miniatura|Comprendre l'habitabilitat planetària és, en part, extrapolar les condicions terrestres, ja que la Terra és l'únic planeta conegut que conté vida. Lhabitabilitat planetària és una mesura del potencial que té un cos astronòmic de sustentar vida. Es pot aplicar tant als planetes com als satèl·lits naturals dels planetes. L'únic requisit absolut per la vida és una font d'energia. Per aquest motiu, és interessant determinar la zona d'habitabilitat de diferents estels, però la noció d'habitabilitat planetària implica el compliment de molts altres criteris geofísics, geoquímics i astrofísics perquè un cos astronòmic sigui capaç de sustentar vida.
Com que es desconeix l'existència de vida extraterrestre, l'habitabilitat planetària és, en gran part, una extrapolació de les condicions de la Terra i les característiques del Sol i el sistema solar que semblen favorables per l'aparició de la vida. És d'interès particular el conjunt de factors que ha afavorit el sorgiment en la Terra d'animals pluricel·lulars i no simplement organismes unicel·lulars. La investigació i la teoria sobre aquest tema són components de la ciència planetària i la disciplina emergent de l'astrobiologia.
La idea que altres planetes puguin albergar vida és molt antiga, encara que històricament ha estat emmarcada tant dins de la filosofia com dins de les ciències físiques.
El final del va viure dos grans avenços en aquesta matèria. Per començar, l'exploració robòtica i l'observació d'altres planetes i satèl·lits naturals del sistema solar han proporcionat informació essencial per definir els criteris d'habitabilitat i han permès establir comparances geofísiques substancials entre la Terra i altres cossos. El descobriment de planetes extrasolars —que va començar en 1992 i s'ha disparat des de llavors— va ser la segona fita. Va confirmar que el Sol no és únic albergant planetes i va estendre l'horitzó de la investigació sobre habitabilitat més enllà del sistema solar.
Sistemes estel·lars aptes La comprensió de l'habitabilitat planetària comença en els estels. Encara que pot ser que els cossos que, en general, són semblants a la Terra siguin molt nombrosos, és igual d'important que el sistema en el qual habiten sigui compatible amb la vida. Amb l'auspici del Projecte Phoenix del SETI, les científiques Margaret Turnbull i Jill Tarter van desenvolupar en 2002 el "HabCat" (o "Catàleg de Sistemes Estel·lars Habitables"). El catàleg va ser confeccionat garbellant les gairebé 120.000 estrelles del Catàleg Hipparcos fins a quedar-se amb un grup de 17.000 HabStars", i els criteris de selecció que van utilitzar proporcionen un bon punt de partida per comprendre per què són necessaris els factors astrofísics perquè un planeta sigui habitable.
Tipus espectral El tipus espectral d'una estrella indica la temperatura de la seva fotosfera, que (per les estrelles de la seqüència principal) està correlacionada amb la massa total. Actualment es considera que el rang espectral apropiat per les "HabStars" va des de "F baix" o "G" fins a "K mitjà". Això correspon a unes temperatures de poc més de 7000 K fins a poc més de 4000 K; el Sol (no és coincidència) està just en el punt mitjà d'aquests límits, i està classificat com estrella G2. Les estrelles de "classe mitjana" com aquesta tenen una sèrie de característiques considerades importants per l'habitabilitat planetària: Viuen almenys uns quants milers de milions d'anys, donant oportunitat que la vida evolucioni. Les estrelles de la seqüència principal de tipus "O", "B" i "A", més lluminoses, normalment viuen menys de mil milions d'anys i en casos excepcionals menys de 10 milions d'anys.
miniatura|Classificació de tipus espectral de les estrelles. Estan col·locades segons la seqüència principal.
Emeten la suficient radiació ultraviolada d'alta energia perquè es produeixin fenòmens atmosfèrics importants com la formació d'ozó, però no tanta que la ionització destrueixi la vida incipient. Pot existir aigua líquida en la superfície dels planetes que orbiten a una distància que no produeix acoblament de marea. (vegeu la següent secció i la 3.2). Aquestes estrelles no són ni "molt calentes" ni "molt fredes" i viuen prou perquè la vida tingui oportunitat de sorgir. Aquest rang espectral representa entre un 5 i un 10 per cent de les estrelles de la galàxia Via Làctia. Si les estrelles de tipus K baix i M ("nanes vermelles") també són aptes per albergar planetes habitables, és potser la qüestió oberta més important de tot el camp de l'habitabilitat planetària, atès que la major part de les estrelles cauen dintre d'aquest rang; això s'explica extensament més avall.
Una zona d'habitabilitat estable
La zona d'habitabilitat (ZH) és l'embolcall teòric que envolta una estrella, dintre del qual qualsevol planeta tindria aigua líquida en la seva superfície. Després d'una font d'energia, l'aigua líquida es considera l'ingredient més important per la vida, considerant l'essencial que és per tots els éssers vius de la Terra. Pot ser que això reflecteixi els prejudicis d'una espècie depenent de l'aigua, i, si es descobreix vida en absència d'aigua (per exemple, en una solució d'amoníac líquid), la noció de ZH hauria d'expandir-se molt o descartar-se completament per massa restrictiva.
Una ZH "estable" implica dos factors. Primer, el rang d'una ZH no ha de variar molt amb el temps. Totes les estrelles augmenten de lluminositat quan envelleixen i les seves ZH es desplacen naturalment cap a l'exterior, però si això succeeix massa ràpid (per exemple, amb una estrella supermassiva), els planetes tindrien solament una breu finestra dintre del ZH i, per tant, una menor probabilitat de desenvolupar vida. Calcular el rang d'una ZH i el seu moviment a llarg termini mai és senzill, atès que els cicles de realimentació negatius com el cicle del carboni tendeixen a desplaçar els augments de lluminositat. Les suposicions que es fan sobre les condicions atmosfèriques i la geologia tenen un impacte sobre el rang de la ZH tan gran com l'evolució solar; els paràmetres proposats per la ZH del Sol, per exemple, han fluctuat molt. Segon, no ha d'existir cap cos massiu com un gegant gasós dintre o relativament a prop de la ZH, interferint en la formació de cossos com la Terra. La massa del cinturó d'asteroides, per exemple, sembla que no va ser capaç de formar un planeta per acreció a causa de ressonàncies orbitals amb Júpiter; si el gegant hagués aparegut en la regió que ara està entre les òrbites de Venus i Mart, gairebé amb tota seguretat la Terra no hauria desenvolupat la seva forma actual. Això està compensat d'alguna manera pels indicis que un gegant gasós dintre de la ZH, sota certes condicions, en teoria, podria tenir satèl·lits habitables. Abans se suposava que el patró de planetes rocosos interiors i gegants gasosos exteriors observable en el sistema solar era la norma a tot arreu, però els descobriments de planetes extrasolars han tirat per terra aquesta idea. S'han trobat nombrosos cossos de la grandària de Júpiter en òrbita propera a la seva estrella primària, desbaratant les ZHs potencials. És probable que les dades actuals de planetes extrasolars estiguin esbiaixats cap als planetes grans amb òrbites petites i excèntriques, perquè són molt més fàcils d'identificar; encara roman desconegut quin tipus de sistema solar és la norma.
Baixa variació estel·lar
Els canvis en lluminositat són comuns en totes les estrelles, però la magnitud d'aquestes fluctuacions cobreix un gran rang. La majoria de les estrelles són relativament estables, però una minoria significativa d'estrelles variables experimenta sovint augments sobtats i intensos de lluminositat i, per tant, d'energia radiada cap als cossos en òrbita. Aquestes estrelles es consideren males candidates per albergar planetes habitables, ja que, aquests fenòmens són completament imprevisibles, i els canvis en les seves emissions d'energia tindrien un impacte negatiu en els organismes. Com a conseqüència més evident, els éssers vius adaptats a una temperatura particular probablement serien incapaços de sobreviure a un canvi de temperatura massa gran. És més, els augments de lluminositat solen estar acompanyats d'enormes dosis de raigs gamma i raigs X que poden resultar letals. Les atmosferes mitiguen tals efectes (un augment absolut del 100 per cent de la lluminositat del Sol no necessàriament significaria un augment del 100 per cent de la temperatura absoluta de la Terra), però pot ser que la protecció de les atmosferes no es doni en els planetes que orbiten estrelles variables, ja que l'energia d'alta freqüència que colpeja a aquests cossos els privaria contínuament de la seva coberta protectora.
El Sol, com en gairebé tots els temes relacionats amb l'habitabilitat planetària, és benigne en relació amb aquest perill: la variació entre el màxim i el mínim solar és de tot just un 0,1 per cent, al llarg del seu cicle solar d'11 anys. Hi ha gran evidència (encara que no indiscutible) que els petits canvis en la lluminositat del Sol han tingut efectes significatius en el clima de la Terra dintre del temps històric; la Petita Edat de Gel de mitjans del segon mil·lenni, per exemple, va poder tenir la seva causa en una disminució a llarg termini de la lluminositat del Sol. Per tant, una estrella no necessita ser una veritable estrella variable perquè les diferències en la seva lluminositat afectin l'habitabilitat. Dels "bessons del sol" coneguts, es considera que el que més s'assembla al Sol és l'estel 18 Scorpii; és interessant (i desafortunat per les possibilitats que existeixi vida en la seva proximitat) el fet que l'única diferència significativa entre ambdós cossos és l'amplitud del cicle solar, que sembla molt major per 18 Scorpii.
Alta metal·licitat
Encara que el gruix del material de qualsevol estrella és l'hidrogen i l'heli, hi ha una gran variació en la quantitat d'elements pesants que conté. Una gran proporció de metalls en una estrella està correlacionada amb la quantitat de material pesant disponible en el disc protoplanetari. Una baixa quantitat de metall disminueix significativament la probabilitat que s'hagin format planetes al voltant d'una estrella, segons la teoria de la nebulosa solar sobre la formació de sistemes planetaris. Qualsevol planeta que es formi al voltant d'una estrella amb poc metall tindrà probablement molt poca massa i, per tant, no serà favorable per la vida. Fins a la data, els estudis espectroscòpics dels sistemes en els quals s'ha trobat un exoplaneta confirmen la relació entre un alt contingut metàl·lic i la formació de planetes: "les estrelles amb planetes, o almenys amb planetes similars als quals vam trobar avui dia, són clarament més riques en metalls que les estrelles sense companyia planetària". L'alta metal·licitat també estableix un requisit de joventut per les habstars: les estrelles formades al principi de la història de l'Univers tenen un contingut baix de metalls i una corresponent menor probabilitat de tenir companys planetaris.
Característiques planetàries La principal suposició sobre els planetes habitables és que són terrestres. Aquests planetes, que es troben aproximadament dintre d'un ordre de magnitud de la massa de la Terra, estan composts principalment de roques de silicat i no han crescut a partir de les capes gasoses exteriors d'hidrogen i heli que es troben en els gegants gasosos. No s'ha descartat completament que pugui evolucionar vida en els núvols superiors dels planetes gegants, encara que es considera poc probable atès que no tenen superfície i la seva gravetat és enorme. Els satèl·lits naturals dels planetes gegants, d'altra banda, són candidats perfectament vàlids per albergar vida.