V posledních několika desetiletích byly v naší galaxii objeveny tisíce extra-solárních planet. K 28. červenci 2018 bylo v 2 814 planetárních systémech potvrzeno celkem 3 374 extra-solárních planet. Zatímco většina z těchto planet byla plynnými obry, stále více jich bylo v terestrické (tj. Skalní) přírodě a bylo zjištěno, že obíhají v příslušných obývatelných zónách svých hvězd (HZ).
Jak však ukazuje případ Sluneční soustavy, HZ nemusí nutně znamenat, že planeta může podporovat život. Přestože Venuše a Mars jsou na vnitřním a vnějším okraji Slunce HZ (v tomto pořadí), ani jeden není schopen podporovat život na jeho povrchu. A s tím, že se stále objevují více potenciálně obývatelné planety, nová studie naznačuje, že by mohl být čas upřesnit naši definici obyvatelných zón.
Studie s názvem „Komplexnější obyvatelná zóna pro nalezení života na jiných planetách“ se nedávno objevila online. Studii provedl Dr. Ramses M. Ramirez, vědecký pracovník Ústavu pro vědu o Zemi na Tokijském technologickém institutu. Po léta se Dr. Ramirez zapojil do studia potenciálně obývatelných světů a stavěl klimatické modely pro hodnocení procesů, díky nimž jsou planety obyvatelné.
Jak naznačil Dr. Ramirez ve své studii, nejobecnější definicí obyvatelné zóny je kruhová oblast kolem hvězdy, kde by povrchové teploty na oběžném těle stačily k udržení vody v tekutém stavu. To však samo o sobě neznamená, že planeta je obyvatelná, a je třeba vzít v úvahu další úvahy, aby se zjistilo, zda by tam život mohl skutečně existovat. Jak Dr. Ramirez řekl časopisu Space Magazine e-mailem:
„Nejoblíbenější inkarnací HZ je klasická HZ. Tato klasická definice předpokládá, že nejdůležitějšími skleníkovými plyny na potenciálně obyvatelných planetách jsou oxid uhličitý a vodní pára. Předpokládá také, že obyvatelnost na těchto planetách je udržována cyklem uhličitan-křemičitan, jako je tomu v případě Země. Na naší planetě je cyklus uhličitan-křemičitan poháněn deskovou tektonikou.
„Cyklus uhličitan-křemičitan reguluje přenos oxidu uhličitého mezi atmosférou, povrchem a vnitřkem Země. Funguje jako planetární termostat po dlouhou dobu a zajišťuje, že v atmosféře není příliš mnoho CO2 (planeta je příliš horká) nebo příliš malá (planeta je příliš chladná). Klasický HZ také (typicky) předpokládá, že obyvatelné planety mají celkovou zásobu vody (např. Celkovou vodu v oceánech a mořích) podobnou velikostí jako na Zemi. “
To je to, co lze označit jako přístup „ovoce s nízkým věšákem“, kde vědci hledali známky návykovosti na základě toho, co jsme jako lidé nejznámější. Vzhledem k tomu, že jediným příkladem, který máme k dispozici, je planeta Země, byly exoplanetové studie zaměřeny na nalezení planet, které jsou „podobné Zemi“ ve složení (tj. Skalnaté), na oběžné dráze a velikosti.
V posledních letech však tato definice byla zpochybněna novějšími studiemi. Jak se výzkum exoplanet odklonil od pouhého odhalování a potvrzování existence těl kolem jiných hvězd a přesunu do charakterizace, objevily se novější formulace HZ, které se pokusily zachytit rozmanitost potenciálně obývatelných světů.
Jak vysvětlil Dr. Ramirez, tyto novější formulace doplňovaly tradiční představy o HZ tím, že se domnívají, že obyvatelné planety mohou mít různé složení atmosféry:
„Například zvažují vliv dalších skleníkových plynů, jako jsou CH4 a H2, které byly považovány za důležité pro rané podmínky na Zemi i na Marsu. Přidání těchto plynů rozšiřuje obytnou zónu širší, než by bylo předpovídáno klasickou definicí HZ. To je skvělé, protože planety, které se domnívají, že jsou mimo HZ, jako TRAPPIST-1h, mohou být nyní uvnitř. Tvrdilo se také, že planety s hustou atmosférou CO2-CH4 poblíž vnějšího okraje HZ horkých hvězd mohou být obývány, protože je těžké udržet takové atmosféry bez přítomnosti života. “
Jedna taková studie byla provedena Dr. Ramirezem a Lisou Kalteneggerovou, docentkou na Institutu Carla Sagana na Cornell University. Podle článku, který vyrobili v roce 2017, který se objevil v roce 2007 Astrofyzikální deníky,lovci exoplanet mohli najít planety, které by se jednoho dne staly obyvatelnými na základě přítomnosti sopečné činnosti - což by bylo rozeznatelné přítomností plynného vodíku (H2) v jejich atmosféře.
Tato teorie je přirozeným rozšířením hledání podmínek „podobných Zemi“, které se domnívají, že atmosféra Země nebyla vždy taková, jaká je dnes. V podstatě planetární vědci teoretizují, že před miliardami let měla raná atmosféra Země dostatek plynného vodíku (H2) kvůli sopečnému odplyňování a interakci mezi vodíkovými a dusíkovými molekulami v této atmosféře je to, co udržovalo Zemi dostatečně dlouho v teple, aby se život mohl rozvíjet.
V případě Země tento vodík nakonec unikl do vesmíru, což se považuje za případ všech pozemských planet. Na planetě, kde je dostatečná úroveň vulkanické aktivity, by však mohla být zachována přítomnost plynného vodíku v atmosféře, což by umožnilo skleníkový efekt, který by udržoval jejich povrchy v teple. V tomto ohledu by přítomnost plynného vodíku v atmosféře planety mohla rozšířit HZ hvězdy.
Podle Ramireze existuje také faktor času, který se obvykle při hodnocení HZ nezohledňuje. Stručně řečeno, hvězdy se postupem času vyvíjejí a vydávají různé úrovně záření na základě jejich věku. To má za následek změnu tam, kde HZ dosáhne hvězdy, což nemusí zahrnovat planetu, která je v současné době studována. Jak Ramirez vysvětlil:
„Bylo ukázáno, že M-trpaslíci (opravdu chladné hvězdy) jsou tak jasní a horkí, když poprvé vytvoří, že mohou vyschnout všechny mladé planety, o kterých se později rozhodne, že jsou v klasickém HZ. To podtrhuje skutečnost, že právě proto, že se planeta v současné době nachází v obytné zóně, neznamená to, že je skutečně obyvatelná (natož obydlená). Měli bychom být schopni dávat pozor na tyto případy.
Konečně je zde otázka, jaké druhy astronomů hvězdných systémů pozorovaly při lovu exoplanet. Zatímco mnoho průzkumů zkoumalo žlutou trpaslíkovou hvězdu typu G (což je to, co naše Slunce je), hodně výzkumu bylo zaměřeno na hvězdy typu M (červeného trpaslíka) pozdě kvůli jejich dlouhověkosti a skutečnosti, že věřili, že jsou nejvíce pravděpodobné místo k nalezení skalních planet, které obíhají v HZ svých hvězd.
„Zatímco většina předchozích studií se zaměřila na systémy s jednou hvězdou, nedávná práce naznačuje, že obyvatelné planety lze nalézt v binárních systémech nebo dokonce v systémech červeného obra nebo bílého trpaslíka, potenciálně obyvatelné planety mohou mít také podobu pouštních světů nebo dokonce oceánských světů, které jsou mnohem vlhčí než Země, “říká Ramirez. "Takové formulace nejen výrazně rozšiřují parametrický prostor potenciálně obyvatelných planet, které je třeba hledat, ale umožňují nám také filtrovat světy, které jsou nejvíce (a nejméně) pravděpodobně hostitelem života."
Tato studie nakonec ukazuje, že klasický HZ není jediným nástrojem, který lze použít k posouzení možnosti mimozemského života. Ramirez jako takový doporučuje, aby astronomové a lovci exoplanet v budoucnu doplnili klasický HZ dalšími úvahami, které tyto novější formulace vznesly. Mohou tak jen jednou maximalizovat své šance na nalezení života.
"Doporučuji vědcům, aby věnovali skutečnou pozornost raným fázím planetárních systémů, protože to pomůže určit pravděpodobnost, že planeta, která se v současné době nachází v současné obytné zóně, stojí za studium dalších důkazů o životě," uvedl. "Také doporučuji, aby se různé definice HZ používaly společně, abychom mohli nejlépe určit, které planety budou s největší pravděpodobností hostit život." Tímto způsobem můžeme tyto planety zařadit a určit, na kterých z nich strávíme většinu času a energie našeho dalekohledu. Cestou bychom také testovali, jak validní je koncept HZ, včetně určení toho, jak univerzální je cyklus uhličitan-křemičitan v kosmickém měřítku. “
