Astrobiología: Del Big Bang a las Civilizaciones - SPIN - Unesco

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92 Gustavo F. Porto de Mello Fig. 5 – Zona de habitabilidad continua para diversas masas estelares, basadas en los límites “pesimistas” discutidas en el texto. Los cuadros continuos señalan los límites actuales. Modelos geodinámicos permiten una extensión de los límites externos a distancias más grandes en las fases iniciales de evolución estelar. Fig. 6 – Zonas de frenado de marea para un tiempo de 3000 millones de años, para estrellas de metalicidad solar y distintas masas. Estrellas de masa superior a 0,7 masas solares tienen su zona de habitabilidad libre de problemas de frenado por alrededor de 3000 millones de años. El efecto de cambiar la metalicidad (y por consecuencia la luminosidad) de la estrella por un factor dos está ilustrado.
Capítulo 4 - Estrellas astrobiológicamente interesantes: para impedir un daño climático intenso. Asimismo, mucho antes de que el planeta llegara a un frenado completo de marea, el daño climático sería seguramente considerable. Algunos resultados (Joshi et al. 1997) sugieren que un bastante distribuida por medio de la circulación de masa entre los hemisferios, el iluminado y el oscuro. Pero para que este efecto resulte, serían necesarias atmósferas extremadamente más densas que la terrestre, lo que pone en duda su habitabilidad. Tales consideraciones, de manera conservadora, imponen un límite de masa inferior de aproximadamente 0,70 masas solares para que una estrella posea una zona de habitabilidad continua por 3000 o 4000 millones de años. Otro aspecto posiblemente relevante cerca de las estrellas de menor masa, de clase K y M, es su prolongada fase de emisiones de alta energía, rayos-X y de masa similar a la solar atraviesan fases iniciales de emisiones magnéticas mucho más intensas que las que la Tierra experimenta hoy. Pero, para masas estelares no muy distintas de la solar, la duración de esta fase es muy corta, no más que pocas decenas de millones de años. Este período es comparable a la fase de estabilización de masas y órbitas planetarias, y si algún efecto se hizo importante, fue en las muy incipientes fases de evolución de la Tierra. Sin embargo, dicha fase es mucho más larga en estrellas de masa inferior a la solar, posiblemente alcanzando alrededor de 1000 millones de años o más (Lammer viento estelar de partículas cargadas y de alta energía hasta miles de veces más fera se hace un obstáculo físico, y un proceso de erosión atmosférica puede llegar a provocar la remoción de material volátil del planeta, con la pérdida completa o drástica reducción de la atmósfera y los océanos del mismo. Un proceso similar, se cree, ha victimado a Marte en el principio de la evolución del Sistema Solar, ya que este planeta no dispone de un campo magnético protector como la Tierra. Los cálculos sugieren que incluso un planeta como la Tierra podría potencialmente perder sus volátiles si fuese sometido al viento estelar intenso y prolongado de la zona de habitabilidad de una estrella de pequeña masa. La baja rotación de planetas con una rotación frenada resultaría en un campo magnético todavía más débil que el normal, disminuyendo la protección precisamente cuando ella fuera más necesaria. Así, es razonable considerar estrellas de masas correspondientes a enanas M o enanas K de tipos 93
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