miniaturadaimagem|upright=1.3|Interpretação artística de Kepler-452b, um exoplaneta potencialmente habitável pertencente a uma anã amarela. Habitabilidade de sistemas de anãs amarelas define a adequação para a vida de exoplanetas pertencentes a estrelas anãs amarelas. Esses sistemas são objeto de estudo da comunidade científica porque são considerados os mais adequados para abrigar organismos vivos, juntamente com aqueles pertencentes a estrelas do tipo K.Perryman, 2011, p. 285
As anãs amarelas compreendem as estrelas do tipo G da sequência principal, com massas entre 0,9 e 1,1 M☉ e temperaturas superficiais entre 5000 e 6000 K, como o Sol.Stellar classification. British Encyclopedia. Acessado em 8 de outubro de 2015. Elas são as terceiras mais comuns na Via Láctea e as únicas em que a zona habitável coincide completamente com a zona habitável ultravioleta.
Como a zona habitável está mais distante em estrelas mais massivas e luminosas, a separação entre a estrela principal e a borda interna dessa região é maior em anãs amarelas do que em anãs vermelhas e laranjas.Niels Bohr Institute. (2015) Planets in the habitable zone around most stars, calculate researchers . Astrobiology Magazine Portanto, planetas localizados nessa zona de estrelas do tipo G estão protegidos das intensas emissões estelares que ocorrem após sua formação e não são tão afetados pela influência gravitacional de sua estrela quanto aqueles pertencentes a corpos estelares menores.Astrobio. (2009) Stars Choose the Life Around Them . Astrobiology MagazineUlmschneider, 2006 p. 61 Assim, todos os planetas na zona habitável de tais estrelas excedem o limite de acoplamento de maré e sua rotação, portanto, não está sincronizada com sua órbita.
A Terra, orbitando uma anã amarela, representa o único exemplo conhecido de habitabilidade planetária. Por essa razão, o principal objetivo no campo da exoplanetologia é encontrar um planeta análogo à Terra que atenda às suas principais características, como tamanho, temperatura média e localização ao redor de uma estrela semelhante ao Sol.Heller and Armstrong, 2014 p. 50 No entanto, as limitações tecnológicas dificultam a localização desses objetos devido à infrequência de seus trânsitos ou às suas pequenas semi-amplitudes de velocidade radial, ambas consequências da distância que os separa de suas estrelas ou do semieixo maior.
Características As estrelas anãs amarelas correspondem às estrelas de classe G da sequência principal, com uma massa entre 0,9 e 1,1 M☉ e temperaturas superficiais entre 5000 e 6000 K. Como o próprio Sol é uma anã amarela, do tipo G2VExistem várias maneiras de classificar as estrelas. Uma delas é de acordo com a “classe de luminosidade”: a Classe V corresponde às anãs — que pertencem à sequência principal; a Classe III, às gigantes; e a Classe I, às supergigantes. (Ulmschneider, 2006, p. 54) esses tipos de estrelas também são conhecidos como análogos solares. Elas ocupam o terceiro lugar entre as estrelas mais comuns da sequência principal, depois das anãs vermelhas e laranjas, com uma representatividade de 10% do total da Via Láctea. Elas permanecem na sequência principal por aproximadamente 10 bilhões de anos. Depois do Sol, a estrela do tipo G mais próxima da Terra é Alpha Centauri A, a 4,4 anos-luz de distância e pertencente a um sistema estelar múltiplo.A anã amarela mais próxima do Sol que não pertence a um sistema múltiplo é Tau Ceti, a 12 anos-luz de distância.
Todas as estrelas passam por uma fase de intensa atividade após sua formação devido à sua rotação, que é muito mais rápida no início de suas vidas. A duração desse período varia de acordo com a massa do objeto: as estrelas menos massivas podem permanecer nesse estado por até 3 bilhões de anos, em comparação com 500 milhões para estrelas do tipo G. Estudos da equipe de Edward Guinan, um astrofísico da Universidade Villanova, revelam que o Sol girava dez vezes mais rápido em seus primeiros anos. Como a velocidade de rotação de uma estrela afeta seu campo magnético, as emissões de raios X e ultravioleta do Sol eram centenas de vezes mais intensas do que são hoje.
A extensão dessa fase em anãs vermelhas, bem como o provável acoplamento de maréO acoplamento de maré de um planeta em relação à sua estrela se deve à proximidade entre os dois corpos, o que sincroniza o movimento rotacional do corpo planetário com sua órbita. Assim, o objeto sempre apresentaria a mesma face para a estrela, possuindo um hemisfério diurno e um noturno. A baixa rotação pode reduzir substancialmente o campo magnético do planeta, sua principal proteção contra os ventos estelares. de seus planetas potencialmente habitáveis em relação a elas, poderia eliminar o campo magnético desses planetas, resultando na perda de quase toda a sua atmosfera e água para o espaço por interação com o vento estelar. Em contraste, o semieixo maior de objetos planetários pertencentes à zona habitável de estrelas do tipo G é suficientemente amplo para permitir a rotação planetária.O limite de acoplamento de maré para uma estrela do tipo G5 é de cerca de 0,6 UA, enquanto o limite interno da zona habitável é de 0,8 UA. Além disso, a duração do período de intensa atividade estelar é muito curta para eliminar uma parte significativa da atmosfera em planetas com massas semelhantes ou maiores que a da Terra, que possuem gravidade e magnetosfera capazes de neutralizar os efeitos dos ventos estelares.
Área habitável miniaturadaimagem|Zona habitável das estrelas Kepler-186 (anã vermelha), Kepler-452 e o Sol (ambas anãs amarelas)
A zona habitável em torno de anãs amarelas varia de acordo com seu tamanho e luminosidade, embora o limite interno esteja geralmente em 0,84 UA e o externo em 1,67 UA em uma anã da classe G2V como o Sol.Kasting, Whitmire, and Reynolds, 1993, pp.114-115 Para uma estrela da classe G5V com um raio de 0,95 R☉ — menor que o do Sol — a zona habitável corresponderia à região localizada entre 0,8 e 1,58 UA em relação à estrela. Para uma estrela da classe G0V — maior que o Sol — ela estaria localizada a uma distância entre 1 e 2 UA do corpo estelar. Em órbitas menores que o limite interno da zona habitável, um processo de evaporação de água, separação de hidrogênio por fotólise e perda de hidrogênio para o espaço por escape hidrodinâmico seria desencadeado.Kasting, Whitmire, and Reynolds, 1993, p. 111 Além do limite externo da zona habitável, as temperaturas seriam baixas o suficiente para permitir a condensação de CO 2, o que levaria a um aumento no albedo e a uma redução por retroalimentação do efeito estufa até que ocorresse a glaciação global permanente.Kasting, Whitmire, and Reynolds, 1993, 110
O tamanho da zona habitável é diretamente proporcional à massa e à luminosidade de sua estrela, portanto, quanto maior a estrela, maior a zona habitável e mais distante de sua superfície. Anãs vermelhas, as menores da sequência principal, têm uma zona habitável muito pequena próxima a elas, o que sujeita quaisquer planetas potencialmente habitáveis no sistema aos efeitos de sua estrela, incluindo provável acoplamento de maré. Mesmo em uma pequena anã amarela como Tau Ceti, do tipo G8.5V, o limite de acoplamento está em 0,4237 UA, em comparação com os 0,522 UA que marcam o limite interno da zona habitável, portanto, qualquer objeto planetário orbitando uma estrela de classe G nesta região excederá em muito o limite de acoplamento e terá ciclos dia-noite como a Terra.
Em anãs amarelas, esta região coincide inteiramente com a zona de habitabilidade ultravioleta. Esta área é determinada por um limite interno além do qual a exposição à radiação ultravioleta seria excessiva para o DNA e por um limite externo que fornece os níveis mínimos para que os seres vivos realizem seus processos biogênicos. No Sistema Solar, esta região está localizada entre 0,71 e 1,9 UA em relação ao Sol, em comparação com os 0,84–1,67 UA que marcam os extremos da zona habitável.
Potencial de vida Dado o comprimento da sequência principal em estrelas do tipo G, os níveis de radiação ultravioleta em sua zona habitável, o semieixo maior do limite interno desta região e a distância até seu limite de acoplamento de maré,Ulmschneider, 2006, p. 54 entre outros fatores, as anãs amarelas são consideradas as mais hospitaleiras à vida depois das estrelas do tipo K.
Um dos objetivos da pesquisa exoplanetária é encontrar um objeto que possua as principais características do nosso planeta, como raio, massa, temperatura, composição atmosférica e que pertença a uma estrela semelhante ao Sol. Em teoria, esses análogos da Terra deveriam ter condições de habitabilidade comparáveis que permitiriam a proliferação de vida extraterrestre.
Com base nos sérios problemas de habitabilidade planetária apresentados pelos sistemas de anãs vermelhas e corpos estelares do tipo F ou superior, as únicas estrelas que poderiam oferecer um cenário suportável para a vida seriam as dos tipos K e G. Análogos solares costumavam ser considerados os candidatos mais prováveis para hospedar um sistema planetário semelhante ao solar e os mais bem posicionados para sustentar formas de vida baseadas em carbono e oceanos de água líquida.Perryman, 2011, p. 286 Estudos subsequentes, como "Mundos Superhabitáveis" de René Heller e John Armstrong, estabelecem que anãs laranjas podem ser mais adequadas para a vida do que anãs do tipo G e hospedar hipotéticos planetas superhabitáveis.Heller and Armstrong, 2014, pp. 50-68
No entanto, as anãs amarelas ainda representam o único tipo estelar para o qual há evidências de sua adequação à vida. Além disso, enquanto em outros tipos de estrelas a zona habitável não coincide inteiramente com a zona habitável ultravioleta, nas estrelas da classe G a zona habitável situa-se inteiramente dentro dos limites desta última. Finalmente, as anãs amarelas têm uma fase inicial de intensa atividade estelar muito mais curta do que as estrelas dos tipos K e M, o que permite que planetas pertencentes a análogos solares preservem suas atmosferas primordiais mais facilmente e as mantenham durante grande parte da sequência principal.
Descobertas A maioria dos exoplanetas descobertos foi detectada pelo telescópio espacial Kepler, que utiliza o método de trânsito astronômico para encontrar planetas ao redor de outros sistemas. Este procedimento analisa o brilho das estrelas para detectar quedas que indicam a passagem de um objeto planetário em frente a elas, da perspectiva do observatório. É o método que tem sido mais bem-sucedido na pesquisa de exoplanetas, juntamente com o método da velocidade radial, que consiste em analisar as vibrações causadas nas estrelas pelos efeitos gravitacionais dos planetas que as orbitam. O uso desses procedimentos com as limitações dos telescópios atuais dificulta a detecção de objetos com órbitas semelhantes à da Terra ou mais altas, o que gera um viés em favor de planetas com um semieixo maior curto. Como consequência, a maioria dos exoplanetas detectados são excessivamente quentes ou pertencem a estrelas de baixa massa, cuja zona habitável está próxima delas e qualquer objeto orbitando nesta região terá um ano significativamente mais curto do que a Terra.
Corpos planetários pertencentes à zona habitável de anãs amarelas, como Kepler-22b, 82 G. Eridani d ou a Terra, levam centenas de dias para completar uma órbita ao redor de sua estrela. A maior luminosidade dessas estrelas, a escassez de trânsitos e o semieixo maior de seus planetas localizados na zona habitável reduzem as probabilidades de detecção dessa classe de objetos e aumentam consideravelmente o número de falsos positivos, como nos casos de KOI-5123.01 e KOI-5927.01. Os observatórios terrestres e orbitais projetados para os próximos dez anos podem aumentar as descobertas de análogos da Terra em sistemas de anãs amarelas.
Kepler-452b