Welcome to
"Hunting for habitable worlds."
This lecture takes us away
from our own planet
to look at what we currently know about
planets orbiting around other stars.
Before the early 1990s, the only planets
we knew for sure that existed
were the worlds that orbited
around our own Sun,
but as our instruments
became sensitive enough to spot
the dim whisper of a planet
around other stars in our galaxy,
we discovered our planetary system
was one of multitudes.
We now know of thousands of
extrasolar planets or exoplanets -
planets that orbit stars
other than our Sun.
This results in an obvious question:
could any of these newly discovered
worlds be habitable?
The problem with that question is,
while we have discovered many worlds,
we actually know very little
about each planet.
The majority of planets
we have discovered so far
have been found by one
of two techniques:
the radial velocity technique
used by ground-based telescopes,
such as the ESO Observatory in Chile,
or the transit technique
used by instruments such as
the Kepler space telescope
and its successor - TESS.
The radial velocity technique,
sometimes known as
the "Doppler wobble,"
detects a planet via the tiny wobble
it excites in the star.
While we normally think of the star
as stationary and the planet in orbit,
in truth, both the star and planet
orbit their common center of mass.
As a star is so much bigger
than the planet,
this center of mass lies very close
to the star's own center,
causing its orbit to be
just a tiny wobble
in comparison to
the planet's wide circuit.
This wobble causes the star
to move periodically
slightly further away
and then closer to the Earth.
As the star moves slightly
from the Earth,
its light waves stretch out
and redden slightly.
Conversely, as a star moves
back towards us,
the light waves compress
and become bluer.
This regular shift from red to blue
is what astronomers can measure
to detect a planet.
The second main method
for planet detection
is the transit technique.
Here, a slight dip
in the star's brightness
is detected as the planet passes
in front of the star
as seen from Earth.
These two methods give you
just two properties about the planet.
The transit technique gives you
an estimate of the planet's radius
while the radial velocity technique
tells you about the planet's
minimum mass.
This may be significantly less
than the true mass of the planets
as the radial velocity technique
only measures the wobble of the star
directly towards the Earth.
If the planet's orbit is tilted
with respect to us,
then part of the star's motion
will be directed away from us.
We won't measure this and so
underestimate the planet mass.
Both techniques also tell you about
the amount of radiation
the planet receives from the star.
But, this can be very different
from the surface temperature
as it does not allow for
the heat trapping effects
of the different atmospheric gases.
The challenge we're trying to determine -
if a plant is habitable -
is therefore that we can only measure
two or three properties
and none of these actually tell us
what it's like on the planet surface.
This will change as
the next generation of telescopes
will be able to detect light that passes
through the planet's atmosphere.
Different molecules in the atmosphere
absorb different wavelengths of light,
providing a fingerprint
of missing wavelengths
that indicate atmospheric composition -
our first hint at what is happening
on the planet's surface.
But, this brings us to a new problem:
such atmospheric spectroscopy
for rocky, temperate planets
is time-consuming and difficult.
We therefore need a way
of selecting planets
most likely to reveal interesting results.
But how do we select planets
best suited for habitability
without knowing any surface properties?
Let's think about what we want to find.
It's going to be easiest
to recognize Earth-like life,
that is, water and
carbon-based chemistry.
Also, this needs to be detectable,
which means the water needs to be
on the surface of the planet,
not a subsurface system like Europa.
Based on this, we can ask the question:
how much insulation
does an Earth-like planet need?
The answer to this is
a "Classical Habitable Zone."
The Classical Habitable Zone
is where an Earth-like planet,
that is, a planet with
our surface pressure,
atmospheric gases
and geological processes
can support water on the surface.
Often, in exoplanet literature,
this is simply referred to
as the "habitable zone"
as we don't yet know about planets
other than the Earth
that can support life.
At the inner edge of the habitable zone,
it is too warm for surface water
on the Earth and it evaporates.
At the outer edge, carbon dioxide
condenses into clouds
and is no longer able to provide
the thermal insulation
of a greenhouse gas -
so the planet freezes.
Climate models predict that
the habitable zone should stretch
between 0.99 au and 1.67 au
where 1 au is the average distance
of the Earth from the Sun.
Our planet, therefore,
sits right on the inner edge.
A slight extension to this is known as
the "optimistic habitable zone,"
which can broaden these limits
based on the idea
that Venus and Mars probably have
supported surface water in their past.
So, an earth-like planet
could have a period of habitability
just outside the habitable zone edges.
The edges of the classical habitable zone
are only calculated for the Earth.
This is easily demonstrated as,
while Venus sits outside
the habitable zone,
both the Moon and Mars orbit within it
but neither are Earth-like enough
to support liquid water in this region.
Different planets might have different
habitable zones at different locations,
or they may not have
a habitable zone at all.
Of the planets we found so far orbiting
in the classical habitable zone,
almost 15 times as many
are large enough
to likely have thick,
Neptune-like atmospheres
compared to planets that might be rocky.
We have discovered planets
that are the right size to be rocky
and orbit entirely within
the habitable zone.
Are these Earth-like enough
to support liquid water in this region?
We don't know.
They may have very different
atmospheric gases
or geology that makes
surface water impossible.
The only thing we can say is that
if another habitable,
Earth-like planet is out there,
it would be in the habitable zone,
but being in the habitable zone
does not mean you're
Earth-like enough for life.
So, in conclusion, we've discovered
thousands of exoplanets,
many of which are similar in size
to the Earth.
But, at the moment,
we have no way of knowing
what their surfaces are like.
Note, in particular,
that the Earth and Venus
are both very similar in size -
so, they are both Earth-sized planets.
Our next generation of telescopes
will be able to detect
the atmosphere of these worlds
and tell us something
about their surfaces for the first time.
The habitable zone is a useful concept
for selecting planets
for these new telescopes
but it offers no guarantee
that a planet is actually habitable.
If you'd like to try playing with
a simple climate model
of an Earth-like planet,
you can head over to "earthlike.world"
or the associated Twitter feed.
This website lets you see
how different a planet might be
from our own world today,
even if it did have the same
geological cycles as our own.
The NASA NExSS "Many Worlds" blog
covers the latest news for exoplanets
and many origin of life stories.
There's also a more technical overview
of the search for biosignatures
in a paper led by Yuka Fujii,
published in "Astrobiology" last year.
These are the references that were
mentioned during the lecture.
Thank you very much for listening.
LOS EXOPLANETAS: LA ZONA HABITABLE
Bienvenidos a
"La búsqueda de mundos habitables".
Esta conferencia nos lleva
fuera de nuestro planeta
para revisar lo que actualmente sabemos
de planetas que orbitan otras estrellas.
Antes del inicio de la década de los 90,
los únicos planetas que conocíamos
eran los mundos que orbitan
alrededor de nuestro Sol,
pero a medida que nuestros instrumentos
se hicieron más sensibles para observar
el tenue susurro de un planeta alrededor
de otra estrella en otra galaxia,
descubrimos que nuestro sistema solar
era uno de muchos.
Ahora ya conocemos miles
de planetas extrasolares o exoplanetas,
planetas que orbitan
estrellas distintas a nuestro Sol.
Esto nos lleva a una pregunta obvia:
¿Pudiera ser que uno
de estos nuevos mudos sea habitable?
El problema con esta pregunta
es que, mientras estamos descubriendo
muchos mundos, sabemos muy poco
acerca de cada uno de ellos.
Hasta ahora, la mayoría de los planetas
que hemos descubierto
se han encontrado
mediante una de dos técnicas:
la técnica de la velocidad radial,
que usan los telescopios terrestres
tales como el observatorio ESO en Chile,
o la técnica del tránsito
que la usan aquellos instrumentos
como el telescopio espacial Kepler
y su sucesor: el TESS.
La técnica de la velocidad radial,
llamada por algunos
como "el bamboleo Doppler",
detecta un planeta por el tenue bamboleo
que causa en la estrella.
Tendemos a creer que la estrella
es estacionaria y que el planeta
la órbita, pero la verdad es que ambos
orbitan sus centros de masa comunes.
Como la estrella
es mucho más grande que el planeta,
el centro de masa reside muy cerca
del centro de masa de la estrella,
haciendo que su órbita tenga
un tenue bamboleo
en comparación
con el amplio circuito del planeta.
Este bamboleo hace
que, periódicamente, la estrella
se aleje ligeramente
y, luego, se acerque a la Tierra.
Cuando la estrella se aleja ligeramente
de la Tierra las longitudes
de onda de su luz se hacen
más largas y ligeramente rojas
Por el contrario, cuando la estrella
se mueve hacia nosotros,
las longitudes de onda de su luz
se acortan y se vuelven azules.
Este cambio regular
hacia el rojo y hacia el azul
es lo que los astrónomos
pueden medir para detectar un planeta.
El segundo método que se usa
para la detección de planetas
es la técnica del tránsito.
Aquí se detecta una ligera disminución
del brillo de la estrella cuando
el planeta pasa frente de la estrella
al verlo desde la Tierra.
Estos dos métodos proporcionan
dos propiedades del planeta:
la técnica del tránsito
da un estimado del radio del planeta,
mientras que la técnica
de la velocidad radial
nos da la masa mínima del planeta,
la cual puede ser significativamente menor
que la masa real del planeta
debido a que la velocidad radial
solo mide el bamboleo de la estrella
hacia la Tierra.
Si la órbita del planeta se inclina
con respecto a nosotros,
entonces parte del movimiento
de la estrella se alejará de nosotros;
este no se mide y así se subestima
la masa del planeta.
Ambas técnicas también
nos dan la cantidad de radiación
que de la estrella recibe el planeta,
la cual puede ser diferente
a la temperatura de la superficie
cuando se tienen en cuenta
los efectos de retención del calor
de los diferentes gases atmosféricos.
El reto de tratar de determinar
si un planeta es habitable
es que solo podemos medir
dos o tres propiedades
y ninguna nos dice en verdad
cómo es la superficie del planeta.
Esto cambiará cuando los telescopios
de la próxima generación sean capaces
de detectar la luz que pasa
a través de la atmósfera del planeta.
Diferentes moléculas de la atmósfera
absorben diferentes longitudes de onda
proporcionando la huella
de las longitudes de onda faltantes
que indican la composición
de la atmósfera;
nuestra primera pista de lo que pasa
en la superficie del planeta.
Pero esto conlleva un nuevo problema
como la espectroscopia atmosférica
para planetas rocosos y templados,
la cual es complicada
y consume mucho tiempo.
Por ello, necesitamos un modo
de seleccionar planetas
que tengan mayor probabilidad
de arrojar resultados interesantes.
Pero ¿cómo seleccionamos planetas
que sean aptos para ser habitados
sin conocer las propiedades
de la superficie?
Analicemos lo que queremos encontrar:
será más fácil reconocer
la vida semejante a la de la Tierra
que es agua
y la química basada en el carbono.
Luego, estos necesitan ser detectables,
lo que significa que el agua
tiene que estar en la superficie
y no en un sistema bajo
la superficie como en Europa.
Basándonos en esto, podemos preguntar:
¿En qué medida necesita un planeta similar
a la Tierra estar aislado?
La respuesta es:
una "zona habitable clásica".
La zona habitable clásica es donde
un planeta similar a la Tierra;
es decir, un planeta
con nuestra presión superficial,
nuestros gases atmosféricos
y procesos geológicos,
puede mantener agua en la superficie.
A menudo, la literatura sobre exoplanetas
se refiere a esto como "zona habitable",
aunque todavía no conocemos otro planeta
que sostenga vida que no sea la Tierra.
El confín interno de la zona habitable
es demasiado caliente como para que haya
agua superficial en la Tierra,
esta se evaporaría.
en el límite externo,
el dióxido de carbono se condensa
en nubes que no son capaces
de proveer el aislamiento térmico
de un gas de invernadero
y, por lo tanto, el planeta se congelaría.
Los modelos climáticos predicen
que la zona habitable debe extenderse
entre los 0,99 ua y 1,67 ua,
donde 1 ua es la distancia promedio
entre la Tierra y el Sol;
por lo tanto, nuestro planeta
reside justo en el confín interno.
Una ligera extensión de esta es conocida
como la "zona habitable optimista",
la ampliación de esos límites
se basa en la idea de que Venus
y Marte presumiblemente tuvieron
en el pasado agua en su superficie.
De manera que un planeta similar
a la Tierra pudiera tener un período
de habitabilidad fuera
de los confines de la zona habitable.
Los confines de la zona habitable clásica
solo se han calculado para la Tierra,
lo cual se demuestra fácilmente,
mientras que Venus reside
fuera de la zona habitable,
con la Luna y Marte que orbitan en ella,
pero no son tan similares a la Tierra
como para tener
agua líquida en esta región.
Diferentes planetas pudieran
tener zonas habitables diferentes
en diferentes lugares o puede ser
que no tengan ninguna.
Hasta ahora, de los planetas
que se han encontrado orbitando
en la zona habitable clásica,
hay casi 15 veces más
planetas suficientemente grandes
como para tener una atmósfera tan densa
como la de Neptuno en comparación
con los que pudieran ser rocosos.
Hemos descubierto planetas
con el tamaño adecuado para ser rocosos
y que orbitan en de la zona habitable.
¿Su similitud con la Tierra es suficiente
para contener agua líquida en esa región?
No lo sabemos.
Puede ser que tengan otra geología
o diferentes gases atmosféricos
como para que sea imposible
la existencia de agua superficial.
Lo único que podemos decir es
que si hay otro planeta habitable
parecido a la Tierra,
debería estar en la zona habitable,
pero estar ahí no significa
que su parecido con la Tierra
sea suficiente para albergar vida.
En conclusión, hemos descubierto
miles de exoplanetas;
muchos de ellos
con un tamaño semejante al de la Tierra,
paro, por ahora,
no tenemos manera
de saber cómo son sus superficies.
Fíjense que, particularmente,
la Tierra y Venus son similares en tamaño;
por lo tanto, son planetas
con tamaños similares al de la Tierra.
La próxima generación de telescopios
será capaz de detectar
la atmósfera de esos mundos
y, por primera vez, nos podrán decir
algo sobre sus superficies.
La zona habitable es un concepto útil
para seleccionar planetas
con estos nuevos telescopios,
pero eso no garantiza
que un planeta sea en verdad habitable.
Si quieren jugar
con un simple modelo climático
de un planeta similar a la Tierra,
pueden ir a "earthlike.world"
o al Twitter asociado.
En este sitio web verán
qué diferente a la Tierra
puede ser un planeta hoy,
incluso, si tiene
nuestros mismos ciclos geológicos.
El blog NASA NExSS "Many Worlds"
cubre las noticias más recientes
sobre exoplanetas y muchas historias
sobre el origen de la vida.
También hay una reseña más técnica
sobre la búsqueda de biofirmas
en un artículo liderado por Yuka Fuji
publicado el año pasado en "Astorbiology".
Estas son las referencias
que fueron mencionadas
durante la conferencia.
Muchas gracias por su atención.