En astrofísica, se denomina zona de habitabilidad estelar a la región alrededor de una estrella en la que el flujo de radiación incidente permitiría la presencia de agua en estado líquido sobre la superficie de cualquier planeta (o satélite) rocoso que se encontrase en ella y que contase con una masa comprendida entre 0,5 y 10 M_⊕ y una presión atmosférica superior a 6,1 mbar, correspondiente al punto triple del agua a una temperatura de 273,16 K.^[1]​^[2]​^[3]​^[4]​ Además de la separación entre el planeta y la estrella (semieje mayor), existen otros parámetros a tener en cuenta de cara a la inclusión de un planeta dentro de la zona de habitabilidad de un sistema, como la excentricidad orbital, la rotación planetaria, las propiedades atmosféricas del exoplaneta o la existencia de fuentes de calor adicionales a la radiación estelar, como el calentamiento de marea.^[5]​

Aunque las estimaciones realizadas varían según el autor, la más aceptada fija sus márgenes en el sistema solar a una distancia de entre 0,84 y 1,67 UA respecto al Sol.^[6]​ Si la Tierra tuviese una órbita inferior al límite interno de la zona habitable, se desencadenaría un proceso similar al observable en Venus, que sometería a nuestro planeta a un efecto invernadero descontrolado; mientras que si superase su límite externo, toda el agua superficial se congelaría.^[7]​

El descubrimiento de los primeros exoplanetas rocosos orbitando la zona de habitabilidad de sus estrellas, gracias a las observaciones del telescopio espacial Kepler, ha aumentado considerablemente el interés por su estudio,^[8]​ convirtiéndolo en un pilar básico de la astrobiología, la exoplanetología y la astrofísica.^[5]​^[9]​