Sbírky

Mohly by obytné zóny být mnohem užší, než jsme si mysleli?

Mohly by obytné zóny být mnohem užší, než jsme si mysleli?

Termín „okolní obyvatelná zóna“, nazývaný také „obytná zóna (HZ)“ nebo „zóna zlatovlásky“, se v astronomické komunitě v poslední době hodně vrhá. To není překvapující, protože se vždy objevuje v kontextu objevů extrasolárních planet.

A v posledních letech byly objeveny tisíce exoplanet, z nichž mnohé právě obíhají v obytné zóně jejich hvězdy.

Tento termín má tendenci vyvolávat vzrušení, protože naznačuje, že vědci by mohli být o krok blíže k nalezení důkazů o životě mimo Zemi. Tento termín je však ze stejného důvodu poněkud problematický.

SOUVISEJÍCÍ: CO JE ZNAMENÁNO „OBYVATELNOU ZÓNOU“ A JAK TO DEFINUJEME?

Stejně jako termín „Země podobný“, i fráze „obyvatelná zóna“ je nabitá významem a nese s sebou jistou míru domněnky a domněnky. Pokud tedy máme pochopit, co tento termín znamená, co to znamená a co znamenají důsledky jeho použití, musíme udělat několik věcí.

Pro začátek potřebujeme trochu osvěžení toho, jaká je skutečná definice tohoto pojmu. Zadruhé, musíme se podívat na veškerý výzkum (zejména na aktuální věci), abychom zjistili, co se bude dít při rozhodování, kde bude platit.

Tradiční definice

HZ v zásadě označuje oblast kolem hvězdy, kde by planeta přijímala dostatek světla a tepla k zajištění povrchových teplot, které by mohly udržovat vodu v kapalné formě. Jako referenční bod zvažte Venuše, Zemi a Mars, které všechny sídlí (nebo jsou obkročeny) na HZ našeho Slunce.

Naše Slunce je žlutý trpaslík typu G s hlavní sekvencí, který má relativně střední velikost a hmotnost a má povrchové teploty kolem 5 800 K (5 500 ° C; 10 000 ° F). Tento typ hvězd představuje zhruba 7% hvězd v naší galaxii.

Země obíhá kolem Slunce v průměrné vzdálenosti 1 astronomické jednotky (AU), která dosahuje až 150 milionů km (93 milionů mi), nebo dobře v HZ našeho Slunce. Osa Země je však nakloněna o 23,4 ° směrem ke Slunci, což znamená, že teploty se v jednotlivých sezónách liší.

Ve skutečnosti byly během chladné noci ve Vostoku v Antarktidě zaznamenány teploty až -89 ° C (-128,5 ° F) a v létě až 71 ° C (159 ° F) v íránské poušti Lut. .

To však vychází z průměrné povrchové teploty asi 15 ° C (58 ° F), což znamená, že povrch Země (většina je pokryta oceány) je schopen udržet vodu v kapalné formě, což je základní pro život, jak ho známe.

Naproti tomu se Venuše rozkročila nad vnitřní hranou HZ a obíhá kolem Slunce v průměrné vzdálenosti 0,72 AU (108,2 milionů km; 67,2 milionů mi). Tato změna vzdálenosti znamená, že Venuše přijímá zhruba dvojnásobné množství slunečního záření než Země.

V kombinaci se složením jeho atmosféry (což vede k uprchlému skleníkovému efektu) to vede k tomu, že Venuše je nejteplejší planetou sluneční soustavy: 737 K (462 ° C; 864 ° F). S povrchovými teplotami dostatečně horkými na to, aby se roztavilo olovo, a značně nad teplotami používanými ke sterilizaci, je Venuše neobyvatelná.

Na druhém konci věcí je Mars, který obíhá kolem našeho Slunce v průměrné vzdálenosti asi 1,5 AU (227,9 milionů km; 141,6 milionů mi). To ji umisťuje na vnější okraj HZ našeho Slunce a má průměrnou povrchovou teplotu 210 K (-63 ° C; -82 ° F).

Vzhledem k tomu, že osa Marsu je nakloněna jako Země (25,19 ° ke Slunci), Mars také zaznamenává sezónní teplotní výkyvy. Celkově lze říci, že povrchové teploty se pohybují od minima –143 ° C (-226 ° F) na pólech v zimě do vysokých 35 ° C (95 ° F) na rovníku v létě v poledne.

Z tohoto důvodu je Mars velmi suchým a vysušeným místem. Všechny známé zdroje vody jsou buď zmraženy v polárních ledových čepicích nebo v půdě kolem polárních oblastí jako permafrost. Cokoli jiného by muselo být umístěno pod povrchem, pravděpodobně ve formě solanky.

Na příkladu naší sluneční soustavy lze vidět význam pojmu „zóna zlatovlásky“.

Zatímco planeta jako Venuše je příliš blízko ke Slunci (a proto příliš horká) a planeta jako Mars je příliš daleko (příliš studená), Země leží zhruba uprostřed a má pravdu.

Nejen otázka oběžné dráhy

Bohužel, určení, zda je planeta obyvatelná, není jen otázkou plánování její oběžné dráhy. A existuje spousta evoluce, která vede k tomu, aby se planeta stala pohostinnou pro „život, jak ho známe“. To byl jistě případ Země.

K tomu, aby se Země stala typem planety, kterou dnes známe a milujeme, byl zapotřebí velmi dlouhý proces, který zahrnoval miliardy let geologické evoluce, změny našeho Slunce a primitivní formy života.

Venuše a Mars zároveň nebyly vždy takové, jaké jsou dnes. Vědci se ve skutečnosti domnívají, že obě planety měly na svých površích a v atmosférách kapalnou vodu, která byla mnohem příznivější pro život. Ale díky řadě událostí (které také trvaly miliardy let) se staly světy nepřátelskými k životu, jak ho známe.

V případě Venuše převládá teorie, že před miliony let nastal efekt „mokrého skleníku“, který spustil uprchlé globální oteplování.

Jak vysvětlil e-mailem Dr. Michael J. Way, specialista na informační technologie na NASA Goddard Institute for Space Flight Studies, předpokládá se, že tento proces začal před 750 miliony let v důsledku téměř globální události zabrousení:

„V tomto scénáři by většina uhlíku byla uzamčena tak, jak je na Zemi - v karbonátových horninách v kůře / litosféře. Pak se uvnitř planety stalo něco, co způsobilo masivní zabrousení. V rámci toho se zvýšila povrchová teplota, byly uvolněny povrchové zásoby uhlíku a ten byl vypuštěn do atmosféry, kde zůstává dodnes. “

SOUVISEJÍCÍ: PLANETA ZEMĚ ZÍSKANÁ V OBYTNÉ OBLASTI NEJBLIŽŠÍ HVĚZDY

Mars také zažil závažné změny ve svém podnebí v důsledku svého geologického vývoje. Stručně řečeno, Mars má dnes velmi tenkou atmosféru, protože (na rozdíl od Země) nemá žádnou ochrannou magnetosféru, která by bránila slunečnímu větru zbavovat atmosféru.

Před zhruba 4,3 miliardami let však vědci předpokládají, že Mars měl magnetosféru, která (jako Země) byla poháněna konvekcí v jádru. Vzhledem k tomu, že Mars je menší a méně hmotný než Země, vnitřek planety se ochladil rychleji než Země, což způsobilo ztuhnutí vnější části jádra.

Výsledkem bylo, že Mars ztratil svou magnetosféru, jeho atmosféra se začala pomalu zbavovat a planeta začala zažívat některé drastické změny svého podnebí. Asi před 3,7 miliardami let se povrch Marsu stal velmi chladným, suchým a nehostinným místem, kde je dnes.

Při použití těchto solárních analogů je zřejmé, že obyvatelnost nespadá na oběžnou dráhu sama. Existuje také řada faktorů, které je třeba vzít v úvahu, jako je složení atmosféry, geologická historie a řada dalších faktorů, které nelze zjistit pomocí vzdálených průzkumů.

Lovci exoplanet na příkladu Země opět hledají známky konkrétních chemických prvků, molekul nebo izotopů, které jsou spojeny se životem, jak jej známe (neboli „biosignatury“ nebo „biomarkery“).

Patří mezi ně voda, která je pro život nezbytná, jak ji známe, a jediné rozpouštědlo, které známe, které může život hostit. Plynná voda je také skleníkový plyn, takže jako součást koloběhu vody také pomáhá udržovat stabilní teploty planety v průběhu času.

Existuje také plynný kyslík, který je nejen nezbytný pro život, jak ho známe, ale také vedlejším produktem fotosyntetických organismů. Vodík a uhlík jsou také klíčové ukazatele, protože jsou to klíčové složky vody (H²O), oxidu uhličitého (CO²) a oxidů, jako jsou sírany, křemičitany a další minerály v kůře planety.

Oxid uhličitý je hlavním biomarkerem spolu s uhlíkovými sloučeninami a uhličitanovými minerály. Pro začátek je plynný oxid uhličitý potravou pro fotosyntetické organismy a vedlejším produktem pro složité formy života dýchající kyslík. Kromě toho se jedná o přírodní skleníkový plyn, který z něj činí účinný stabilizátor klimatu.

Dusík je důležitým biomarkerem, protože se jedná o důležitý vyrovnávací plyn v zemské atmosféře. Minerály jako fosfor a síra jsou také klíčovou součástí života na Zemi, což jim umožňuje ukazovateli života v jiných systémech.

Z toho všeho by člověk mohl mít dojem, že nalezení obyvatelných exoplanet je jen jednoduchá věc pohledu na planety, které obíhají kolem jejich hvězd HZ a obsahují všechny potřebné prvky. Existuje však značný výzkum, který vrhá stín na tento přímý přístup.

Nespolehlivé biomarkery

Tento výzkum ukázal, že podmínky, které vedou k životu, mohou být mnohem temperamentnější, než jsme si mysleli. Pro začátečníky je tu role, kterou hrají skleníkové plyny a biomarkery, jako je plynný kyslík, které by ve skutečnosti mohly být nepřátelské k životu za správných podmínek.

Například nedávná exploze v počtu objevů exoplanet ukázala, že červené trpasličí hvězdy typu M mají nejpravděpodobnější pozemské planety obíhající kolem jejich HZ. Pro začátečníky mají tyto hvězdy velmi těsné HZ ve srovnání s jasnějšími a hmotnějšími hvězdami.

Výsledkem je, že každá planeta obíhající dostatečně blízko na to, aby na jejím povrchu byla kapalná voda, by byla svázána s hvězdou (tj. S jednou stranou neustále obrácenou ke hvězdě). To znamená, že jedna strana by byla neustále vystavena slunečnímu záření, které by mohlo být nebezpečné pro jakékoli formy života tam.

Zvyšuje také pravděpodobnost, že by denní den nebyl schopen udržet na svém povrchu tekutou vodu. Vzhledem k tomu, že veškeré UV záření bombarduje povrch, je pravděpodobné, že dojde k chemické disociaci. V tomto procesu se voda rozkládá na plynný vodík, který se ztrácí do prostoru, a plynný kyslík, který zůstává v atmosféře.

I když by tento proces zajišťoval atmosféru, která obsahuje plynný kyslík (klíčový biomarker), nezaručoval by život. Nedávný výzkum ve skutečnosti ukázal, že by proti tomu mohl fungovat. Na Zemi byl kyslík výsledkem fotosyntetických organismů metabolizujících plyn CO².

Atmosféra kyslíku, která je výsledkem chemické disociace, by však byla pro tyto formy života toxická. A co je horší, věří se, že planety obíhající kolem chladnějších hvězd mají ve svých atmosférách vyšší koncentrace oxidu uhelnatého (CO), které by byly toxické pro základní i složité organismy.

V minulosti vědci také tvrdili, že některé planety, které se nacházejí na vnějším okraji svých HZ, mohou být stále obyvatelné, pokud mají v atmosféře dostatečně vysoké koncentrace CO², což zajišťuje dostatečný skleníkový efekt. Příliš mnoho CO² by však bylo pro život špatné, jak ho známe.

Dobrým příkladem toho je Kepler-62f, super Země, která obíhá kolem hvězdy o něco menší a slabší než naše Slunce asi 990 světelných let od Země. Když byla objevena v roce 2013, byla tato planeta považována za dobrého kandidáta na mimozemský život za předpokladu dostatečného skleníkového efektu.

Následné výpočty vědců z Astrobiologického ústavu NASA však ukázaly, že by to trvalo 1000krát více oxidu uhličitého (300 až 500 kilopascalů), než kolik existovalo na Zemi, když se poprvé vyvíjely složité formy života (před asi 1,85 miliardami let) - což by bylo toxický pro nejsložitější formy života zde na Zemi.

Jakmile se tato fyziologická omezení zohlední, odhaduje se, že obytná zóna pro složitý život musí být podstatně užší, než se dříve odhadovalo - zhruba čtvrtina toho, co jsme si mysleli.

Voda, voda všude!

Další velký problém souvisí s převahou vody na extrasolárních planetách. Zjednodušeně řečeno, mnoho z těchto planet může mít příliš mnoho vody, což by ve skutečnosti bylo špatné pro život. Stejně jako u většiny věcí vás může příliš dobrá věc zabít!

Na základě údajů z Keplerův vesmírný dalekohled a Gaia Vědci dokázali přesně změřit poloměry více než 4 000 dosud objevených exoplanet spolu s jejich oběžnými dobami a dalšími parametry.

Tito kandidáti na exoplanety lze rozdělit do dvou velikostních kategorií: těch, které mají 1,5násobek poloměru Země, a těch, které mají průměr kolem 2,5 poloměru Země. Zatímco planety, které spadají do první kategorie, jsou považovány za skalnaté, u těch druhých se obecně předpokládá, že sahají od nadzemských až po plynné obry velikosti Neptunu.

Podle kompozičních modelů těchto planet se odhaduje, že mnohé z exoplanet, které jsou dvakrát až čtyřikrát větší než Země, jsou ve skutečnosti „vodní světy“. Jedná se o planety, kde zhruba 50% hmoty tvoří voda (zatímco tvoří pouze 0,2% hmotnosti Země).

V kombinaci s jejich orbitálními parametry bude povrchová teplota na těchto planetách pravděpodobně poměrně vysoká, což povede k atmosféře ovládané vodní párou. Oceány pravděpodobně budou mít pod povrchem vrstvu vysokotlakého ledu kolem skalnatého jádra.

Nic z toho není zvlášť dobré pro život. Kromě extrémního tepla a nedostatečného přístupu k dostatečnému slunečnímu světlu je zde také problém, že zde nejsou žádné zemské masy. Podle několika výzkumných linií planety potřebují ke vzniku složitého života kontinenty a oceány.

Silná vrstva ledu mezi jádrem a oceánem by také znamenala, že na oceánském dně nebude probíhat hydrotermální aktivita, což může být také nezbytné pro život. To je založeno na skutečnosti, že na Zemi byly na mořském dně kolem hydrotermálních průduchů nalezeny nejdříve zkamenělé důkazy o životě (staré zhruba 3,77 miliardy let).

Takové hluboké oceány by také bránily cyklování uhlíku. Jedním z důvodů, proč si Země dokázala udržovat stabilní teploty po dlouhou dobu, je pravidelná výměna CO² mezi atmosférou a kůrou.

Toto je známé jako uhlíkový cyklus, kde tektonická aktivita přeměňuje atmosférický CO² na uhličitanové minerály (což vede ke globálnímu ochlazení) a poté jej znovu uvolňuje pomocí sopek (vedoucí ke globálnímu oteplování).

Takový proces by nebyl možný na vodních světech, kde je celá plocha pokryta velmi hlubokými oceány. V těchto světech by voda bránila absorpci oxidu uhličitého horninami a potlačovala sopečnou činnost - i když je možné, že samotné oceány by mohly dostatek CO2 na kolo.

Geologicky „stagnující“ světy

V neposlední řadě je tu otázka samotné tektonické činnosti. Na Zemi je kůra a plášť (neboli litosféra) tvořena řadou desek, které jsou v neustálém pohybu. Když se dvě desky srazí, výsledkem je subdukce, kdy je jedna deska tlačena pod druhou a hlouběji do podpovrchu.

Tato subdukce způsobí, že se hustý plášť roztaví a vytvoří vztlakové magma, které pak stoupá kůrou na zemský povrch a vytváří sopky. Jak již bylo uvedeno, tento proces je ústředním bodem uhlíkového cyklu, protože tlačí CO² do pláště a ustupuje do atmosféry.

V tomto ohledu byla desková tektonika a vulkanická aktivita ústřední pro vznik života zde na Zemi tím, že zajišťovaly stabilní povrchové teploty. Na planetách se „stagnujícím víkem“, kde tektonická aktivita neexistuje, by však byla situace zcela odlišná.

Jedná se o planety, kde kůra sestává z jediné obří sférické desky plovoucí na plášti, spíše než z jednotlivých kusů. Dosud nebyly potvrzeny žádné extrasolární planety, které by vykazovaly tektonickou aktivitu, což může naznačovat, že stagnující víkové planety jsou mnohem běžnější.

V zásadě by tyto planety udržovaly uhlíkový cyklus a teploty, které upřednostňují obyvatelnost, mnohem těžší. Novější výzkum však naznačil, že by bylo stále možné, kdyby tyto planety měly při svém vzniku dostatek prvků produkujících teplo (tj. Je to počáteční rozpočet na teplo).

Přetrvávající tajemství života

Další problém, pokud jde o hledání světů, které by na nich mohly žít, souvisí s nevyřešenou otázkou, jak se život vynořuje. Zatímco vědci jistě vědí, jaké základní prvky jsou pro život tady na Zemi nezbytné, stále si nejsou jisti, jak přesně to všechno vzniklo.

V určitém okamžiku daleké minulosti se všechny anorganické přísady, které jsou pro život nezbytné, spojily a vytvořily organický život (proces známý jako „abiogeneze“). V současné době stále není jasné, jak se to stalo, ačkoli experimenty se stále blíží odpovědi.

Pak je také možné, že nejčasnější prebiotické sloučeniny nebo dokonce formy života přišly na Zemi prostřednictvím asteroidů nebo meteoritů (v souladu s teorií „panspermie“). Pokud je to pravda, pak proces přeměny anorganických prvků na život nastal někde jinde.

Nakonec to nejlepší, co můžeme udělat, je dál hledat. Zatímco vědci v laboratoři pokračují ve studiu pozemských forem života v naději, že odhalí, jak začal život na Zemi.

Mezitím budou průzkumné mise pokračovat v průzkumu sluneční soustavy, aby zjistily, kde jinde by mohl vzniknout život, zatímco astronomové pokračují ve zkoumání vesmíru v naději, že tam najdou další příklady život nesoucích planet.

Zatímco experimentální vědci těží z vylepšených přístrojů, výzkumu a metod sdílení dat, průzkumné úsilí bude mít prospěch z nasazení dalekohledů nové generace a robotických průzkumníků v příštích letech a desetiletích.

V případě prvního z nich patříVesmírný dalekohled Jamese Webba (JWST) a Širokoúhlý infračervený vesmírný dalekohled (WFIRST), stejně jako pozemní observatoře jako Extremely Large Telescope (ELT), Thirty Meter Telescope a Giant Magellan Telescope (GMT).

V případě druhého jmenovaného patří Mars 2020 rover, Europa Clipper kosmická loď, Průzkumník JUpiter Icy Moon (DŽUS), Vážka mise na Titanu a mnoho, mnoho dalších.

  • ESA - Co jsou to exoplanety?
  • NASA - Galactic obyvatelné zóny
  • PHL - katalog obyvatelných exoplanet
  • ESA - Jak najít extrasolární planetu
  • NASA - JWST - Planets & Origins of Life
  • NASA - nový model pro obyvatelné zóny
  • Wikipedia - Circumstellar obyvatelná zóna
  • NASA - Hledáme život na všech správných místech
  • USM - Planetárium: „Otevírá se slunce?“
  • NASA - Vřelé přivítání: Hledání obyvatelných planet
  • NASA - Vnější okraj obyvatelné zóny hvězdy je těžkým místem pro život


Podívejte se na video: Výklad karet - Milostný trojúhelník -jak to vypada u Vas a u nich a vývoj (Leden 2022).