Un mundo oceánico , planeta oceánico , planeta pantalasico , mundo marítimo , mundo acuático o acuaplaneta , es un tipo de planeta que contiene una cantidad sustancial de agua en forma de océanos , como parte de su hidrosfera , ya sea debajo de la superficie , como océanos subterráneos. , o en la superficie, sumergiendo potencialmente toda la tierra firme . [1] [2] [3] [4] El término mundo oceánico también se utiliza en ocasiones para cuerpos astronómicos con un océano compuesto por un fluido diferente o talasógeno , [5] como lava (el caso de Io ), amoníaco (en una mezcla eutéctica con agua, como probablemente es el caso del océano interior de Titán ) o hidrocarburos (como en la superficie de Titán, que podría ser el tipo de exoseo más abundante). [6] El estudio de los océanos extraterrestres se conoce como oceanografía planetaria .
La Tierra es el único objeto astronómico conocido que actualmente tiene cuerpos de agua líquida en su superficie, aunque se han encontrado varios exoplanetas con las condiciones adecuadas para albergar agua líquida. [7] También se encuentran cantidades considerables de agua subterránea en la Tierra, principalmente en forma de acuíferos . [8] Para los exoplanetas, la tecnología actual no puede observar directamente el agua superficial líquida, por lo que el vapor de agua atmosférico puede usarse como sustituto. [9] Las características de los mundos oceánicos proporcionan pistas sobre su historia y la formación y evolución del Sistema Solar en su conjunto. De interés adicional es su potencial para originar y albergar vida .
En junio de 2020, científicos de la NASA informaron que es probable que los exoplanetas con océanos sean comunes en la Vía Láctea , basándose en estudios de modelos matemáticos . [10] [11]
Los mundos oceánicos son de gran interés para los astrobiólogos por su potencial para desarrollar vida y sostener la actividad biológica en escalas de tiempo geológicas. [4] [3] Las lunas principales y los planetas enanos del Sistema Solar que se cree albergan océanos subterráneos son de gran interés porque pueden ser alcanzados y estudiados de manera realista por sondas espaciales , en contraste con los exoplanetas , que tienen decenas, si no cientos o miles de a años luz de distancia, mucho más allá del alcance de la tecnología humana actual. Los mundos acuáticos mejor establecidos en el Sistema Solar, además de la Tierra , son Calisto , Encélado , Europa , Ganímedes y Titán . [3] [12] Europa y Encelado se consideran entre los objetivos más atractivos para la exploración debido a sus cortezas exteriores comparativamente delgadas y a sus observaciones de criovulcanismo .
Una gran cantidad de otros cuerpos en el Sistema Solar se consideran candidatos para albergar océanos subterráneos basándose en un solo tipo de observación o mediante modelado teórico, incluido Ariel , [12] Titania , [13] [14] Umbriel , [15] Ceres , [ 3] [16] [17] [18] [19] [20] Dione , [3] [16] [ 17] [18] [19] [20] Eris , [4] [21] Mimas , [22] [23] Miranda , [12] Oberón , [4] [21] Plutón , [3] [16] [17] [18] [19] [20] [12] [15] Tritón . [3] [16] [17] [18] [19] [20] [12] y Makemake [24]
Fuera del Sistema Solar, los exoplanetas que han sido descritos como candidatos a mundos oceánicos incluyen GJ 1214 b , [26] [27] Kepler-22b , Kepler-62e , Kepler-62f , [28] [29] [30] [31] y los planetas de Kepler-11 [32] y TRAPPIST-1 . [33] [34]
Más recientemente, se ha descubierto que los exoplanetas TOI-1452 b , Kepler-138c y Kepler-138d tienen densidades consistentes con grandes fracciones de su masa compuestas de agua. [35] [36] Además, los modelos del enorme planeta rocoso LHS 1140 b sugieren que su superficie puede estar cubierta por un océano profundo. [37]
Aunque el 70,8% de toda la superficie de la Tierra está cubierta de agua, [38] el agua representa sólo el 0,05% de la masa de la Tierra. Un océano extraterrestre podría ser tan profundo y denso que incluso a altas temperaturas la presión convertiría el agua en hielo. Las inmensas presiones de muchos 1.000 bar en las regiones más bajas de dichos océanos, podrían conducir a la formación de un manto de formas exóticas de hielo como el hielo V. [32] Este hielo no sería necesariamente tan frío como el hielo convencional. Si el planeta está lo suficientemente cerca de su estrella como para que el agua alcance su punto de ebullición, el agua se volverá supercrítica y carecerá de una superficie bien definida. [39] Incluso en planetas más fríos dominados por agua, la atmósfera puede ser mucho más espesa que la de la Tierra y estar compuesta en gran parte por vapor de agua, lo que produce un efecto invernadero muy fuerte . Dichos planetas tendrían que ser lo suficientemente pequeños como para no poder retener una gruesa envoltura de hidrógeno y helio, [40] o estar lo suficientemente cerca de su estrella primaria para ser despojados de estos elementos ligeros. [32] De lo contrario, formarían una versión más cálida de un gigante de hielo , como Urano y Neptuno . [ cita necesaria ]
Antes de las misiones planetarias lanzadas a partir de la década de 1970 se llevó a cabo un importante trabajo teórico preliminar. En particular, Lewis demostró en 1971 que la desintegración radiactiva por sí sola probablemente era suficiente para producir océanos subterráneos en lunas grandes, especialmente si el amoníaco ( NH3) estuvieron presentes. Peale y Cassen descubrieron en 1979 el importante papel del calentamiento de las mareas (también conocido como flexión de las mareas) en la evolución y estructura de los satélites. [3] La primera detección confirmada de un exoplaneta fue en 1992. Alain Léger et al calcularon en 2004 que un pequeño número de planetas helados que se forman en la región más allá de la línea de nieve pueden migrar hacia el interior hasta ~1 UA , donde las capas exteriores posteriormente derretir. [41] [42]
La evidencia acumulativa recopilada por el Telescopio Espacial Hubble , así como por las misiones Pioneer , Galileo , Voyager , Cassini-Huygens y New Horizons , indica firmemente que varios cuerpos exteriores del Sistema Solar albergan océanos internos de agua líquida bajo una capa de hielo aislante. [3] [43] Mientras tanto, el observatorio espacial Kepler , lanzado el 7 de marzo de 2009, ha descubierto miles de exoplanetas, alrededor de 50 de ellos del tamaño de la Tierra en o cerca de zonas habitables . [44] [45]
Se han detectado planetas de casi todas las masas, tamaños y órbitas, lo que ilustra no sólo la naturaleza variable de la formación planetaria sino también una migración posterior a través del disco circunestelar desde el lugar de origen del planeta. [9] Al 1 de abril de 2024, hay 5.653 exoplanetas confirmados en 4.161 sistemas planetarios , de los cuales 896 sistemas tienen más de un planeta . [46]
En junio de 2020, los científicos de la NASA informaron que es probable que los exoplanetas con océanos sean comunes en la Vía Láctea , según estudios de modelos matemáticos . [10]
En agosto de 2022, el satélite de estudio de exoplanetas en tránsito descubrió TOI-1452 b , un exoplaneta súper terrestre cercano con océanos profundos potenciales . [35]
Los objetos planetarios que se forman en el Sistema Solar exterior comienzan como una mezcla similar a un cometa de aproximadamente la mitad de agua y la mitad de roca en masa, mostrando una densidad menor que la de los planetas rocosos. [42] Los planetas y lunas helados que se forman cerca de la línea de escarcha deberían contener principalmente H
2O y silicatos . Los que se forman más lejos pueden adquirir amoníaco ( NH
3) y metano ( CH
4) como hidratos, junto con CO , N2, y compañía
2. [47]
Los planetas que se forman antes de la disipación del disco circunestelar gaseoso experimentan fuertes pares de torsión que pueden inducir una rápida migración hacia el interior de la zona habitable, especialmente para los planetas en el rango de masa terrestre. [48] [47] Dado que el agua es altamente soluble en magma , una gran fracción del contenido de agua del planeta quedará inicialmente atrapada en el manto . A medida que el planeta se enfría y el manto comienza a solidificarse de abajo hacia arriba, grandes cantidades de agua (entre el 60% y el 99% de la cantidad total en el manto) se disuelven para formar una atmósfera de vapor, que eventualmente puede condensarse para formar un océano. . [48] La formación de océanos requiere diferenciación y una fuente de calor, ya sea desintegración radiactiva , calentamiento de las mareas o la luminosidad temprana del cuerpo original. [3] Desafortunadamente, las condiciones iniciales después de la acreción son teóricamente incompletas.
Los planetas que se formaron en las regiones exteriores ricas en agua de un disco y que migraron hacia adentro tienen más probabilidades de tener agua abundante. [49] Por el contrario, los planetas que se formaron cerca de sus estrellas anfitrionas tienen menos probabilidades de tener agua porque se cree que los discos primordiales de gas y polvo tienen regiones internas calientes y secas. Entonces, si se encuentra un mundo acuático cerca de una estrella , sería una fuerte evidencia de migración y formación ex situ , [32] porque no existen suficientes volátiles cerca de la estrella para la formación in situ . [2] Las simulaciones de la formación del Sistema Solar y de la formación de sistemas extrasolares han demostrado que es probable que los planetas migren hacia el interior (es decir, hacia la estrella) a medida que se forman. [50] [51] [52] La migración hacia el exterior también puede ocurrir en condiciones particulares. [52] La migración hacia el interior presenta la posibilidad de que los planetas helados puedan moverse a órbitas donde su hielo se derrita en forma líquida, convirtiéndolos en planetas oceánicos. Esta posibilidad fue discutida por primera vez en la literatura astronómica por Marc Kuchner [47] y Alain Léger en 2004. [39]
La estructura interna de un cuerpo astronómico helado generalmente se deduce de mediciones de su densidad aparente, momentos de gravedad y forma. Determinar el momento de inercia de un cuerpo puede ayudar a evaluar si ha sufrido una diferenciación (separación en capas de roca y hielo) o no. En algunos casos, las mediciones de forma o gravedad pueden usarse para inferir el momento de inercia, si el cuerpo está en equilibrio hidrostático (es decir, comportándose como un fluido en escalas de tiempo largas). Demostrar que un cuerpo está en equilibrio hidrostático es extremadamente difícil, pero utilizando una combinación de datos de forma y gravedad, se pueden deducir las contribuciones hidrostáticas. [3] Las técnicas específicas para detectar océanos interiores incluyen la inducción magnética , la geodesia , las libraciones , la inclinación axial , la respuesta de las mareas , el sondeo por radar , la evidencia de composición y las características de la superficie. [3]
Una luna helada genérica consistirá en una capa de agua asentada sobre un núcleo de silicato . Para un satélite pequeño como Encelado , un océano se ubicará directamente sobre los silicatos y debajo de una capa sólida de hielo, pero para un cuerpo más grande rico en hielo como Ganímedes , las presiones son lo suficientemente altas como para que el hielo en profundidad se transforme en fases de mayor presión, efectivamente formando un "sándwich de agua" con un océano situado entre capas de hielo. [3] Una diferencia importante entre estos dos casos es que para el pequeño satélite el océano está en contacto directo con los silicatos, que pueden proporcionar energía hidrotermal y química y nutrientes a formas de vida simples. [3] Debido a la presión variable en la profundidad, los modelos de un mundo acuático pueden incluir "fases de vapor, líquido, superfluido, hielos de alta presión y plasma" de agua. [53] Parte del agua en fase sólida podría estar en forma de hielo VII . [54]
El mantenimiento de un océano subterráneo depende de la tasa de calentamiento interno en comparación con la tasa a la que se elimina el calor y el punto de congelación del líquido. [3] Por tanto, la supervivencia de los océanos y el calentamiento de las mareas están íntimamente relacionados.
Los planetas oceánicos más pequeños tendrían atmósferas menos densas y menor gravedad; por tanto, el líquido podría evaporarse mucho más fácilmente que en planetas oceánicos más masivos. Las simulaciones sugieren que los planetas y satélites de menos de una masa terrestre podrían tener océanos líquidos impulsados por la actividad hidrotermal , el calentamiento radiogénico o la flexión de las mareas . [4] Cuando las interacciones fluido-roca se propagan lentamente hacia una capa profunda y frágil, la energía térmica de la serpentinización puede ser la causa principal de la actividad hidrotermal en pequeños planetas oceánicos. [4] La dinámica de los océanos globales bajo capas de hielo que se flexionan según las mareas representa un conjunto significativo de desafíos que apenas han comenzado a explorarse. El grado en que se produce el criovulcanismo es objeto de cierto debate, ya que el agua, al ser aproximadamente un 8% más densa que el hielo, tiene dificultades para entrar en erupción en circunstancias normales. [3] Sin embargo, estudios recientes sugieren que el criovulcanismo puede ocurrir en planetas oceánicos que albergan océanos internos debajo de capas de hielo superficial, como ocurre en las lunas heladas Encelado y Europa en nuestro propio sistema solar. [10] [11]
Los océanos de agua líquida en los planetas extrasolares podrían ser significativamente más profundos que el océano de la Tierra, que tiene una profundidad media de 3,7 km. [55] Dependiendo de la gravedad del planeta y las condiciones de la superficie, los océanos de los exoplanetas podrían ser hasta cientos de veces más profundos. Por ejemplo, un planeta con una superficie de 300 K puede poseer océanos de agua líquida con profundidades de entre 30 y 500 km, dependiendo de su masa y composición. [56]
Para permitir que el agua superficial sea líquida durante largos períodos de tiempo, un planeta (o luna) debe orbitar dentro de la zona habitable (HZ), poseer un campo magnético protector , [57] [58] [9] y tener la atracción gravitacional necesaria. para retener una cantidad suficiente de presión atmosférica . [7] Si la gravedad del planeta no puede sostener eso, entonces toda el agua eventualmente se evaporará en el espacio exterior. Una fuerte magnetosfera planetaria , mantenida por la acción de una dinamo interna en una capa de fluido eléctricamente conductora, es útil para proteger la atmósfera superior de la pérdida de masa del viento estelar y retener agua durante largas escalas de tiempo geológico. [57]
La atmósfera de un planeta se forma a partir de la desgasificación durante la formación del planeta o es capturada gravitacionalmente por la nebulosa protoplanetaria circundante . La temperatura de la superficie de un exoplaneta está gobernada por los gases de efecto invernadero de la atmósfera (o la falta de ellos), por lo que una atmósfera puede ser detectable en forma de radiación infrarroja ascendente porque los gases de efecto invernadero absorben y reirradian energía de la estrella anfitriona. [9] Los planetas ricos en hielo que han migrado hacia el interior a una órbita demasiado cercana a sus estrellas anfitrionas pueden desarrollar atmósferas espesas y humeantes, pero aún conservan sus volátiles durante miles de millones de años, incluso si sus atmósferas experimentan un lento escape hidrodinámico . [41] [47] Los fotones ultravioleta no sólo son biológicamente dañinos, sino que también pueden provocar un rápido escape atmosférico que conduce a la erosión de las atmósferas planetarias; [48] [47] la fotólisis del vapor de agua y el escape de hidrógeno/oxígeno al espacio pueden provocar la pérdida de varios océanos terrestres de agua de planetas en toda la zona habitable, independientemente de si el escape está limitado por energía o por difusión. [48] La cantidad de agua perdida parece proporcional a la masa del planeta, ya que el flujo de escape de hidrógeno limitado por difusión es proporcional a la gravedad de la superficie del planeta.
Durante un efecto invernadero desbocado , el vapor de agua llega a la estratosfera, donde se descompone ( fotoliza ) fácilmente por la radiación ultravioleta (UV). El calentamiento de la atmósfera superior por la radiación ultravioleta puede impulsar un viento hidrodinámico que transporta el hidrógeno (y potencialmente parte del oxígeno) al espacio, provocando la pérdida irreversible del agua superficial de un planeta, la oxidación de la superficie y la posible acumulación de oxígeno. en la atmósfera. [48] El destino de la atmósfera de un planeta determinado depende en gran medida del flujo ultravioleta extremo, la duración del régimen desbocado, el contenido inicial de agua y la velocidad a la que la superficie absorbe el oxígeno. [48] Los planetas ricos en volátiles deberían ser más comunes en las zonas habitables de estrellas jóvenes y estrellas de tipo M. [47]
Los científicos han propuesto planetas Hycean , planetas oceánicos con una atmósfera espesa compuesta principalmente de hidrógeno. Esos planetas tendrían una amplia zona alrededor de su estrella donde podrían orbitar y tener agua líquida. Sin embargo, esos modelos funcionaron con enfoques bastante simplistas de la atmósfera planetaria. Estudios más complejos demostraron que el hidrógeno reacciona de manera diferente a las longitudes de onda de la luz de las estrellas que elementos más pesados como el nitrógeno y el oxígeno. Si un planeta así, con una presión atmosférica entre 10 y 20 veces mayor que la de la Tierra, estuviera situado a 1 unidad astronómica (UA) de su estrella, sus masas de agua hervirían. Esos estudios sitúan ahora la zona habitable de tales mundos en 3,85 AU, y 1,6 AU si tuvieran una presión atmosférica similar a la de la Tierra. [59]
Existen desafíos al examinar una superficie exoplanetaria y su atmósfera, ya que la cobertura de nubes influye en la temperatura atmosférica, la estructura y la observabilidad de las características espectrales . [60] Sin embargo, se espera que los planetas compuestos por grandes cantidades de agua que residen en la zona habitable (HZ) tengan geofísica y geoquímica distintas en su superficie y atmósfera. [60] Por ejemplo, en el caso de los exoplanetas Kepler-62e y -62f, podrían poseer una superficie exterior de océano líquido, una atmósfera de vapor o una cubierta total de superficie de Hielo I , dependiendo de su órbita dentro del HZ y la magnitud. de su efecto invernadero . Varios otros procesos superficiales e interiores afectan la composición atmosférica, incluida, entre otros, la fracción oceánica para la disolución del CO.
2y para la humedad relativa atmosférica, el estado redox de la superficie y el interior del planeta, los niveles de acidez de los océanos, el albedo planetario y la gravedad de la superficie. [9] [61]
La estructura atmosférica, así como los límites de HZ resultantes, dependen de la densidad de la atmósfera de un planeta, desplazando el HZ hacia afuera para planetas de menor masa y hacia adentro para planetas de mayor masa. [60] La teoría, así como los modelos informáticos, sugieren que la composición atmosférica de los planetas acuáticos en la zona habitable (HZ) no debería diferir sustancialmente de la de los planetas terrestres y oceánicos. [60] Para fines de modelado, se supone que la composición inicial de los planetesimales helados que se ensamblan en planetas de agua es similar a la de los cometas: principalmente agua ( H
2O ), y algo de amoníaco ( NH3) y dióxido de carbono ( CO2). [60] Una composición inicial de hielo similar a la de los cometas conduce a una composición del modelo atmosférico de 90% H
2O , 5% NH
3y 5% CO
2. [60] [62]
Los modelos atmosféricos de Kepler-62f muestran que una presión atmosférica de entre 1,6 bar y 5 bar de CO
2son necesarios para calentar la temperatura de la superficie por encima del punto de congelación, lo que lleva a una presión superficial escalada de 0,56 a 1,32 veces la de la Tierra. [60]
Las características de los mundos oceánicos o planetas oceánicos proporcionan pistas sobre su historia y la formación y evolución del Sistema Solar en su conjunto. De interés adicional es su potencial para formar y albergar vida . La vida tal como la conocemos requiere agua líquida, una fuente de energía y nutrientes, y los tres requisitos clave pueden potencialmente satisfacerse dentro de algunos de estos cuerpos, [3] lo que puede ofrecer la posibilidad de sostener una actividad biológica simple en escalas de tiempo geológicas. [3] [4] En agosto de 2018, investigadores informaron que los mundos acuáticos podrían albergar vida. [63] [64]
La presencia de vida similar a la Tierra en un mundo oceánico es limitada si el planeta está completamente cubierto por agua líquida en la superficie, y aún más restringida si hay una capa de hielo sólida y presurizada entre el océano global y el manto rocoso inferior . [65] [66] Las simulaciones de un mundo oceánico hipotético cubierto por agua equivalente a cinco océanos de la Tierra indican que el agua no contendría suficiente fósforo y otros nutrientes para que evolucionen organismos oceánicos productores de oxígeno similares a la Tierra, como el plancton . En la Tierra, el fósforo es arrastrado a los océanos por el agua de lluvia que golpea las rocas en la tierra expuesta, por lo que el mecanismo no funcionaría en un mundo oceánico. Las simulaciones de planetas oceánicos con agua equivalente a 50 océanos de la Tierra indican que la presión sobre el fondo marino sería tan inmensa que el interior del planeta no sustentaría las placas tectónicas para provocar que el vulcanismo proporcione el entorno químico adecuado para la vida terrestre. [67]
Por otro lado, los cuerpos pequeños como Europa y Encelado se consideran entornos particularmente habitables porque la ubicación teorizada de sus océanos casi con certeza los dejaría en contacto directo con el núcleo de silicato subyacente , una fuente potencial tanto de calor como de elementos químicos biológicamente importantes. . [3] La actividad geológica superficial de estos cuerpos también puede conducir al transporte a los océanos de componentes biológicamente importantes implantados en la superficie, como moléculas orgánicas de cometas o tolinas , formadas por la irradiación solar ultravioleta de compuestos orgánicos simples como metano o etano , a menudo en combinación con nitrógeno. [68]
Oxígeno molecular ( O
2) puede ser producido por procesos geofísicos, así como un subproducto de la fotosíntesis de formas de vida, por lo que, aunque alentador, O
2no es una firma biológica confiable . [39] [48] [69] [9] De hecho, los planetas con alta concentración de O
2en su atmósfera pueden ser inhabitables. [48] La abiogénesis en presencia de cantidades masivas de oxígeno atmosférico podría ser difícil porque los primeros organismos dependían de la energía libre disponible en reacciones redox que involucraban una variedad de compuestos de hidrógeno; en una O
2En un planeta rico en oxígeno, los organismos tendrían que competir con el oxígeno por esta energía libre. [48]
Conceptos de misiones de astrobiología a mundos acuáticos en el Sistema Solar exterior:
Un planeta con una masa y un radio determinados podría tener un contenido sustancial de hielo de agua (el llamado planeta oceánico) o, alternativamente, un gran núcleo de hierro rocoso y algo de H y/o He.
