Un mundo oceánico , planeta oceánico o mundo acuático 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 a veces para los cuerpos astronómicos con un océano compuesto de un fluido diferente o talasógeno , [5] como lava (el caso de Ío ), amoníaco (en una mezcla eutéctica con agua, como es probable el caso del océano interior de Titán ) o hidrocarburos (como en la superficie de Titán, que podría ser el tipo de exósea 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 sospecha que existen océanos subterráneos en las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes , y en las lunas de Saturno, Encélado y Titán . [7] Se han encontrado varios exoplanetas con las condiciones adecuadas para soportar agua líquida. [8] También se encuentran cantidades considerables de agua subterránea en la Tierra, principalmente en forma de acuíferos . [9] 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 un indicador. [10] 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, los científicos de la NASA informaron que es probable que los exoplanetas con océanos sean comunes en la galaxia de la Vía Láctea , basándose en estudios de modelos matemáticos . [11] [12]
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 principales lunas y planetas enanos del Sistema Solar que se cree que albergan océanos subterráneos son de gran interés porque se puede llegar a ellos de manera realista y estudiarlos mediante sondas espaciales , a diferencia de los exoplanetas , que están a decenas, si no cientos o miles de años luz de distancia, mucho más allá del alcance de la tecnología humana actual. Los mundos acuáticos mejor establecidos en el Sistema Solar, aparte de la Tierra , son Calisto , Encélado , Europa , Ganímedes y Titán . [3] [13] Europa y Encélado se consideran entre los objetivos más atractivos para la exploración debido a sus cortezas externas comparativamente delgadas y las observaciones de características criovolcánicas .
Se considera que muchos otros cuerpos del Sistema Solar son candidatos a albergar océanos subterráneos basándose en un único tipo de observación o mediante modelos teóricos, entre ellos Ariel , [13] Titania , [14] [15] Umbriel , [16] Ceres , [3] Dione , [17] Mimas , [18] [19] Miranda , [13] Oberón , [4] [20] Plutón , [21] Tritón , [22] Eris , [4] [23] y Makemake . [23]
Fuera del Sistema Solar, los exoplanetas que han sido descritos como candidatos a mundos oceánicos incluyen GJ 1214 b , [25] [26] Kepler-22b , Kepler-62e , Kepler-62f , [27] [28] [29] [30] y los planetas Kepler-11 [31] y TRAPPIST-1 . [32] [33]
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. [34] [35] Además, los modelos del planeta rocoso masivo LHS 1140 b sugieren que su superficie puede estar cubierta por un océano profundo. [36]
Aunque el 70,8% de toda la superficie de la Tierra está cubierta de agua, [37] el agua representa solo 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 miles de bares en las regiones inferiores de tales océanos, podrían conducir a la formación de un manto de formas exóticas de hielo como el hielo V. [31] Este hielo no necesariamente sería 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. [38] Incluso en planetas dominados por agua más fríos, la atmósfera puede ser mucho más espesa que la de la Tierra, y compuesta en gran parte de vapor de agua, produciendo un efecto invernadero muy fuerte . Tales planetas tendrían que ser lo suficientemente pequeños como para no poder retener una envoltura gruesa de hidrógeno y helio, [39] o estar lo suficientemente cerca de su estrella primaria para ser despojados de estos elementos ligeros. [31] De lo contrario, formarían una versión más cálida de un gigante de hielo , como Urano y Neptuno . [ cita requerida ]
Se realizó un importante trabajo teórico preliminar antes de las misiones planetarias lanzadas a partir de la década de 1970. 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 se utilizaba amoníaco ( NH3) estaban presentes. Peale y Cassen descubrieron en 1979 el importante papel del calentamiento por mareas (también conocido como: flexión de marea) en la evolución y estructura de los satélites. [3] La primera detección confirmada de un exoplaneta fue en 1992. Marc Kuchner en 2003 y Alain Léger et al descubrieron en 2004 que una pequeña cantidad de planetas helados que se forman en la región más allá de la línea de nieve pueden migrar hacia el interior a ~1 UA , donde las capas externas posteriormente se derriten. [40] [41]
La evidencia acumulada por el telescopio espacial Hubble , así como 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] [42] 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 zonas habitables o cerca de ellas . [43] [44]
Se han detectado planetas de casi todas las masas, tamaños y órbitas, lo que ilustra no solo la naturaleza variable de la formación planetaria sino también una migración posterior a través del disco circunestelar desde el lugar de origen del planeta. [10] Al 24 de julio de 2024, hay 7026 exoplanetas confirmados en 4949 sistemas planetarios , y 1007 sistemas tienen más de un planeta . [45]
En junio de 2020, los científicos de la NASA informaron que es probable que los exoplanetas con océanos sean comunes en la galaxia de la Vía Láctea , según estudios de modelos matemáticos . [11]
En agosto de 2022, el Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito descubrió TOI-1452 b , un exoplaneta cercano de tipo supertierra con posibles océanos profundos . [34]
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 por masa, mostrando una densidad menor que la de los planetas rocosos. [41] Los planetas y lunas helados que se forman cerca de la línea de congelación deberían contener principalmente H
2O y silicatos . Los que se forman más lejos pueden adquirir amoniaco ( NH
3) y metano ( CH
4) como hidratos, junto con CO , N2, y CO2. [46]
Los planetas que se forman antes de la disipación del disco circunestelar gaseoso experimentan fuertes torques que pueden inducir una rápida migración hacia el interior de la zona habitable, especialmente para planetas en el rango de masa terrestre. [47] [46] Dado que el agua es altamente soluble en magma , una gran fracción del contenido de agua del planeta inicialmente quedará 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 exuelven para formar una atmósfera de vapor, que eventualmente puede condensarse para formar un océano. [47] La formación del océano requiere diferenciación y una fuente de calor, ya sea desintegración radiactiva , calentamiento por mareas o la luminosidad temprana del cuerpo original. [3] Desafortunadamente, las condiciones iniciales posteriores a la acreción son teóricamente incompletas.
Los planetas que se formaron en las regiones externas ricas en agua de un disco y migraron hacia el interior tienen más probabilidades de tener agua abundante. [48] 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 interiores cálidas y secas. Entonces, si se encuentra un mundo acuático cerca de una estrella , sería una fuerte evidencia de migración y formación ex situ , [31] porque 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 del sistema extrasolar han demostrado que es probable que los planetas migren hacia el interior (es decir, hacia la estrella) a medida que se forman. [49] [50] [51] La migración hacia el exterior también puede ocurrir en condiciones particulares. [51] La migración hacia el interior presenta la posibilidad de que los planetas helados puedan moverse a órbitas donde su hielo se derrite en forma líquida, convirtiéndolos en planetas oceánicos. Esta posibilidad fue discutida por primera vez en la literatura astronómica por Marc Kuchner [46] en 2003.
La estructura interna de un cuerpo astronómico helado se deduce generalmente a partir 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. Las mediciones de forma o gravedad se pueden utilizar en algunos casos para inferir el momento de inercia, si el cuerpo está en equilibrio hidrostático (es decir, se comporta como un fluido en escalas de tiempo largas). Probar que un cuerpo está en equilibrio hidrostático es extremadamente difícil, pero al usar una combinación de datos de forma y gravedad, se pueden deducir las contribuciones hidrostáticas. [3] Las técnicas específicas para detectar océanos interiores incluyen inducción magnética , geodesia , libraciones , inclinación axial , respuesta de marea , sondeo de radar , evidencia de composición y características de la superficie. [3]
Una luna helada genérica estará formada por una capa de agua situada sobre un núcleo de silicato . En el caso de un satélite pequeño como Encélado , habrá un océano directamente encima de los silicatos y debajo de una capa de hielo sólido, pero en el caso de un cuerpo más grande y 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, formando efectivamente un "sándwich de agua" con un océano situado entre las capas de hielo. [3] Una diferencia importante entre estos dos casos es que en el caso del satélite pequeño, el océano está en contacto directo con los silicatos, que pueden proporcionar energía hidrotermal y química y nutrientes a las formas de vida simples. [3] Debido a la presión variable en profundidad, los modelos de un mundo acuático pueden incluir "fases de vapor, líquido, superfluido, hielos de alta presión y plasma" de agua. [52] Parte del agua en fase sólida podría estar en forma de hielo VII . [53]
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 del punto de congelación del líquido. [3] Por lo tanto, la supervivencia del océano y el calentamiento por mareas están íntimamente vinculados.
Los planetas oceánicos más pequeños tendrían atmósferas menos densas y menor gravedad; por lo tanto, el líquido podría evaporarse mucho más fácilmente que en los 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] Donde las interacciones fluido-roca se propagan lentamente en una capa frágil profunda, la energía térmica de la serpentinización puede ser la causa principal de la actividad hidrotermal en los planetas oceánicos pequeños. [4] La dinámica de los océanos globales debajo de las capas de hielo que se flexionan por las mareas representa un conjunto significativo de desafíos que apenas han comenzado a explorarse. El grado en que ocurre el criovulcanismo es un tema de cierto debate, ya que el agua, al ser más densa que el hielo en aproximadamente un 8%, tiene dificultades para entrar en erupción en circunstancias normales. [3] Sin embargo, los datos de imágenes de las sondas Voyager 2 , Cassini-Huygens , Galileo y New Horizons revelaron características criovolcánicas en la superficie de varios de los cuerpos helados de nuestro propio sistema solar. 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 Encélado y Europa en nuestro propio sistema solar. [11] [12]
Los océanos de agua líquida en planetas extrasolares podrían ser significativamente más profundos que el océano de la Tierra, que tiene una profundidad promedio de 3,7 km. [54] Dependiendo de la gravedad del planeta y las condiciones de la superficie, los océanos de 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 30 a 500 km, dependiendo de su masa y composición. [55]
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 , [56] [57] [10] y tener la atracción gravitatoria necesaria para retener una amplia cantidad de presión atmosférica . [8] Si la gravedad del planeta no puede sostener eso, entonces toda el agua eventualmente se evaporará al espacio exterior. Una magnetosfera planetaria fuerte , mantenida por la acción interna del dinamo en una capa de fluido conductor de electricidad, es útil para proteger la atmósfera superior de la pérdida de masa del viento estelar y retener agua durante largas escalas de tiempo geológico. [56]
La atmósfera de un planeta se forma a partir de la desgasificación durante la formación del planeta o es capturada gravitacionalmente de 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. [10] Los planetas ricos en hielo que han migrado hacia el interior en órbita demasiado cerca de sus estrellas anfitrionas pueden desarrollar atmósferas espesas y humeantes, pero aún así retener sus volátiles durante miles de millones de años, incluso si sus atmósferas experimentan un escape hidrodinámico lento . [40] [46] Los fotones ultravioleta no solo son biológicamente dañinos, sino que pueden impulsar un escape atmosférico rápido que conduce a la erosión de las atmósferas planetarias; [47] [46] la fotólisis del vapor de agua y el escape de hidrógeno / oxígeno al espacio pueden conducir a la pérdida de varios océanos de agua de la Tierra de los planetas en toda la zona habitable, independientemente de si el escape está limitado por la energía o por la difusión. [47] La cantidad de agua perdida parece proporcional a la masa del planeta, ya que el flujo de escape de hidrógeno limitado por la difusión es proporcional a la gravedad de la superficie del planeta.
Durante un efecto invernadero descontrolado , el vapor de agua alcanza la estratosfera, donde se descompone fácilmente ( fotoliza ) por la radiación ultravioleta (UV). El calentamiento de la atmósfera superior por la radiación UV puede entonces impulsar un viento hidrodinámico que transporta el hidrógeno (y potencialmente algo del oxígeno) al espacio, lo que lleva a la pérdida irreversible del agua superficial de un planeta, la oxidación de la superficie y la posible acumulación de oxígeno en la atmósfera. [47] El destino de la atmósfera de un planeta determinado depende en gran medida del flujo ultravioleta extremo, la duración del régimen descontrolado, el contenido de agua inicial y la velocidad a la que el oxígeno es absorbido por la superficie. [47] Los planetas ricos en volátiles deberían ser más comunes en las zonas habitables de estrellas jóvenes y estrellas de tipo M. [46]
Los científicos han propuesto planetas Hycean , planetas oceánicos con una atmósfera espesa compuesta principalmente de hidrógeno. Esos planetas tendrían una amplia zona de distribución alrededor de su estrella donde podrían orbitar y tener agua líquida. Sin embargo, esos modelos funcionaban con enfoques bastante simplistas para la atmósfera planetaria. Estudios más complejos mostraron que el hidrógeno reacciona de manera diferente a las longitudes de onda de la luz de las estrellas que los elementos más pesados como el nitrógeno y el oxígeno. Si un planeta así, con una presión atmosférica de 10 a 20 veces más pesada que la de la Tierra, estuviera ubicado a 1 unidad astronómica (UA) de su estrella, sus cuerpos de agua hervirían. Esos estudios ahora ubican la zona habitable de tales mundos en 3,85 UA, y 1,6 UA si tuviera una presión atmosférica similar a la de la Tierra. [58]
Existen desafíos a la hora de examinar la superficie de un exoplaneta y su atmósfera, ya que la cobertura de nubes influye en la temperatura atmosférica, la estructura y la observabilidad de las características espectrales . [59] 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. [59] 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 de la HZ y la magnitud de su efecto invernadero . Varios otros procesos superficiales e interiores afectan la composición atmosférica, incluidos, entre otros, la fracción oceánica para la disolución de 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 superficial. [10] [60]
La estructura atmosférica, así como los límites resultantes de la HZ, dependen de la densidad de la atmósfera de un planeta, desplazando la HZ hacia afuera para los planetas de menor masa y hacia adentro para los planetas de mayor masa. [59] La teoría, así como los modelos informáticos, sugieren que la composición atmosférica de los planetas de agua en la zona habitable (HZ) no debería diferir sustancialmente de la de los planetas de tierra y océano. [59] 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 amoniaco ( NH3) y dióxido de carbono ( CO2). [59] Una composición inicial de hielo similar a la de los cometas conduce a una composición del modelo atmosférico de 90% H
2O , 5% NH
3, y 5% de CO
2. [59] [61]
Los modelos atmosféricos para 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 genera una presión superficial escalada de 0,56 a 1,32 veces la de la Tierra. [59]
Se sugiere que existen fuertes corrientes oceánicas en Encélado , Titán , Ganímedes y Europa . [62] [63] En Encélado , el flujo de calor oceánico inferido a partir del espesor de la capa de hielo sugiere el afloramiento de agua cálida en los polos y el hundimiento de agua más fría en latitudes bajas. [64] [65] Se predice que Europa tiene un afloramiento ecuatorial de agua cálida con mayor transferencia de calor en latitudes bajas. [62] Las corrientes a escala global están organizadas en tres celdas de circulación zonales y dos ecuatoriales, que transportan el calor interno hacia la superficie, especialmente en las regiones ecuatoriales. [66] [67] [68] Se plantea la hipótesis de que Titán y Ganímedes se comportan como un sistema no giratorio y no tienen patrones coherentes de transferencia de calor . [62]
Las características de los mundos 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 satisfacerse potencialmente dentro de algunos de estos cuerpos, [3] que pueden ofrecer la posibilidad de sostener una actividad biológica simple en escalas de tiempo geológicas. [3] [4] En agosto de 2018, los investigadores informaron que los mundos acuáticos podrían albergar vida. [69] [70]
La habitabilidad de un mundo oceánico por vida similar a la de la Tierra es limitada si el planeta está completamente cubierto por agua líquida en la superficie, aún más restringida si una capa de hielo sólido presurizado se encuentra entre el océano global y el manto rocoso inferior . [71] [72] Las simulaciones de un hipotético mundo oceánico cubierto por cinco océanos de agua de la Tierra indican que el agua no contendría suficiente fósforo y otros nutrientes para que los organismos oceánicos productores de oxígeno similares a los de la Tierra, como el plancton , evolucionen. 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 50 océanos de agua de la Tierra indican que la presión en el fondo del mar sería tan inmensa que el interior del planeta no soportaría la tectónica de placas para causar vulcanismo y proporcionar el entorno químico adecuado para la vida terrestre. [73]
Por otra parte, cuerpos pequeños como Europa y Encélado se consideran entornos particularmente habitables porque las ubicaciones teóricas de sus océanos casi con certeza los dejarían 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 bloques de construcción biológicamente importantes implantados en la superficie, como moléculas orgánicas de cometas o tolinas , formadas por la irradiación ultravioleta solar de compuestos orgánicos simples como el metano o el etano , a menudo en combinación con nitrógeno. [74]
Oxígeno molecular ( O
2) puede ser producido por procesos geofísicos, así como un subproducto de la fotosíntesis por las formas de vida, por lo que, aunque alentador, O
2no es una biofirma confiable . [38] [47] [75] [10] De hecho, los planetas con alta concentración de O
2en su atmósfera puede ser inhabitable. [47] La abiogénesis en presencia de cantidades masivas de oxígeno atmosférico podría ser difícil porque los organismos primitivos dependían de la energía libre disponible en reacciones redox que involucraban una variedad de compuestos de hidrógeno; en un O
2En un planeta rico en oxígeno, los organismos tendrían que competir con el oxígeno por esta energía libre. [47]
Conceptos de misiones astrobiológicas a mundos con agua en el Sistema Solar exterior:
Un planeta océano es un tipo hipotético de planeta que tiene una fracción sustancial de su masa formada por agua. La superficie de tales planetas estaría completamente cubierta por un océano de agua de cientos de kilómetros de profundidad, mucho más profundo que los océanos de la Tierra.
Un planeta con una masa y un radio determinados podría tener un contenido sustancial de hielo de agua (un denominado planeta océano) o, alternativamente, un gran núcleo rocoso de hierro y algo de H y/o He.
