Kogud

Kas elamiskõlblikud tsoonid võivad olla palju kitsamad kui arvasime?

Kas elamiskõlblikud tsoonid võivad olla palju kitsamad kui arvasime?

Mõistet "olude sobilik elamiskõlblik tsoon", mida nimetatakse ka "elatavaks tsooniks (HZ)" või "kuldklotside tsooniks", on astronoomiaringkondades viimasel ajal palju ringi visatud. See pole üllatav, sest see tuleb alati välja päikeseväliste planeetide avastuste kontekstis.

Viimastel aastatel on avastatud tuhandeid eksoplaneete, millest paljud juhtuvad lihtsalt orbiidile oma tähe vastavas elamiskõlbulikus tsoonis.

Sellel terminil on kalduvus tekitada elevust, kuna see tähendab, et teadlased võiksid olla samm lähemal tõendite leidmisele elust väljaspool Maad. Mõiste on siiski mõnevõrra problemaatiline just sel samal põhjusel.

SEOTUD: MIDA TÄHENDAB "MÕJUSTATAV Tsoon" ja kuidas me seda määratleme?

Nii nagu mõiste "Maa-sarnane", on ka fraas "elamiskõlblik tsoon" tähendusrikas ja kannab endas teatud hulga oletusi ja oletusi. Nii et kui me mõistame, mida see mõiste tähendab, mida see tähendab ja mida selle rakendamise tagajärjed tähendavad, peame tegema mõned asjad.

Alustuseks vajame veidi värskendust selle mõiste tegeliku määratluse kohta. Teiseks peame uurima kõiki uuringuid (eriti praeguseid asju), et näha, mis läheb selle üle otsustamiseks, kus see rakendub.

Traditsiooniline määratlus

Põhimõtteliselt viitab HZ tähe ümbruse piirkonnale, kus planeet saaks piisavalt valgust ja soojust, et tagada pinnatemperatuurid, mis suudaksid vett vedelal kujul säilitada. Pidage võrdluspunktiks Veenust, Maad ja Marssi, mis kõik asuvad (või asuvad) meie Päikese HZ-s.

Meie Päike on põhijärjestusega G-tüüpi kollane kääbus, mis on suhteliselt mõõduka suuruse ja massiga ning mille pinnatemperatuur on umbes 5800 K (5500 ° C; 10 000 ° F). Seda tüüpi tähed moodustavad umbes 7% meie galaktika tähtedest.

Maa tiirleb ümber Päikese keskmiselt 1 astronoomilise üksuse (AU) kaugusel, mis töötab kuni 150 miljoni km (93 miljoni miili) kaugusele või kaugelt meie Päikese HZ piires. Maa telg on aga kaldu Päikese poole 23,4 °, mis tähendab, et temperatuurid on aastaaegadest erinevad.

Tegelikult on Antarktikas Vostokis külmal ööl registreeritud nii madalat temperatuuri kui −89 ° C (−128.5 ° F) ja suve jooksul Iraani Lut kõrbes kuni 71 ° C (159 ° F). .

Sellest hoolimata töötab see keskmise pinna temperatuurini umbes 15 ° C (58 ° F), mis tähendab, et Maa pind (millest enamus on kaetud ookeanidega) suudab säilitada vedelat vett, mis on eluks hädavajalik, nagu me seda teame.

Seevastu ulatub Veenus HZ sisemisse serva, tiireldes ümber Päikese keskmiselt 0,72 AU (108,2 miljonit km; 67,2 miljonit miili) kaugusel. See kauguse muutus tähendab, et Veenus saab umbes kaks korda rohkem päikesekiirgust kui Maa.

Koos atmosfääri koostisega (mis toob kaasa põgenenud kasvuhooneefekti) põhjustab selle, et Veenus on päikesesüsteemi kuumim planeet: 737 K (462 ° C; 864 ° F). Pinna temperatuuril, mis on plii sulatamiseks piisavalt kuum ja steriliseerimiseks kasutatavatest temperatuuridest kaugemal, on Veenus elamiskõlbmatu.

Asjade teises otsas on Marss, mis tiirleb meie Päikese ümber keskmiselt umbes 1,5 AU kaugusel (227,9 miljonit km; 141,6 miljonit miili). See asetab selle meie Päikese HZ välisserva ja selle keskmine pinnatemperatuur on 210 K (−63 ° C; −82 ° F).

Arvestades, et Marsi telg on kallutatud nagu Maa oma (25,19 ° Päikese suunas), kogeb Mars ka hooajalisi temperatuuri kõikumisi. Kõigest võib öelda, et pinnatemperatuurid varieeruvad talvel pooluste madalaimast temperatuurist –143 ° C (–226 ° F) kuni suve keskpäeval ekvaatori kõrgeimani temperatuurini 35 ° C (95 ° F).

Sel põhjusel on Marss väga kuiv ja kuivanud koht. Kõik teadaolevad veeallikad on kas külmunud polaarsetes jäämütsides või polaaralade ümbruses mullas igikeltsana. Kõik muu peaks asuma pinna all, tõenäoliselt soolvee kujul.

Kasutades näiteks ainult meie Päikesesüsteemi, võib näha mõiste "kuldklotside tsoon" taga olevat tähendust.

Kui Veenuse-sugune planeet on Päikesele liiga lähedal (ja seetõttu liiga kuum) ja Mars-sugune planeet on liiga kaugel (liiga külm), siis Maa istub umbes keskel ja on täpselt paras.

Mitte ainult orbiidi küsimus

Paraku pole planeedi elamiskõlblikkuse kindlakstegemine ainult tema orbiidi kavandamine. Ja siin on palju evolutsiooni, mis muudab planeedi külalislahkeks "eluks, nagu me seda tunneme". Maal oli see kindlasti nii.

Selleks, et muuta Maa selliseks planeeditüübiks, mida me täna tunneme ja armastame, oli vaja väga pikka protsessi, mis hõlmas miljardite aastate pikkust geoloogilist evolutsiooni, muutusi meie Päikeses ja primitiivseid eluvorme.

Samal ajal ei olnud Veenus ja Marss alati sellised, nagu nad praegu on. Tegelikult usuvad teadlased, et mõlema planeedi pinnal ja atmosfääris oli kunagi elu palju soodsam vesi. Kuid tänu mitmetele sündmustele (mis võtsid ka miljardeid aastaid) said neist maailmad, mis on meie jaoks vaenulikud elule.

Veenuse puhul on valdav teooria, et miljoneid aastaid tagasi tekkis "märja kasvuhoone" efekt, mis vallandas põgeneva globaalse soojenemise.

Nagu NASA Goddardi kosmoselennuinstituudi infotehnoloogia spetsialist dr Michael J. Way e-posti teel selgitas, arvatakse, et see protsess algas 750 miljonit aastat tagasi peaaegu globaalse pinnakatte tagajärjel:

"Selle stsenaariumi korral oleks suurem osa süsinikust lukustatud nii nagu see on maa peal - karbonaatkivimites maapõues / litosfääris. Siis juhtus planeedi sees midagi, mis põhjustas tohutu pinnakatte. Selle osana tõusis pinnatemperatuur, pinna süsinikuvarud vabastati ja see visati atmosfääri, kus see täna on. "

SEOTUD: MAA-SUURUSEGA PLANEET LEITUD LÄHIMASE STAARI ELAMISVööndis

Marss koges oma geoloogilise arengu tõttu ka tõsiseid muutusi oma kliimas. Lühidalt öeldes on Marsil tänapäeval väga õhuke atmosfäär, kuna sellel (erinevalt Maast) puudub kaitsev magnetosfäär, mis takistaks päikesetuulel oma atmosfääri eemaldamist.

Umbes 4,3 miljardit aastat tagasi väidavad teadlased, et Marsil oli magnetosfäär, mis (nagu Maa) sai südamikus konvektsiooni. Arvestades, et Marss on Maast väiksem ja vähem massiivne, jahtus planeedi sisemus kiiremini kui Maa, põhjustades südamiku välimise osa tahkumise.

Selle tagajärjel kaotas Marss oma magnetosfääri, tema atmosfääri hakati aeglaselt eemaldama ja planeedil hakkasid kliimas muutuma drastilised muutused. Umbes 3,7 miljardit aastat tagasi oli Marsi pinnast saanud väga külm, kuiv ja külalislahke koht, kus ta praegu on.

Neid Päikese analooge kasutades saab selgeks, et elukõlblikkus ei tulene ainult orbiidil. Arvestada tuleb ka mitmete teguritega, nagu atmosfääri koostis, geoloogiline ajalugu ja mitmed muud tegurid, mida kaugete uuringutega ei ole võimalik kindlaks teha.

Taaskord, kasutades Maa näitena, otsivad eksoplaneedikütid ka spetsiifiliste keemiliste elementide, molekulide või isotoopide märke, mis on seotud eluga, nagu me seda tunneme (aka. "Biosignatuur" või "biomarker").

Nende hulka kuulub vesi, mis on meie jaoks eluks hädavajalik, ja ainus meile teada olev lahusti, mis võib elu korraldada. Gaasiline vesi on ka kasvuhoonegaas, nii et veeringe osana aitab see ka planeedi temperatuure aja jooksul stabiilsena hoida.

Seal on ka hapnikugaas, mis pole mitte ainult eluks hädavajalik, nagu me seda teame, vaid ka fotosünteesivate organismide kõrvalsaadus. Vesinik ja süsinik on samuti põhinäitajad, kuna need on vee (H²O), süsinikdioksiidi (CO²) ja oksiidide nagu sulfaatide, silikaatide ja muude mineraalide võtmekomponendid planeedi maakoores.

Süsinikdioksiid on peamine biomarker koos süsinikuühendite ja karbonaatmineraalidega. Alustuseks on süsinikdioksiid gaas fotosünteesivatele organismidele ja kõrvalsaadus hapnikuga hingavate keerukate eluvormide jaoks. Lisaks on see looduslik kasvuhoonegaas, mis muudab selle tõhusaks kliima stabilisaatoriks.

Lämmastik on oluline biomarker, kuna see on oluline puhvergaas Maa atmosfääris. Mineraalid, nagu fosfor ja väävel, on samuti Maa elu peamine osa, mis muudab need võimalikeks elu näitajateks teistes süsteemides.

Kõigest sellest võib jääda mulje, et elamiskõlblike eksoplaneetide leidmine on lihtsalt nende planeetide otsimine, mis tiirlevad oma tähtede HZ piires ja sisaldavad kõiki vajalikke elemente. Siiski on märkimisväärseid uuringuid, mis heidavad varju sellele sirgjoonelisele lähenemisele.

Ebausaldusväärsed biomarkerid

See uurimus on näidanud, et elu tekitavad tingimused võivad olla palju temperamentlikumad, kui me arvasime. Alustuseks on kasvuhoonegaaside ja biomarkerite roll nagu hapnikugaas, mis võib õigetes tingimustes olla eluvaenulik.

Näiteks hiljutine plahvatus eksoplaneedi avastuste arvus on näidanud, et M-tüüpi punaste kääbustähtede orbiidil on kõige tõenäolisem maismaaplaneetide HZ. Alustuseks on neil tähtedel HZ-d väga tihedad, võrreldes heledamate ja massiivsemate tähtedega.

Selle tulemusena lukustatakse kõik planeedid, mis tiirlevad piisavalt lähedal, et nende pinnal oleks vedelat vett, oma tähega (s.t üks pool pidevalt tähe poole) lukustatud. See tähendab, et üks pool puutuks pidevalt kokku päikesekiirgusega, mis võib olla ohtlik sealsetele eluvormidele.

See suurendab ka tõenäosust, et päevane päev ei suuda oma pinnal vedelat vett hoida. Kõigi pinda pommitavate UV-kiirguste tõttu toimub tõenäoliselt keemiline dissotsiatsioon. Selles protsessis lagundatakse vesi kosmoseks kadunud vesinikgaasiks ja atmosfääri jäävaks hapnikugaasiks.

Kuigi see protsess tagaks hapnikugaasi (peamine biomarker) sisaldava atmosfääri, ei tagaks see elu. Tegelikult on hiljutised uuringud näidanud, et see võib sellele vastu tulla. Maal on hapnik tingitud fotosünteesivatest organismidest, mis metaboliseerivad CO 2 gaasi.

Keemilise dissotsiatsiooni tagajärjel tekkinud hapniku atmosfäär oleks aga sellistele eluvormidele toksiline. Mis veelgi hullem - arvatakse, et jahedamate tähtede ümber tiirlevate planeetide atmosfääris on suurem süsinikmonooksiidi (CO) kontsentratsioon, mis oleks mürgine nii aluselistele kui ka keerukatele organismidele.

Varem on teadlased ka väitnud, et mõned planeedid, mis asuvad oma HZ-de välisservas, võiksid olla elamiskõlblikud, kui nende atmosfääris oleks piisavalt kõrge CO 2 kontsentratsioon, tagades seega piisavalt kasvuhooneefekti. Liiga palju CO 2 oleks aga kahjulik kogu elule, nagu me seda teame.

Hea näide selle kohta on Kepler-62f, super-Maa, mis tiirleb ümber tähe, mis on veidi väiksem ja hämaram kui meie Päike, umbes 990 valgusaasta kaugusel Maast. Kui see 2013. aastal avastati, arvati, et see planeet on hea maavälise elu kandidaat, eeldades piisava kasvuhooneefekti olemasolu.

NASA astrobioloogiainstituudi teadlaste järgnevad arvutused näitasid, et selleks kuluks 1000 korda rohkem süsinikdioksiidi (300–500 kilopaskalit) kui Maal, kui keerulised eluvormid esmakordselt välja kujunesid (umbes 1,85 miljardit aastat tagasi) - mis oleks mürgine siin Maal kõige keerukamate eluvormide jaoks.

Kui need füsioloogilised piirangud on arvesse võetud, peab kompleksse elu jaoks elamiskõlblik tsoon olema oluliselt kitsam kui varem hinnatud - umbes veerand sellest, mida me arvasime.

Vesi, vesi igal pool!

Teine suur mure on seotud vee levimusega päikesevälistel planeetidel. Lihtsustatult öeldes võib paljudel neist planeetidest olla liiga palju vett, mis oleks tegelikult kogu eluks halb. Nagu enamiku asjade puhul, võib ka liiga palju head asjad teid tappa!

Põhineb Kepleri kosmoseteleskoop ja Gaia missioonil on teadlastel õnnestunud täpselt mõõta seni avastatud üle 4000 eksoplaneedi raadius koos orbiidiperioodide ja muude parameetritega.

Need eksoplaneedi kandidaadid võib jagada kahte suuruskategooriasse: need, mille Maa raadius on 1,5 korda suurem, ja need, mille keskmine raadius on umbes 2,5. Kui endisesse kategooriasse kuuluvad planeedid arvatakse olevat kivised, siis viimastel arvatakse tavaliselt ulatuvat supermaast kuni Neptuuni suuruse gaasigigandini.

Nende planeetide kompositsioonimudelite järgi arvatakse, et paljud eksoplaneedid, mille suurus on kaks kuni neli korda suurem kui Maa, on tegelikult "veemaailmad". Need on planeedid, kus umbes 50% massist koosneb veest (samas kui see moodustab Maa massist vaid 0,2%).

Koos nende orbiidi parameetritega on nende planeetide pinnatemperatuurid tõenäoliselt üsna kõrged, mis põhjustab veeauru domineerivat atmosfääri. Pinna all on ookeanidel tõenäoliselt kivise südamiku ümber kõrgsurveline jääkiht.

Ükski neist pole elule eriti kasulik. Lisaks äärmuslikule kuumusele ja piisava päikesevalguse puudumisele on küsimus ka selles, et maamassid puuduvad. Mitmete uurimissuundade järgi vajavad planeedid keeruka elu tekkimiseks mandreid ja ookeane.

Paks jääkiht südamiku ja ookeani vahel tähendaks ka seda, et ookeani põhjas ei toimuks hüdrotermilist aktiivsust, mis võib samuti eluks hädavajalik olla. See põhineb asjaolul, et Maal on kõige varasemad fossiilsed tõendid elust (umbes 3,77 miljardit aastat vana) leitud merepõhjast hüdrotermiliste ventilatsiooniavade ümbruses.

Nii sügavad ookeanid takistaksid ka süsiniku ringlust. Üks põhjus, miks Maa on suutnud pika aja jooksul stabiilset temperatuuri hoida, tuleneb regulaarsest CO 2 vahetamisest atmosfääri ja maakoore vahel.

See on nn süsinikuringe, kus tektooniline aktiivsus muudab atmosfääri CO 2 karbonaatmineraalideks (mis viib globaalse jahenemiseni) ja seejärel vabastab selle uuesti vulkaanide kaudu (mis viib globaalse soojenemiseni).

Selline protsess ei oleks võimalik veemaailmades, kus kogu pind on kaetud väga sügavate ookeanidega. Nendes maailmades hoiab vesi ära kivimite süsinikdioksiidi imendumise ja pärsib vulkaanilist aktiivsust - ehkki on võimalik, et ookeanid ise suudaksid piisavalt CO2 ringlusse viia.

Geoloogiliselt "paigalseisvad" maailmad

Viimaseks, kuid mitte vähem oluliseks, on tektoonilise tegevuse enda teema. Maal koosneb koor ja mantel (aka litosfäär) pidevas liikumises olevate plaatide seeriast. Kui kaks plaati põrkuvad, on tulemuseks subduktsioon, kus üks plaat surutakse teise alla ja sügavamale maapinnale.

See subduktsioon põhjustab tiheda mantli sulamise ja moodustab ujuva magma, mis seejärel tõuseb läbi maakoore Maa pinnale, et tekitada vulkaane. Nagu juba märgitud, on see protsess süsinikuringes keskne, kuna see surub CO 2 mantlisse ja taganeb atmosfääri.

Selles suhtes oli plaatide tektoonika ja vulkaaniline aktiivsus siin Maal elu tekkimisel kesksel kohal, tagades pinnatemperatuuri püsimise. "Seisva kaane" planeetidel, kus tektoonilist aktiivsust pole, oleks olukord hoopis teine.

Need on planeedid, kus maakoor koosneb ühest hiiglasest kerakujulisest plaadist, mis hõljub mantlil, mitte eraldi tükkidena. Siiani pole kinnitatud ühtegi päikesevälist planeeti, mis näitaks tektoonilist aktiivsust, mis võib viidata sellele, et seisvad kaaneplaneedid on palju levinumad.

Põhimõtteliselt oleks neil planeetidel palju raskem säilitada süsinikuringet ja säilitada elamiskõlblikkust soodustavaid temperatuure. Kuid uuemad uuringud on näidanud, et oleks siiski võimalik, kui nendel planeetidel oleks nende moodustumisel piisavalt soojust tootvaid elemente (see on esialgne soojusarve).

Püsiv elu müsteerium

Teine küsimus, mis puudutab maailmade leidmist, millel võiks olla elu, on seotud lahendamata küsimusega, kuidas elu tekib. Kuigi teadlased teavad kindlasti, millised põhielemendid on siin Maal eluks hädavajalikud, pole nad ikkagi kindlad, kuidas see kõik tekkis.

Mingil hetkel kauges minevikus said kõik eluks olulised anorgaanilised koostisosad kokku orgaanilise elu loomiseks (protsess, mida nimetatakse "abiogeneesiks"). Praegu pole siiani selge, kuidas see juhtus, ehkki katsed lähevad kogu aeg vastusele lähemale.

Jällegi on võimalik, et kõige varasemad prebiootilised ühendid või isegi eluvormid tulid Maale asteroidide või meteoriitide kaudu (vastavalt "panspermia" teooriale). Kui see on tõsi, siis anorgaaniliste elementide eluks muutmise protsess toimus kusagil mujal.

Lõppkokkuvõttes on parim, mida saame teha, on jätkata otsimist. Samal ajal kui labori teadlased jätkavad maapealsete eluvormide uurimist lootuses avada, kuidas elu Maal algas.

Samal ajal jätkavad uurimismissioonid Päikesesüsteemi otsimist, et näha, kuhu võiks elu veel kerkida, samal ajal kui astronoomid jätkavad Universumi uurimist lootuses leida veel näiteid elukandvatest planeetidest.

Kui eksperimentaalteadlased saavad kasu täiustatud vahenditest, uuringutest ja andmete jagamise meetoditest, saavad uurimistöö järgmistel aastatel ja aastakümnetel järgmise põlvkonna teleskoopide ja robotite uurijate kasutuselevõtt.

Esimeste puhul hõlmavad needJames Webbi kosmoseteleskoop (JWST) ja Laia väljaga infrapuna-kosmoseteleskoop (WFIRST), samuti maapealsed vaatluskeskused nagu ülisuur teleskoop (ELT), kolmekümne meetri teleskoop ja hiiglaslik Magellani teleskoop (GMT).

Viimase puhul hõlmavad need ka Marss 2020 rover, the Europa Clipper kosmoselaev, JUpiter Jäine kuuuurija (Mahl), Dragonfly missioon Titanisse ja palju-palju muud.

  • ESA - mis on eksoplaneedid?
  • NASA - Galaktilised elamiskõlblikud tsoonid
  • PHL - elamiskõlblike eksoplaneetide kataloog
  • ESA - kuidas leida päikesevälist planeeti
  • NASA - JWST - planeedid ja elu päritolu
  • NASA - elamiskõlblike tsoonide uus mudel
  • Vikipeedia - ümberringi tähistatav elupaik
  • NASA - elu otsimine kõikidest õigetest kohtadest
  • USM - planetaarium: "Kas päike läheb kuumaks?"
  • NASA - soe tervitus: elamiskõlblike planeetide leidmine
  • NASA - tähe elamiskõlbliku ala välimine serv on eluks kõva koht


Vaata videot: Jube korgist 100km - Politsei koristab märgid - Laadimine 3 kohad (Juuni 2021).