Gyvenamosios zonos sąvoka

Dzīvojamās zonas jēdziens

Joma, kurā temperatūra ļauj šķidru ūdeni un norāda, kur meklēt dzīvībai piemērotas planētas

1. Ūdens un dzīvības piemērotība

Visā astrobioloģijas vēsturē šķidrais ūdens ir kļuvis par centrālo dzīvības, kā mēs to pazīstam, kritēriju. Zemes visām bioloģiskajām dzīvotnēm nepieciešams šķidrais ūdens. Tāpēc planetologi bieži koncentrējas uz orbītām, kurās zvaigznes starojums nav pārāk liels (lai ūdens nepārvērstos tvaikā pārmērīgā siltumnīcas efekta dēļ) un nav pārāk mazs (lai planēta neaizsaltu ledus laikmetā). Šo teorētisko jomu sauc par dzīvojamo zonu (DZ, angļu valodā Habitable Zone). Tomēr tikai atrašanās DZ vēl nenodrošina dzīvību – nepieciešami arī citi apstākļi (piemēram, piemērota atmosfēras sastāva, magnētiskā lauka, tektonikas). Neskatoties uz to, kā sākotnējais filtrs, DZ jēdziens identificē perspektīvākās orbītas, lai meklētu dzīvībai piemērotus apstākļus.

2. Agrīnie dzīvojamās zonas definīcijas

2.1 Klasiskie Kastinga modeļi

Pašreizējā GZ koncepcija radusies no Dole (1964) darbiem un vēlāk tika pilnveidota Kasting, Whitmire un Reynolds (1993), ņemot vērā:

  1. Saules starojums: Zvaigznes spīdēšana nosaka, cik daudz radiācijas planētai attālumā d pienākas.
  2. Ūdens un CO2 mijiedarbība: Planētas klimats ļoti atkarīgs no siltumnīcas efekta (galvenokārt no CO2 un H2O).
  3. Iekšējā mala: Nāvējošā siltumnīcas robeža, kur intensīva starojuma dēļ rodas okeānu iztvaikošana.
  4. Ārējā mala: Maksimālais siltumnīcas efekts, kur pat ar daudz CO2 vairs nav iespējams uzturēt pārkarstu klimatu.

Saules gadījumā klasiskie aprēķini GZ aptuveni norāda ~0,95–1,4 AV. Jaunāki modeļi dod ~0,99–1,7 AV, atkarībā no mākoņu atgriezeniskās saites, planētas atstarošanas u.c. Zeme, kas atrodas ~1,00 AV attālumā, acīmredzami iekļaujas šajā zonā.

2.2 Atšķirīgas „piesardzīgas“ un „optimālas“ definīcijas

Dažkārt autori izdala:

  • Konservatīvā (piesardzīgā) GZ: Mazāk atļauj klimata atgriezeniskās saites lietas, tādēļ dod šaurāku zonu (piemēram, ~0,99–1,70 AV Saulei).
  • Optimistiskā GZ: Atļauj daļēju vai īslaicīgu piemērotību, pieņemot noteiktas pieņēmumus (agrīnā siltumnīcas fāze vai biezas mākoņi), tādēļ tās robežas var paplašināt tuvāk zvaigznei vai tālāk.

Šī atšķirība ir svarīga robežsituācijās, piemēram, Venera, kas var iekļūt GZ (iekšējā malā) vai izkrist no tās, atkarībā no modeļiem.

3. Atkarība no zvaigznes īpašībām

3.1 Zvaigznes spīdēšana un temperatūra

Katrai zvaigznei ir raksturīga spīdēšana (L*) un spektrāla enerģijas sadalījums. Galvenais GZ attālums aptuveni aprēķināms pēc:

dGZ ~ sqrt( L* / L⊙ )  (AV).

Ja zvaigzne ir spožāka par Sauli, DZ ir tālāk; ja vājāka – DZ tuvāk. Tāpat zvaigznes spektrālais tips (piemēram, M pundurzvaigznes ar vairāk IR starojuma pret F pundurzvaigznēm ar vairāk UV) var ietekmēt fotosintēzi vai atmosfēras ķīmiju.

3.2 M pundurzvaigznes un potvīnu bloķēšanās

Sarkano pundurzvaigžņu (M zvaigžņu) īpašības ir īpašas:

  1. Tuvs DZ: Bieži ap ~0,02–0,2 AB, tāpēc planētas, visticamāk, potvīni bloķējas (viena puse vienmēr vērsta pret zvaigzni).
  2. Zvaigžņu uzliesmojumi: Liels uzliesmojumu aktivitātes līmenis var noņemt atmosfēru vai pārpludināt planētu ar kaitīgu radiāciju.
  3. Ilgs mūžs: No otras puses, M pundurzvaigznes dzīvo desmitiem vai simtiem miljardu gadu, dodot daudz laika iespējamai dzīvības evolūcijai, ja apstākļi ir stabils.

Tāpēc, lai gan M pundurzvaigznes ir visvairāk zvaigžņu, to planētu DZ ir grūti novērtēt potvīnu bloķēšanas vai uzliesmojumu dēļ [1], [2].

3.3 Mainīgs zvaigznes spožums

Zvaigznes laika gaitā kļūst spožākas (Saule pašreizējā stadijā ir ~30 % spožāka nekā pirms 4,6 miljardiem gadu). Tāpēc DZ lēnām pārvietojas tālāk. Agrīnā Zeme saskārās ar vāju jauno Sauli, bet palika pietiekami silta pateicoties siltumnīcas gāzēm. Kad zvaigzne sasniedz vēlīnāku stadiju, tās apgaismojums var radikāli mainīties. Tāpēc dzīvotspējai svarīga ir arī zvaigznes evolūcijas fāze.

4. Planētu faktori, kas maina dzīvības piemērotību

4.1 Atmosfēras sastāvs un spiediens

Atmosfēra nosaka virsmas temperatūru. Piemēram:

  • Nekontrolēta siltumnīca: Pārāk liels zvaigznes starojums, ja ir ūdens vai CO2 atmosfēra, var visu uzvārīt (Venēras gadījums).
  • Ledus "sniega bumbas" efekts: Ja starojums ir pārāk mazs vai siltumnīcas efekts vājš, planēta var sasalt (piemēram, "Sniega bumbas Zemes" hipotēze).
  • Mākoņu atgriezeniskā saite: Mākoņi var vairāk atstarot gaismu (atdzesēt) vai noturēt infrasarkano siltumu (uzsildīt), tāpēc vienkāršas DZ robežas var neatbilst realitātei.

Tāpēc klasiskās DZ robežas parasti aprēķina ar konkrētiem atmosfēras modeļiem (1 bārs CO2 + H2O un tamlīdzīgi). Reālas eksoplanētas var būt citā sastāvā, saturēt vairāk/metāna vai citus fenomenus.

4.2 Planētas masa un plātņu tektonika

Lielākas par Zemi planētas var ilgāk uzturēt tektoniku un stabilu CO2 regulējumu (caur karbonātu–silikātu ciklu). Mazākas (~<0,5 Zemes masas) var ātrāk atdzist, agrāk zaudēt tektonisko aktivitāti, samazināt atmosfēras atjaunošanos. Plātņu tektonika regulē CO2 līdzsvaru (vulkanisms pret eroziju), ilgtermiņā uzturot klimatu stabilu. Bez tās planēta var kļūt par "siltumnīcu" vai ledus pasauli.

4.3 Magnētiskais lauks un zvaigznes vēja erozija

Ja planētai trūkst magnētiskā lauka, tās atmosfēru var erodēt zvaigznes vējš vai zibšņi, īpaši pie aktīviem M pundurkiem. Piemēram, Marsa zaudēja lielu daļu agrīnās atmosfēras, kad zaudēja globālo magnētisko lauku. Magnetosfēra ir svarīga, lai saglabātu gaistošās vielas HZ zonā.

5. Novērojumu meklējumi, lai atrastu planētas GZ

5.1 Tranzīta pētījumi (Kepler, TESS)

Kosmiskie tranzītu projekti, piemēram, Kepler vai TESS, atklāj eksoplanētas, kas šķērso zvaigznes disku, mērot to rādiusu un orbītas periodu. No perioda un zvaigznes spožuma var aptuveni noteikt planētas atrašanās vietu zvaigznes GZ attiecībā. Daudzi Zemes izmēra vai superzemju kandidāti ir atklāti tuvu zvaigznes GZ, lai gan ne visi ir pilnībā izpētīti to patiesajai dzīvotspējai.

5.2 Starojuma ātruma metode

Starojuma ātruma (Radial Velocity) pētījumi nosaka planētas masu (vai minimālo Msini). Zinot zvaigznes apgaismojuma vērtību, var spriest, vai eksoplanēta ar ~1–10 MŽemės riņķo zvaigznes GZ. Augstas precizitātes RV ierīces var atklāt „Zemes dvīņus" ap Saules tipa zvaigznēm, bet tas joprojām ir ļoti grūti. Uzlabojot ierīču stabilitāti, pakāpeniski tuvojas šim mērķim.

5.3 Tiešā attēlošana un nākotnes misijas

Lai gan tiešā attēlošana galvenokārt ir ierobežota ar milzu planētām vai tālām orbītām, ilgtermiņā tā var palīdzēt atklāt Zemes izmēra eksoplanētas tuvu spožām tuvām zvaigznēm, ja tehnoloģijas (koronogrāfi, „zvaigžņu ēnas") spēs pietiekami bloķēt zvaigznes gaismu. Tādas misijas kā HabEx vai LUVOIR projekti censtos tieši attēlot „Zemes dvīņus" GZ zonā, veikt spektroskopiju un meklēt biosignatūras.

6. Dzīvojamās zonas modeļa variācijas un paplašinājumi

6.1 Mitrā siltumnīca pret nekontrolētu siltumnīcu

Detalizēti klimata modeļi izdala vairākas „iekšējās malas“ stadijas:

  • Mitrā siltumnīca: Virs noteiktas robežas ūdens tvaiki piesātina stratosfēru, paātrinot ūdeņraža zudumu kosmosā.
  • Nekontrolēts siltumnīca efekts: Enerģijas pieplūdums „uzvāra" visus okeānus neatgriezeniski (Venēras variants).

Parasti „iekšējā GZ mala“ saistīta ar vienu no šīm robežām, atkarībā no atmosfēras modeļa.

6.2 Ārējā mala un CO2 ledus

Ārējā malā pat maksimālais CO2 siltumnīca efekts vairs nav pietiekams, kad zvaigznes starojums ir pārāk zems, tāpēc planēta globāli sasalst. Turklāt CO2 mākoņi var būt atstarojoši („CO2 ledus albedo“), vēl vairāk atdzesējot pasauli. Daži modeļi šo ārējo robežu Saulei novieto pie 1,7–2,4 AV, bet ar ievērojamu kļūdu.

6.3 Eksotiska piemērotība (H2 siltumnīca, pazemes dzīvība)

Biezi ūdeņraža apvalki var sildīt planētu pat tālāk par klasisko ārējo robežu, ja masa ir pietiekama, lai ilgi saglabātu H2. Tāpat paisuma vai radioaktīvais sildījums var ļaut pastāvēt šķidram ūdenim zem ledus segas (piemēram, Eiropa, Encelads), paplašinot "dzīvojamās vides" jēdzienu ārpus tradicionālās DZ robežām. Tomēr sākotnējā DZ definīcija tomēr koncentrējas uz potenciāli šķidru virsmas ūdeni.

7. Vai mēs nepārāk koncentrējamies uz H2O?

7.1 Bioķīmija un alternatīvi šķīdinātāji

Parastais DZ jēdziens koncentrējas uz ūdeni, neskatoties uz citām eksotiskām ķīmijas iespējām. Lai gan ūdens, ar plašu šķidrās fāzes diapazonu un kā polārs šķīdinātājs, tiek uzskatīts par labāko kandidātu, ir minējumi par amonjaku vai metānu īpaši aukstās planētās. Pašlaik nav nopietnu alternatīvu, tāpēc ūdens izturīgie argumenti dominē.

7.2 Novērojumu prakse

No astronomisko novērojumu viedokļa DZ jēdziens palīdz sašaurināt meklēšanu – tas ir svarīgi dārgajam teleskopu laikam. Ja planēta riņķo netālu vai DZ iekšpusē, iespēja, ka tai ir līdzīgas Zemei apstākļi, ir lielāka, tāpēc vispirms būtu vērts pētīt tās atmosfēru.

8. Mūsu Saules sistēmas DZ

8.1 Zeme un Venera

Pēc Saules piemēra:

  • Venera atrodas tuvāk vai tieši pie "iekšējās robežas". Agrāk tur valdīja siltumnīcas efekts, kas padarīja to par karstu, bez ūdens planētu.
  • Zeme ērti izvietojusies DZ iekšpusē, ~4 miljardus gadu saglabājot šķidru ūdeni.
  • Marsa orbīta jau gandrīz pie/ārpus ārējās robežas (1,5 AV). Agrāk tā varēja būt siltāka/mitrāka, bet tagad plāna atmosfēra neļauj šķidrumam saglabāties.

Tas liecina, ka pat nelielas atmosfēras vai gravitācijas atšķirības var radīt milzīgas atšķirības starp planētām DZ zonā.

8.2 Nākotnes pārmaiņas

Saules spožumam pieaugot nākamo miljardu gadu laikā, Zeme varētu piedzīvot mitrā siltumnīcas fāzi, zaudējot okeānus. Tajā laikā Marsa varbūt īslaicīgi uzsiltu, ja saglabātu atmosfēru. Tādējādi DZ laika gaitā mainās kopā ar zvaigzni.

9. Plašāks kosmiskais konteksts un nākotnes misijas

9.1 Dreika vienādojums un dzīvības meklējumi

Dzīvojamās zonas jēdziens ir ļoti svarīgs Dreika vienādojuma kontekstā – cik daudz zvaigžņu varētu būt "Zemes tipa" planētas ar šķidru ūdeni. Kopā ar atklāšanas misijām šī koncepcija sašaurina kandidātu sarakstu biosignatūru (piemēram, O2, O3, atmosfēras līdzsvars) meklēšanai.

9.2 Jaunās paaudzes teleskopi

JWST jau ir sācis analizēt M punduru superzemiņu vai sub-Neptūnu atmosfēras, lai gan pašu “zemes tipa” mērķu atklāšana joprojām ir ļoti sarežģīta. Ierosinātie lieli kosmiskie teleskopi (LUVOIR, HabEx) vai zemes virsmas ļoti lieli teleskopi (ELT) ar progresīviem koronogrāfiem var mēģināt tieši attēlot Zemes analogus GZ zonā ap tuvām G/K zvaigznēm, veicot spektrālu analīzi, meklējot dzīvības pazīmes.

9.3 Jēdziena pilnveidošana

GZ jēdziens, bez šaubām, turpinās attīstīties, integrējot detalizētākus klimata modeļus, dažādākas zvaigžņu īpašības un precīzākas planētu atmosfēru zināšanas. Zvaigznes metāliskums, vecums, aktivitāte, rotācija un spektrs var būtiski mainīt GZ robežas. Diskusijas par “Zemes tipa” planētām, okeāna pasaulēm vai biezām H2 kārtām liecina, ka tradicionālā GZ ir tikai sākumpunkts “planetārā dzīvotspēja” novērtējumam.

10. Secinājums

Dzīvotnes zonas jēdziens – tā ir zona ap zvaigzni, kur planētai var būt šķidrs ūdens uz virsmas – tas joprojām ir viens no efektīvākajiem orientieriem dzīvotspējīgu eksoplanētu meklēšanā. Lai gan vienkāršots, tas atspoguļo būtisko saikni starp zvaigznes starojumu un planētas klimatu, palīdzot novērojumiem atrast “Zemei līdzīgus” kandidātus. Tomēr reāla dzīvotspēja ir atkarīga no daudziem faktoriem: atmosfēras ķīmijas, ģeoloģiskajiem cikliem, zvaigznes starojuma, magnētiskā lauka, laika gaitas. Tomēr GZ sniedz pamatīgu uzsvaru: koncentrējot pētījumus uz attālumiem, kur visacīmredzamāk saglabājas virsmas ūdens, mums ir vislielākās izredzes atklāt ārpuszemes dzīvību.

Attīstoties klimata modeļiem, krājot eksoplanētu datus un paplašinot atmosfēru analīzes tehnoloģijas, GZ jēdziens iegūs jaunus nianses – iespējams, tas paplašināsies uz “ilgtermiņa dzīvotnēm” vai specializētiem variantiem dažādiem zvaigžņu tipiem. Tomēr šīs idejas nemainīgā nozīme slēpjas pamatīgajā ūdens nozīmē bioloģijai, tāpēc GZ paliek par ceļvedi cilvēces centieniem atklāt dzīvību ne tikai uz Zemes.

Saites un turpmākā lasīšana

  1. Kasting, J. F., Whitmire, D. P., & Reynolds, R. T. (1993). “Dzīvotnes zonas ap galvenās secības zvaigznēm: jauni aprēķini.” Icarus, 101, 108–128.
  2. Kopparapu, R. K., et al. (2013). “Dzīvotnes zonas ap galvenās secības zvaigznēm: jauni aprēķini.” The Astrophysical Journal, 765, 131.
  3. Ramirez, R. M., & Kaltenegger, L. (2017). “Plašāka dzīvotne zona dzīvības meklēšanai citās planētās.” The Astrophysical Journal Letters, 837, L4.
  4. Meadows, V. S., et al. (2018). “Egzoplanētu biosignāli: skābekļa izpratne kā biosignāls tā vides kontekstā.” Astrobiology, 18, 630–662.
Atgriezties emuārā