I løpet av de siste tiårene har tusenvis av ekstra-solplaneter blitt oppdaget i galaksen vår. Fra 28. juli 2018 er totalt 3.374 ekstrasolplaneter bekreftet i 2.814 planetariske systemer. Mens flertallet av disse planetene har vært gassgiganter, har stadig flere vært landlige (dvs. steinete) i naturen og funnet å være i bane rundt stjernenes respektive beboelige soner (HZ).
Som tilfellet med solsystemet viser, betyr ikke HZ-er ikke nødvendig at en planet kan støtte livet. Selv om Venus og Mars befinner seg i den indre og ytre kanten av solens HZ (henholdsvis), er ingen av dem i stand til å støtte livet på overflaten. Og med mer potensielt beboelige planeter som blir oppdaget hele tiden, antyder en ny studie at det kan være på tide å avgrense definisjonen vår av beboelige soner.
Studien, med tittelen "En mer omfattende beboelig sone for å finne liv på andre planeter", dukket nylig opp på nettet. Studien ble utført av Dr. Ramses M. Ramirez, forsker ved Earth-Life Science Institute ved Tokyo Institute of Technology. I mange år har Dr. Ramirez vært involvert i studien av potensielt beboelige verdener og bygget klimamodeller for å vurdere prosessene som gjør planetene beboelige.
Som Dr. Ramirez antydet i sin studie, er den mest generelle definisjonen av en beboelig sone det sirkulære området rundt en stjerne der overflatetemperaturer på et kretsende legeme vil være tilstrekkelig til å holde vann i flytende tilstand. Dette alene betyr imidlertid ikke at en planet er beboelig, og det må tas ytterligere hensyn til for å avgjøre om livet virkelig kunne eksistere der. Som Dr. Ramirez fortalte Space Magazine via e-post:
“Den mest populære inkarnasjonen av HZ er den klassiske HZ. Denne klassiske definisjonen antar at de viktigste klimagassene i potensielt beboelige planeter er karbondioksid og vanndamp. Det forutsetter også at bebobarheten på slike planeter opprettholdes av karbonatsilikatsyklusen, som tilfellet er for jorden. På planeten vår drives karbonatsilikatsyklusen av platetektonikk.
“Karbonat-silikatsyklusen regulerer overføringen av karbondioksid mellom atmosfæren, overflaten og det indre av jorden. Den fungerer som en planetarisk termostat over lange tidsskalaer og sikrer at det ikke er for mye CO2 i atmosfæren (planeten blir for varm) eller for lite (planeten blir for kald). Den klassiske HZ antar også (typisk) at beboelige planeter har totale vannbeholdninger (f.eks. Totalt vann i havene og havene) som har samme størrelse som på jorden. "
Dette er det som kan omtales som "lavt hengende frukt" -tilnærmingen, der forskere har sett etter tegn på beboelighet basert på hva vi som mennesker er mest kjent med. Gitt at det eneste eksemplet vi har på brukbarhet er planeten Jorden, har eksoplanettstudier vært fokusert på å finne planeter som er "jordlignende" i sammensetning (dvs. steinete), bane og størrelse.
De siste årene har denne definisjonen imidlertid blitt utfordret av nyere studier. Ettersom eksoplanettforskning har beveget seg bort fra bare å oppdage og bekrefte eksistensen av kropper rundt andre stjerner og beveget seg til karakterisering, har det dukket opp nyere formuleringer av HZ-er som har forsøkt å fange mangfoldet av potensielt beboelige verdener.
Som Dr. Ramirez forklarte, har disse nyere formuleringene komplimentert tradisjonelle forestillinger om HZ ved å vurdere at beboelige planeter kan ha forskjellige atmosfæriske komposisjoner:
”For eksempel vurderer de påvirkningen av ytterligere drivhusgasser, som CH4 og H2, som begge har blitt ansett som viktige for tidlige forhold på både Jorden og Mars. Tilsetningen av disse gassene gjør den beboelige sonen bredere enn det som ville blitt forutsagt av den klassiske HZ-definisjonen. Dette er flott, fordi planeter som antas å være utenfor HZ, som TRAPPIST-1h, nå kan være innenfor den. Det har også blitt hevdet at planeter med tette CO2-CH4-atmosfærer nær ytterkanten av HZ av varmere stjerner kan være bebodd fordi det er vanskelig å opprettholde slike atmosfærer uten tilstedeværelse av liv. "
En slik studie ble utført av Dr. Ramirez og Lisa Kaltenegger, førsteamanuensis ved Carl Sagan Institute ved Cornell University. I følge et papir de produserte i 2017, som dukket opp i Astrophysical Journal Letters,eksoplanettjegere kunne finne planeter som en dag skulle bli beboelige basert på tilstedeværelsen av vulkansk aktivitet - noe som kan sees gjennom nærvær av hydrogengass (H)2) i deres atmosfærer.
Denne teorien er en naturlig forlengelse av søket etter "jordlignende" forhold, som vurderer at jordens atmosfære ikke alltid var som den er i dag. I utgangspunktet teoretiserer planetariske forskere at jordens tidlige atmosfære for milliarder av år siden hadde en rikelig tilgang på hydrogengass (H2) på grunn av vulkanutgassing og interaksjon mellom hydrogen og nitrogenmolekyler i denne atmosfæren er det som holdt jorden varm lenge til at livet kunne utvikle seg.
I jordens tilfelle rømte dette hydrogenet til slutt ut i verdensrommet, noe som antas å være tilfelle for alle landlige planeter. Imidlertid, på en planet der det er tilstrekkelige nivåer av vulkansk aktivitet, kan tilstedeværelsen av hydrogengass i atmosfæren opprettholdes, og dermed gi mulighet for en drivhuseffekt som vil holde overflatene varme. I denne forbindelse kan tilstedeværelsen av hydrogengass i en planetens atmosfære forlenge en stjerners HZ.
I følge Ramirez er det også faktoren tid, som vanligvis ikke tas i betraktning når du vurderer HZ-er. Kort sagt, stjerner utvikler seg over tid og legger ut varierende nivåer av stråling basert på deres alder. Dette har effekten av å endre hvor en stjerners HZ når, noe som kanskje ikke omfatter en planet som for tiden studeres. Som Ramirez forklarte:
“[I] t har blitt vist at M-dverger (virkelig kule stjerner) er så lyse og varme når de først dannes at de kan tørke noen unge planeter som senere er bestemt til å være i den klassiske HZ. Dette understreker poenget at bare fordi en planet for øyeblikket ligger i den beboelige sonen, betyr det ikke at den faktisk er beboelig (enn si bebodd). Vi burde være i stand til å se opp for disse sakene.
Endelig er det spørsmålet om hva slags stjernesystem astronomer har observert i jakten på exoplaneter. Mens mange undersøkelser har undersøkt den gule dvergstjernen av G-typen (som er hva vår sol er), har mye forskning vært fokusert på sent av M-typen (rød dverg) på grunn av deres lang levetid og det faktum at de trodde var de mest sannsynligvis sted å finne steinete planeter som går i bane i stjernenes HZ-er.
Mens de fleste tidligere studier har fokusert på enkeltstjernersystemer, tyder nyere arbeid på at beboelige planeter kan bli funnet i binære stjernesystemer eller til og med røde kjempesystemer eller hvite dvergsystemer, potensielt beboelige planeter kan også ha form av ørkenverdener eller til og med havverdener som er mye våtere enn jorden, sier Ramirez. "Slike formuleringer utvider ikke bare parameterområdet til potensielt beboelige planeter å søke etter, men de lar oss filtrere ut de verdenene som er mest (og minst) sannsynlig å være vertskap for livet."
Til slutt viser denne studien at den klassiske HZ ikke er det eneste verktøyet som kan brukes til å vurdere muligheten for utenomjordisk liv. Som sådan anbefaler Ramirez at astronomer og eksoplanettjegere i fremtiden bør supplere den klassiske HZ med de ytterligere betraktninger som disse nyere formuleringene reiser. På den måten kan de kanskje bare maksimere sjansene for å finne livet en dag.
"Jeg anbefaler forskere å være spesiell oppmerksom på de tidlige stadiene av planetariske systemer, fordi det er med på å bestemme sannsynligheten for at en planet som for tiden befinner seg i dagens beboelige sone, faktisk er verdt å studere videre for mer bevis på livet," sa han. ”Jeg anbefaler også at de forskjellige HZ-definisjonene brukes sammen, slik at vi best kan bestemme hvilke planeter som mest sannsynlig vil være vertskap for livet. På den måten kan vi rangere disse planetene og bestemme hvilke vi skal bruke mest av teleskopet tid og energi på. Underveis vil vi også teste hvor gyldig HZ-konseptet er, inkludert å bestemme hvor universell karbonatsilikat-syklusen er i en kosmisk skala. ”
