Under de senaste decennierna har tusentals extra-solplaneter upptäckts i vår galax. Från den 28 juli 2018 har totalt 3 374 extra solplaneter bekräftats i 2 814 planetariska system. Medan majoriteten av dessa planeter har varit gasjättar, har ett ökande antal varit markbundna (dvs klippiga) i naturen och visade sig kretsa inom deras stjärnas respektive bebyggda zoner (HZ).
Men som solsystemet visar, betyder inte HZ: er en planet kan stödja livet. Även om Venus och Mars befinner sig i den inre och den yttre kanten av solens HZ (respektive), kan ingen av dem stödja livet på ytan. Och med mer potentiellt bebodda planeter som upptäcks hela tiden, tyder en ny studie på att det kan vara dags att förfina vår definition av bebyggda zoner.
Studien, med titeln ”En mer omfattande bebyggelig zon för att hitta liv på andra planeter” dök nyligen upp online. Studien genomfördes av Dr. Ramses M. Ramirez, en forskare vid Earth-Life Science Institute vid Tokyo Institute of Technology. I flera år har Dr. Ramirez varit involverad i studien av potentiellt bebörliga världar och byggt klimatmodeller för att bedöma de processer som gör planeterna bebörliga.
Som Dr. Ramirez antydde i sin studie, är den mest generella definitionen av en bebörlig zon det cirkulära området runt en stjärna där yttemperaturer på en kretsande kropp skulle vara tillräckliga för att hålla vatten i flytande tillstånd. Men detta ensam betyder inte att en planet är beboelig, och ytterligare överväganden måste beaktas för att avgöra om livet verkligen kan existera där. Som Dr. Ramirez berättade för Space Magazine via e-post:
”Den mest populära inkarnationen av HZ är den klassiska HZ. Denna klassiska definition antar att de viktigaste växthusgaserna i potentiellt bebodda planeter är koldioxid och vattenånga. Det antar också att livsmiljön på sådana planeter upprätthålls av karbonatsilikatcykeln, som är fallet för jorden. På vår planet drivs karbonatsilikatcykeln av plattaktonik.
”Karbonatsilikatcykeln reglerar överföringen av koldioxid mellan atmosfären, ytan och jordens inre. Den fungerar som en planettermostat över långa tidsskalor och säkerställer att det inte finns för mycket koldioxid i atmosfären (planeten blir för varm) eller för lite (planeten blir för kall). Den klassiska HZ antar också (vanligtvis) att bebodda planeter har totala vatteninventarier (t.ex. totalt vatten i hav och hav) som är lika stora som på jorden. "
Det här är vad som kan kallas ”låghängande frukt” -metoden, där forskare har letat efter tecken på bebodighet baserat på vad vi som människor är mest bekanta med. Med tanke på att det enda exemplet vi har på bana är planeten Jorden, har exoplanetstudier varit inriktade på att hitta planeter som är "jordliknande" i sammansättning (dvs steniga), bana och storlek.
Under de senaste åren har denna definition emellertid utmanats av nyare studier. Eftersom exoplanetforskning har flyttat sig bort från att bara upptäcka och bekräfta förekomsten av kroppar runt andra stjärnor och flyttat in i karaktärisering, har nyare formuleringar av HZ: er framkommit som har försökt fånga mångfalden av potentiellt bebörliga världar.
Som Dr. Ramirez förklarade har dessa nyare formuleringar kompletterat traditionella uppfattningar om HZ genom att tänka på att bebodda planeter kan ha olika atmosfäriska kompositioner:
”Till exempel överväger de påverkan av ytterligare växthusgaser, som CH4 och H2, som båda har ansetts vara viktiga för tidiga förhållanden på både Jorden och Mars. Tillsatsen av dessa gaser gör den bebodda zonen bredare än vad som skulle förutsägas av den klassiska HZ-definitionen. Det här är bra, eftersom planeter som tros ligga utanför HZ, som TRAPPIST-1h, nu kan vara inom den. Det har också hävdats att planeter med täta CO2-CH4-atmosfärer nära ytterkanten av HZ av varmare stjärnor kan bebos eftersom det är svårt att upprätthålla sådana atmosfärer utan närvaro av liv. ”
En sådan studie genomfördes av Dr. Ramirez och Lisa Kaltenegger, docent vid Carl Sagan Institute vid Cornell University. Enligt ett papper som de producerade 2017, som dök upp i Astrophysical Journal Letters,exoplanetjägare kunde hitta planeter som en dag skulle bli bebodda baserade på närvaron av vulkanisk aktivitet - vilket skulle kunna urskiljas genom närvaron av vätgas (H)2) i deras atmosfärer.
Denna teori är en naturlig förlängning av sökningen efter ”jordliknande” förhållanden, som anser att jordens atmosfär inte alltid var som den är idag. I princip teoretiserar planetforskare att för miljarder år sedan hade jordens tidiga atmosfär en riklig mängd vätgas (H)2) på grund av vulkanisk utgasning och interaktion mellan väte och kvävemolekyler i denna atmosfär är det som höll jorden varm tillräckligt för att livet ska utvecklas.
I jordens fall rymde detta väte så småningom ut i rymden, vilket tros vara fallet för alla markplaneter. Men på en planet där det finns tillräckliga nivåer av vulkanisk aktivitet kan närvaron av vätgas i atmosfären bibehållas, vilket möjliggör en växthuseffekt som skulle hålla ytorna varma. I detta avseende kan närvaron av vätgas i en planetens atmosfär förlänga en stjärns HZ.
Enligt Ramirez finns det också tidsfaktorn, som vanligtvis inte beaktas vid bedömningen av HZ: er. Kort sagt, stjärnor utvecklas över tiden och lägger ut olika strålningsnivåer baserat på deras ålder. Detta har effekten att förändras där en stjärns HZ når, vilket kanske inte omfattar en planet som för närvarande studeras. Som Ramirez förklarade:
”[I] t har visats att M-dvärgarna (riktigt coola stjärnor) är så ljusa och heta när de först bildas att de kan torka alla unga planeter som senare är fast beslutna att vara i den klassiska HZ. Detta understryker poängen att bara för att en planet för närvarande är belägen i den bebodda zonen, betyder det inte att den faktiskt är beboelig (än mindre bebodd). Vi borde kunna se upp för dessa fall.
Slutligen är det frågan om vilka slags stjärnsystem astronomer har observerat i jakten på exoplaneter. Medan många undersökningar har undersökt den gula dvärgstjärnan av G-typ (vilket är vad vår sol är), har mycket forskning fokuserats på M-typen (röd dvärg) stjärnor på sent på grund av deras livslängd och det faktum att de trodde vara de mest troligt plats att hitta steniga planeter som går i deras stjärnas HZ: er.
Medan de flesta tidigare studier har fokuserat på enstjärniga system, tyder nyligen på arbete på att beböjliga planeter kan hittas i binära stjärnsystem eller till och med röda jätte- eller vita dvärgsystem, potentiellt bebodda planeter kan också ha form av ökenvärldar eller till och med havsvärldar som är mycket våtare än jorden, säger Ramirez. "Sådana formuleringar utökar inte bara parameterutrymmet för potentiellt bebodda planeter att söka efter, utan de tillåter oss att filtrera ut de världar som är mest (och minst) troliga att vara värd för livet."
I slutändan visar denna studie att den klassiska HZ inte är det enda verktyget som kan användas för att bedöma möjligheten till utomjordiskt liv. Som sådan rekommenderar Ramirez att astronomer och exoplanetjägare i framtiden bör komplettera den klassiska HZ med de ytterligare överväganden som dessa nyare formuleringar har tagit fram. På så sätt kan de kanske bara maximera sina chanser att hitta livet en dag.
"Jag rekommenderar att forskare ägnar särskild uppmärksamhet åt de tidiga stadierna av planetsystemen eftersom det hjälper till att bestämma sannolikheten för att en planet som för närvarande är belägen i den nuvarande bebodda zonen faktiskt är värd att studera ytterligare för mer bevis på livet," sade han. ”Jag rekommenderar också att de olika HZ-definitionerna används tillsammans så att vi bäst kan avgöra vilka planeter som är mest troliga att vara värdliv. På så sätt kan vi rangordna dessa planeter och bestämma vilka som ska spendera det mesta av vårt teleskop tid och energi på. Längs vägen skulle vi också testa hur giltigt HZ-konceptet är, inklusive att bestämma hur universell karbonatsilikatcykeln är i kosmisk skala. ”
