Pianeti abitabili

Ad esempio: una stella avente il 25% della luminosità del Sole avrà la sua zona abitabile a circa 0,50 UA di distanza, mentre per una stella avente il doppio della luminosità solare, tale zona "si allontanerà" a 1,4 UA di distanza. In pratica, la distanza richiesta è quella alla quale il pianeta riceve dalla sua stella la stessa intensità luminosa che la Terra (presa come modello) riceve dal Sole. Questa equazione è una conseguenza della proporzionalità quadratica inversa dell'intensità luminosa. Ovviamente, un pianeta che si trovasse in questa fascia non sarebbe obbligatoriamente abitabile o abitato: va premesso, infatti, che il pianeta dovrebbe essere di tipo terrestre, avendo quindi molte similarità con la Terra (tra cui, ad esempio, la composizione atmosferica). Dato che le stelle evolvono, cambiando luminosità e temperatura, la zona abitabile tende a spostarsi. Un pianeta, dunque, dovrebbe trovarsi in una posizione che gli permettesse di rimanere sempre nei limiti della zona, affinché resti ipoteticamente abitabile. Diverse sono state le stime della zona abitabile del sistema Solare, basate su diversi modelli scientifici. Lo stesso Sole nel corso del tempo ha aumentato la sua luminosità rispetto ai primi tempi della sua vita, di conseguenza la zona abitabile ha esteso i suoi confini. Viene detta zona abitabile conservativa quella fascia più ristretta entro la quale un pianeta rimane abitabile durante la maggior parte vita della stella nella sequenza principale, mentre la zona abitabile ottimistica è quella dove un pianeta può trovarsi dentro alla zona abitabile solo per un determinato periodo della vita di una stella, non sufficientemente lungo perché possano svilupparsi forme di vita complessa. Kasting et al. nel 1993 elaborarono un modello considerando un pianeta che, come la Terra, abbia come importanti gas serra il vapore acqueo (H2O) e l'anidride carbonica. Secondo quel modello, la zona abitabile conservativa del Sole va da 0,95 a 1,37 UA, con un più "prudente" limite esterno a 1,15 UA, considerando l'età di 4,6 miliardi di anni del Sole e della sua minor luminosità nei primi miliardi di vita. Una rivisitazione dello studio di Kasting è stato fatto da Kopparapu et al. nel 2013, che ha suggerito limiti che vanno da 0,99 a 1,68 UA dal Sole, collocando quindi la Terra vicino al limite interno della zona abitabile conservativa. Secondo lo stesso studio Venere si trova al limite interno della zona abitabile ottimistica, poiché è possibile che ne fosse all'interno quando il Sole era meno luminoso, oltre un miliardo di anni fa, poiché studi condotti tramite le sonde spaziali hanno appurato che l'acqua liquida su Venere è assente da almeno 1 miliardo di anni, da quando il Sole aveva il 92% della luminosità attuale o meno. Dall'altra parte, viene assunto come limite esterno della zona abitabile ottimistica l'orbita di Marte, poiché nei primi milioni di anni di vita del sistema solare, quando era più caldo a causa della recente formazione, aveva probabilmente condizioni per avere acqua liquida in superficie, nonostante un minore irraggiamento del Sole. Considerando diverse composizioni atmosferiche, altri studi suggeriscono limiti più ampi della zona abitabile del Sole, come quello di Zsom et al. del 2013, che basandosi su varie composizioni dell'atmosfera, della pressione e dell'umidità relativa di un pianeta, questi potrebbe essere abitabile anche a soli 0,38 UA dal Sole, mentre al contrario, Ramirez and Kaltenegger nel 2017 suggeriscono che se l'atmosfera avesse una concentrazione almeno del 50% di idrogeno vulcanico un pianeta attorno al Sole potrebbe essere abitabile fino a 2,4 UA di distanza. 

La stima della zona abitabile del sistema solare è resa difficile a causa di una lunga serie di fattori, e anche se nelle zone abitabili ottimistiche ipotizzate in diversi studi l'afelio del pianeta Venere, l'orbita della Luna e il pianeta Marte si trovano all'interno della zona abitabile, le diverse pressioni atmosferiche di questi pianeti, piuttosto che la zona abitabile, determinano la loro potenziale abitabilità. Nel caso di Venere, la pressione atmosferica è troppo elevata, e un effetto serra estremamente alto determina un grande innalzamento della temperatura superficiale. Nel caso di Marte invece, la pressione atmosferica è troppo bassa, di conseguenza l'atmosfera e l'acqua si sono in gran parte disperse nello spazio, così com'è successo alla Luna. La maggior parte delle stime sono calcolate prendendo come riferimento la Terra, la sua massa e la sua costituzione atmosferica, ma un pianeta con un'atmosfera più densa di quella della Terra (perché più massiccio), come ad esempio Gliese 667 Cd o Gliese 581 d, in orbita nella zona abitabile estesa, potrebbe teoricamente avere acqua allo stato liquido in superficie, inoltre, la zona conservativa di un pianeta attorno a una stella di tipo K o M è proporzionalmente più ampia, poiché queste stelle vivono molto più a lungo del Sole. Lo studio di Kasting rivisitato da Koppararu nel 2013 è comunque quello comunemente più accettato per pianeti con massa e composizione atmosferica simile a quella terrestre. Affinché un pianeta possa avere acqua liquida in superficie deve avere una massa sufficiente per creare una gravità atta a poter trattenere l'acqua allo stato liquido. Se la densità è troppo bassa, allora il pianeta avrà meno probabilità di mantenere una sufficiente pressione atmosferica e l'acqua sublimerebbe e raggiungerebbe la velocità di fuga perdendosi nello spazio, come probabilmente è stato nel caso di Marte. Se la gravità fosse troppo alta potrebbe invece comprimere l'acqua al punto di rimanere allo stato solido indipendentemente dalla temperatura. L'atmosfera è la responsabile principale per regolare la temperatura di un pianeta, contribuendo all'effetto serra e all'albedo che sono i fattori che determinano il riscaldamento e il raffreddamento di un pianeta; se nel primo caso l'esempio più evidente è Venere, un evidente raffreddamento si pensa che si sia verificato sul nostro pianeta durante l'epoca della Terra a palla di neve. L'orbita della Terra e degli altri pianeti del sistema solare è pressoché circolare, e questo permette alla temperatura di rimanere stabile, in prossimità del punto triplo dell'acqua. L'orbita è generalmente nota nel caso degli esopianeti, tuttavia molti dei pianeti scoperti sembrano avere orbite eccentriche, che talvolta li porta a "entrare" e "uscire" dalla zona abitabile durante la rivoluzione attorno alla stella madre. Un esempio in tal senso è 16 Cygni Bb. L'instabilità termica potrebbe portare a cicli di sublimazione e di deposito dell'acqua estremamente lunghi, con la conseguenza che la presenza dell'acqua potrebbe essere instabile e transitoria. La vita già evoluta potrebbe forse adattarsi, ma più difficile è la nascita della stessa, in simili condizioni. Le radiazioni e le variazioni di luminosità della stella possono influenzare la capacità dei pianeti all'interno della zona abitabile di trattenere l'acqua in superficie. Venere e Marte ad esempio possono aver sperimentato una perdita significativa e piuttosto rapida delle acque superficiali. Il vento stellare può contribuire alla perdita della pressione necessaria per mantenere l'acqua allo stato liquido, mentre la fotolisi può convertire l'acqua dell'atmosfera in gas leggeri. I due effetti potrebbe combinarsi e rimuovere completamente qualsiasi idrosfera da un pianeta. Inoltre, la radiazione elettromagnetica emessa dalle stelle madri può essere pericolosa per la vita sulla superficie di pianeti nella zona abitabile. Nel caso delle nane rosse, sono spesso soggette a brillamenti improvvisi che possono avere effetti particolarmente dannosi, ed è infatti oggetto di continua ricerca e dibattito l'abitabilità dei sistemi planetari delle nane rosse. Un pianeta può richiedere un meccanismo di difesa contro gli effetti dannosi che arrivano dallo spazio; la Terra ad esempio ha una combinazione di difese costituita da atmosfera, magnetosfera e cicli geologici e geofisici che le permettono di mantenere acqua liquida in superficie. Le stelle più piccole del Sole hanno zone abitabili molto più vicine alla stella e i pianeti orbitanti attorno ad essa dentro le loro zone abitabili sono sottoposti a forze mareali che potrebbero rimuovere l'inclinazione assiale, con la conseguente mancanza di stagioni. Questo porterebbe un pianeta ad avere poli più freddi e un equatore molto più caldo, e con il tempo l'acqua del pianeta potrebbe evaporare. Le forze mareali potrebbero indurre un pianeta alla rotazione sincrona, con la conseguenza che un emisfero sarebbe sempre all'ombra e uno sempre alla luce della stella, con un grosso squilibrio di temperatura da un emisfero ad un altro. Tuttavia, una luna extrasolare in orbita attorno a un gigante gassoso nella zona abitabile potrebbe avere un clima più stabile e favorevole per avere acqua liquida in superficie. In orbita attorno al pianeta, che non irradia energia al contrario della stella, la luce raggiungerebbe quasi tutta la superficie della luna mentre essa orbita attorno allo stesso pianeta. Come per un pianeta, la luna dovrebbe essere comunque relativamente massiccia per mantenere acqua liquida in superficie. Nel corso della vita di una stella, la zona abitabile può cambiare zona e distanza dalla stella madre. L'evoluzione stellare può essere la causa di un grande cambiamento climatico in un periodo di milioni di anni, e un pianeta potrebbe non essere più dentro la zona abitabile a distanza di tempo. La vita della zona abitabile dipende dal tipo di stella madre: la Terra, ad esempio, uscirà dalla zona abitabile tra circa un miliardo di anni, quando il Sole inizierà ad evolversi verso lo stadio di gigante rossa. Le zone abitabili possono rimanere stabili per molto più tempo attorno a stelle di piccola massa, e nel caso delle nane rosse, la zona abitabile può rimanere stabile per svariati miliardi di anni. La zona circumstellare abitabile considerava soltanto pianeti molto simili alla Terra, con una grande quantità d'acqua presente in forma liquida, ma, per un pianeta, mantenere una grande quantità d'acqua in forma liquida è una condizione "difficile", che dipende da una combinazione di molti fattori diversi, di cui il più importante è l'orbita entro una ben limitata distanza dalla sua stella: se è troppo distante l'acqua ghiaccia, se è troppo vicino evapora. Secondo un recente studio della NASA è più probabile trovare forme di vita su pianeti desertici come il pianeta Arrakis del romanzo Dune.[18] Un pianeta senza la presenza di oceani, ma ricoperto da vasti deserti asciutti e quindi con una elevata scarsità d'acqua, rispetto alla Terra, può permettere di ospitare forme di vita in una zona circumstellare molto più ampia rispetto ad un pianeta con molta acqua. Infatti se c'è meno acqua vuol dire che:

• se il pianeta è molto distante dal suo sole ci sarà anche meno neve e ghiaccio, pertanto una minor superficie del pianeta sarà bianca o molto chiara e quindi i raggi solari saranno riflessi verso lo spazio in una percentuale molto inferiore, causando un aumento della temperatura del pianeta. Questo permetterà di avere temperature più alte e appropriate alla vita anche molto oltre l'orbita terrestre;
• se il pianeta è vicino al suo sole, ci sarà meno acqua sotto forma di vapore presente in atmosfera e quindi si avrà un effetto serra limitato. Questo permetterà di avere temperature più basse e appropriate alla vita anche a distanze ridotte rispetto all'orbita terrestre.

Con varie simulazioni si è visto che un pianeta desertico può estendere la zona abitabile di tre volte rispetto a quella di un pianeta con molta acqua. Di contro avere poco acqua su un pianeta può portarla a disperdersi nel terreno rendendolo adagio adagio inabitabile. La posizione di un sistema planetario all'interno della galassia è fondamentale per lo sviluppo della vita, e ciò ha portato alla definizione di Zona galattica abitabile (GHZ), concetto sviluppato nel 1995 da Guillermo Gonzalez. La teoria circa l'abitabilità planetaria suggerisce che i sistemi stellari favorevoli alla vita devono trovarsi abbastanza vicino al centro galattico, dove si concentrano alti livelli di elementi pesanti, grazie ai quali possono originarsi pianeti rocciosi. Questo perché gli elementi pesanti sono necessari per la formazione di numerose molecole organiche: ad esempio, il ferro è necessario per formare l'emoglobina, e lo iodio, per le ghiandole endocrine, come la tiroide. D'altra parte, la vita a base di carbonio si trovererebbe più al sicuro lontano dal centro galattico: la maggior parte delle stelle del centro galattico sono vecchie, instabili, e molte sono stelle morenti, il che significa che la formazione stellare è minima nelle vicinanze del centro della Galassia e più difficile sarebbe la formazione di pianeti terrestri. Inoltre, un pianeta vicino al centro galattico è soggetto a vari elementi pericolosi per la vita, come un alto numero di impatti di comete e asteroidi e la frequente esplosione di supernovae, il cui effetto sugli organismi viventi ancora non è chiaro, anche se si presume che le radiazioni emesse rendano più difficoltosa la formazione di molecole complesse. Nel cuore della galassia si trova anche il massiccio buco nero centrale, in grado di risucchiare stelle e pianeti interi. Alcuni studi hanno dimostrato che nelle regioni ad alto contenuto di elementi pesanti, chiamati metalli, è molto alta la possibilità di individuare pianeti massicci orbitanti attorno alle proprie stelle a distanze ravvicinate, e questi pianeti, definiti gioviani caldi, potrebbero precludere l'esistenza di pianeti terrestri con orbite stabili nella zona abitabile della propria stella, a causa delle forze gravitazionali esercitate da essi. Attualmente è comunque molto difficile determinare con precisione quale sia la zona galattica abitabile. Nella nostra galassia (la Via Lattea), la zona galattica abitabile è, al momento, considerata estendersi ad una distanza di circa 25.000 anni luce (8 kiloparsec) dal centro galattico, contenente stelle con una età compresa tra i 4 e gli 8 miliardi di anni. Altre galassie, di composizione differente, possono avere una zona galattica abitabile più vasta o più ristretta, o non averla del tutto. Nel 2008, un team di scienziati ha pubblicato sull'Astrophysical Journal i risultati di una simulazione al computer riguardante le zone galattiche abitabili: essi suggeriscono che, almeno nelle galassie simili alla Via Lattea, stelle come il Sole possono migrare a grandi distanze, mettendo così in discussione l'idea che certe zone delle galassie siano più favorevoli a sostenere la vita rispetto ad altre. I pianeti situati nella zona abitabile sono di interesse fondamentale per i ricercatori che si interessano di vita extraterrestre intelligente o per mondi in futuro abitabili dalla razza umana. Nell'equazione di Drake, che cerca di stimare le probabilità di vita intelligente extraterrestre, è presente un fattore (ne) non direttamente quantificabile, che indica il numero medio di pianeti abitabili in un dato sistema stellare. La scoperta di pianeti extrasolari nella zona abitabile aiuterebbe a perfezionare le stime di questo valore. Una stima molto bassa contribuirebbe a rafforzare l'ipotesi della rarità della Terra, cioè che solo una serie di eventi estremamente improbabili e in condizioni particolari ha portato alla nascita della vita sul nostro pianeta. Una stima alta del fattore ne rafforzerebbe invece il principio di mediocrità copernicano, che afferma che la Terra non è affatto speciale ed è un pianeta comune nell'universo. Trovare pianeti terrestri nelle zone abitabili è una ricerca fondamentale della missione Kepler, che utilizza un telescopio spaziale (lanciato il 7 marzo 2009) per rilevare le caratteristiche di possibili pianeti abitabili. Fino ad aprile 2011, Kepler ha scoperto 1.235 pianeti candidati, e 54 di essi sono ubicati nella zona abitabile delle loro stelle madri Per il SETI, le zone abitabili rivestono notevole importanza, perché la ricerca o l'invio di segnali provenienti o verso civiltà aliene extraterrestri è più probabile per pianeti collocati in questa fascia. L'Allen Telescope Array è utilizzato dal SETI Institute alla ricerca di segnali utilizzando un elenco di pianeti candidati indicati dalla Missione Kepler. Anche il più grande radiotelescopio del mondo, il Green Bank, è utilizzato per la ricezione di segnali artificiali provenienti da sistemi potenzialmente abitabili, compresi quelli indicati da Kepler.

Molti dei pianeti scoperti all'interno della zona abitabile delle loro stelle sono giganti gassosi; nonostante questi pianeti giganti non siano abitabili per la vita come noi la conosciamo, essi potrebbero avere lune simili alla Terra potenzialmente abitabili, anche se non è ancora chiaro se lune massicce potrebbero innanzitutto formarsi. 70 Virginis b è un gigante gassoso scoperto nel 1996 e fu uno dei primi che si pensava fosse situato nella zona abitabile della propria stella: tuttavia, la stima successiva della distanza di Hipparcos rivelò che la distanza della stella dalla Terra era maggiore di quel che si pensava, quindi essa è più luminosa di quanto stimato in precedenza, e la zona abitabile più lontana di quanto non disti il pianeta da 70 Virginis, suggerendo che esso possa avere temperature più simili a Venere che alla Terra. 16 Cygni Bb, anch'esso scoperto nel 1996, è un gigante gassoso con un'orbita molto eccentrica, in parte all'interno della zona abitabile. Un'orbita eccentrica significa che il pianeta avrebbe stagioni con temperature estreme durante la sua rivoluzione. Tuttavia, simulazioni al computer suggeriscono che una luna in orbita attorno al gigante gassoso potrebbe essere in grado di mantenere acqua liquida in superficie. Gliese 876 b e Gliese 876 c sono due giganti gassosi scoperti nella zona abitabile di Gliese 876. Entrambi questi pianeti potrebbero avere lune abitabili, così pure come altri giganti gassosi scoperti, tra cui Upsilon Andromedae d, 55 Cancri f, Mu Arae b e il pianeta circumbinario Kepler-16 (AB)b.

La morte dei pianeti abitabili

Come abbiamo visto, un pianeta, per essere abitabile deve avere un delicato equilibrio, che non dura certo in eterno. Gran parte dei pianeti abitabili muoiono a causa dell'evoluzione della loro stella. Osserviamo per esempio lo scenario della morte di un pianeta che, come la Terra, orbita attorno ad una nana gialla: i problemi non iniziano sul pianeta ma in un luogo molto più violento: il cuore della stella. Essa mantiene attive le sue funzioni grazie ai nuclei di idrogeno di deuterio (idrogeno con due neutroni) e trizio (idrogeno con tre neutroni) in elio. Quando però l'idrogeno finisce, la stella per continuare a brillare inizia a fondere l'elio in carbonio. Se la stella avesse più massa, finito l'elio, fonderebbe il carbonio, producendo neon, che, esaurito il carbonio, verrebbe fuso in ossigeno, che poi creerebbe silicio e infine ferro. Ma una nana gialla non ha massa sufficiente, quindi finito l'elio, perde gli strati più esterni e muore. Il pianeta abitabile, però, aveva smesso di essere tale molto prima. Quando la stella è passata alla fusione dell'elio, le sue dimensioni sono aumentate (la nana gialla diventa gigante rossa) facendo spostare verso l'esterno la zona abitabile, costringendo il pianeta ad essere arroventato o addirittura, inglobato dalla stella.

I pianeti super abitabili

Un pianeta superabitabile è un tipo ipotetico di esopianeta che potrebbe essere più adatto della Terra per la nascita e l'evoluzione della vita. Il concetto è stato introdotto nel 2014 da René Heller e John Armstrong, che hanno criticato la visione antropocentrica nella ricerca di pianeti abitabili, suggerendo che la Terra o un analogo terrestre non rappresenti l'abitabilità planetaria ottimale per supportare la massima biodiversità. In altre parole, definiscono superabitabile un pianeta terrestre o una esoluna che potrebbe supportare una flora e fauna più variegata di quella presente sulla Terra. Heller e Armstrong sottolineano anche che non tutti i pianeti rocciosi situati nella zona abitabile hanno le condizioni adatte per essere abitabili, poiché potrebbero soffrire di un effetto serra, creato da una densa atmosfera, che alzerebbe notevolmente la temperatura superficiale, mentre potrebbero essere abitabili alcuni corpi situati al di fuori della zona abitabile, poiché la rotazione sincrona potrebbe rendere vivibili mondi terrestri o ghiacciati situati all'esterno di essa, come nell'oceano che si presume esista nel sottosuolo di Europa. Heller e Armstrong propongono di stabilire un profilo per gli esopianeti che tenga conto del tipo stellare, della massa e della posizione nel loro sistema planetario, e altre caratteristiche, suggerendo anche che questi pianeti sarebbero più comuni degli analoghi terrestri. Secondo gli autori, tali mondi superabitabili sarebbero probabilmente più grandi, più caldi e più vecchi della Terra e in orbita a stelle di tipo K di sequenza principale. Al 2016, nessun pianeta extrasolare confermato è considerato superabitabile. Heller e Armstrong hanno proposto che i pianeti o i satelliti superabitabili debbano riunire una serie di caratteristiche basiche per essere definiti tali. Dai loro studi concludono che corpi con 2 masse terrestri e un raggio 1,3 volte quello terrestre hanno le giuste dimensioni per sviluppare un'ottimale tettonica delle placche. Inoltre, con quella massa hanno una maggiore attrazione gravitazionale che aumenta la ritenzione dei gas durante la formazione del pianeta, ed è quindi probabile che abbiano un'atmosfera più densa in grado di offrire una maggiore concentrazione di ossigeno e gas serra, che a loro volta aumentano la temperatura media a circa 25 °C, un livello ottimale per la vita vegetale. Un'atmosfera densa può anche influenzare i rilievi superficiali, rendendoli più regolari e diminuendo la dimensione dei bacini oceanici, migliorando la diversificazione della vita marina in acque poco profonde. Altri fattori da considerare sono il tipo di stella madre: le nane arancioni, o stelle di tipo K di sequenza principale, sono meno massicce del Sole, e sono stabili nella sequenza principale per tempi molto lunghi (da 15 a 30 miliardi di anni, rispetto ai 10 miliardi del Sole), dando più tempo perché la vita abbia origine e possa evolversi. Un mondo superabitabile richiede anche di essere situato vicino al centro della zona abitabile del suo sistema, per lunghi periodi di tempo.