¿Qué tipos de flora florecerían en una luna bloqueada por mareas?

Va a haber una fuerte presión para un crecimiento rápido, por lo que es más una fotosíntesis de tipo C4 que CAM o lo que sea. Esto es un poco más oscuro que una planta que tiene que soportar algunos días realmente nublados durante un período de 2 o 3 días, por lo que es probable que entren en una breve latencia como lo hacen las plantas perennes durante el invierno (pero sin perder sus hojas) . Se podría esperar que doblaran o enrollaran sus hojas (o análogos) durante ese período, pero no sería obligatorio a menos que la temperatura cayera rápida y profundamente.

No sería absurdo pensar que estas plantas tienen grandes estructuras de raíces como tubérculos o incluso podrían producir "jarabe de arce". Necesitan absorber la mayor cantidad de luz posible durante su largo día, y la energía tiene que ir a alguna parte (sería arriesgado ponerla al 100% en la estructura de la planta que podría dañarse tanto que la planta no tiene con qué recuperarse cuando llega la luz del día). comienza una vez más).

Y aunque esto no es realmente científico, tengo que preguntarme si las plantas en un ambiente tan extremo no se verán alentadas a formar todo tipo de simbiosis que solo se insinúan en la Tierra con hongos microrrícicos.

Tenga en cuenta que si este es un mundo alienígena (y no terraformado por terrícolas o elegido específicamente para ser similar a la Tierra), esa flora no tiene que ser fotosintetizadores sésiles. Esa es solo la forma que tomó forma aquí y fue lo suficientemente exitosa como para que nada más pudiera desalojarla de ese nicho.

La circulación de la atmósfera ayudaría a mantener la temperatura alta durante la noche aunque sin duda habría fuertes vientos y fluctuaciones de temperatura. El mayor problema sería la falta de luz solar durante 14 días.

No creo que ninguna planta terrestre pueda sobrevivir un período tan largo sin luz, por lo que cualquier cosa que creciera en esta Luna tendría que ser bastante diferente, pero eso dice que aún debería ser posible un rango de vida.

Parece probable que algún tipo de planta pueda evolucionar para hacer frente a esta situación de la misma manera que las plantas han evolucionado para hacer frente a nuestro ciclo de día de noche de 24 horas.

En el caso de esta luna, la vegetación necesitaría ser capaz de períodos mucho más prolongados de fotosíntesis y respiración y tendría 3 estrategias básicas:

1) Desarrollar para ser más carnosos y/o bulbosos o proporcionarse un lugar para almacenar azúcar para la respiración durante la noche. 2) Pasar por todo su ciclo de vida dentro de los 14 días y producir semillas por la noche. 3) Evitar la fotosíntesis por completo como lo hacen organismos como los hongos o aquellos organismos que viven cerca de los respiraderos de aguas profundas y viven a través de la quimiosíntesis.

Parecería probable que la vida descubra los 3 y todos coexistirían en organismos como lo hacen en la Tierra.

Respuesta corta: HykranianBlade debería considerar dónde quiere que esté la historia dentro de la escala de Mohs del tropo de dureza de la ciencia ficción.

https://tvtropes.org/pmwiki/pmwiki.php/Main/MohsScaleOfScienceFictionHardness 1

Un escritor que quisiera que su historia estuviera en el nivel uno de la escala no se preocuparía en absoluto por la plausibilidad científica.

Pero HykranianBlade parece querer que su historia sea al menos un poco, y posiblemente mucho, más plausible científicamente que una historia de nivel uno. De hecho, parece haber cálculos científicos que muestran que el período orbital máximo posible de una luna habitable de un planeta gigante sería solo un poco más de unos 17 días terrestres, quizás no más de unos 20 días terrestres.

Así que HykranianBlade probablemente debería leer mi respuesta larga.

Respuesta larga:

Primero, señalo que es probable que la exoluna habitable ficticia de un exoplaneta gigante gaseoso en otro sistema estelar orbite en el plano ecuatorial del gigante gaseoso y también gire en el mismo plano en que gira el planeta gigante. Es probable que las interacciones de las mareas entre la exoluna y el exoplaneta realineen su órbita y rotación de esa manera solo unos pocos millones de años después de su formación, y debería tomar miles de veces ese tiempo para que la exoluna se vuelva tan habitable como creo que será en la historia.

Entonces, los 14 días de luz seguidos de 14 días de oscuridad solo ocurrirían durante los equinoccios de su exoluna. Durante algunas estaciones en latitudes, los períodos de luz pueden ser muchas veces más largos que los de oscuridad, y en otras, los períodos de oscuridad pueden ser muchas veces más largos que los períodos de luz, como en la Tierra.

En la Tierra hay estaciones porque el eje de rotación de la Tierra se titula a 23 grados de la perpendicular al plano orbital de la Tierra alrededor del Sol. Por lo tanto, hay estaciones invertidas en los hemisferios norte y sur de la Tierra.

Y las estaciones cambian la duración relativa de los días y las noches, especialmente en las latitudes más altas del norte y del sur.

Esta tabla muestra las inclinaciones axiales de los ocho planetas de nuestro sistema solar, que varían de 3,13 grados a 82,23 grados.

https://en.wikipedia.org/wiki/Axial_tilt#Solar_System_bodies 2

Un ciclo de día y noche que dura 28 días terrestres puede tener otras implicaciones además de cómo las plantas se adaptarán a largos períodos de alternancia de luz constante y temperaturas crecientes y oscuridad constante y temperaturas más bajas.

HyrkanianBlade, como todo escritor de historias ambientadas en otros planetas, lunas y otros tipos de mundos, debe investigar las especulaciones y cálculos actuales sobre varias posibilidades.

Y si HyrkanianBlade quiere representar formas de vida en esos mundos, debe investigar qué es necesario para que un mundo tenga vida.

Y si HyrkanianBlade quiere representar a humanos de la Tierra caminando por el planeta sin trajes de protección ambiental, o seres inteligentes nativos que tienen requisitos similares a los de los humanos de la Tierra, entonces debería estudiar los requisitos específicos para los humanos de la Tierra.

Si un demonio se ofrece a teletransportar a alguien a un lugar seleccionado al azar y traerlo de regreso después de un mes allí, la persona podría ser inteligente y restringir los posibles lugares a aquellos dentro de la biosfera de la Tierra, para que no sea teletransportado al espacio exterior y muera. .

Pero la biosfera de la Tierra incluye todos los lugares donde pueden vivir algunas formas de vida, incluidos varios kilómetros o millas en la atmósfera, o debajo del océano, o en lo profundo de la roca sólida. Si la persona restringe las ubicaciones aleatorias a la superficie de la Tierra, la mayoría de las ubicaciones en la superficie de la Tierra están en el océano a muchos kilómetros y millas de la tierra más cercana. Si las personas restringen las ubicaciones aleatorias a la superficie terrestre de la Tierra, podrían terminar en un desierto o un lugar árido y morir de sed, o en un lugar lo suficientemente cálido o frío como para morir de calor o frío.

Algunas formas de vida terrestres prosperan donde los humanos morirían en semanas, días, horas, minutos o segundos.

Entonces, cuando los astrobiólogos discuten las condiciones necesarias para la vida, a menudo no se limitan a las condiciones necesarias para la supervivencia humana. A menudo discuten las condiciones en las que podría existir vida, pero en las que los humanos y seres extraterrestres similares morirían casi instantáneamente si no estuvieran protegidos.

https://en.wikipedia.org/wiki/Astrobiología 3

Afortunadamente para los escritores de ciencia ficción que tienden a concentrarse en mundos alienígenas donde los humanos o los extraterrestres con necesidades similares podrían prosperar, conozco al menos un estudio científico dedicado a esa subcategoría específica de astrobiología: Habitable Planets for Man, Stephen H. Dole , 1964 , 2007.

La edición de 1964 está en línea aquí:

https://www.rand.org/content/dam/rand/pubs/commercial_books/2007/RAND_CB179-1.pdf 4

Aunque la edición de 2007 puede ser actualizada y más precisa.

En la página 53, Dole comienza la discusión sobre el rango de masa de un planeta habitable para los humanos.

En la página 53, Dole dijo que una gravedad superficial de alrededor de 1,5 g parecía el máximo que los humanos tolerarían, y eso correspondía a un planeta con una masa de 2,35 masas terrestres, un radio de 1,25 radios terrestres y una velocidad de escape de 15,3 kilómetros. por segundo.

La masa mínima para un planeta habitable sería la masa mínima necesaria para tener una velocidad de escape lo suficientemente alta en relación con la velocidad promedio de las partículas de aire para retener una atmósfera durante miles de millones de años.

En la página 54, Dole calculó el tamaño mínimo de un planeta que podría retener una atmósfera respirable durante miles de millones de años como 0,195 de la masa de la Tierra, con 0,63 del radio de la Tierra y una gravedad superficial de 0,49 g. Pero Dole creía que tal planeta sería incapaz de producir una atmósfera lo suficientemente densa como para ser respirable.

... Para evitar que el oxígeno atómico se escape de las capas superiores de su atmósfera, la velocidad de escape del planeta debe ser del orden de cinco veces la velocidad cuadrática media de los átomos de oxígeno en la atmósfera. Esto se muestra en la figura 12 (ver página 37)... entonces la velocidad de escape del planeta más pequeño capaz de retener oxígeno atómico puede ser tan baja como 6,25 kilómetros por segundo (5 X 1,25). Volviendo a la figura 9, se puede ver que esto corresponde a un planeta que tiene una masa de 0,195 masa terrestre, un radio de 0,63 radio terrestre y una gravedad superficial de 0,49 g. Bajo las suposiciones anteriores, tal planeta teóricamente podría contener una atmósfera rica en oxígeno, pero probablemente sería demasiado pequeño para producir una, como se verá a continuación.

https://www.rand.org/content/dam/rand/pubs/commercial_books/2007/RAND_CB179-1.pdf 5

Dole calculó a través de varias líneas de razonamiento dos cifras para la masa mínima necesaria para producir una atmósfera respirable, 0,253 masa terrestre, que creía demasiado baja, y 0,57 masa terrestre, que creía demasiado alta:

Siendo 0,25 demasiado bajo y 0,57 demasiado alto, el valor apropiado de masa para el planeta habitable más pequeño debe estar entre esas cifras, en algún lugar cercano a 0,4 de masa terrestre.

...Esto corresponde a un planeta que tiene un radio de 0,78 del radio de la Tierra y una gravedad superficial de 0,68 g.

Entonces, si desea que su exoluna alienígena tenga una atmósfera rica en oxígeno en la que los humanos o seres similares puedan respirar y sobrevivir, debería ser al menos tan masiva como la masa terrestre de 0,4 de Dole. O si uno no está de acuerdo con el razonamiento de Dole, uno podría pensar que la masa mínima posible para una exoluna habitable podría estar entre 0,253 y 0,57 de la masa terrestre. Posiblemente alguien podría creer que la masa mínima posible sería la masa mínima posible para retener oxígeno en la atmósfera, que Dole calculó en 0,195 masa terrestre.

La masa mínima para un mundo con una atmósfera densa y rica en oxígeno es especialmente importante en el caso de una exoluna que orbita un exoplaneta en otro sistema estelar, porque existe la duda de si la masa máxima posible de una exoluna sería suficiente para retener una atmósfera rica en oxígeno durante periodos de tiempo geológicos.

La luna más masiva de nuestro Sistema Solar, Ganímedes, tiene una masa de solo 0,0248 de la de la Tierra, que es apenas más del 12 por ciento de la masa mínima necesaria para que un mundo retenga una atmósfera rica en oxígeno.

Pero la luna de un planeta gigante con la mayor masa en relación con su primaria es Tritón, la luna de Neptuno, con una masa de 0,003599 de la Tierra, que orbita alrededor de Neptuno, con una masa de 17,147 Tierras. Por lo tanto, la relación es tan alta como 0,0002098, por lo que si Júpiter, con una masa de 317,8 Tierras, tuviera una luna con esa masa relativa, esa luna tendría una masa de 0,0666744 de la Tierra.

Los planetas gigantes pueden ser mucho más masivos que Júpiter. La división teórica entre planetas de gran masa y enanas marrones es unas 13 veces la masa de Júpiter, mientras que la división teórica entre enanas marrones y estrellas de baja masa es unas 75 a 80 veces la masa de Júpiter. Así, un planeta gigante de unas 13 veces la masa de Júpiter, o 4.131,4 veces la masa de la Tierra, podría tener una luna con una relación de masa de 0,0002098 y, por tanto, una masa de 0,8667677 la de la Tierra.

Y hay otras posibilidades de que los exoplanetas gigantes tengan exolunas mucho más masivas que Ganímedes.

Quieres que tu exoluna esté más cubierta de agua que la Tierra. Se cree que, como tendencia general, cuanto más grande es un mundo similar a la Tierra, más agua tendrá, lo que puede requerir que su exoluna sea más masiva que la Tierra. Sin embargo, observo que en la Tierra la proporción de la superficie cubierta por agua ha variado significativamente a lo largo del tiempo a medida que los niveles del mar suben y bajan y cubren más o menos la superficie de los continentes, y a medida que los tamaños de los continentes cambian a lo largo de los eones debido a fuerzas geológicas. .

Muchas de las lunas de los planetas exteriores son pequeños objetos irregulares que se cree que son asteroides capturados. En nuestro Sistema Solar, el período orbital más largo de cualquier luna de un planeta gigante que probablemente se formó con el planeta en lugar de ser capturado más tarde es el período orbital de Jápeto, 79,3215 días terrestres. Por lo tanto, su período de 28 días terrestres para su exoluna está dentro de los límites de lo posible.

Pero puede haber algunos problemas con tal período orbital. cuanto más cerca orbite una luna de su planeta, más pequeña será su órbita y más rápido tendrá que orbitar para evitar caer en el planeta. Esos dos factores harán que su período orbital sea más corto. Cuanto más lejos orbite una luna de su planeta, más grande será su órbita y más lento tendrá que moverse para evitar escapar del planeta. Esos dos factores harán que su período orbital sea más largo. Las lunas que orbitan planetas de diferente masa a la misma distancia tendrían diferentes velocidades y períodos orbitales.

La fórmula para calcular la distancia que un cuerpo tendría que orbitar otro cuerpo de una masa específica para tener un período orbital específico está aquí:

https://en.wikipedia.org/wiki/Orbital_period#Small_body_orbiting_a_central_body 5

Una luna de un planeta, incluida una exoluna de un exoplaneta, tendrá que orbitar dentro de la Esfera de la Colina del planeta para permanecer en órbita.

La fórmula para calcular la esfera de la colina de un planeta en relación con su estrella se encuentra aquí:

https://en.wikipedia.org/wiki/Hill_sphere#Formula_and_examples 6

Sin embargo:

La esfera de Hill es solo una aproximación, y otras fuerzas (como la presión de radiación o el efecto Yarkovsky) pueden eventualmente perturbar un objeto fuera de la esfera. Este tercer objeto también debe tener una masa lo suficientemente pequeña como para que no presente complicaciones adicionales debido a su propia gravedad. Los cálculos numéricos detallados muestran que las órbitas en la esfera de Hill o justo dentro de ella no son estables a largo plazo; parece que las órbitas satelitales estables existen solo dentro de 1/2 a 1/3 del radio de Hill. La región de estabilidad de las órbitas retrógradas a una gran distancia del primario es mayor que la región de las órbitas progradas a una gran distancia del primario. Se pensó que esto explicaba la preponderancia de lunas retrógradas alrededor de Júpiter; sin embargo, Saturno tiene una combinación más uniforme de lunas retrógradas/progradas, por lo que las razones son más complicadas.5

https://en.wikipedia.org/wiki/Hill_sphere#True_region_of_stability 7

Entonces, por lo tanto, una exoluna ficticia debería orbitar su exoplaneta ficticio dentro de 0.5000 o incluso 0.3333 de la esfera Hill máxima calculada del exoplaneta ficticio, para tener una órbita estable durante los miles de millones de años necesarios para volverse habitable.

El tamaño de la esfera de Hill de un planeta depende de su masa, la masa de su estrella y la distancia entre ellos. Ajustar esos parámetros cambiará el tamaño de la esfera Hill de un planeta ficticio y, por lo tanto, de su zona más pequeña donde una exoluna puede tener una órbita estable necesaria.

Debe aumentar el tamaño de la posible órbita de la exoluna alrededor de su exoplaneta, de modo que el período orbital de la exoluna sea tan largo como los 28 días deseados. Pero hay algunos problemas de "catch 22" a tener en cuenta.

Hacer que tu exoplaneta ficticio sea más masivo en relación con su estrella aumentará el tamaño de su esfera Hill y su zona interior de verdadera estabilidad. Pero cuanto más masivo es un planeta, más lejos tendrá que estar su luna para tener un período orbital de 28 días.

Aumentar la distancia que tu exoplaneta ficticio orbita alrededor de su estrella aumentará el tamaño de la zona de estabilidad del exoplaneta. Pero su exoplaneta ficticio tendrá que orbitar dentro de la zona habitable circunestelar de la estrella.

Para encontrar el tamaño de la zona habitable circunestelar de una estrella, encuentre los límites interior y exterior de la zona habitable circunestelar del Sol y luego multiplique por la raíz cuadrada de la luminosidad de la estrella en relación con el Sol.

Desafortunadamente, existe una incertidumbre considerable sobre los bordes interior y exterior de la zona habitable circunestelar del Sol. Esta tabla de estimaciones de la zona habitable del Sol ilustra la incertidumbre:

https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_habitable_zone#Solar_System_estimates 8

A menos que la investigación de un escritor los convenza de que una estimación específica del tamaño de la zona habitable del Sol es muy probablemente correcta, deberían hacer que sus mundos habitables reciban exactamente tanta radiación de su estrella como la Tierra recibe del Sol, para estar seguros de que será la cantidad justa de luminosidad. Luego, todo lo que tienen que hacer es multiplicar una Unidad Astronómica (AU), la distancia entre la Tierra y el Sol, por la raíz cuadrada de la luminosidad de la estrella en relación con la luminosidad del Sol, para obtener la distancia entre su exoplaneta y su estrella para calcular su Esfera Hill del exoplaneta.

¿Qué determina qué tan luminosa es una estrella de secuencia principal (el único tipo de estrella adecuado para un escritor que quiere considerar usar un planeta habitable) en relación con el Sol? La masa de la estrella, ligeramente modificada por su edad, determinará qué tan luminosa es la estrella en relación con el Sol. Y un ligero cambio en la masa de la estrella provocará un cambio significativamente mayor en su luminosidad.

Un escritor que desee que la luna de un exoplaneta tenga un período orbital de hasta 28 días querrá que el exoplaneta orbite lo más lejos posible de la estrella para que el planeta tenga una esfera de colina lo más grande posible y, por lo tanto, querrá que la estrella sea lo más luminosa posible. Pero aumentar la luminosidad de una estrella significa aumentar su masa, lo que tiende a disminuir el tamaño de la esfera Hill de su planeta. Dado que pequeños aumentos de masa provocan grandes aumentos de luminosidad, habrá que calcular la masa de una estrella necesaria para que un planeta tenga una esfera de Hill lo más grande posible.

Existe un límite interno en cuanto a qué tan cerca un objeto mantenido unido por su gravedad, como una luna, puede orbitar un planeta.

En mecánica celeste, el límite de Roche, también llamado radio de Roche, es la distancia dentro de la cual un cuerpo celeste, mantenido unido únicamente por su propia fuerza de gravedad, se desintegrará debido a que las fuerzas de marea de un segundo cuerpo celeste superan la autoatracción gravitatoria del primer cuerpo. . 3 Dentro del límite de Roche, el material en órbita se dispersa y forma anillos, mientras que fuera del límite el material tiende a coalescer. El término lleva el nombre de Édouard Roche (pronunciado [ʁɔʃ] (francés), /rɔːʃ/ rawsh (inglés)), quien fue el astrónomo francés que calculó por primera vez este límite teórico en 1848.4

https://en.wikipedia.org/wiki/Roche_limit 9

La fórmula para calcular el límite de Roche está aquí:

ingrese la descripción del enlace aquí

El límite de Roche probablemente no será un problema para alguien que quiera que su exoluna tenga un período orbital de hasta 28 días.

Hay otros factores que reducen las distancias orbitales de una exoluna habitable, que crean una especie de "zona habitable circumplanetaria" alrededor de un exoplaneta donde una exoluna puede ser habitable.

La posibilidad de exolunas habitables se ha discutido en artículos científicos. como:

Heller, René; Rory Barnes (2012). "Habitabilidad de Exomoon limitada por la iluminación y el calentamiento de las mareas". Astrobiología. 13 (1): 18–46.

https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC3549631/ 11

Y:

Heller, René (septiembre de 2013). "Protección magnética de exolunas más allá del borde habitable circunplanetario". Las cartas del diario astrofísico. 776 (2): L33.

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/776/2/L33 12

Como dicen Heller y Barnes en la sección 2 de su artículo de 2012:

Los períodos de rotación sincronizados de exolunas putativas con la masa de la Tierra alrededor de planetas gigantes podrían estar en el mismo rango que los períodos orbitales de las lunas galileanas alrededor de Júpiter (1.7–16.7 d) y como el período orbital de Titán alrededor de Saturno (≈16 d) (NASA/ Efemérides del satélite planetario JPL)4.

Entonces, el período orbital deseado de 28 días terrestres sería de 16,47 a 1,6788 veces mayor que los períodos orbitales observados de grandes satélites alrededor de planetas gigantes en nuestros sistemas solares. Y Heller y Barnes están claramente preocupados por la posibilidad de que los ciclos día-noche demasiado largos tengan un impacto negativo en la habitabilidad de las exolunas gigantes.

En esa sección Heller y Barnes también dicen que:

Se ha demostrado que la mayor duración posible del día de un satélite compatible con la estabilidad de Hill es aproximadamente P p/9, siendo P p el período orbital del planeta alrededor de la estrella (Kipping, 2009a).

Por lo tanto, un satélite natural no puede tener un período orbital alrededor de su planeta mayor que una novena parte del período orbital del planeta alrededor de su estrella. Dado que se desea un período orbital de exoluna de 28 días terrestres alrededor de su exoplaneta, ese exoplaneta tendría que tener un período orbital alrededor de su estrella que fuera al menos nueve veces más largo, o al menos alrededor de 252 días terrestres.

De los pocos exoplanetas conocidos que orbitan en las zonas habitables de sus estrellas, Kepler-1638 b tiene el período orbital más cercano a 252 días, con una duración de 259,337 días terrestres y orbitando a 0,745 UA de Kepler-1638. Kepler-62 f tiene un período similar de 267,291 días terrestres, orbitando Kepler-62, una estrella de tipo espectral K2V con una masa de aproximadamente 0,69 la del Sol, a una distancia de 0,718 UA.

Por lo tanto, la masa mínima posible de una estrella con un planeta orbitando dentro de la zona habitable de la estrella con un período de 252 días terrestres probablemente sería alrededor de 0,65 de la masa del Sol. Si una exoluna habitable tiene un período orbital de 28 días terrestres, entonces el exoplaneta que orbita debería tener un período orbital de al menos unos 252 días y, por lo tanto, la estrella debería tener una masa de al menos 0,65 de la masa del Sol.

Por otro lado, si su exoluna ficticia tuviera un período orbital de solo 1,0222 días terrestres, podría orbitar un exoplaneta con un período orbital alrededor de su estrella de solo 9,2 días terrestres. El exoplaneta TRAPPIST-1 f orbita la estrella TRAPPIST-1 dentro de su zona habitable con un período de 9,2 días terrestres, y TRAPPIST-1 es una estrella de clase espectral M8V con una masa de aproximadamente 0,089 veces la del Sol. Entonces, si su exoluna ficticia tuviera un período orbital de solo 1,0222 días terrestres, la estrella que orbitaba su planeta podría tener una masa tan baja como aproximadamente 0,089 de la masa del Sol.

En su sección 2.1, Heller y Barnes mencionan que se ha demostrado que las lunas formadas en el disco circunplanetario alrededor de un planeta no tendrán más de 0,0001 de la masa del planeta. Júpiter tiene una masa 317,8 veces la de la Tierra. los planetas más grandes tendrían unas 13 veces la masa de Júpiter o unas 4.121,4 veces la masa de la Tierra. Entonces, una exoluna formada en el disco circumplanetario alrededor del exoplaneta más masivo posible no podría tener más de aproximadamente 0.43134 de la masa de la Tierra, justo lo que Dole calculó como la masa mínima posible para que un mundo forme una densa atmósfera rica en oxígeno y sea habitable. para humanos.

Afortunadamente, Heller y Barnes discuten varios métodos sugeridos para que los exoplanetas adquieran exolunas con masa terrestre.

Heller y Barnes también introducen el "borde habitable", un límite interno de cuán cerca una exoluna habitable puede orbitar un exoplaneta sin la luz reflejada desde el planeta hacia la luna, y el rumbo de la marea de la luna, proporcionando demasiada energía y conduciendo a un efecto invernadero desbocado como en el planeta Venus. Elaboran fórmulas para calcular si una exoluna sufrirá un efecto invernadero descontrolado.

Entonces, el concepto de "borde habitable" para las órbitas de las exolunas habitables conduce al concepto de una zona habitable circunplanetaria para las lunas.

Los satélites naturales de masa planetaria también tienen el potencial de ser habitables. Sin embargo, estos cuerpos deben cumplir parámetros adicionales, en particular, estar ubicados dentro de las zonas habitables circunplanetarias de sus planetas anfitriones.[33] Más específicamente, las lunas deben estar lo suficientemente lejos de sus planetas gigantes anfitriones para que no se transformen por el calentamiento de las mareas en mundos volcánicos como Io,[33] sino que deben permanecer dentro del radio Hill del planeta para que no sean sacados del planeta. órbita de su planeta anfitrión.[110] Las enanas rojas que tienen masas inferiores al 20% de la del Sol no pueden tener lunas habitables alrededor de planetas gigantes, ya que el pequeño tamaño de la zona habitable circunestelar colocaría una luna habitable tan cerca de la estrella que sería despojada de su planeta anfitrión. . En tal sistema,

https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_habitable_zone#Other_considerations 13

https://www.astrobio.net/meteoritescomets-and-asteroids/the-habitable-edge-of-exomoons/ 14

En Heller, René (septiembre de 2013). "Protección magnética de exolunas más allá del borde habitable circunplanetario". Las cartas del diario astrofísico. 776 (2): L33.

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/776/2/L33 12

Heller analiza si el campo magnético de un planeta gigante se extendería lo suficiente como para proteger a su luna de los efectos negativos debido a la radiación de partículas del espacio exterior y de la estrella. Para los planetas gigantes más pequeños, la protección del campo magnético planetario tardará mucho en extenderse hasta las órbitas de las exolunas que están lo suficientemente lejos del planeta para evitar un efecto invernadero descontrolado y, por lo tanto, esas exolunas perderán sus atmósferas y agua. y volverse inhabitable. Los planetas gigantes más grandes pueden extender sus campos magnéticos a las exolunas que orbitan más allá del borde habitable a tiempo para proteger esas exolunas de la pérdida de agua y atmósfera.

Las lunas entre 5 y 20 Rp pueden ser habitables, dependiendo de la excentricidad orbital, y al mismo tiempo verse afectadas por la magnetosfera planetaria.

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/776/2/L33 12

Entonces Heller calcula que una exoluna podría ser habitable si orbita entre 5 y 20 Rp, donde Rp es el radio del exoplaneta. El límite exterior de 20 radios planetarios normalmente debería estar mucho más cerca que el límite de la esfera de Hill y, por lo tanto, ser el factor significativo en el borde exterior de una zona habitable circunplanetaria.

Urano tiene una masa de 8.6810 veces diez a la 25a potencia de kilogramos, o 14.536 Tierras y un radio ecuatorial de 25,559 kilómetros millas. De cinco a veinte veces el radio ecuatorial sería de 127.795 a 511.180 kilómetros. 127.795 kilómetros estarían dentro de la órbita de Miranda, que tiene un período orbital de 1.413 días terrestres, y 511.180 kilómetros estarían entre las órbitas de Titania y Oberón, que tienen períodos orbitales de 8.705 y 13.463 días terrestres.

Neptuno tiene una masa de 1.024 veces diez a la 26a potencia de kilogramos, o 17.147 Tierras y un radio ecuatorial de 24.764 kilómetros. 5 a 20 veces el radio ecuatorial es una distancia de 123.820 kilómetros, y 20 veces el radio ecuatorial es una distancia de 495.280 kilómetros. Una distancia de 123 820 kilómetros está más lejos que la órbita de Proteo, que tiene un período orbital de 1,122 días terrestres, y una distancia de 495 280 kilómetros está dentro de la órbita de Tritón, que tiene un período orbital de 5,877 días terrestres.

Saturno tiene una masa de 5,6834 veces diez kilogramos a la potencia 26, o 95,2 Tierras, y un radio ecuatorial de 60.268 kilómetros, o 37.449 millas. Entonces, una distancia de 5 a 20 veces el radio de Saturno sería una distancia de 301 340 a 1 205 360 kilómetros. Una distancia de 301.340 kilómetros estaría entre las órbitas de Calypso y Dione, que tienen periodos orbitales de 1.887 y 2.736 días terrestres. Una distancia de 1.205.360 kilómetros estaría dentro de la órbita de Titán, que tiene un período orbital de 15.945 días terrestres.

Júpiter tiene una masa de 1,8982 veces diez kilogramos a la potencia 27, o 317,8 Tierras, y un radio ecuatorial de 71.492 kilómetros o 44.423 millas. Una distancia de 50 a 20 veces el radio ecuatorial sería de 357.460 a 1.429.840 kilómetros. Una distancia de 357.460 kilómetros habría entre las órbitas de Tebe e Io, que tienen periodos orbitales de 16 horas y 1,7691 días terrestres. Una distancia de 1.429.840 kilómetros estaría entre las órbitas de Ganímedes y Calisto, que tienen periodos orbitales de 7,1546 y 16,689 días terrestres.

Estos ejemplos indican que el mejor exoplaneta para que una exoluna habitable orbite con un período orbital de hasta 28 días terrestres sería uno más masivo y con un radio más grande que Júpiter.

Desafortunadamente, Júpiter tiene casi el radio más grande posible para un planeta. Cuando los planetas se vuelven un poco más masivos que Júpiter, se comprimen a densidades cada vez mayores por su gravedad creciente.

Pero también hay una respuesta más literal a la pregunta: ¿Existe un límite en cuanto al tamaño físico que puede tener un planeta? Aquí hay una respuesta definitiva y bastante sorprendente. ¡Júpiter tiene 11 veces el diámetro de la Tierra, y resulta que es casi tan grande como cualquier planeta puede ser! Si siguiera arrojando más materia sobre Júpiter, no se haría más grande. En cambio, la gravedad aplastaría su masa con más fuerza y ​​eficiencia.

A lo largo de todo el rango desde un planeta con la masa de Júpiter hasta el límite de una enana marrón, hasta las estrellas enanas de menor masa (alrededor de 70 veces la masa de Júpiter, el punto en el que se produce la fusión sostenida de litio e hidrógeno), el tamaño apenas se mueve. Todos estos objetos están dentro de un 15 por ciento del mismo diámetro. Esa constancia tiene algunas extrañas consecuencias.

Tomemos, por ejemplo, la estrella Trappist-1A, que estuvo en las noticias recientemente porque tiene siete planetas del tamaño de la Tierra en órbita. Trappist-1A es una enana roja, solo 1/2000 del brillo del sol, pero es una estrella genuina, sin duda. Está alimentado por reacciones nucleares constantes y sostenidas que arderán durante un billón de años o más. Es 80 veces más masivo que Júpiter.

Por otro lado, Trappist-1A tiene menos de un 10 por ciento más de diámetro que Júpiter. Ponga esos dos detalles juntos, y rápidamente se dará cuenta de que esta pequeña estrella debe ser extremadamente densa, como lo son todas las estrellas enanas rojas extremadamente tenues y frías...

...Aún más extrema es la estrella enana roja EBLM J0555-57Ab, recientemente medida como un 15 por ciento más pequeña que Júpiter, aproximadamente del tamaño de Saturno. Es la estrella madura más pequeña que se conoce (a diferencia de las cenizas estelares como las enanas blancas o las estrellas de neutrones), y tiene 17 veces la densidad del plomo, ¡188 veces la densidad del agua!

https://www.discovermagazine.com/the-sciences/how-big-is-the-biggest-possible-planet 15

Esto significa que incluso el exoplaneta más masivo tendrá un radio, y por lo tanto una zona habitable circumplanetaria, no mucho más grande que el de Júpiter, mientras que tiene muchas veces la masa de Júpiter y, por lo tanto, obliga a las lunas en la zona habitable circumplanetaria alrededor del exoplaneta a moverse. orbitan mucho más rápido y tienen períodos orbitales mucho más cortos que las lunas de Júpiter dentro de la zona habitable circunplanetaria de Júpiter.

Entonces, los cálculos actuales indican que, a menos que una exoluna sea lo suficientemente grande como para tener su propio campo magnético para protegerla de la radiación de partículas, tendrá que orbitar dentro de 20 radios planetarios del exoplaneta para estar protegida por el campo magnético del planeta, y por lo tanto no ser capaz de tener un período orbital de mucho más de 17 días terrestres, con una suposición de no más de unos 20 días terrestres.

Siempre pensé que sería genial tener plantas polares u hongos que absorbieran la radiación para sobrevivir. Si la atmósfera es lo suficientemente débil cerca de los polos y no reciben suficiente luz solar directa, entonces tal vez podrías tener estos pequeños.

https://www.realclearscience.com/blog/2020/02/04/fungi_that_eat_radiation_are_growing_on_the_walls_of_chernobyls_ruined_nuclear_reactor.html