En astrobiologia, la zona d'habitabilitat estel·lar (ZH) és una estreta regió circumestel·lar on, de trobar-se situat un planeta (o lluna) rocós amb una massa compresa entre 0,6 i 10 masses terrestres i una pressió atmosfèrica superior als 6,1 mb corresponent al punt triple de l'aigua, la lluminositat i el flux de radiació incident permetria la presència d'aigua en estat líquid sobre la seva superfície. Definida per primera vegada el 1959 per S. Huang, la zona d'habitabilitat estel·lar (ZH) es troba delimitada per dos radis: un d'intern o ZHri i un altre extern o ZHro. Mentre el radi intern estableix la distància mínima capaç de salvaguardar l'entorn planetari d'un efecte d'hivernacle desbocat, l'extern, per contra, mostra la distància màxima en la qual aquest mateix fenomen és capaç d'impedir que les baixes temperatures aboquin al planeta a una glaciació perpètua.
Al costat de la zona d'habitabilitat estel·lar, recentment, els astrònoms nord-americans Gonzalez, Ward i Brownlee han definit la denominada zona d'habitabilitat galàctica. Allunyada de les fonts intenses de radiació, sobretot del violent centre galàctic i de les regions actives de formació estel·lar, la conjunció d'aquestes dues zones, ZH i ZHG, presenten les condicions més favorables per a l'aparició i posterior desenvolupament de la vida en un entorn planetari adequat.
Encara que les estimacions realitzades varien segons l'autor, la més acceptada fixa els seus marges en el sistema solar a una distància d'entre 0,84 i 1,67 ua respecte el Sol. Si la Terra tingués una òrbita inferior al límit intern de la zona habitable, es desencadenaria un procés similar a l'observable a Venus, que sotmetria el nostre planeta a un efecte hivernacle descontrolat; mentre que si superés el seu límit extern, tota l'aigua superficial es congelaria.
El descobriment dels primers exoplanetes rocosos orbitant la zona d'habitabilitat de les seves estrelles, gràcies a les observacions del Telescopi Espacial Kepler, ha augmentat considerablement l'interès pel seu estudi, convertint-ho en un pilar bàsic de l'astrobiologia, l'exoplanetologia i l'astrofísica.
Història La primera vegada que es va fer al·lusió a aquest concepte en l'àmbit científic va ser el 1853, quan William Whewell es va referir-hi de forma qualitativa com la «zona temperada del sistema solar». Un segle més tard, el 1953, Harlow Shapley i Hubertus Strughold van aprofundir en la importància de l'aigua líquida com a mitjà per al desenvolupament de la vida i van establir el que van denominar el «cinturó d'aigua líquida», és a dir, la regió al voltant d'una estrella en la qual el flux estel·lar permetria la seva presència en aquest estat. El 1959, Su-Shu Huang va efectuar una anàlisi més exhaustiva de la zona d'habitabilitat, considerant l'evolució estel·lar, les limitacions dinàmiques en sistemes múltiples i l'òrbita al voltant del pla galàctic. Poc després, el 1964, Stephen H. Dole va elaborar un concepte menys antropocèntric d'aquesta regió, estimant un alt nombre de planetes habitables en la Via Làctia. El 1993, Kasting, Whitmire i Reynolds van desenvolupar el concepte més estès en l'actualitat, emprant models climàtics i identificant el procés retroalimentatiu del CO₂ per delimitar amb exactitud el límit intern i extern de la zona habitable.
Regions miniatura|Posició en la ZH d'alguns dels planetes confirmats amb major IST i temperatura mitjana superficial. La zona habitable comprèn una àmplia regió en la qual qualsevol planeta rocós present que compti amb les condicions adequades (composició atmosfèrica, excentricitat, rotació, etc.) pot tenir aigua en estat líquid sobre la seva superfície. Abundant en aquest concepte, un cos planetari relativament poc massiu i amb una baixa concentració de gasos amb efecte d'hivernacle hauria d'orbitar la regió més interna de la zona per no traspassar el punt de fusió i veure's sotmès a una glaciació global, mentre que un de més massiu o amb major concentració d'aquests gasos sofriria un efecte hivernacle descontrolat similar al de Venus si no roman en el seu límit extern.
El Laboratori d'Habitabilitat Planetària (o «PHL» per les seves sigles en anglès) de la Universitat de Puerto Rico a Arecibo ha establert un indicador, denominat Habitable Zone Distance o HZD (amb valors compresos entre -1 i +1), que situa la posició relativa d'un planeta a la zona habitable del seu sistema, per la qual cosa és aplicable a qualsevol cos estel·lar amb independència de la seva lluminositat. Les tres regions existents a tota zona habitable són el límit intern, la regió central i el límit extern, l'amplitud del qual varia en funció de cada tipus d'estrella, amb relació a la seva lluminositat.
Límit intern El límit intern de la zona habitable comprèn l'àrea més propera a la seva estrella, amb un HZD des de -1 fins a aproximadament -0,5. Igual que en la resta dels casos, no hi ha consens científic sobre els seus límits exactes. Mentre alguns creuen que al sistema solar abasta des de l'òrbita de Venus a la de la Terra, uns altres són menys optimistes sobre aquest tema (arribant a situar la seva vora interna a 0,95 ua i fins i tot 0,99 UA del sol, molt proper a l'òrbita mitjana terrestre). Qualsevol planeta amb una òrbita inferior al límit intern de la zona habitable estaria excessivament exposat a la lluminositat estel·lar i la seva temperatura mitjana seria massa alta per trobar aigua líquida sobre la seva superfície. No obstant això, alguns estudis suggereixen que el marge intern de la zona d'habitabilitat podria ser menys restrictiu pels planetes secs, ja que el vapor d'aigua és en si mateix un gas amb efecte d'hivernacle i podria accelerar el procés que desencadena l'efecte hivernacle descontrolat observable a Venus.
Com que la mateixa Terra marca la separació entre el centre de la zona habitable del sistema solar i el límit intern, cal esperar que qualsevol planeta de massa terrestre orbitant a una estrella similar al Sol ha d'estar localitzada en uns marges orbitals semblants als de la Terra per registrar temperatures superficials semblants, sempre que la seva composició atmosfèrica sigui anàloga a la del nostre planeta.
Els planetes situats al límit intern de la zona habitable presenten una gran exposició a l'activitat de les seves estrelles que, en última instància, pot provocar una elevada fotòlisis de l'aigua i la pèrdua de l'hidrogen a l'espai per fuita hidrodinàmica (l'avantsala d'un efecte hivernacle desbocat) o suposar un acoblament de marea respecte a l'estrella (amb un hemisferi diürn i un altre nocturn, quelcom especialment comú a la zona d'habitabilitat d'estrelles poc massives). A més, atès que les estrelles augmenten la seva lluminositat amb el pas del temps, els cossos planetaris situats a la regió més interna de la zona habitable trigaran menys a abandonar els seus límits que aquells situats en àrees més externes.
Entre els exoplanetes confirmats potencialment habitables hi ha diverses troballes que pertanyen al límit intern de la zona d'habitabilitat de les seves estrelles, ja que els instruments actuals afavoreixen la detecció dels cossos planetaris més propers a elles. Així és el cas de Kepler-438b, Kepler-296e i Gliese 667 Cc; els tres exoplanetes confirmats amb major índex de similitud amb la Terra.
Centre miniatura|Òrbita de Kepler-186f en el límit extern de la ZH de la seva estrella i comparació amb l'òrbita terrestre. La regió central comprèn el centre exacte de la zona habitable i els seus voltants (amb un HZD aproximat d'entre -0,5 i +0,5). ja que la Terra es troba just en el límit del límit intern del sistema solar, hi ha experts que consideren que un planeta més proper al centre de la zona d'habitabilitat del seu sistema podria ser més adequat per a la vida que el nostre planeta i, per tant, «superhabitable». No obstant això, un exoplaneta proporcionalment més distant de la seva estrella amfitriona que la Terra rebrà una menor quantitat de llum estel·lar i registrarà unes temperatures inferiors tret que el seu perfil difereixi del terrestre en certs aspectes que augmentin la calor superficial, encara que no tant com els planetes pertanyents al límit extern (major concentració de gasos amb efecte d'hivernacle, atmosfera més densa, escalfament de marea subministrat per la seva pròpia estrella o algun satèl·lit, etc.).
La temperatura superficial dels exoplanetes confirmats fins avui, pertanyents a la regió central de la zona habitable, com Kepler-442b (suposant una composició i densitat atmosfèrica, albedo i escalfament de marea similars als de la Terra), rares vegades supera els 0 ℃, i són en la seva majoria psicroplanetes i hipopsicroplanetes segons la classificació tèrmica d'habitabilitat planetària del PHL. En un futur proper, els nous instruments disponibles permetran conèixer amb exactitud la composició de les seves atmosferes i la seva temperatura mitjana real, mitjançant anàlisis espectroscòpics del pendent de dispersió de Rayleigh durant els trànsits.
Límit extern El límit extern de la zona habitable marca el límit d'aquesta regió, amb un HZD comprès entre uns +0,5 i +1. Considerant la gran quantitat de factors que poden incrementar la temperatura d'un planeta, l'àrea exterior de la zona habitable és la més àmplia de les tres zones observades, i els científics postulen que possiblement és fins i tot major, per la qual cosa alguns models inclouen una regió addicional a la zona d'habitabilitat coneguda com a «zona d'habitabilitat optimista». Segons alguns autors, el límit del límit extern està representat pel punt de condensació del CO₂, és a dir, si la temperatura mitjana d'un planeta és prou baixa perquè el diòxid de carboni es condensi, aquest començaria a formar núvols (que al seu torn augmentarien l'albedo) i disminuiria l'eficàcia de l'efecte hivernacle, donant començament a un procés retroalimentatiu que culminaria amb una glaciació global perpètua.
Assumint unes característiques atmosfèriques similars a les de la Terra, la majoria dels exoplanetes confirmats les òrbites dels quals se situen en el límit extern de la zona habitable (com Kepler-186f), tenen temperatures mitjanes superficials estimades de -30 °C o menys.
Expressió matemàtica Relegat inicialment al marc de la mera especulació, no és fins a dates recents quan el descobriment d'un nombre cada vegada major de planetes extrasolars ha fet reprendre amb inusitat interès, sobretot per a l'astrobiologia, l'estudi de la ZH. Els límits intern i extern de la zona habitable varien en funció de la lluminositat estel·lar, en una relació directa, és a dir, com més lluminosa sigui una estrella, més gran serà la distància entre ella i el límit intern de la zona habitable del sistema. Atès que l'única zona habitable estudiada en profunditat és la del sistema solar, l'estimació dels seus límits per a altres estrelles és purament teòrica i existeixen discrepàncies entre els diferents autors. Alguns investigadors suggereixen que la seva extensió podria ser major (en el seu límit intern o extern) mentre que altres consideren que els seus límits podrien ser més restrictius en una o ambdues direccions.
Prova d'això ho constitueix el desenvolupament de diverses expressions matemàtiques, com les propostes per Kasting, Whitmire & Reynolds (1993) o Whitmire & Reynolds (1996), destinades al càlcul aproximat dels radis intern i extern expressats en unitats astronòmiques:
en què L és la lluminositat i Sb el flux estel·lar:
En què LZAMS és la lluminositat durant el moment zero de l'inici de la seqüència principal o Zero Age Main Sequence, LHZT és la lluminositat en el moment de trànsit i LMSE és la lluminositat al final de la seqüència principal.
Com pot apreciar-se a partir de l'últim conjunt d'expressions matemàtiques, la zona d'habitabilitat evoluciona amb el temps migrant cap a l'exterior a mesura que l'estrella recorre la seqüència principal.