, sería posible una alta concentración de oxígeno inorgánico incluso si el planeta carece de vida.

Estabilidad estelar

Todas las estrellas fulgurantes son de tipo M, o K-tardíos como Kepler-438. Si es su caso, los efectos podrían ser devastadores para cualquier forma de vida que pudiese surgir en Kepler-438b por su proximidad y ya de por sí alta temperatura media, ya que las estrellas fulgurantes son capaces de multiplicar por cuatro su temperatura superficial durante cada episodio (que puede durar desde unos pocos minutos hasta varias horas). Nuevas observaciones podrán arrojar más información al respecto.
Exoplanet Comparison Kepler-186 f.png

Kepler-296e

KOI-1422.05, también conocido como Kepler-296e, es el segundo exoplaneta confirmado más similar a la Tierra, solo superado porKepler-438b. Su grado de parentesco estimado en un 85 %, convierte al objeto en un posible análogo a la Tierra capaz de albergar vida extraterrestre. Fue descubierto en 2015 por el telescopio espacial Kepler, siendo el quinto planeta encontrado en torno al sistema KOI-1422.

Características

KOI-1422.05 forma parte de un sistema estelar quíntuple situado a 669 años luz de la Tierra. Es el cuarto planeta más cercano a KOI-1422 (Kepler-296) de cuantos han sido descubiertos y confirmados, y también el más pequeño (completan el sistema dos supertierras y un gigante gaseoso situados más allá del confín interno de la zona de habitabilidad, y otro terrestre de masa levemente superior cerca del límite externo - aunque permanece dentro de la zona habitable -). KOI-1422 es una enana roja (clasificación estelar tipo M), por lo que su luminosidad es inferior a la del Sol. Como consecuencia, su zona habitable es muy reducida y se encuentra muy próxima a ella. KOI-1422.05 completa su órbita en tan solo 34 días, menos de la mitad que Mercurio (es posible que se encuentre anclado por marea), pero dado el reducido tamaño de su estrella anfitriona se estima que su temperatura media superficial, considerando una atmósfera similar a la terrestre, sería de 33.45 ºC (-5.75 ºC sin efectos atmosféricos), que lo convertirían en un mesoplaneta. No obstante, las condiciones superficiales dependen en gran medida de la combinación de gases presentes en la atmósfera.
La masa de KOI-1422.05 es aproximadamente 3.32 veces superior a la de la Tierra y su radio representa 1.48 veces el terrestre. Con tales condiciones, su gravedad y velocidad de escape deben ser un 50 % mayores que las de la Tierra.

Posibilidades de vida

Incógnitas

Con un índice de similitud con la Tierra de 0.85, KOI-1422.05 es el segundo exoplaneta confirmado con más posibilidades de albergar vida. Sus condiciones reales son desconocidas y su potencial de habitabilidad, con los datos disponibles, depende fundamentalmente de:
  • Su composición atmosférica (presencia de oxígeno y otros gases en proporciones adecuadas)
  • La estabilidad de su estrella anfitriona (propensión a erupciones masivas que la conviertan en una estrella fulgurante), dada su proximidad respecto a la misma
  • La presencia de cantidades significativas de agua en su superficie
  • La existencia de un campo magnético importante que proteja al planeta de la radiación y del viento estelar
  • Si el planeta se encuentra anclado por marea
  • La presencia de una tectónica de placas que renueve los materiales y gases de su superficie

Composición atmosférica


Ilustración artística de un exoplaneta con señales de agua en su atmósfera
Algunas de estas incógnitas pueden ser respondidas teóricamente. La composición atmosférica de KOI-1422.05 es desconocida, pero considerando la abundancia en el universo de los compuestos presentes en la terrestre (especialmente de hidrógeno y oxígeno), es probable que cuente con ellos o al menos que estuviesen presentes en su atmósfera primigenia. Es posible que la cercanía de su estrella y la consecuente exposición al viento estelar haya despojado al planeta de la mayor parte de su atmósfera (o al menos del hidrógeno, como se sospecha que ocurrió en Venus ), especialmente si carece de campo magnético.

Estabilidad estelar

Se sabe muy poco sobre las características de la estrella KOI-1422, aunque su masa (0.45 veces la del Sol), radio (0.43 veces) y temperatura (3300 ºC) se corresponden con los de una enana roja. Las estrellas fulgurantes son, en todos los casos, enanas rojas de tipo espectral M o K-tardíos, siendo este el caso de KOI-1422. Las violentas erupciones que sufren este tipo de estrellas pueden multiplicar por cuatro su temperatura superficial e incrementar en igual medida su magnitud (registrándose erupciones de solo 20 minutos de duración que han multiplicado por 10 000 su brillo ). Durante años se ha debatido sobre la hostilidad que este tipo de estrellas presentarían para la vida y si es posible que existan seres capaces de resistir los efectos de estas erupciones o de protegerse de ellas, ya que las estrellas tipo M y K son las más abundantes en el universo (y también las más longevas). En cualquier caso, se necesitan más observaciones para conocer si KOI-1422 es una estrella fulgurante.

Campo magnético

La magnetosfera protege a los cuerpos celestes de las partículas cargadas de alta energía presentes en el viento estelar. En sistemas planetarios como KOI-1422, los planetas tienden a situarse muy próximos a su estrella y su exposición a los efectos de la misma es mucho mayor. Los medios actuales impiden conocer la presencia de un campo magnético significativo en KOI-1422.05, que sería de vital importancia para preservar cualquier forma de vida. Sin la magnetosfera, no hubiese sido posible la formación de una capa de ozono en la atmósfera externa de la Tierra, dejándola expuesta a los efectos de la radiación ultravioleta.

Anclaje por marea

KOI-1422.05 se encuentra a solo 0.15 UA de su estrella, completando su año en 34.14 días. Tal cercanía podría suponer un anclaje por marea respecto a la misma, de forma que el planeta siempre ofreciese la misma cara a su estrella. Como resultado, no habría ciclos día-noche (es decir, habría un hemisferio diurno y otro nocturno). Más allá de las consecuencias que este hecho pudiera tener sobre la presencia de un campo magnético significativo en KOI-1422.05, la ausencia de rotación provocaría un clima extremo en cada hemisferio (el lado iluminado registraría temperaturas elevadas mientras el nocturno sería un desierto polar), con una franja templada a lo largo de la zona del crepúsculo o terminador. En planetas pequeños con escasa fuerza de gravedad, la atmósfera podría congelarse en su totalidad en el lado nocturno, aunque se cree que aquellos cuerpos de masa igual o superior a la Tierra tienen la suficiente atracción como para retener una atmósfera considerable que reparta el calor por todo el planeta. En cualquier caso, las temperaturas seguirían siendo muy dispares entre ambos hemisferios.

Tectónica de placas

La tectónica de placas parece ser un proceso inherente al tamaño, masa y rotación de un planeta. Una corteza no excesivamente gruesa asentada sobre un manto líquido en un planeta telúrico en rotación de un tamaño aproximado o superior al de la Tierra, debería presentar una tectónica de placas que reciclase sus materiales. Si KOI-1422.05 no presenta acoplamiento por marea, es muy probable que registre este fenómeno geológico.

Estimación


Recreación virtual del futuro E-ELT
Las probabilidades reales de que existan formas de vida sobre KOI-1422.05 dependen en gran medida del cumplimiento de estos elementos. La ecuación de Drake, que estima la cantidad de civilizaciones extraterrestres en la Vía Láctea, fue concebida en 1961 y no considera los datos extraídos en las observaciones recientes. Pese a las fuertes críticas y continuas revisiones a la baja realizadas sobre el cálculo de Frank Drake, los descubrimientos de los últimos años parecen demostrar una cierta tendencia hacia el principio de mediocridad (al menos en cuanto a planetas potencialmente habitables), por encima de la hipótesis de la Tierra especial. Las estimaciones más recientes hechas por los astrónomos con los datos de la misión Kepler, elevan el número de exoplanetas del tamaño de la Tierra que orbitan a su estrella en la zona de habitabilidad a 40 000 millones, tan solo en nuestra galaxia. Considerando que los problemas observados con anterioridad derivan en su mayor parte de un posible anclaje por marea respecto a la estrella anfitriona (algo que solo se daría en aquellas tipo M o K-tardíos), los científicos calculan que de ellos, 11 000 millones orbitarían estrellas similares al Sol, cuya zona de habitabilidad se sitúa a demasiada distancia como para registrar este fenómeno. Estadísticamente, estas cifras supondrían que el exoplaneta habitable más cercano podría estar a 12 años luz.

Cielo nocturno

A pesar del menor tamaño de KOI-1422 en relación al Sol, KOI-1422.05 se encuentra proporcionalmente más próximo a su estrella que la Tierra, por lo que ocupará una porción mayor del cielo. El gigante gaseoso KOI-1422.03 se encuentra a unos 12 500 000 km de KOI-1422.05 y se verá en el cielo de este último unas 13 veces mayor (en su máxima aproximación) que la Luna desde la Tierra, dando lugar a frecuentes eclipses. KOI-1422.02, una supertierra, también aparecería notoriamente en su bóveda celeste como un objeto dos veces mayor que la Luna en la misma comparación, cuando ambos cuerpos se sitúen en la distancia mínima de intersección orbital. El resto (KOI-1422.02 y .04) serían fácilmente apreciables en su momento de máxima cercanía, aunque menos que la Luna desde la Tierra (en ambos casos se verían con mucha más claridad que el planeta Venus).

Gliese 667 Cc

Gliese 667 Cc es un exoplaneta supertierra descubierto el 21 de noviembre de 2011 por el espectrógrafo HARPS, y confirmada su existencia el 2 de febrero de 2012, que orbita la estrella Gliese 667 C, a una distancia de 23,6 años luz. Gliese 667 Cc se encuentra en un sistema estelar triple en la constelación del Escorpión, y el planeta es el segundo o tercero con respecto a la distancia de su estrella, en un sistema formado por al menos seis planetas.
Gliese 667.jpg

Características físicas y habitabilidad


El planeta orbita dentro de la zona de habitabilidad estelar de Gliese 667 C, a una distancia de 0,1251 UA, con un periodo orbital de tan sólo 28,1 días. Es una supertierra, con una masa mínima de 3,80 veces mayor que la de la Tierra, y un radio estimado de 1,54 (siendo 1 el radio de la Tierra, y asumiendo que se trata de un planeta rocoso).

Impresión artística del terminador en Gliese 667
 Cc, con las estrellas Gliese 667 A, B, y C de fondo
Hasta hace poco era el exoplaneta confirmado que guardaba una mayor similitud con la Tierra, con unIST del 84 %. Guillem Anglada-Escudé señaló en un artículo publicado en Astrophysical Journal Lettersa principios de 2012, que este era el exoplaneta (confirmado) con más posibilidades de contener agua líquida y formas de vida debido al lugar en el que se encuentra. En enero de 2015 se confirmó la existencia de dos exoplanetas con mayor IST, Kepler-438b (88 %) y Kepler-296e (85 %). Además, el telescopio espacial Kepler ha descubierto indicios de la existencia de un planeta con una similitud propia de un auténtico gemelo de la TierraKOI-4878.01(98 %), que podría ser confirmado en un futuro cercano con nuevas observaciones (han podido distinguirse varios tránsitos hasta la fecha).
Si tuviera una atmósfera similar a la de la Tierra, la temperatura media de Gliese 667 Cc sería ligeramente inferior, con 13 ºC (en la Tierra son 15 ºC). El planeta tendría una gravedad un poco mayor que la terrestre, equivalente a 1,32 g, y se especula que la luminosidad del planeta sería un 90 % de la que recibe la Tierra.

Variabilidad estelar

Gliese 667 Cc orbita alrededor de una enana roja tres veces más pequeña que el Sol, conocidas por estar sujetas a erupciones estelares o llamaradas (denominadas también estrellas fulgurantes). La menor masa de este tipo estelar les confiere una luminosidad muy inferior a la del Sol y suele suponer una mayor proximidad de sus cuerpos planetarios respecto a la estrella anfitriona, encontrándose su zona de habitabilidad muy próxima a ella. La cercanía de Gliese 667 Cc con su estrella podría provocar que el planeta estuviese constantemente expuesto al bombardeo de rayos X o radiación ultravioleta, que harían más difícil la existencia de vida (véase habitabilidad en sistemas de enanas rojas).

Anclaje por marea

Otro posible problema derivado de la proximidad de la órbita a una enana roja en su zona habitable, para la existencia de vida, es que el planeta probablemente se encuentre anclado por marea, como la Luna respecto a la Tierra, por lo que no tendría rotación alguna y ofrecería siempre la misma cara a su estrella. De este modo, un hemisferio del planeta siempre estaría expuesto a la luz del día y el otro permanecería eternamente en la oscuridad.
Los expertos aún debaten sobre el efecto que el acoplamiento de marea puede tener sobre la habitabilidad de un planeta. En cuerpos poco masivos, la totalidad de su potencial atmósfera y océanos se congelarían en el lado nocturno, si bien en planetas con una atmósfera lo suficientemente gruesa el calor podría repartirse eficazmente por toda su superficie. Gliese 667 Cc tiene una masa superior a la Tierra y en consecuencia una atracción gravitatoria mayor, por lo que es posible que cuente con más presión atomsférica. En cualquier caso, entre el abrasador lado diurno y el congelado nocturno, debería existir una amplia zona del crepúsculo donde las temperaturas podrían ser ideales para la vida.

Vida inteligente

Gliese 667 Cc se encuentra a tan sólo 23,6 años luz, por lo que cualquier forma de vida inteligente que pudiese habitar este planeta llevaría más de un siglo recibiendo nuestras señales de radio y hace décadas que podríamos haber recibido una respuesta. A los problemas ya mencionados derivados del tipo de estrella a la que orbita, su proximidad respecto a ésta y su potencial anclaje por marea; cabe destacar que la edad de Gliese 667 C (estimada en unos 2000 millones de años) no habría dado lugar a una evolución similar a la terrestre, si hubiese seguido un patrón parecido.
La enana roja Gliese 667 C tiene una vida estimada de entre dos mil y diez mil millones de años, por lo que las formas de vida que pudiesen existir en Gliese 667 Cc podrían haber tenido considerablemente menos tiempo para evolucionar que las de la Tierra.

Kepler-442b

Kepler442b(comp).jpg
Kepler-442b es un exoplaneta situado a 1115,5 años luz de la Tierra —342 pársecs— descubierto por el telescopio espacial Kepler y perteneciente a los ocho planetas cuya existencia fue confirmada a principios de enero de 2015. Ocupa el cuarto lugar entre los mayores candidatos a análogo terrestre, con un índice de similitud con la Tierradel 84 %, y es el único de ellos que por sus características podría ser un planeta superhabitable considerando su masaradio, ubicación en la zona habitabletipo estelar y cantidad de radiación ultravioleta recibida.
La mayor parte de sus características han sido estimadas partiendo de la información extraída de sus tránsitos frente a la estrella Kepler-442. Aunque ocupa la cuarta posición en el catálogo de exoplanetas confirmados potencialmente habitables por grado de semejanza con la Tierra, es el primero de la lista que probablemente rota sobre su propio eje, contando con ciclos de día y noche. Esta y otras razones convierten a Kepler-442b en uno de los principales objetivos en la búsqueda de vida extraterrestre.

Características


Estrella

La estrella Kepler-442 es una enana naranja —clasificación estelar tipo K-intermedio—, con una masa de 0,61 M, un radio de 0,59 R y una temperatura superficial de 4129 . Su metalicidad, estimada en -0,37, es inferior a la del Sol, lo que indica una relativa escasez de elementos pesados —es decir, todos salvo el hidrógeno y el helio—.
Las enanas naranjas son relativamente pequeñas y longevas, aunque no tanto como las enanas rojas, y pueden permanecer entre 15 000 y 30 000 millones de años en la secuencia principal frente a los 10 000 millones del Sol. Aunque el ciclo vital de las estrellas guarde una relación inversa con la masa y luminosidad del cuerpo estelar, las estrellas más pequeñas —tipo M y K-tardío— presentan graves problemas para la vida. Al principio de sus vidas, la actividad de las estrellas es muy alta, presentando gran cantidad de manchas estelares y emitiendo fuertes vientos cargados de partículas. La duración de este período aumenta cuanto más pequeña sea la estrella, alcanzando su máximo en los aproximadamente 3000 millones de años que comprende este período en las enanas rojas —frente a los 500 millones de una estrella tipo G como el Sol—. Además, su menor tamaño también incide en la localización de la zona habitable, exponiendo en demasía a los planetas potencialmente habitables que las orbiten —pueden estar anclados por marea a sus estrellas, perder sus atmósferas por escape hidrodinámico, carecer de un campo magnético significativo, etc.—.

Sin embargo, los expertos coinciden en que las de tipo K como Kepler-442, a medio camino entre las enanas rojas y las enanas amarillas como el Sol, pueden ser las más idóneas para la vida. Las enanas naranjas son más estables, viven más tiempo, varían menos y cualquier planeta potencialmente habitable en torno a una de ellas estaría menos expuesto a la radiación UV que la Tierra; sin presentar las desventajas de las de tipo M o K-tardío.
La edad del sistema es desconocida, fijándose un límite inferior de 2700 millones de años y uno superior de 8100, siendo 2900 el valor más probable. Como referencia, el Sistema Solar tiene una edad de 4568 millones de años.

Tamaño

Con una masa estimada de 2,34 M y un radio de 1,34 R, Kepler-442b se encuentra prácticamente en el óptimo para la vida establecido por los expertos —de aproximadamente 2 M y unas dimensiones que permitan conservar una densidad similar a la de nuestro planeta—. La densidad correspondiente a un cuerpo planetario de estas características sería de 5,35 g/cm3, prácticamente idéntica a la de la Tierra —5,515 g/cm3—; y su gravedad sería un 30% mayor que la terrestre —una diferencia tolerable para el ser humano, que haría que una persona de unos 80 kg pesase poco más de 100 sobre su superficie—. Comparativamente, las dimensiones de la Tierra y Kepler-442b —un 34 % mayor— son menos dispares que las de la Tierra y Marte —con un 53 % del diámetro terrestre—.
Considerando que la masa y radio de Kepler-442b son menores que las 6 M y 1,6 R marcados en un estudio reciente del equipo HARPS-N como límite entre los planetas telúricos y los gaseosos, la probabilidad de que la composición del exoplaneta sea principalmente de roca-hierro como Venus y la Tierra es alta, superior al 60 %. Sin embargo, es habitual que en estrellas poco masivas los exoplanetas situados en la zona habitable tiendan a acumular más agua que nuestro planeta. Esto, unido a la baja metalicidad de su estrella y a la falta de datos sobre el resto de planetas del sistema, hace que no pueda descartarse la posibilidad de que Kepler-442b sea un planeta océano.

Temperatura

Órbita de Kepler-442b.
Su temperatura superficial —considerando una atmósfera similar a la de la Tierra— es de -2,65 ℃, que convierten a Kepler-442b en un psicroplaneta —término utilizado para denominar a aquellos planetas potencialmente habitables con temperaturas medias de entre -50 ℃ y 0 ℃— según la clasificación térmica de habitabilidad planetaria del PHL. Aun así, se encuentra desplazado hacia el confín interno de la zona de habitabilidad del sistema —aunque menos que la Tierra—, a 0,41 UA de su estrella y con un periodo orbital de 112 días. Como referencia en términos relativos, el indicador «HZD» del PHL —distancia respecto al centro de la zona habitable— para Kepler-442b es de -0,34 frente a los -0,5 de la Tierra, donde -1 marca el límite interior de la zona de habitabilidad y +1 el límite externo, siendo el 0 su centro —es decir, ambos pertenecen a la zona habitable de sus sistemas y se encuentran desplazados hacia el confín interno, aunque Kepler-442b se sitúa más próximo al centro—. Teóricamente, los planetas con un «HZD» próximo a cero son potencialmente mejores para la vida que aquellos con un «HZD» más cercano a -1 o +1. Según sus descubridores, hay un 96,9 % de probabilidades de que Kepler-442b orbite en la zona habitable de su estrella.
La mayor masa de Kepler-442b en relación a la Tierra, puede suponer una atmósfera más densa que haga al planeta más cálido de lo previsto. En cualquier caso, la temperatura media de la Tierra —de 14 ℃— se debe al efecto de las zonas frías del planeta sobre el promedio global, existiendo amplias zonas donde las temperaturas superan los 20 ℃ durante la mayor parte del año —especialmente en la zona intertropical—. De igual modo es posible que, en caso de que cuente con una atmósfera similar a la terrestre, existan amplias regiones en Kepler-422b donde las temperaturas superen los 10 ℃ durante buena parte del año. En comparación, Marte, objeto de estudio como posible hogar para la vida en el pasado o incluso en el presente —posibles organismos unicelulares en bolsas de agua del subsuelo—, tiene una temperatura superficial casi 30 ℃ más baja que Kepler-442b —excluyendo los efectos atmosféricos— y sigue perteneciendo a la zona habitable del Sistema Solar. Se cree que la Tierra seguiría siendo apta para la vida si tuviese una órbita similar a la marciana.
Sin embargo, también existe la posibilidad de que la menor temperatura se traduzca en casquetes polares mayores que los de la Tierra, que hayan llevado al planeta a una glaciación global permanente a imagen de la que se sospecha que sufrió la Tierra en el Período Criogénico, mediante un proceso retroalimentativo de las masas de hielo.
Las bajas temperaturas medias estimadas de Kepler-442b representan el mayor problema de cara a la presencia de vida compleja en el planeta y justifican —junto a la clase estelar— los 0,04 puntos de «SPH» concedidos por el Laboratorio de Habitabilidad Planetaria —en inglés, PHL— de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo, frente a los 0,72 de la Tierra. Este baremo, cuyas siglas provienen del inglés Standard Primary Habitability, mide la idoneidad de un planeta para la vegetación en una escala de 0 a 1. De existir, es posible que las formas de vida vegetales de Kepler-442b tengan un color distinto al de las terrestres, capaz de absorber una mayor cantidad de la energía emitida por su estrella —probablemente rojo, frente al verde predominante en la Tierra—.

Anclaje por marea

Es habitual que los cuerpos planetarios situados en la zona habitable de estrellas poco masivas se encuentren anclados por marea, sincronizando su rotación con su órbita estelar y presentando siempre una misma cara a su estrella. Como resultado, estos planetas contarían con un hemisferio diurno y otro nocturno. Sería un escenario potencialmente problemático para la vida, ya que podría reducir o incluso destruir su campo magnético, suponer la congelación de toda la atmósfera en la cara nocturna, sobreexponer el hemisferio diurno a los efecto de la estrella, etc.
No obstante, según los cálculos del PHL, Kepler-442 —que orbita a una distancia media de 0,41 UA— se encuentra justo por encima de dicho límite —0,39 UA— y es improbable que presente acoplamiento de marea, dada su posición respecto al centro de la zona habitable del sistema. Además, investigaciones recientes sugieren que el efecto de las corrientes de aire sobre la superficie de un planeta podría dificultar el anclaje en cuerpos planetarios teóricamente acoplados por marea a sus estrellas, especialmente si cuentan con una atmósfera más densa que la de la Tierra —en tal caso, la velocidad de rotación sería considerablemente más lenta y los días abarcarían varias semanas o incluso meses—. En el Sistema Solar, parece haber una relación directa entre la masa planetaria, la distancia respecto a la estrella y la duración de los días —los cuerpos más masivos y alejados de la misma presentan mayores velocidades de rotación—. Esto podría suponer que los días deberían ser más cortos en Kepler-442b que en la Tierra, pero la distancia entre nuestro planeta y el límite de anclaje por marea es mucho mayor que la correspondiente a Kepler-442b. Por tanto, debería presentar ciclos de día y noche como la Tierra, aunque su duración es una incógnita.

Kepler 62-e

Relative sizes of all of the habitable-zone planets discovered to date alongside Earth.jpg

Características

Estrella

Kepler-62 es una enana naranja de tipo K2V, con una masa de 0,69 M, un radio de 0,63 R y una temperatura superficial de 4 595,85 ºC. Su metalicidad es de -0,21, ligeramente inferior a la del Sol, que indica una relativa escasez de elementos pesados (es decir, todos salvo el hidrógeno y el helio), aunque no tanto como para impedir la formación de cuerpos telúricos en el sistema. Las investigaciones sugieren que se formó hace 7000 millones de años (frente a los 4570 millones del Sistema Solar).
De las características de su estrella se extraen varias conclusiones:
  • La estrella es lo suficientemente masiva como para que su límite de anclaje por marea se sitúe en el confín interno de la zona de habitabilidad, por lo que es poco probable que cualquier mesoplaneta(y más aún psicroplaneta) del sistema sufra este efecto.
  • Por su antigüedad, cualquier forma de vida presente en el sistema ha tenido más tiempo para evolucionar y dispondrá de mucho más para seguir haciéndolo, ya que la esperanza de vida de estas estrellas puede alcanzar los 30 000 millones de años (frente a los 10 000 millones del Sol).
  • La metalicidad estelar permite la formación planetaria.
  • Kepler-62 es lo suficientemente masiva como para no registrar las bruscas variaciones lumínicas de las enanas rojas en sus primeros millones de años de vida.
El perfil de Kepler-62 encaja con el propuesto por René Heller y John Armstrong en su publicación «Superhabitable Worlds», dando la oportunidad a cualquier exoplaneta análogo a la Tierra del sistema de ser un planeta superhabitable.

Dimensiones

Kepler-62e es un exoplaneta de tipo supertierra, con una masa de 4,54 M y un radio de 1,61 R. Según los cálculos del equipo HARPS-N, los cuerpos con masas superiores a las 6 M y/o radios por encima de 1,6 R, tienden a acumular grandes cantidades de gases en su superficie, convirtiéndose en minineptunos (un estado de transición entre planeta terrestre y gigante gaseoso, con características similares a las de Urano y Neptuno en el Sistema Solar). Kepler-62e se encuentra justo en el límite y sus condiciones reales son desconocidas, aunque los modelos informáticos indican que tanto él como Kepler-62f probablemente son mundos oceánicos, con concentraciones nubosas superiores a las de la Tierra.

Clima

Con una temperatura media superficial de 28,45 ºC (frente a los 15 ºC terrestres), considerando una atmósfera (en cuanto a densidad y composición) y albedo similares a los de la Tierra, Kepler-62e es un «mesoplaneta» según la clasificación térmica de habitabilidad planetaria.
Es probable que su atmósfera sea más densa como consecuencia de su gravedad (aproximadamente un 74 % mayor que la de la Tierra) y que esto, unido al efecto termorregulador de un océano global y a su temperatura media superficial, haga que el clima del planeta sea «cálido y húmedo desde el ecuador hasta los polos», según las palabras de Dimitar Sasselov (profesor de astronomía de la Universidad de Harvard y coautor del modelo que estimó la probabilidad de que Kepler-62e y Kepler-62f fuesen mundos oceánicos).

Órbita

Con un período orbital de 122,39 días, Kepler-62e pertenece a la zona habitable de su sistema, desplazado hacia el confín interno de la misma (al igual que la Tierra). Por tanto, el indicador HZD («Habitable Zone Distance» o distancia respecto al centro de la zona de habitabilidad) del PHL para Kepler-62e es negativo, con un valor de -0,7 frente a los -0,5 de la Tierra. Su posición lo sitúa próximo al límite de anclaje por marea del sistema (la distancia orbital media del planeta respecto a su estrella es de 0,427 UA y el límite de acoplamiento se encuentra a 0,4062 UA).

Habitabilidad

En la conferencia en que anunció el hallazgo de Kepler-62e y de otros seis exoplanetas, el investigador Bill Borucki delCentro de Investigación Ames de la NASA advirtió su potencial de habitabilidad. Señaló también que quizás la vida en la Tierra apareciese en los océanos y la posibilidad de que evolucione hacia formas complejas incluso en ausencia de masas continentales. Sin embargo, destacó que es improbable que puedan surgir civilizaciones extraterrestres en planetas de este tipo por el difícil acceso a la electricidad y al fuego, que permitan el desarrollo de la metalurgia. No obstante, según sus palabras, «el escenario sería muy distinto si cuentan con tierras emergidas, aunque su gravedad dificultaría la evolución de las especies hacia organismos bípedos» y añadiendo que «probablemente el ser humano no habría dejado de desplazarse haciendo uso de sus cuatro extremidades si hubiese evolucionado en Kepler-62e». A pesar de ello, indicó que actualmente «podríamos soportar el efecto de la gravedad y caminar sobre su superficie».
El verdadero potencial para la vida de Kepler-62e es desconocido y está sujeto a las condiciones reales que presente el planeta. Los modelos indican que posiblemente es un planeta océano, en cuyo caso sería viable que contase con algún tipo de vida sobre su superficie (especialmente en forma de organismos simples), pero no puede descartarse la posibilidad de que se trate de un minineptuno o de que sufra un efecto invernadero descontrolado similar al de Venus. En el futuro, las nuevas herramientas permitirán conocer su temperatura real y la composición de su atmósfera (y con ella, la presencia o ausencia de vida).

Gliese 832 c

Gliese 832 c (o GJ 832 c) es un exoplaneta supertierra confirmado, que orbita la estrella enana roja Gliese 832, a una distancia de 16,1 años luz de la Tierra en la constelación de Grus. Su descubrimiento, anunciado en 2014, se realizó por el método de velocidad radial. Con un IST del 81 %, es uno de los exoplanetas confirmados con mayor parentesco con la Tierra.

Características físicas y habitabilidad

El planeta orbita dentro de la zona de habitabilidad estelar de Gliese 832, con un periodo orbital de sólo 35,7 días. Es una supertierra, con una masa mínima de 5,40 veces mayor que la de la Tierra, y un radio estimado de 1,69 (siendo 1 el radio de la Tierra y asumiendo que se trata de un planeta rocoso). Investigaciones del equipo HARPS-N sugieren que aquellos cuerpos con radios por encima de los 1,6 R (especialmente si su masa supera las 6 M) tienden a acumular grandes cantidades de gases en su superficie, en un estado de transición a gigante gaseoso que los convertiría en «minineptunos». GJ 832 c se encuentra justo por encima del límite, por lo que podría ser tanto una supertierra, como un «supervenus» e incluso un minineptuno.
Su índice de similitud con la Tierra (IST) se ha estimado en un 81 %, lo que lo sitúa entre los exoplanetas confirmados con más probabilidades de ser un análogo terrestre. Su temperatura media, suponiendo unas condiciones atmosféricas como en la Tierra, sería de 22 ºC (en la Tierra son 15 ºC), pero puede ser considerablemente mayor si su gravedad le confiere una densidad atmosférica superior a la que le correspondería por orbitar a su estrella (tipo M1.5) a 0,16 UA. En tal caso, podría registrar un efecto invernadero desbocado similar al de Venus.
Gliese 832 es una enana roja tipo M1.5, cuya masa y radio representan aproximadamente la mitad de los del Sol. Este tipo de estrellas presentan un gran dinamismo en sus primeros miles de millones de años de vida, con intensas erupciones estelares o llamaradas que inundan cualquier planeta cercano con intensos niveles de radiación. A una distancia orbital respecto a su estrella de 0,16 UA, la probabilidad de que GJ 832 c esté anclado por marea a la misma es muy alta. Así, un hemisferio del planeta se encontraría permanentemente expuesto a la luz de su estrella mientras que el otro permanecería a oscuras.
Como curiosidad, si existe vida vegetal en GJ 832 c posiblemente adoptaría un color negro en el espectro visible, como consecuencia del tipo de estrella a la que orbita.

Kepler-283c

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Características

Tamaño

Con un radio de 1,81 R, Kepler-283c es una supertierra. Su masa estimada, asumiendo una composición de hierro-roca similar a la terrestre, es de 7,04 M. Su densidad sería un 18 % mayor que la de la Tierra, posiblemente por el efecto compresor de la atracción gravitatoria sobre las capas internas del planeta. La gravedad sobre Kepler-283c sería más del doble que la terrestre, de modo que una persona con un peso de 80 kg en la Tierra pesaría algo más de 171 kg sobre su superficie.
Con estas características, la masa y radio de Kepler-283c están por encima del límite de 1,6 R y 6 M marcado por el equipo HARPS-N en sus investigaciones recientes para los cuerpos telúricos, por lo que podría ser un objeto terrestre con una superficie definida, un minineptuno o una transición entre ambos.

Temperatura

La temperatura media superficial calculada para Kepler-283c es de 17,95 ºC (mesoplaneta), frente a los 15 ºC de la Tierra. Estas estimaciones parten de la posición del planeta en la zona habitable del sistema, ligeramente más desplazada hacia el confín interno de la misma que la Tierra. Mientras que el valor HZD terrestre (del inglés «Habitable Zone Distance» o distancia respecto al centro de la zona habitable) asignado por el Laboratorio de Habitabilidad Planetaria de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo, es de -0,5 (desplazado hacia el confín interno), Kepler-283c registra un -0,58 (aún más). La temperatura real del planeta es desconocida, siendo probable (por su mayor masa) que cuente con una densidad atmosférica por encima de la terrestre. En tal caso, cabría esperar temperaturas aún mayores a las estimadas y no puede descartarse que se trate de un «supervenus».

Anclaje por marea

Es habitual que los exoplanetas situados en la zona habitable de estrellas poco masivas se encuentren anclados por marea. Kepler-283 es una enana naranja, con una masa de 0,62 M y un radio de 0,57 R, por lo que es posible que los exoplanetas próximos al confín interno de su zona habitable (como Kepler-283c) estén anclados por marea. Incluso si Kepler-283c se encuentra dentro del límite de anclaje, su posición extrema dentro del mismo hacen suponer que probablemente tenga una rotación no sincronizada con su órbitay que cuente con ciclos de día y noche similares a los de la Tierra.

Tau Ceti e

Tau Ceti e es un exoplaneta no confirmado, que podría estar orbitando la estrella Tau Ceti, a una distancia de 11,9 años luz. Es el cuarto planeta del sistema por distancia a su estrella. Se encuentra en la constelación de Cetus del hemisferio sur.
Como los otros cuatro planetas de Tau Ceti, fue detectado por análisis estadísticos de los datos de las variaciones de su estrella en su velocidad radial, que fueron obtenidas utilizando HIRES, AAPS, y HARPS.
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Características físicas

El planeta orbita dentro de la zona de habitabilidad de Tau Ceti, a una distancia de 0,552 UA (equivalente a una órbita intermedia entre Venus y Mercurio en el Sistema Solar), con un periodo orbital de 168 días. Podría ser una supertierra, con una masa mínima de 4,29 M y, asumiendo que está compuesto de rocas y agua, tendría un radio de 1,59 R.
Su aspecto real es desconocido. Considerando los valores estimados en cuanto a masa y radio, podría ser tanto una supertierra como un minineptuno, ya que se encuentra justo en el límite que separa a los cuerpos telúricos de los gigantes gaseosos (6 M y 1,6 R). Estudios recientes sugieren que los cuerpos por debajo de dicho límite pero notoriamente más masivos que la Tierra, tienden a acumular más agua en su superficie, por lo que Tau Ceti e podría ser un planeta océano. Si es el caso, su proximidad respecto a su estrella puede haber disociado las partículas de agua, provocando que todo el hidrógeno del planeta haya abandonado su superficie por escape hidrodinámico, dejando tras de sí un planeta desierto con altas concentraciones de oxígeno de origen no orgánico. El resultado de este proceso sería un cuerpo planetario de aspecto similar al que figura en el encabezado del artículo. En última instancia, es posible que la proximidad respecto a su estrella y la ausencia de agua, hayan condenado al planeta a un efecto invernadero descontrolado que lo convirtiese en un «supervenus».

Habitabilidad

Hasta ahora, es el exoplaneta más cercano a la Tierra con potencial para albergar vida. Sin embargo, la temperatura media estimada para el planeta, considerando una atmósfera y albedo similares a los terrestres, sería de 50 ºC (35 ºC más que la Tierra), estando justo en el límite entre los mesoplanetas y termoplanetas.
Es probable que su mayor gravedad, consecuencia directa de su masa elevada, suponga una alta concentración de gases en su superficie. Una atmósfera más densa puede incrementar considerablemente su temperatura media superficial, convirtiendo a Tau Ceti e en un termoplaneta (sería el primero descubierto hasta la fecha) o incluso en un «supervenus». En tal caso, la única vida posible sobre el planeta estaría representada por organismos de tipo termófilo. Su Índice de Similitud con la Tierra es del 78 %.
El verdadero potencial para la vida de Tau Ceti e es desconocido y se encuentra fuertemente sujeto a las condiciones reales presentes en su superficie. La escasa información disponible sugiere que deben ser muy dispares a las de la Tierra, con temperaturas muy por encima de las admisibles por la mayor parte de las formas de vida terrestres.