Acqua: differenze tra le versioni

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La presenza di acqua liquida (e in misura minore nelle forme gassosa e solida) sulla Terra è una condizione essenziale per lo sviluppo e il [[Biosfera|sostentamento della vita]] come la conosciamo. La Terra presenta tali condizioni favorevoli poiché si trova in quella che gli astronomi definiscono ''[[zona abitabile]]'' del [[sistema solare]], ovvero una stretta fascia orbitale in cui l'[[irraggiamento]] da parte del [[Sole]] è tale da mantenere l'acqua allo stato liquido: infatti, se solo il nostro pianeta fosse stato più lontano o più vicino alla nostra stella, anche solo del 5% (otto milioni di chilometri), le condizioni in grado di mantenere simultaneamente i tre stati fisici dell'acqua avrebbero avuto minori possibilità di verificarsi.<ref>{{en}} {{cita pubblicazione|autore= J. C. I. Dooge| titolo= Integrated management of water resources| rivista= in E. Ehlers, T. Krafft. ''Understanding the Earth System: compartments, processes, and interactions'', Springer| anno= 2001| pagine= 116| url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/habzone.html }}</ref>

Definire la nozione di ''[[abitabilità planetaria]]'' comincia dallo studio delle [[stelle]]: infatti, l'abitabilità di un pianeta dipende in buona parte dalle carattetistichecaratteristiche del sistema planetario, e dunque della stella, che lo ospita.<ref name= extraterr>{{Cita|Dick}}</ref> Si stima attualmente che il [[classificazione stellare|dominio spettrale]] appropriato per le stelle con pianeti abitabili vada dall'inizio della [[nana bianco-gialla|classe F]] o [[nana gialla|G]] fino a metà della [[nana arancione|classe spettrale K]]; si tratta di stelle non troppo calde né troppo fredde, che stanno nella [[sequenza principale]] sufficientemente a lungo perché la vita abbia possibilità di [[origine della vita|comparire]] ed [[evoluzione|evolvere]] sino anche a forme complesse.<ref name= extraterr/> Questo tipo di stelle costituisce probabilmente dal 5 al 10% delle stelle della nostra galassia.

Poco favorevoli ad ospitare la vita sembrano essere i sistemi planetari attorno alle [[nana rossa|nane rosse]], ovvero le stelle tra la classe K e la classe M. Esse, pur avendo periodi di vita estremamente lunghi (centinaia di miliardi di anni o più),<ref>{{en}} {{cita web | autore= S. A Naftilan | coautori= P. B. Stetson | data= 13-07-2006 | url= http://www.sciam.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi | titolo= How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe? | editore = [[Scientific American]] | accesso = 27-02-2009}}</ref><ref>{{en}} {{cita pubblicazione | autore= G. Laughlin |coautori= P. Bodenheimer, F. C. Adams | titolo= The end of the main sequence | rivista= The Astrophysical Journal | anno= 1997 | volume= 482 | pagine= 420–432 | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L | accesso= 2009-08-14 }}</ref> possiedono delle [[luminosità (fisica)|luminosità]] così basse che, perché le condizioni di [[insolazione]] della superficie del pianeta siano favorevoli alla vita, esso dovrebbe orbitare ad una distanza tale che le [[forza di marea|forze di marea]] lo vincolerebbero in un'[[rotazione sincrona|orbita sincrona]]; inoltre, alcune nane rosse manifestano dei [[stella a brillamento|violenti episodi di variabilità]]. Tuttavia, la questione concernente l'effettiva [[abitabilità dei sistemi planetari delle nane rosse]] resta aperta e riveste grandissima importanza, in quanto la maggioranza delle stelle (circa il 65 %) della Galassia fanno parte di questa categoria.<ref name>{{en}} {{cita pubblicazione | autore = A. Burrows |coautori= W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine | titolo= An expanded set of brown dwarf and very low mass star models | rivista= [[Astrophysical Journal]] | anno= 1993 | volume= 406 | numero= 1 | pagine= 158–171 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | doi= 10.1086/172427}}</ref>