Zatímco planety obíhající dvojčata jsou základem science-fiction, další je, že lidé žijí na planetách obíhajících kolem obřích hvězd. Většina příběhu Planeta opic se odehrává na planetě kolem Betelgeuse. Planety kolem Arcturu v Isaac Asimově Nadace série tvoří hlavní město jeho sektoru Sirius. Doma Supermana byla prý oběžná dráha fiktivního červeného obra, Rao. Závody na těchto planetách jsou často zobrazovány jako staré a moudré, protože jejich hvězdy stárnou a blíží se ke konci svého života. Ale je skutečně možné takové planety mít?
Hvězdy netrvají věčně. Naše vlastní Slunce má datum vypršení platnosti za přibližně 5 miliard let. V té době se vyčerpá množství vodíkového paliva v jádru Slunce. Fúze tohoto vodíku do helia v současnosti vyvolává tlak, který udržuje gravitaci, aby se hvězda sama nezhroutila. Když však dojde, tento podpůrný mechanismus zmizí a Slunce se začne zmenšovat. Toto smrštění způsobí, že se hvězda znovu zahřeje a zvyšuje teplotu, dokud se skořepina vodíku kolem nyní vyčerpaného jádra dostatečně nezohřeje, aby se ujala úlohy jádra, a začne fúzovat vodík na helium. Tento nový zdroj energie tlačí vnější vrstvy hvězdy zpět, což způsobuje, že se tisícekrát zvětšila oproti předchozí velikosti. Mezitím bude teplejší teplota pro zapálení této formy fúze znamenat, že hvězda vydá 1 000 až 10 000krát tolik světla celkově, ale protože tato energie je rozprostřena po tak velké ploše, objeví se hvězda červená, tedy název.
Takže tohle je červený obr: Umírající hvězda, která je oteklá a velmi jasná.
Nyní se podíváme na druhou polovinu rovnice, konkrétně to, co určuje obývatelnost planety? Vzhledem k tomu, že tyto sci-fi příběhy nevyhnutelně vedou lidi po povrchu, existují určitá přísná kritéria, která bude muset následovat.
Za prvé, teplota nesmí být horká a ne chladná. Jinými slovy, planeta musí být v obývatelné zóně, která je známá také jako „zóna Goldilocks“. To je obecně docela dobrý řádek nebeských nemovitostí. V naší vlastní sluneční soustavě sahá od zhruba oběžné dráhy Venuše po oběžné dráze Marsu. Ale to, co dělá Mars a Venuši nehostinným a Země relativně útulnou, je naše atmosféra. Na rozdíl od Marsu je to dost silné, aby udržovalo hodně tepla, které dostáváme od slunce, ale ne příliš jako Venus.
Atmosféra je rozhodující i v jiných ohledech. Je zřejmé, že to je to, co ti neohrožení průzkumníci dýchají. Pokud je příliš mnoho CO2, nebude to jen chytat příliš mnoho tepla, ale ztěžovat dýchání. Také CO2 neblokuje UV záření ze slunce a rakovina by stoupala. Potřebujeme atmosféru bohatou na kyslík, ale ne příliš bohatou na kyslík, nebo nebude dostatek skleníkových plynů, které by udržely planetu v teple.
Problém je v tom, že atmosféra bohatá na kyslík prostě neexistuje bez pomoci. Kyslík je ve skutečnosti velmi reaktivní. Rád vytváří vazby, takže není k dispozici, aby byl volný v atmosféře, jak chceme. Tvoří věci jako H2O, CO2, oxidy atd. ... Proto Mars a Venuše nemají v atmosféře prakticky žádný volný kyslík. To málo, co dělají, pochází z UV světla, které udeří do atmosféry a způsobí, že se spojené formy rozpadnou a dočasně uvolní kyslík.
Země má jen tolik volného kyslíku jako to díky fotosyntéze. To nám dává další kritéria, která budeme muset určit obyvatelnosti: schopnost produkovat fotosyntézu.
Pojďme to tedy dát dohromady.
Zaprvé, vývoj hvězdy, když opouští hlavní sekvenci, nabobtnání, když se z ní stane červený obr a stává se jasnějším a teplejším, bude znamenat, že „zóna Goldilocks“ bude vymetat ven. Planety, které byly dříve obyvatelné jako Země, budou pečené, pokud nebudou Sluncem při jeho růstu zcela spolknuty. Místo toho bude obyvatelná zóna dále ven, více tam, kde je teď Jupiter.
I kdyby však byla planeta v této nové obytné zóně, neznamená to její obyvatelnost za podmínky, že bude mít také atmosféru bohatou na kyslík. K tomu potřebujeme převést atmosféru z kyslíku hladovějícího na kyslík bohatý na fotosyntézu.
Otázkou tedy je, jak rychle se to může stát? Příliš pomalý a obývatelná zóna již mohla být zametena nebo hvězda mohla vypouštět vodík ve skořápce a začala znovu stahovat, aby zapálila fúzi helia v jádru a znovu zmrzla planetu.
Jediný příklad, který zatím máme, je na naší vlastní planetě. Během prvních tří miliard let života byl kyslík malý, dokud nevznikly fotosyntetické organismy a nezačal je převádět na úrovně blízké dnešnímu. Tento proces však trval několik set milionů let. I když by to pravděpodobně mohlo být zvýšeno o řád řádově až desítky milionů let s geneticky modifikovanými bakteriemi vysazenými na planetě, stále musíme zajistit, aby časové harmonogramy fungovaly.
Ukazuje se, že časová osa se bude lišit pro různé hmoty hvězd. Masivnější hvězdy hoří palivem rychleji a budou tedy kratší. U hvězd, jako je Slunce, může fáze červeného obra trvat asi 1,5 miliardy let, takže ~ 100x déle, než je nutné k vytvoření atmosféry bohaté na kyslík. U hvězd, které jsou dvakrát tak masivní než Slunce, tento časový rámec klesne na pouhých 40 milionů let a blíží se k dolní hranici toho, co potřebujeme. Masivnější hvězdy se budou vyvíjet ještě rychleji. Aby to bylo možné, budeme potřebovat hvězdy s nižší hmotností, které se vyvíjejí pomaleji. Hrubou horní hranicí by zde byla hvězdice se dvěma solárními hmotami.
Je tu však ještě jeden účinek, který si musíme dělat starosti: Můžeme mít dostatek CO2 v atmosféře mít dokonce fotosyntézu? I když oxid uhličitý není tak reaktivní jako kyslík, je také vystaven působení atmosféry. Je to způsobeno efekty jako silikátové zvětrávání, jako je CO2 + CaSiO3 -> CaCO3 + SiO2. I když jsou tyto účinky pomalé, vytvářejí se s geologickými časovými osami. To znamená, že nemůžeme mít staré planety, protože by měli veškerý svůj volný CO2 uzamčeno do povrchu. Tato rovnováha byla prozkoumána v dokumentu zveřejněném v roce 2009 a stanovila, že v případě planety Země je volný CO2 bude vyčerpaná dlouho předtím, než mateřská hvězda dosáhne fáze červené obří!
Musíme tedy mít hvězdy s nízkou hmotností, které se vyvíjejí pomalu, abychom měli dostatek času na vytvoření správné atmosféry, ale pokud se vyvíjejí pomalu, pak není dostatek CO2 vlevo dostat atmosféru stejně! Jsme zaseknutí skutečným úlovkem 22. Jediným způsobem, jak to provést znovu, je najít způsob, jak zavést dostatečné množství nového CO2 do atmosféry, když obytná zóna začíná zametat.
Naštěstí existuje několik docela velkých úložišť CO2 jen létám kolem! Komety jsou složeny převážně ze zmrazeného oxidu uhelnatého a oxidu uhličitého. Zřícení několika z nich na planetu by přineslo dostatek CO2 pro potenciální zahájení fotosyntézy (jakmile se usadí prach). Udělejte to několik set tisíc let předtím, než planeta vstoupí do obyvatelné zóny, počkejte deset milionů let a pak by planeta mohla být obývatelná až o dalších miliardu let déle.
Nakonec by tento scénář byl věrohodný, ale ne úplně dobrá osobní investice, protože byste byli mrtví dlouho předtím, než budete moci těžit z výhod. Možná dlouhodobá strategie přežití kosmického druhu, ale ne rychlá oprava, která hodí kolonie a základny.
