Medan planeter som kretsar kring tvillingstjärnor är en häftklammer i science fiction, är en annan att få människor att leva på planeter som kretsar runt röda jätte stjärnor. Majoriteten av historien om Apéernas planet äger rum på en planet runt Betelgeuse. Planeter runt Arcturus i Isaac Asimovs fundament serier utgör huvudstaden i hans Sirius sektor. Supermans hemplanet sades kretsa runt den fiktiva röda jätten, Rao. Löp på dessa planeter avbildas ofta som gamla och kloka eftersom deras stjärnor åldras och närmar sig slutet på deras liv. Men är det verkligen troligt att ha sådana planeter?
Stjärnor håller inte för evigt. Vår egen sol har ett utgångsdatum på cirka 5 miljarder år. Vid den tiden kommer mängden vätebränsle i solens kärna att ha slut. För närvarande ger fusionen av väte till helium upphov till ett tryck som håller stjärnan från att kollapsa på sig själv på grund av tyngdkraften. Men när den slutar kommer den stödmekanismen att försvinna och solen börjar krympa. Denna krympning får stjärnan att värmas upp igen, ökar temperaturen tills ett skal med väte runt den nu utmattade kärnan blir tillräckligt varm för att ta upp jobbet i kärnan och börjar smälta väte till helium. Denna nya energikälla driver de yttre lagren av stjärnan tillbaka ut och får den att svälla tusentals gånger sin tidigare storlek. Under tiden kommer den varmare temperaturen för att antända denna form av fusion att innebära att stjärnan kommer att ge av 1 000 till 10 000 gånger så mycket ljus totalt sett, men eftersom denna energi sprids ut över en så stor ytarea, kommer stjärnan att verka röd, därmed namn.
Så det här är en röd jätte: En döende stjärna som är svullen upp och mycket ljus.
Nu för att ta en titt på den andra hälften av ekvationen, nämligen, vad bestämmer en planets levnadsförmåga? Eftersom dessa vetenskapliga berättelser oundvikligen har människor som går runt på ytan, finns det några ganska stränga kriterier som detta måste följa.
Först måste temperaturen inte vara för varm och inte kall. Med andra ord måste planeten befinna sig i den Habitiva zonen som också kallas ”Guldfärgningszonen”. Detta är i allmänhet en ganska bra storlek strids himmelska fastigheter. I vårt eget solsystem sträcker sig det från ungefär bana Venus till Mars omloppsbana. Men det som gör Mars och Venus ogästvänliga och jorden relativt mysiga är vår atmosfär. Till skillnad från Mars är den tjock nog för att hålla mycket av värmen vi får från solen, men inte för mycket av det som Venus.
Atmosfären är avgörande på andra sätt också. Uppenbarligen är det vad de oförskämda utforskarna kommer att andas. Om det finns för mycket CO2, det kommer inte bara att fånga för mycket värme, utan också göra det svårt att andas. Också CO2 blockerar inte UV-ljus från solen och cancernivån skulle öka. Så vi behöver en syrerik atmosfär, men inte för syrerik eller så kommer det inte finnas tillräckligt med växthusgaser för att hålla planeten varm.
Problemet här är att syrgasrika atmosfärer bara inte finns utan någon hjälp. Syre är faktiskt väldigt reaktivt. Den gillar att bilda obligationer, vilket gör att det inte är tillgängligt att vara fri i atmosfären som vi vill. Det bildar saker som H2O, CO2, oxider osv ... Detta är anledningen till att Mars och Venus har praktiskt taget inget fritt syre i atmosfären. Det lilla de gör kommer från UV-ljus som slår atmosfären och får de bundna formerna att avskilja och tillfälligt frigöra syre.
Jorden har bara lika mycket fritt syre som det gör på grund av fotosyntes. Detta ger oss ytterligare kriterier som vi kommer att behöva för att bestämma vanlighet: förmågan att producera fotosyntes.
Så låt oss börja sätta samman allt.
För det första kommer utvecklingen av stjärnan när den lämnar huvudsekvensen, sväller upp när den blir en röd jätte och blir ljusare och varmare kommer att innebära att "Goldilocks-zonen" kommer att svepa utåt. Planeter som tidigare var bebodda som jorden kommer att rostas om de inte helt sväljs av solen när den växer. Istället kommer den bebodda zonen att vara längre ut, mer där Jupiter är nu.
Men även om en planet befann sig i den här nya bebodda zonen, betyder det inte att den är beboelig under förutsättning att den också har en syrerik atmosfär. För det måste vi konvertera atmosfären från en syre-svält, till en syre rik via fotosyntes.
Så frågan är hur snabbt kan detta ske? För långsamt och den bebodda zonen kan redan ha svept förbi eller stjärnan kan ha slut på väte i skalet och börjat kontrahera igen bara för att antända heliumfusion i kärnan och återigen frysa planeten.
Det enda exemplet vi hittills har är på vår egen planet. Under de första tre miljarder åren av livet fanns det lite fritt syre tills fotosyntetiska organismer uppstod och började omvandla det till nivåer nära dagens. Men processen tog flera hundra miljoner år. Även om detta förmodligen kan ökas med en storleksordning till tiotals miljoner år med genetiskt konstruerade bakterier som planterats på planeten, måste vi fortfarande se till att tidsskalorna fungerar.
Det visar sig att tidsskalorna kommer att vara olika för olika massor av stjärnor. Mer massiva stjärnor brinner igenom sitt bränsle snabbare och blir därmed kortare. För stjärnor som solen kan den röda jättefasen pågå cirka 1,5 miljarder år, så ~ 100 gånger längre än vad som är nödvändigt för att utveckla en syrerik atmosfär. För stjärnor som är dubbelt så massiva som solen sjunker den tidsskalan till bara 40 miljoner år och närmar sig den nedre gränsen för vad vi kommer att behöva. Mer massiva stjärnor kommer att utvecklas ännu snabbare. Så för att detta ska vara rimligt behöver vi stjärnor med lägre massor som utvecklas långsammare. En grov övre gräns här skulle vara en två solmassastjärna.
Det finns dock ytterligare en effekt som vi behöver oroa oss för: Kan vi få tillräckligt med CO2 i atmosfären för att ens ha fotosyntes? Även om det inte är så lika reaktivt som syre, kan koldioxid också tas bort från atmosfären. Detta beror på effekter som silikatväder, såsom CO2 + CaSiO3 -> CaCO3 + SiO2. Medan dessa effekter är långsamma bygger de upp med geologiska tidsskalor. Det betyder att vi inte kan ha gamla planeter eftersom de skulle ha haft all sin gratis CO2 låst fast i ytan. Denna balans undersöktes i ett papper som publicerades 2009 och bestämde att för en jordmasseplanet, den fria koldioxid2 skulle vara uttömt långt innan moderstjärnan till och med nådde den röda jättefasen!
Så vi måste ha stjärnor med låg massa som utvecklas långsamt för att ha tillräckligt med tid för att utveckla rätt atmosfär, men om de utvecklas så långsamt, så finns det inte tillräckligt med CO2 kvar för att få atmosfären ändå! Vi har fastnat med en riktig fångst 22. Det enda sättet att göra detta möjligt igen är att hitta ett sätt att införa tillräckliga mängder nytt CO2 in i atmosfären precis som den bebodda zonen börjar svepa förbi.
Lyckligtvis finns det några ganska stora lagringar av CO2 flyger bara runt! Kometer består huvudsakligen av fryst kolmonoxid och koldioxid. Att krascha några av dem i en planet skulle införa tillräckligt med CO2 att potentiellt få fotosyntes igång (när dammet sänktes). Gör det några hundra tusen år innan planeten skulle komma in i den bebodliga zonen, vänta tio miljoner år, och sedan skulle planeten potentiellt vara beboelig i så mycket som ytterligare en miljard år mer.
I slutändan skulle detta scenario vara rimligt, men inte exakt en bra personlig investering eftersom du skulle vara död långt innan du skulle kunna skörda fördelarna. En långsiktig strategi för överlevnad av en rymdfarande art kanske, men inte en snabb lösning för att kasta ned kolonier och utposter.
