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Zonas habitables en el Universo
Leticia Carigi
Instituto de Astronomía
Universidad Nacional Autónoma de México
Resumen
A partir de las propiedades físico-químicas de los exoplanetas y del único patrón de vida que
conocemos hasta hoy, el del planeta Tierra, se han estimado las zonas en nuestra galaxia donde es
más probable la formación de planetas pequeños, tipo terrestres o acuáticos, que puedan sustentar
vida. Dentro de estas zonas, una cantidad considerable de estrellas, alrededor del 1% de todas las
estrellas nacidas en la Vía Láctea, presentan condiciones propicias para que en los planetas,
orbitando estas estrellas, exista agua líquida en su superficie. La probabilidad de que esos planetas
alberguen vida bacteriana es mediana, en cambio la probabilidad de que la vida tecnológicamente
comunicativa se haya desarrollado es baja. Se extiende el estudio del surgimiento y evolución de la
vida a lunas rotando planetas grandes, tipo Júpiter o Neptuno, encontrándose una probabilidad del
desarrollo de vida aún más baja, pero no nula.
Introducción
El término habitable se refiere a las condiciones donde pueda surgir y desarrollarse la vida. Estas
condiciones deben presentarse en determinadas zonas dentro de las galaxias para que alrededor de
sus estrellas se formen planetas tipo terrestres que soporten la vida como la conocemos en la Tierra.
Se considera planetas tipos terrestres aquellos con una superficie sólida, atmósfera y un contenido
de agua tal que la vida pueda evolucionar. La Tierra, como el mejor ejemplo de planeta tipo
terrestre, está compuesta por 33% de hierro, 30% de oxígeno, 15% de silicio, 13% de mangensio,
3% de azufre, 2% de niquel, 1.5% de calcio, 1% de alumnio y 1.5 % de otros elementos pesados
(McDonoug, 2001).
Es bien conocido que la vida terrestre es muy variada y que todas las formas que conocemos
dependen de la química del carbono y requieren agua para subsistir. La mayoría de los seres vivos
habitan en condiciones físico-químicas (temperatura, presión, ph, radiación, etc) semejantes a las
requeridas por los seres humanos. La composición química por masa del ser humano es 65 % de
oxígeno, 18.5 % de calcio, 9.5% de hidrógeno, 3.2% de nitrógeno, 3.8% de sales (una mezcla de
calcio, fósforo, potasio, azufre, sodio, cloro, magnesio, iodo y hierro, en porcentajes que van desde
1.4% hasta 0.1%) (Chang, 2007).
En nuestro planeta también existen microorganismos que viven en condiciones muy diferentes a las
que estamos acostumbrados, específicamente esos organismos necesitan condiciones extremas para
subsistir y son los llamados extremófilos. Estos microorganismos requieren, por ejemplo,
temperaturas entre 60 y 120 oC, o temperaturas menores de 15 oC, o ambientes ácidos (ph < 3), o
ambiente alcalinos (ph > 9), o altas presiones (mayores que 380 atm). Para algunos extremófilos la
fuente de energía no es la solar, sino dióxido de carbono (CO2) o sulfuro ferroso. El descubrimiento
y estudio de los extremófilos han ampliado las condiciones para el desarrollo de la vida en
ambientes anteriormente inimaginables y han ensanchado el espectro de mundos potencialmente
habitables en el Universo. Cabe mencionar que estos organismos unicelulares, como los
organismos complejos, comparte elementos químicos comunes (C, H, O, N, S, P, Mg y Fe),
llamados elementos biogénicos.
Como ya se habrá notado, el contenido de elementos químicos es esencial para determinar las zonas
habitables. Por lo tanto, a continuación se presentará un extracto de la evolución química en las
galaxias.
Después de la Gran Explosión las galaxias empezaron a crearse de un gas constituido
principalmente por hidrógeno (75 %) y helio (25 %), hace unos 13.5 mil millones de años.
A partir del gas se forman las estrellas cuyos procesos de nucleosíntesis produjeron todos
los elementos más pesados que el helio, mostrados en la tabla periódica. En Astronomía, se
conoce como metales al conjunto de elementos con peso atómico mayor que el helio.
Las estrellas al morir eyectan al medio interestelar los elementos químicos sintetizados en
los núcleos estelares, mezclándosen con el gas interestelar y enriqueciéndolo. De este gas
contaminado por los productos estelares nace la siguiente generación estelar, con un
contenido mayor de helio y metales que la generación anterior. Este ciclo cosmoquímico se
ha estado repitiendo desde los orígenes de Universo de tal manera que el medio interestelar
actual del entorno solar tiene un contenido de metales de 1.9 %, 1.4 veces mayor que el que
posee el Sol. Hoy en día se puede afirmar que todo el hidrógeno y el 90 % del helio que
observamos en el Universo fueron producidos en la Gran Explosión, mientras que todos los
elementos más pesados y el 10 % del helio fueron y continuan siendo generados en las
estrellas.
Es importante mencionar que no todas las zonas del Universo se enriquecen químicamente
bajo un mismo patrón. En nuestra propia galaxia, La Vía Láctea, las zonas centrales han
tenido una formación estelar más violenta y antigua que las zonas exteriores, debido a que
las partes internas se ensamblaron más rápido y con mayor cantidad de gas. Esta diferencia
en la formación de nuestra galaxia originó el gradiente químico observado en el disco de la
Vía Láctea, de tal manera que las zonas centrales tienen un contenido de metales
(metalicidad, Z) unas 3 veces mayor que la metalicidad solar (Zʘ ~ 1.4%), mientras que las
partes externas presentan una metalicidad alrededor de 10 Zʘ.
En el Universo hay unas 100 mil millones de galaxias, las cuales presentan diferentes tipos
morfológicos (elípticas, espirales, irregulares y enanas), con masas bariónicas (gas y estrellas) entre
1000 y 10-5 veces la masa bariónica de la Vía Láctea (MVL ~ 1011 Mʘ), diámetros entre 100 y 10-3
veces el radio de nuestra galaxias (DVL ~ 110,000 años luz) y metalicidades entre 10 y 10-4 Zʘ,
respectivamente. Cada galaxia tuvo una historia de formación galáctica y de formación estelar
propia y por lo tanto una historia química diferente, lo que implica que cada galaxia tiene una zona
habitable particular.
Zonas habitables galácticas
La Zona Habitable Galáctica (ZHG) es la región dentro de una galaxia que presenta suficiente
abundancia de elementos químicos pesados para formar planetas tipo Tierra y una baja incidencia
de eventos catastróficos (por ejemplo, supernovas o encuentros cercanos entre estrellas) con el fin
de permitir la evolución de la vida sobre estos los planetas.
Debido a que las galaxias presentan diferentes propiedades químicas, la ZHG en cada galaxia
podría ser diferente. Incluso a escalas galácticas, la metalicidad es diferente en distintas regiones
internas, de manera que en una misma galaxia existen zonas con abundantes planetas habitables y
otras con escasez de ellos. Además, las ZHGs han cambiado con el tiempo, ya que la metalicidad
del gas interestelar, donde se forman las estrellas y sus sistemas planetarios, se ha incrementado y
el número de eventos catastróficos ha disminuido, ambos, con la evolución del Universo.
Todavía los modelos de formación planetaria en discos circunestelares no logran estimar con
precisión la cantidad mínima de elementos químicos pesados requerida para formar un planeta tipo
terrestre, por lo tanto se recurre a los datos químicos determinados en los exoplanetas (planetas
orbitando otras estrellas). Hasta hoy se han descubierto unos 760 planetas extrasolares en unos 610
sistemas planetarios simples (un planeta por estrella) y en 100 sistemas planetarios múltiples (mas
de 2 planetas por estrella). Estos exoplanetas tienen masas entre 0.6 y unas 10,000 veces la masa de
la Tierra (MT ~ 6×1024 Kg) y el ~ 70 % de los mismos presentan un contenido de metales mayor
que el solar.
Figura 1. Distribución de exoplanetas descubiertos hasta el 3 de marzo del 2012 en función del
contenido ferroso de la estrella a la que orbitan. Contenido relativo al valor solar (Fe/H)ʘ,
[Fe/H]=log(Fe/H) – log(Fe/H)ʘ. El 66 % de los exoplanetas detectados se formaron en discos
protoplanetarios con metalicidades mayores que la solar, [Fe/H]=0. Cortesía de “The Extrasolar
Planets Encyclopaedia“.
En la Figura 1 se muestra la distribución de hierro en las estrellas a las que se le han detectado
planetas. Con la tecnología actual solamente podemos determinar las abundancias químicas de la
estrella central del sistema planetario, sin embargo, éstas nos sirve para conocer el contenido de
elementos químicos de sus planetas, ya que tanto la estrella como su sistema planetario se crean del
mismo material gaseoso. De la figura podemos notar que la mayoría de las estrellas con planetas
observados presentan una metalicidad mayor que 0.3 veces y menor que 3 veces el valor solar,
teniendo un máximo en 1.6 veces la metalicidad solar (The Extrasolar Planets Encyclopaedia). Lo
que implicaría que en la naturaleza hay una tendencia a formar planetas en zonas galácticas con
abundancias químicas mayores a la que tenía la nube gaseosa donde se formó el Sol.
Si un planeta terrestre con atmósfera se forma de un gas con un contenido de metales apropiado, no
necesariamente es habitable, ya el planeta necesita, entre otras cosas, gozar de cierta estabilidad
astronómica-ambiental. Para lograr este equilibrio es recomendable que se encuentre alejado de
zonas de alta densidad estelar, ya que las estrellas circunvecinas podrían desestabilizar las órbitas
planetarias (Jiménez-Torres et al., 2011). También los eventos explosivos cercanos, como las
supernovas, podrían barrer las atmósferas planetarias o extinguir la vida sobre los planetas.
Tomando de nuevo la referencia de nuestro planeta, se ha impuesto la condición de que un planeta
es esterilizado si la tasa promedio de supernovas es mayor que aquella de la vecindad solar en los
últimos 4.5 mil millones de años (una supernova por cada mil millones de años), desde la
formación del Sistema Solar hasta la actualidad. Asimismo, Gowanlock et al. (2011) estimó unos
25 años luz como la distancia mínima para que un planeta pueda sobrevivir a una supernova. No es
fácil cuantificar la condiciones astronómicas de esterilización de un planeta ya que la vida, después
de asentarse, muestra una gran robustez y una catástrofe cósmica podría incluso acelerar la
evolución, como sucedió en nuestro planeta.
Después que un planeta con atmósfera está formado es difícil predecir cuando la vida surgirá en él,
ya que desconocemos el origen de la vida. Si tomamos como referencia a la Tierra, la vida básica
podría aparecer cuando el planeta tiene un mil millones de años de edad, aproximadamente, en
cambio una sociedad con tecnología de comunicación, podría florecer unos 4 mil millones de años
luego de completarse la formación planetaria.
13 mil años luz
33 mil años luz
13 mil años luz
26 mil años luz
Sol
3 mil años luz
26 mil años luz
Sol
Figura 2. Zona de Habitabilidad Galáctica de la Vía Láctea. Panel izquierdo: zona con mayor
probabilidad de encontrar un planeta tipo terrestre que haya sobrevivido a eventos catastróficos
(Lineweaver et al., 2004). Panel derecho: zona con mayor probabilidad de encontrar una estrella
con al menos un planeta tipo terrestre que haya sobrevivido a eventos catastróficos (Gowanlock et
al., 2011). Diseño del disco de la Vía Láctea visto de frente por cortesía de SSC, JPL-Caltech,
NASA (Astronomy Picture of the Day).
Los modelos de la ZHG se han enfocado en el disco de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Lineweaver
et al. (2004), a partir del gradiente químico presente en el disco Galáctico, han inferido que la zona
con suficientes elementos químicos para formar planetas tipo Tierra es una circunferencia de radio
33 mil años luz. Los planetas formados a radios menores que 13 mil años luz y con edades mayores
que 6 mil millones de años pudieron haber sido desestabilizados o esterilizados por encuentros
estelares cercanos o supernovas, respectivamente. El Sol, ubicado a 26 mil años luz, se encuentra
dentro de esta ZHG (ver Figura 2, panel izquierdo). Luego Prantzos (2008) y Gowanlock et al.
(2011), incluyen el hecho de que el número de estrellas de nuestra galaxia decae exponencialmente
al alejarse del centro galáctico. Estos autores infieren como ZHG un anillo entre 10 y 13 mil años
luz. Este anillo corresponde a la zona de nuestra galaxia con mayor probabilidad de encontrar
estrellas que posean al menos un planeta tipo terrestre, el cual sobrevivió a eventos catastróficos. El
Sol se encuentra fuera de esta ZHG (ver Figura 2, panel derecho). Gowanlock y colaboradores
afirman que el 1.2 % de todas las estrellas con planetas pudieron haber sido capaces de mantener
vida en algún lugar durante toda la historia de la Vía Láctea, porcentaje que corresponde a unas 10
mil millones de estrellas.
Recientemente, Meneses-Goytia et al. (2012) infirieron la ZHG de Andrómeda, llegando a la
conclusión que esta zona es más ancha y más antigua que la ZHG de la Vía Láctea, ya que la
galaxia de Andrómeda, al ser más masiva que nuestra galaxia, es más rica en elementos pesados.
Una vez mas, basándose en el patrón de vida de la Tierra, estos autores predicen que los planetas
formados en ese anillo con edades mayores a 1 mil millones de años, podrían albergar vida básica
y aquellos con edades mayores a 4.5 mil millones de años, contarían con vida tecnológicamente
comunicativa.
No todas las estrellas con metalicidad apropiada pueden albergar planetas habitables, debido a la
duración de las estrellas y a los tiempos de la formación de los planetas. Las estrellas mayores a 10
M (M = 2 × 1030 Kg) viven unos millones de años, en cambio, las estrellas con 1 M, como el
Sol, viven unos 10 mil millones de años. Por otro lado, los procesos de formación planetaria y la
estabilidad de órbitas de los planetas requieren lapsos entre 10 millones a 1,000 millones de años
para ser completados. De manera que alrededor de estrellas menores a 2 Mlos planetas p
formarse y la vida podrá desarrollarse, antes de que la estrella central muera. Afortunadamente
estas estrellas, de tipos espectrales M, K, G y F, son las más abundantes en el Universo.
Zonas habitables circunestelares
La Zona Habitable Circunestelar (ZHC) es la región anular alrededor de una estrella, de baja masa
y no evolucionada, donde un planeta con atmósfera puede mantener agua líquida en su superficie.
Los radios interno y externo de ese anillo dependen de la luminosidad de la estrella central, de tal
forma que mientras menos masiva sea una estrella, la ZHC se encuentra más cerca de la misma y
podría ser más ancha.
Similar a la ZHG, la zona habitable circunestelar también evoluciona, alejándose de la estrella con
el tiempo, ya que la luminosidad de las estrellas aumenta con la evolución estelar, durante mas del
90% de la vida de la estrella.
Las diferencias entre las ZHCs dependen principalmente de las condiciones físico-químicas
impuestas a los radios internos y externos. Para el radio interno se considera la distancia donde: a)
la pérdida de agua planetaria comienza, debido al escape de hidrógeno, o b) la temperatura aumenta
violentamente, debido al efecto invernadero desbocado. Para el radio externo se considera la
distancia donde: a) el efecto invernadero no puede mantener el agua en estado líquido, o b) el CO2
empieza a condensarse. La ZHC también dependerá de las propiedades intrínsecas del planeta, ya
que el efecto invernadero está condicionado principalmente por la composición química y la
presión de las atmósferas planetarias. Los valores más conocidos de ZHCs fueron calculados por
Kasting et al. (1993), quienes supusieron atmósferas de vapor de agua, dióxido de carbono y
nitrógeno.
Figura 3. Zonas habitables circunestelares (franja azul) de: a) el Sistema Solar (fila superior) y b)
el sistema estelar múltiple de Gliese 581 (fila inferior). Las masas estelares están en unidades de
masas solares (masa solar = 1 Mʘ = 2 × 1030 Kg) y las distancias de los planetas medida a partir
de la estrella que orbitan están en unidades astronómicas (1 AU = 1.5 × 108 Km). Cortesía del
European Southern Observatory.
En la Figura 3 se presentan las zonas habitables circunestelares actuales de dos sistemas estelares
múltiples: el del Sol y el de Gliese 581, estrella con M = 0.31 M y Z = 0.73 Z. De la figura se
observa que la zona habitable del Sistema Solar se encuentra entre la Venus y Marte y que el
planeta Gliese 581d (una supertierra de unos 7 MT) está ubicado en el borde exterior de la ZHC.
Marte dejó de ser habitable, ya que perdió su atmósfera, debido a su baja masa y Gliese 581d
podría ser habitable si tuviera un contenido mayor de gases invernaderos, como el dióxido de
carbono, que aquel presentado por la atmósfera terrestre (Kaltenegger et al. 2011).
De los casi 800 exoplanetas detectados, una centena, aproximadamente, se encuentran en la zona
habitable circunestelar, algunos permanentemente y otros menos frecuentemente, debido a que las
órbitas de algunos exoplanetas son muy elongadas (The Habitable Zone Gallery).
Planetas habitables
Un planeta dentro de la zona de habitabilidad circunestelar es habitable si es rocoso, alberga agua y
contiene atmósfera. Un planeta habitable requiere agua, ya que es el líquido idóneo para transportar
y acumular los compuestos químicos que sustentan la vida. Para preservar el agua en estado líquido
se necesita una atmósfera, debido a que mantiene una presión adecuada y conserva parte de la
energía estelar que recibe, conservado al planeta lejos de las temperaturas de ebullición o
congelamiento del agua.
La atmósfera más estable químicamente para un planeta habitable está constituida principalmente
por dióxido de carbono y nitrógeno. Para que esa atmósfera mantenga los niveles adecuados de
gases invernaderos (como CO2) y por ende conserve la temperatura por largos períodos geológicos,
es necesario que el CO2 se recicle gracias a las emanaciones de los volcanes. A fin de tener
actividad volcánica, el planeta debería poseer placas tectónicas y para ello necesitaría conservar el
calor en su núcleo. Cuando los factores extraplanetarios son estables, todo lo anterior es posible si
el planeta no es de muy baja masa. En Marte y Venus se perdió el ciclo del CO2 y por ello sus
temperaturas promedios son de unos -50 oC y +460 oC, respectivamente. En Marte este gas quedó
asentado en la corteza planetaria, mientras que en Venus se concentro en la atmósfera.
Cabe destacar que la existencia de agua y de una atmósfera depende de las condiciones locales de
formación y la evolución inicial del planeta, pero la conservación de ambos dependen de la masa
del planeta. A mayor masa planetaria, la gravedad evitará que tanto el agua, como la atmósfera se
pierdan debido a los efectos erosivos del viento estelar. En Marte la atmósfera se escapó debido a
que su masa es unas 10 veces menor que la terrestre. Tampoco el planeta debe ser muy masivo, ya
que las atmósferas de los planetas gigantes presentan alta abundancia de hidrógeno (~ 90 % en
Júpiter), este elemento químico inhibe la formación de moléculas complejas, fundamentales para el
origen de la vida. Además, las presiones, temperaturas y vientos son tan excesivos que no son aptos
para la vida, incluso para los extremófilos más extremos.
Figura 4. Distribución de tierras y supertierras (planetas extrasolares con masas menores de ~
10 MT, MT =0.003 MJ ) en función de la masa del planeta. Cortesía de “The Extrasolar Planets
Encyclopaedia“.
A partir de las propiedades mencionadas en los párrafos anteriores, Catanzarite et al. (2006) estimó
que la masa de un planeta habitable está entre 1 MT y 10 MT, aproximadamente, lo cual
corresponde al intervalo que va desde las tierras hasta las supertierras. De los 760 exoplanetas
detectados hasta hoy, sólo 52 cumplen con este requisito, como puede observarse en la Figura 4.
Este número está y estará en aumento a causa del incremento de las misiones, el mejoramiento en
las técnicas de búsqueda y el refinamiento de los instrumentos para detectar planetas pequeños,
como es el caso del satélite Kepler.
Lunas habitables
Los planetas con masas mayores que 10 masas terrestres son planetas gaseosos o líquidos y pueden
tener un sistema de lunas que los orbitan. Algunas de esas lunas podrían ser lo suficientemente
masivas como para conservar una atmósfera y mantener la vida. Este es el caso de Titán, luna de
Saturno y único satélite del Sistema Solar con atmósfera (ver Figura 5). Titán pesa unas 50 veces
menos que la Tierra, está compuesto principalmente por nitrógeno y en proporción menor por
hidrocarburos. Presenta lluvias de metano y lagos de etano debido a sus bajísimas temperaturas,
alrededor de -180 oC.
También orbitando Saturno se encuentra otra luna posiblemente habitable. Este es la caso de
Encelado, satélite cubierto de hielo y sin atmósfera, como efecto de su bajísima masa, unas 10,000
veces menor que la terrestre. La superficie, a unos -200 oC, presenta fracturas, de las cuales emana
agua y partículas de hielo, lo cual indica que debajo de la superficie hay agua líquida o en forma de
hielo tibio, calentada por mecanismos aún no determinados, pero muy probablemente debido a
actividad volcánica.
Todavía no hemos detectado exolunas, como consecuencia de sus pequeñas dimensiones y de las
grandes distancias a las que se encuentran. Esperamos que con las nuevas generaciones de
instrumentos seamos capaces de inferir algunas de las propiedades de las exolunas.
Figura 5. Foto izquierda. Titán y Dione, dos lunas de Saturno, orbitando por encima de los anillos
de este planeta. Se observa la atmósfera de Titán, única luna de su tipo en el Sistema Solar.
Cortesía de CIT, SSI, JPL, ESA, NASA (Astronomy Picture of the Day). Foto derecha: Titán.
Colage de varias imágenes en distintas longitudes de onda. Se aprecia algunas estructuras
montañosas. Cortesía de la NASA, el JPL y la University of Arizona.
Posibles seres habitando planetas y lunas
En nuestro planeta la vida surgió aproximadamente hace unos 4 mil millones de años, después del
último Gran Bombardeo, y los organismos multicelulares aparecieron hace unos 1.5 mil millones
de años. Los primeros animales vertebrados estuvieron en la superficie de la Tierra hace unos 380
millones de años, los dinosaurios entre 230 y 65 millones de años atrás, los primeros bípedos
surgieron en África hace 2 millones de años y el ser humano está transmitiendo ondas
electromagnéticas hace unos 100 años. De manera que los seres monocelulares fueron los únicos
habitantes terrestre durante el ~ 60 % de la vida de la Tierra, el humano ha estado el 0.04 % y
siendo tecnológicamente comunicativo el 0.000002 % desde que la Tierra existe como planeta.
Los proyectos SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence), creados inicialmente por Frank
Drake en 1960, no han detectado, hasta la fecha, ninguna manifestación de tecnologías
extraterrestres. Esto no implica que no existan, ya que la búsqueda por parte de los humanos no ha
sido exhaustiva y podría haber factores ajenos que estarían influyendo en los resultados de los
proyectos SETI. Alguno de estos factores podrían ser, entre varios otros, los siguientes: las
tecnologías en los exoplanetas no han sido creadas para la comunicación, las civilizaciones
extraterrestres no desean establecer contacto, o los seres extraterrestres se extinguen rápidamente
después de haber adquirido un desarrollo tecnológico interplanetario.
De nuevo, considerando el único patrón de vida que conocemos, se podría concluir que muchos de
los planetas y lunas habitables estarían poblados sólo por organismos unicelulares y se requeriría
unos 4 mil millones de años (¡casi 1/3 de la edad del Universo!) a fin que aparezca una especie
biológica capaz de construir tecnologías para la comunicación interplanetarias (¿…y cuánto tiempo
se necesitaría para que se autodestruya?)
El Futuro
La Astrobiología es una ciencia que ha tenido un gran avance en las últimas décadas, pero
actualmente tenemos muchas más interrogantes que respuestas, siendo la fundamental ¿qué es la
vida y cómo se origina? Para responder ésta y otras preguntas se requiere de mayor cantidad de
datos y el análisis interdisciplinario de los mismos donde astrónomos, biológicos, geofísicos y
químicos se involucren a fin de construir una teoría sobre el origen de la vida en la Tierra y sobre la
posibilidad de vida en otros mundos.
BIBLIOGRAFÍA:
Catanzarite, J., Shao, M., Tanner, A., Unwin, S., Yu, J. 2006. Astrometric Detection of Terrestrial Planets in the
Habitable Zones of Nearby Stars with SIM PlanetQuest The Publications of the Astronomical Society of the Pacific,
Vol.118, pp. 1319-1339.
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Jiménez-Torres, J.J., Pichardo B., Lake, G., Throop, H. 2011. Effect of different stellar galactic environments on
planetary discs - I. The solar neighbourhood and the birth cloud of the Sun, Mon. Not. Royal Astron. Soc., Vol. 418,
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Kasting, J. F., Whitmire, D. P., Reynolds, R. T. 1993. Habitable Zones around Main Sequence Stars. Icarus, Vol. 101,
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Prantzos, N. 2008. On the Galactic Habitable Zone. Space Science Reviews, Vol. 135, pp. 313-322.
The Extrasolar Planets Encyclopaedia, http://exoplanet.eu/
The Habitable Zone Gallery, http://www.hzgallery.org/
En general se recomiendan:
a) Astrobiología: una visión transdisciplinaria de la vida en el Universo 2012. Eds: R. Navarro-González, G. Cordero
Tercero y S. I. Ramírez Jiménez, Editorial UNAM y Editorial UAEM.
b) Encyclopaedia of Astrobiology 2011. Editor: M. Gargaud, Springer.