(Editar: reelaboraron las matemáticas porque obtuve las fechas de algunos puntos de referencia evolutivos incorrectos)
Hay dos factores principales de los que debe preocuparse aquí: vida útil estelar y erupciones estelares. Cuando la zona habitable (HZ) cruza el radio de bloqueo de las mareas se consideró un factor en un punto, pero los modelos más nuevos sugieren que solo se necesita una atmósfera modestamente espesa para distribuir el calor del lado permanente del día al lado permanente de la noche sin inducir una masa masiva. vendavales En cualquier caso, resulta que las erupciones estelares siguen siendo un problema para las estrellas de mayor masa que aquellas en las que los planetas HZ eventualmente estarían bloqueados por mareas. El límite superior es mucho más firme que el límite inferior principalmente porque hay muchas más formas de calentar un planeta que mantenerlo fresco, y qué efectos están en juego pueden variar significativamente dependiendo de las características físicas y orbitales del planeta.
Parte I: Límite de masa estelar superior
- ¿Cuál es la mayor distancia físicamente alcanzada desde la Tierra?
- ¿Cómo y por quién se nombran las estrellas y los planetas recién descubiertos?
- ¿Qué es la órbita?
- ¿Por qué el disco del Sol y la Luna parece ser más grande cuando están cerca del horizonte en lugar de cuando están en su cenit?
- Si la tierra fuera un cuadrado plano, ¿cuáles serían sus dimensiones?
Solo tenemos el ejemplo de la Tierra (¡sí, estadísticas de números pequeños!), Por lo que tendrá que tomar estos cálculos con un grano de sal. La vida comenzó en algún lugar entre 3,8 y 4,3 mil millones de años, el fósil multicelular más antiguo data de hace aproximadamente 2,1 mil millones de años, los humanos modernos tienen solo un par de cientos de miles de años (por no decir que el género homínido no existió hace varios millones de años). antes de eso), y, por supuesto, recién ahora estamos llegando al punto en que incluso podemos pensar en mudarnos a otro planeta si la Tierra se calienta demasiado. Por lo tanto, debemos suponer que la vida tarda aproximadamente medio billón de años en comenzar, 2 mil millones más para dar el salto de unicelulares a multicelulares, y otros 2 mil millones de años para ser inteligente. Además, la Tierra estaba en o cerca del borde exterior de la HZ cuando comenzó la vida, y cruzará el borde interno de la HZ en aproximadamente mil millones de años más. Así que hagamos la suposición simplificadora de que un planeta determinado pasará como máximo el 60% de la vida útil de la secuencia principal de su estrella en el HZ. Si solo te importa la vida unicelular, tu estrella solo tiene que vivir unos 0.900 millones de años. Si desea alcanzar una vida multicelular, el límite inferior sería de unos 4.300 millones de años, y para obtener una vida inteligente, incluso una vida útil de la secuencia principal de 7.500 millones de años realmente lo está empujando. Se espera que la vida útil de la secuencia principal del Sol sea de unos 9.8 mil millones de años (su tiempo para evolucionar desde allí a una nebulosa gigante a una nebulosa planetaria a una enana blanca tomará otros ~ 2 mil millones de años). La vida útil de la secuencia principal de una estrella ([matemática] t_ {MS} [/ matemática]) es proporcional a su masa ([matemática] M [/ matemática]) a la potencia de aproximadamente -2.5:
[matemáticas] t_ {MS} = 9.8 ^ {10} \ izquierda (\ frac {M} {M _ {\ odot}} \ derecha) ^ {- 2.5} años [/ matemáticas]
(Nota: [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas] = 1 masa solar.) Si reorganizamos esto para resolver la masa estelar, obtenemos
[matemáticas] \ frac {M} {M _ {\ odot}} = \ left (\ frac {t_ {MS}} {9.8 ^ {10} años} \ right) ^ {- 1 / 2.5} = \ left (\ frac {t_ {MS}} {9.8 ^ {10} años} \ right) ^ {- 0.4} [/ math]
Por lo tanto, las entradas de [matemática] 0.9 \ veces10 ^ 9 [/ matemática] años para la vida unicelular, [matemática] 4.2 \ veces10 ^ 9 [/ matemática] años para la vida multicelular y [matemática] 7.5 \ veces10 ^ 9 [/ matemáticas] años para la vida inteligente corresponden a masas estelares máximas de 2.6 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas], 1.4 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas], y 1.1 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas], respectivamente (Para aquellos de ustedes que conocen el sistema de clasificación espectral estelar de Harvard y MK, estas masas corresponden aproximadamente a los tipos espectrales B9V, F7V y G0V; como referencia, el Sol es un tipo G2V). Curiosamente, hay otro límite que impide que se forme vida alrededor de estrellas de más de 2.6 masas solares: las estrellas que alcanzan los 10.000 K están lo suficientemente calientes como para ionizar hidrógeno, y cuando el disco protostelar se agota de hidrógeno, no queda mucho para proteger el polvo que de lo contrario formaría planetas de ser destruidos por la radiación ionizante. Esto sucede para las estrellas de secuencia principal más grandes que aproximadamente 2.7 masas solares (de hecho, la estrella más pesada que se sabe que tiene un planeta, Epsilon Tauri, es solo un cabello de más de 2.7 masas solares, y con 0.6 mil millones de años, ya es un gigante). Como puede ver, para que la vida avance lo suficiente como para moverse potencialmente con la zona habitable de su estrella, aquí hay un margen de maniobra notablemente pequeño.
Parte II: Límite de masa estelar inferior
La vida útil de la secuencia principal de una estrella con ~ 85% de la masa del Sol o menos es más larga que la edad actual del universo, por lo que la vida estelar deja de ser un problema. Ahora el problema se vuelve: ¿Qué tan pequeña puede ser una estrella antes de que la convección en su interior sea tan vigorosa y su actividad magnética tan fuerte que uno pueda esperar explosiones regulares de radiación esterilizante? Lo que pasa con las estrellas de menos de la mitad de la masa del Sol es que se convencen desde sus núcleos hasta la superficie. En las estrellas, las zonas de convección producen campos magnéticos, mientras que las zonas de radiación los suprimen.
Más convección significa una dinamo magnética más grande, por lo que, de forma contra-intuitiva, son las estrellas de secuencia principal más pequeñas las que tienden a tener los campos magnéticos más fuertes. Esa es una noticia terrible para cualquier planeta cercano. Es la razón por la cual los astrónomos no tienen esperanzas de exoplanetas alrededor de estas “enanas rojas”, como Proxima Centauri b (ver también espectroscopía de rayos X de Proxima Centauri con XMM-Newton). Los planetas alrededor de estas estrellas regularmente son destruidos por las llamaradas estelares y las eyecciones de masa coronal hasta 10,000 veces más poderosas que lo peor que el Sol nos ha arrojado desde que comenzaron los registros, lo suficiente como para iluminar a toda la estrella por un factor de hasta 100 en minutos (este es el récord: la misión Swift de la NASA observa mega bengalas de la cercana estrella enana roja). Y eso se alterna con períodos prolongados en los que las estrellas pueden atenuarse hasta un 40% por las estrellas gigantes. Se cree que esta fase de la vida de una enana roja dura aproximadamente los primeros 1 a 1.200 millones de años de la vida de la estrella, después de lo cual se establece un poco, pero eso es lo suficientemente largo como para erosionar la atmósfera de un planeta similar a la Tierra alrededor de un típico llamarada de la estrella hasta que ya no pueda proteger al planeta de la radiación UV ionizante. Pero no todas las enanas rojas jóvenes tienen una juventud tan violenta. Además, en principio, incluso las estrellas tan masivas como el Sol pueden liberar bengalas tan poderosas, pero la mayoría de las estrellas comparables en masa al sol que liberan tales “súper bengalas” lo hacen solo bajo la influencia de un compañero más pequeño pero aún masivo.
Entonces, nuestro límite inferior actual para soportar la vida es 0.5 masas solares basadas solo en la actividad magnética estelar, pero es un límite algo esponjoso. Para una estrella de esa masa y para un planeta con una atmósfera tan gruesa como la de la Tierra, solo los planetas dentro de la mitad interna de la HZ estarían finalmente bloqueados por las mareas.
Como se mencionó anteriormente, el bloqueo de las mareas no es necesariamente una carrera para planetas comparables o más grandes que la Tierra, y casi cualquier otra restricción de habitabilidad depende del planeta mismo. Ergo, terminaré resumiendo los rangos de masa (rangos de tipo espectral) de acuerdo con la evolución que deseas ver a la vida antes de que la estrella engorde y se ponga roja y muera todo a la parrilla:
- Vida unicelular: 0.5 a 2.6 masas solares (M1V a B9V)
- Vida multicelular: 0.5 a 1.4 masas solares (M1V a F7V)
- Vida inteligente: 0.5 a 1.1 masas solares (M1V a G0V)
Editar : estos límites son para planetas formados in situ. El límite de masa superior se mantiene sin importar cómo un planeta esté en órbita alrededor de esa estrella, pero para los enanos M, es posible que un planeta comience como una bola de nieve lejos de las explosivas erupciones de rayos UV y rayos X durante los primeros dos mil millones de años y luego migrar a la HZ. Si los primeros 2 mil millones de años agotan lo peor de la actividad estelar y luego un planeta migra, eso prácticamente elimina el límite de masa inferior. No es muy probable porque la mayor parte de la migración planetaria ocurre dentro de los primeros 10 a ~ 100 millones de años. Sin embargo, los sistemas de varios planetas evolucionan caóticamente (caótico no significa aleatorio, sino más bien sensible a las condiciones iniciales y con tantas partes móviles que si el futuro estado físico del sistema puede modelarse, las predicciones probablemente solo serán válido por muy poco tiempo). Un sistema planetario podría ser metaestable durante miles de millones de años con perturbaciones menores que se acumulan hasta cierto umbral que, una vez cruzado, hace que todo el sistema se reorganice abruptamente. Eso generalmente requiere una resonancia gravitacional o el mecanismo Kozai. Menciono esto porque el Sistema Solar probablemente ha experimentado una migración sustancial en el pasado (aunque muy temprano en la historia del Sistema Solar si la hipótesis de Grand tack y / o el modelo de Nice tienen algo que ver), y hay una serie de modelos prediciendo la migración e incluso las colisiones planetarias dentro de unos miles de millones de años en el futuro (ver Planetas sorprendentemente inestables de nuestro sistema solar). Entonces, hay alguna razón para esperar que los exoplanetas en las ZH de enanos M más antiguos no hayan sido esterilizados y despojados de sus atmósferas. Simplemente no es el escenario óptimo, particularmente porque la vida en tales planetas podría limitarse en gran medida a una zona de penumbra entre un día permanente abrasador y una noche permanente helada.