Habitabilidad de los satélites naturales
Medida del potencial de los satélites naturales para tener ambientes hospitalarios para la vida
Europa , una luna potencialmente habitable de Júpiter
Este artículo forma parte de una serie sobre:
La vida en el universo
Describir
Habitabilidad planetaria en el Sistema Solar
La vida fuera del sistema solar
Habitabilidad de...

La habitabilidad de los satélites naturales es el potencial de las lunas para proporcionar hábitats para la vida , aunque no es un indicador de que la alberguen. Se espera que los satélites naturales superen en número a los planetas por un amplio margen y, por lo tanto, el estudio de su habitabilidad es importante para la astrobiología y la búsqueda de vida extraterrestre . Sin embargo, existen variables ambientales significativas específicas de las lunas.

Se prevé que los parámetros de los hábitats superficiales serán comparables a los de planetas como la Tierra, es decir, propiedades estelares, órbita, masa planetaria , atmósfera y geología. De los satélites naturales de la zona habitable del Sistema Solar (la Luna , dos satélites marcianos (aunque algunas estimaciones los sitúan fuera de ella) [1] y numerosas lunas de planetas menores ), todos carecen de las condiciones para el agua superficial. A diferencia de la Tierra, todas las lunas de masa planetaria del Sistema Solar están bloqueadas por mareas y aún no se sabe en qué medida esto y las fuerzas de marea influyen en la habitabilidad.

Las investigaciones sugieren que es posible que existan biosferas profundas como la de la Tierra. [2] Por lo tanto, los candidatos más fuertes son los satélites helados [3] como los de Júpiter y Saturno —Europa [4] y Encélado [5] respectivamente— en los que se cree que existe agua líquida subterránea. Si bien la superficie lunar es hostil a la vida tal como la conocemos, aún no se puede descartar una biosfera lunar profunda (o la de cuerpos similares); [6] [7] se requeriría una exploración profunda para confirmarlo.

Aún no se ha confirmado la existencia de exolunas y su detección puede estar limitada a la variación del tiempo de tránsito , que actualmente no es lo suficientemente sensible. [8] Es posible que algunos de sus atributos se puedan encontrar mediante el estudio de sus tránsitos . [9] A pesar de esto, algunos científicos estiman que hay tantas exolunas habitables como exoplanetas habitables . [10] [11] Dada la relación general de masas planeta-satélite(s) de 10 000, se cree que los gigantes gaseosos en la zona habitable son los mejores candidatos para albergar lunas similares a la Tierra . [12]

Es probable que las fuerzas de marea desempeñen un papel tan importante proporcionando calor como la radiación estelar . [13] [14]

Condiciones presuntas

Las condiciones de habitabilidad de los satélites naturales son similares a las de los planetas . Sin embargo, existen varios factores que diferencian la habitabilidad de los satélites naturales y, además, extienden su habitabilidad fuera de la zona de habitabilidad planetaria. [15]

Agua liquida

La mayoría de los astrobiólogos creen que el agua líquida es un requisito esencial para la vida extraterrestre. Cada vez hay más pruebas de la existencia de agua líquida en el subsuelo de varias lunas del Sistema Solar que orbitan alrededor de los gigantes gaseosos Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno . Sin embargo, hasta la fecha no se ha confirmado la existencia de ninguno de estos cuerpos de agua subterráneos.

Estabilidad orbital

Para una órbita estable, la relación entre el período orbital de la luna P s alrededor de su estrella primaria P p debe ser < 1 ⁄ 9 , por ejemplo, si un planeta tarda 90 días en orbitar su estrella, la órbita estable máxima para una luna de ese planeta es menor a 10 días. [16] [17] Las simulaciones sugieren que una luna con un período orbital menor a aproximadamente 45 a 60 días permanecerá unida de manera segura a un planeta gigante masivo o enana marrón que orbita a 1 UA de una estrella similar al Sol. [18]

Atmósfera

Los astrobiólogos consideran que la atmósfera es importante para el desarrollo de la química prebiótica , el mantenimiento de la vida y la existencia de agua superficial. La mayoría de los satélites naturales del Sistema Solar carecen de atmósferas significativas, con la única excepción de la luna Titán de Saturno . [19]

La pulverización catódica , un proceso por el cual los átomos son expulsados ​​de un material objetivo sólido debido al bombardeo del objetivo por partículas energéticas, presenta un problema significativo para los satélites naturales. Todos los gigantes gaseosos del Sistema Solar, y probablemente aquellos que orbitan alrededor de otras estrellas, tienen magnetosferas con cinturones de radiación lo suficientemente potentes como para erosionar por completo la atmósfera de una luna similar a la Tierra en solo unos pocos cientos de millones de años. Los fuertes vientos estelares también pueden arrancar átomos de gas de la parte superior de una atmósfera, haciendo que se pierdan en el espacio.

Para mantener una atmósfera similar a la de la Tierra durante unos 4.600 millones de años (la edad actual de la Tierra), se estima que una luna con una densidad similar a la de Marte necesita al menos un 7% de la masa de la Tierra. [20] Una forma de disminuir la pérdida por chisporroteo es que la luna tenga su propio campo magnético fuerte que pueda desviar el viento estelar y los cinturones de radiación. Las mediciones de la sonda Galileo de la NASA sugieren que las lunas grandes pueden tener campos magnéticos; se descubrió que Ganímedes tiene su propia magnetosfera, aunque su masa es solo el 2,5% de la de la Tierra. [18] Alternativamente, la atmósfera de la luna puede ser constantemente reabastecida por gases de fuentes subterráneas, como algunos científicos creen que es el caso de Titán. [21]

Efectos de las mareas

Aunque los efectos de la aceleración de las mareas son relativamente modestos en los planetas, pueden ser una fuente importante de energía para los satélites naturales y una fuente de energía alternativa para sustentar la vida.

Es probable que las lunas que orbitan alrededor de gigantes gaseosos o enanas marrones estén bloqueadas por mareas con su planeta primario: es decir, sus días son tan largos como sus órbitas. Si bien el bloqueo por mareas puede afectar negativamente a los planetas dentro de las zonas habitables al interferir con la distribución de la radiación estelar, puede funcionar a favor de la habitabilidad de los satélites al permitir el calentamiento por mareas . Los científicos del Centro de Investigación Ames de la NASA modelaron la temperatura de los exoplanetas bloqueados por mareas en la zona de habitabilidad de las estrellas enanas rojas . Descubrieron que una atmósfera con una concentración de dióxido de carbono ( CO
2) una presión de tan solo 1 a 1,5 atmósferas estándar (15 a 22 psi) no solo permite temperaturas habitables, sino que también permite la presencia de agua líquida en el lado oscuro del satélite. El rango de temperatura de una luna que está acoplada por mareas a un gigante gaseoso podría ser menos extremo que el de un planeta acoplado a una estrella. Aunque no se han realizado estudios sobre el tema, se han detectado cantidades modestas de CO
2Se especula que hacen que la temperatura sea habitable. [18]

Los efectos de las mareas también podrían permitir que una luna sostenga la tectónica de placas , lo que causaría que la actividad volcánica regule la temperatura de la luna [22] [23] y cree un efecto geodinamo que le daría al satélite un fuerte campo magnético . [24]

Inclinación axial y clima

Si se puede despreciar la interacción gravitatoria de una luna con otros satélites, las lunas tienden a estar bloqueadas por mareas con sus planetas. Además del bloqueo rotacional mencionado anteriormente, también habrá un proceso denominado "erosión por inclinación", que originalmente se acuñó para referirse a la erosión por mareas de la oblicuidad planetaria contra la órbita de un planeta alrededor de su estrella anfitriona. [25] El estado de giro final de una luna consiste entonces en un período de rotación igual a su período orbital alrededor del planeta y un eje de rotación que es perpendicular al plano orbital.

Representación artística de una exoluna con una atmósfera similar a la de la Tierra, con agua líquida llenando sus cráteres y nubes de agua. Orbita un exoplaneta gigante gaseoso similar a Júpiter en la zona habitable, mayormente blanco debido a las nubes de vapor de agua (Clase II, en la clasificación de exoplanetas de Sudarsky )

Si la masa de la Luna no es demasiado baja en comparación con el planeta, puede a su vez estabilizar la inclinación axial del planeta , es decir, su oblicuidad con respecto a la órbita alrededor de la estrella. En la Tierra, la Luna ha desempeñado un papel importante en la estabilización de la inclinación axial de la Tierra, reduciendo así el impacto de las perturbaciones gravitacionales de los otros planetas y asegurando solo variaciones climáticas moderadas en todo el planeta. [26] En Marte , sin embargo, un planeta sin efectos de marea significativos de sus lunas de masa relativamente baja Fobos y Deimos , la inclinación axial puede sufrir cambios extremos de 13° a 40° en escalas de tiempo de 5 a 10 millones de años . [27] [28]

El hecho de estar acoplado por mareas a un planeta gigante o a una enana submarrón permitiría climas más moderados en una luna que los que habría si la luna fuera un planeta de tamaño similar orbitando en rotación acoplada en la zona habitable de la estrella. [29] Esto es especialmente cierto en el caso de los sistemas de enanas rojas , donde fuerzas gravitacionales comparativamente altas y luminosidades bajas dejan la zona habitable en un área donde se produciría un acoplamiento por mareas. Si hay acoplamiento por mareas, una rotación sobre el eje puede llevar mucho tiempo en relación con un planeta (por ejemplo, ignorando la ligera inclinación axial de la Luna de la Tierra y las sombras topográficas, cualquier punto dado en ella tiene dos semanas -en el tiempo de la Tierra- de luz solar y dos semanas de noche en su día lunar), pero estos largos períodos de luz y oscuridad no son tan desafiantes para la habitabilidad como los días eternos y las noches eternas en un planeta acoplado por mareas a su estrella.

Borde habitable

En 2012, los científicos introdujeron un concepto para definir las órbitas habitables de las lunas. [30] El concepto es similar a la zona habitable circunestelar para los planetas que orbitan alrededor de una estrella, pero para las lunas que orbitan alrededor de un planeta. Esta frontera interior, que llaman borde habitable circumplanetario, delimita la región en la que una luna puede ser habitable alrededor de su planeta. Las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable son inhabitables.

Magnetosfera

El entorno magnético de las exolunas, que se activa críticamente por el campo magnético intrínseco del planeta anfitrión, se ha identificado como otro factor de habitabilidad de las exolunas. [31] En particular, se encontró que las lunas a distancias de entre aproximadamente 5 y 20 radios planetarios de un planeta gigante podrían ser habitables desde el punto de vista de la iluminación y el calentamiento por mareas, [31] pero aún así la magnetosfera planetaria influiría críticamente en su habitabilidad. [31]

Bloqueo de marea

Los exoplanetas del tamaño de la Tierra que se encuentran en la zona habitable alrededor de las enanas rojas suelen estar bloqueados por mareas con su estrella anfitriona. Esto tiene el efecto de que un hemisferio siempre está de cara a la estrella, mientras que el otro permanece en la oscuridad. Al igual que un exoplaneta, una exoluna puede potencialmente quedar bloqueada por mareas con su estrella primaria. Sin embargo, dado que la estrella primaria de la exoluna es un exoplaneta , continuaría girando en relación con su estrella después de quedar bloqueada por mareas y, por lo tanto, seguiría experimentando un ciclo de día y noche indefinidamente.

Los científicos consideran que el calentamiento por mareas constituye una amenaza para la habitabilidad de las exolunas. [32]

En el sistema solar

La siguiente es una lista de satélites naturales y entornos del Sistema Solar con posibilidad de albergar entornos habitables:

NombreSistemaArtículoNotas
EuropaJúpiterColonización de EuropaSe cree que tiene un océano subterráneo mantenido por la actividad geológica, el calentamiento de las mareas y la irradiación. [33] [34] La luna puede tener más agua y oxígeno que la Tierra y una exosfera de oxígeno. [35]
EncéladoSaturnoEncélado: potencial habitabilidadSe cree que tiene un océano de agua líquida subterráneo debido al calentamiento de las mareas [36] o la actividad geotérmica. [37] Se ha detectado hidrógeno molecular libre (H 2 ), que proporciona otra fuente potencial de energía para la vida. [38]
TitánSaturnoColonización de TitánSu atmósfera se considera similar a la de la Tierra primitiva, aunque algo más espesa. La superficie se caracteriza por lagos de hidrocarburos, criovolcanes y lluvia y nieve de metano. Al igual que la Tierra, Titán está protegida del viento solar por una magnetosfera, en este caso su planeta padre durante la mayor parte de su órbita, pero la interacción con la atmósfera de la luna sigue siendo suficiente para facilitar la creación de moléculas orgánicas complejas. Tiene una remota posibilidad de una exótica bioquímica basada en metano . [39]
CalistoJúpiterCalisto – habitabilidad potencialSe cree que tiene un océano subterráneo calentado por las fuerzas de las mareas. [40] [41]
GanimedesJúpiterGanimedes – Océanos subterráneosSe cree que tiene un campo magnético, con hielo y océanos subterráneos apilados en varias capas, con agua salada como segunda capa sobre el núcleo de hierro rocoso. [42] [43]
YoJúpiterDebido a su proximidad a Júpiter, está sujeto a un intenso calentamiento por mareas, lo que lo convierte en el objeto con mayor actividad volcánica del Sistema Solar . La desgasificación genera una atmósfera de trazas. [44]
TritónNeptunoSu alta inclinación orbital con respecto al ecuador de Neptuno genera un importante calentamiento por mareas, [45] lo que sugiere una capa de agua líquida o un océano subterráneo. [46]
DionaSaturnoSimulaciones realizadas en 2016 sugieren la existencia de un océano de agua interno bajo 100 kilómetros de corteza, posiblemente adecuado para la vida microbiana. [47]
CarontePlutónPosible océano interno de agua y amoniaco, basado en la sospecha de actividad criovolcánica. [48]

Extrasolar

Impresión artística de una luna hipotética alrededor de un exoplaneta similar a Saturno que podría ser habitable.

Varios equipos de exoastronomía han elaborado una pequeña lista de candidatos a exolunas , pero ninguno de ellos ha sido confirmado. Dada la relación general de masas planeta-satélite(s) de 10.000, se cree que los planetas gaseosos del tamaño de Saturno o Júpiter en la zona habitable son los mejores candidatos para albergar lunas similares a la Tierra, con más de 120 planetas de este tipo para 2018. [12] Los exoplanetas masivos que se sabe que se encuentran dentro de una zona habitable (como Gliese 876 b , 55 Cancri f , Upsilon Andromedae d , 47 Ursae Majoris b , HD 28185 b y HD 37124 c ) son de particular interés ya que potencialmente pueden poseer satélites naturales con agua líquida en la superficie.

La habitabilidad de las lunas extrasolares dependerá de la iluminación estelar y planetaria de las lunas, así como del efecto de los eclipses en la iluminación superficial promedio de su órbita. [49] Más allá de eso, el calentamiento por mareas podría desempeñar un papel en la habitabilidad de una luna. En 2012, los científicos introdujeron un concepto para definir las órbitas habitables de las lunas; [49] definen un borde interior de una luna habitable alrededor de un cierto planeta y lo llaman el "borde habitable" circumplanetario. Las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable son inhabitables. Cuando se utilizan los efectos de los eclipses, así como las limitaciones de la estabilidad orbital de un satélite para modelar el límite de invernadero desbocado de las lunas hipotéticas, se estima que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, existe una masa mínima de aproximadamente 0,20 masas solares para que las estrellas alberguen lunas habitables dentro de la zona habitable estelar. [17] El entorno magnético de las exolunas, que se activa críticamente por el campo magnético intrínseco del planeta anfitrión, se ha identificado como otro factor de habitabilidad de las exolunas. [31] En particular, se encontró que las lunas a distancias de entre 5 y 20 radios planetarios de un planeta gigante podrían ser habitables desde el punto de vista de la iluminación y el calentamiento por mareas, [31] pero aún así la magnetosfera planetaria influiría críticamente en su habitabilidad. [31]

Los satélites naturales que albergan vida son comunes en obras escritas (de ciencia ficción), películas, programas de televisión, videojuegos y otros medios populares.

Véase también

Referencias

  1. ^ "Misión Phoenix a Marte: habitabilidad y biología". Universidad de Arizona. 24 de abril de 2014. Archivado desde el original el 16 de abril de 2014.
  2. ^ Boyd, Robert S. (8 de marzo de 2010). "Buried alive: Half of Earth's life may lie under land, sea" (Enterrados vivos: la mitad de la vida de la Tierra puede estar bajo tierra y mar). McClatchy DC . Archivado desde el original el 25 de abril de 2014.
  3. ^ Castillo, Julie; Vance, Steve (2008). "Sesión 13. ¿La biosfera fría profunda? Procesos interiores de satélites helados y planetas enanos". Astrobiología . 8 (2): 344–346. Bibcode :2008AsBio...8..344C. doi :10.1089/ast.2008.1237. ISSN  1531-1074.
  4. ^ Greenberg, Richard (2011). "Exploración y protección de la biosfera de Europa: implicaciones del hielo permeable". Astrobiología . 11 (2): 183–191. Bibcode :2011AsBio..11..183G. doi :10.1089/ast.2011.0608. ISSN  1531-1074. PMID  21417946.
  5. ^ Parkinson, Christopher D.; Liang, Mao-Chang; Yung, Yuk L.; Kirschivnk, Joseph L. (2008). "Habitabilidad de Encélado: Condiciones planetarias para la vida". Orígenes de la vida y evolución de las biosferas . 38 (4): 355–369. Bibcode :2008OLEB...38..355P. doi :10.1007/s11084-008-9135-4. ISSN  0169-6149. PMID  18566911. S2CID  15416810.
  6. ^ Lingam, Manasvi; Loeb, Abraham (21 de septiembre de 2020). "Potencial para la bioquímica del agua líquida en las profundidades de las superficies de la Luna, Marte y más allá". The Astrophysical Journal . 901 (1). American Astronomical Society: L11. arXiv : 2008.08709 . Bibcode :2020ApJ...901L..11L. doi : 10.3847/2041-8213/abb608 . ISSN  2041-8213.
  7. ^ Crawford, Ian A; Cockell, Charles S (23 de julio de 2010). "Astrobiología en la Luna". Astronomía y geofísica . 51 (4). Oxford University Press (OUP): 4.11–4.14. Bibcode :2010A&G....51d..11C. doi : 10.1111/j.1468-4004.2010.51411.x . ISSN  1366-8781.
  8. ^ Kipping, David M.; Fossey, Stephen J.; Campanella, Giammarco (2009). "Sobre la detectabilidad de exolunas habitables con fotometría de clase Kepler". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (1): 398–405. arXiv : 0907.3909 . Bibcode :2009MNRAS.400..398K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15472.x . ISSN  0035-8711. S2CID  16106255.
  9. ^ Kaltenegger, L. (2010). "Caracterización de exolunas habitables". The Astrophysical Journal . 712 (2): L125–L130. arXiv : 0912.3484 . Código Bibliográfico :2010ApJ...712L.125K. doi :10.1088/2041-8205/712/2/L125. ISSN  2041-8205. S2CID  117385339.
  10. ^ Shriber, Michael (26 de octubre de 2009). "Detectando lunas aptas para la vida". Revista Astrobiology . Archivado desde el original el 9 de marzo de 2021. Consultado el 9 de mayo de 2013 .{{cite web}}: CS1 maint: URL no apta ( enlace )
  11. ^ "Las exolunas podrían albergar vida con la misma probabilidad que los exoplanetas, según los científicos". Cosmos Up. 21 de mayo de 2018. Archivado desde el original el 28 de mayo de 2018. Consultado el 27 de mayo de 2018 .
  12. ^ ab Jorgenson, Amber (5 de junio de 2018). «Los datos de Kepler revelan 121 gigantes gaseosos que podrían albergar lunas habitables». Astronomía . Archivado desde el original el 3 de enero de 2023 . Consultado el 9 de junio de 2018 .
  13. ^ Cowen, Ron (7 de junio de 2008). "Una luna cambiante". Science News . Archivado desde el original el 4 de noviembre de 2011. Consultado el 12 de mayo de 2013 .
  14. ^ Bryner, Jeanna (24 de junio de 2009). «Océano oculto en el interior de la luna de Saturno». Space.com . TechMediaNetwork. Archivado desde el original el 16 de septiembre de 2009. Consultado el 22 de abril de 2013 .
  15. ^ Scharf, Caleb A. (4 de octubre de 2011). «Exolunas cada vez más cerca». Scientific American . Archivado desde el original el 5 de octubre de 2011. Consultado el 6 de noviembre de 2011 .
  16. ^ Kipping, David (2009). "Efectos de la sincronización del tránsito debido a una exoluna". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 392 (1): 181–189. arXiv : 0810.2243 . Bibcode :2009MNRAS.392..181K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13999.x . S2CID  14754293.
  17. ^ ab Heller, R. (2012). "Habitabilidad de exolunas limitada por el flujo de energía y la estabilidad orbital". Astronomía y Astrofísica . 545 : L8. arXiv : 1209.0050 . Código Bibliográfico :2012A&A...545L...8H. doi :10.1051/0004-6361/201220003. ISSN  0004-6361. S2CID  118458061.
  18. ^ abc LePage, Andrew J. (1 de agosto de 2006). «Habitable Moons». Sky & Telescope . Archivado desde el original el 5 de marzo de 2023. Consultado el 4 de noviembre de 2020 .
  19. ^ Kuiper, Gerard P. (1944). "Titán: un satélite con atmósfera". The Astrophysical Journal . 100 : 378–383. Código Bibliográfico :1944ApJ...100..378K. doi :10.1086/144679.
  20. ^ "En busca de lunas habitables". Universidad Estatal de Pensilvania. Archivado desde el original el 25 de febrero de 2005. Consultado el 11 de julio de 2011 .
  21. ^ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan I. (2006). "Desgasificación episódica como origen del metano atmosférico en Titán". Nature . 440 (7080): 61–64. Bibcode :2006Natur.440...61T. doi :10.1038/nature04497. PMID  16511489. S2CID  4335141.
  22. ^ Glatzmaier, Gary A. "Cómo funcionan los volcanes: efectos climáticos de los volcanes". Archivado desde el original el 23 de abril de 2011. Consultado el 29 de febrero de 2012 .
  23. ^ "Exploración del sistema solar: Ío". Exploración del sistema solar . NASA. Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2003 . Consultado el 29 de febrero de 2012 .
  24. ^ Nave, R. «Campo magnético de la Tierra». Archivado desde el original el 11 de marzo de 2012. Consultado el 29 de febrero de 2012 .
  25. ^ Heller, René; Barnes, Rory; Leconte, Jérémy (abril de 2011). "Evolución de la oblicuidad de mareas de planetas potencialmente habitables". Astronomía y Astrofísica . 528 : A27. arXiv : 1101.2156 . Código Bibliográfico :2011A&A...528A..27H. doi :10.1051/0004-6361/201015809. S2CID  118784209.
  26. ^ Henney, Paul. «Cómo interactúan la Tierra y la Luna». Astronomy Today . Archivado desde el original el 28 de diciembre de 2011. Consultado el 25 de diciembre de 2011 .
  27. ^ "Marte 101 – Resumen". Marte 101 . NASA. Archivado desde el original el 15 de junio de 2009 . Consultado el 25 de diciembre de 2011 .
  28. ^ Armstrong, John C.; Leovy, Conway B.; Quinn, Thomas (octubre de 2004). "Un modelo climático de 1 mil millones de años para Marte: nuevas estadísticas orbitales y la importancia de los procesos polares resueltos estacionalmente". Icarus . 171 (2): 255–271. Bibcode :2004Icar..171..255A. doi :10.1016/j.icarus.2004.05.007.
  29. ^ Choi, Charles Q. (27 de diciembre de 2009). «Se podrían encontrar lunas como la Pandora de Avatar». Space.com . Archivado desde el original el 12 de agosto de 2020. Consultado el 16 de enero de 2012 .
  30. ^ Heller, René; Rory Barnes (2012). "Habitabilidad de exolunas limitada por la iluminación y el calentamiento de las mareas". Astrobiología . 13 (1): 18–46. arXiv : 1209.5323 . Código Bibliográfico :2013AsBio..13...18H. doi :10.1089/ast.2012.0859. PMC 3549631 . PMID  23305357. 
  31. ^ abcdef Heller, René (septiembre de 2013). "Blindaje magnético de exolunas más allá del borde habitable circumplanetario". The Astrophysical Journal Letters . 776 (2): L33. arXiv : 1309.0811 . Código Bibliográfico :2013ApJ...776L..33H. doi :10.1088/2041-8205/776/2/L33. S2CID  118695568.
  32. ^ Heller, René; Rory Barnes (enero de 2013). "Habitabilidad de exolunas limitada por la iluminación y el calentamiento de las mareas". Astrobiología . 13 (1): 18–46. arXiv : 1209.5323 . Código Bibliográfico :2013AsBio..13...18H. doi :10.1089/ast.2012.0859. PMC 3549631 . PMID  23305357. 
  33. ^ Greenberg, R.; Hoppa, GV; Tufts, BR; Geissler, P.; Riley, J.; Kadel, S. (octubre de 1999). "Caos en Europa". Ícaro . 141 (2): 263–286. Código Bib : 1999Icar..141..263G. doi :10.1006/icar.1999.6187.
  34. ^ Schmidt, BE; Blankenship, DD; Patterson, GW (noviembre de 2011). "Formación activa de 'terreno caótico' sobre aguas subterráneas poco profundas en Europa". Nature . 479 (7374): 502–505. Bibcode :2011Natur.479..502S. doi :10.1038/nature10608. PMID  22089135. S2CID  4405195.
  35. ^ "La luna de Júpiter podría albergar vida: Europa tiene un océano líquido que se encuentra debajo de varios kilómetros de hielo". NBC News. 8 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 15 de febrero de 2020. Consultado el 10 de julio de 2011 .
  36. ^ Roberts, JH; Nimmo, Francis (2008). "Calentamiento por mareas y estabilidad a largo plazo de un océano subterráneo en Encélado". Icarus . 194 (2): 675–689. Bibcode :2008Icar..194..675R. doi :10.1016/j.icarus.2007.11.010.
  37. ^ Boyle, Alan (9 de marzo de 2006). "El agua líquida en la luna de Saturno podría sustentar la vida: la sonda Cassini detecta señales de géiseres en la gélida Encélado". NBC News . Archivado desde el original el 3 de abril de 2014. Consultado el 10 de julio de 2011 .
  38. ^ Nield, David (13 de abril de 2017). «NASA: Encélado, la luna de Saturno, tiene todos los ingredientes básicos para la vida». sciencealert.com . Archivado desde el original el 29 de junio de 2023. Consultado el 22 de abril de 2017 .
  39. ^ "¿Colonización de Titán? Nuevas pistas sobre qué está consumiendo hidrógeno y acetileno en la luna de Saturno". Science Daily . 2010-06-07. Archivado desde el original el 2010-06-08 . Consultado el 2011-07-10 .
  40. ^ Phillips, T. (23 de octubre de 1998). "Callisto hace un gran revuelo". Science@NASA. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2009.
  41. ^ Lipps, Jere H; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). Hoover, Richard B; Levin, Gilbert V; Rozanov, Alexei Y (eds.). "Astrobiología de las lunas heladas de Júpiter" (PDF) . Proc. SPIE . Instrumentos, métodos y misiones para la astrobiología VIII. 5555 : 10. Bibcode :2004SPIE.5555...78L. doi :10.1117/12.560356. S2CID  140590649. Archivado desde el original (PDF) el 20 de agosto de 2008.
  42. ^ "Ganímedes podría albergar un 'sándwich' de océanos y hielo". JPL@NASA. 4 de mayo de 2014. Archivado desde el original el 31 de enero de 2020. Consultado el 15 de abril de 2016 .
  43. ^ Vance, Steve; et al. (2014). "Astrobiología de las lunas heladas de Júpiter". Ciencia planetaria y espacial . Instrumentos, métodos y misiones para la astrobiología VIII. 96 : 62. Bibcode :2014P&SS...96...62V. doi :10.1016/j.pss.2014.03.011.
  44. ↑ Charles Q. Choi (7 de junio de 2010). "Chance For Life On Io" (Posibilidad de vida en Io). Science Daily. Archivado desde el original el 5 de enero de 2011. Consultado el 10 de julio de 2011 .
  45. ^ Nimmo, Francis (15 de enero de 2015). "Impulsando la actividad geológica reciente de Tritón mediante mareas oblicuas: implicaciones para la geología de Plutón". Icarus . 246 : 2–10. Bibcode :2015Icar..246....2N. doi :10.1016/j.icarus.2014.01.044. S2CID  40342189. Archivado desde el original el 5 de marzo de 2023 . Consultado el 21 de febrero de 2020 .
  46. ^ Louis Neal Irwin; Dirk Schulze-Makuch (junio de 2001). "Evaluación de la plausibilidad de la vida en otros mundos". Astrobiología . 1 (2): 143–60. Bibcode :2001AsBio...1..143I. doi :10.1089/153110701753198918. PMID  12467118.
  47. ^ Mikael Beuthe, Attilio Rivoldini, Antony Trinh (28 de septiembre de 2016). "Las capas de hielo flotantes de Encélado y Dione soportadas por isostasia de tensión mínima". Geophysical Research Letters . 43 (19): 10, 088–10, 096. arXiv : 1610.00548 . Código Bibliográfico :2016GeoRL..4310088B. doi :10.1002/2016GL070650. S2CID  119236092. Archivado desde el original el 7 de septiembre de 2022 . Consultado el 7 de septiembre de 2022 .{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  48. ^ Cook, Jason C.; Desch, Steven J.; Roush, Ted L.; Trujillo, Chadwick A.; Geballe, TR (2007). "Espectroscopia de infrarrojo cercano de Caronte: Posible evidencia de criovulcanismo en objetos del Cinturón de Kuiper". The Astrophysical Journal . 663 (2): 1406–1419. Bibcode :2007ApJ...663.1406C. doi : 10.1086/518222 . S2CID  122757071.
  49. ^ ab Heller, René; Rory Barnes (2012). "Habitabilidad de exolunas limitada por la iluminación y el calentamiento de las mareas". Astrobiología . 13 (1): 18–46. arXiv : 1209.5323 . Código Bibliográfico :2013AsBio..13...18H. doi :10.1089/ast.2012.0859. PMC 3549631 . PMID  23305357. 
  50. ^ McKie, Robin (13 de enero de 2013). «¿Hay vida en las lunas?». The Guardian . Archivado desde el original el 29 de marzo de 2019. Consultado el 15 de enero de 2017 .
Obtenido de "https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Habitabilidad_de_los_satélites_naturales&oldid=1256348193"