Tähteä ympäröivä elämänvyöhyke

Tieteistaiteilijan näkemys kuvitteellista, tuntematonta tähteä kiertävästä jättiläisplaneetan elinkelpoisesta kuusta, joka on meidän tuntemiamme kuita suurempi. Kuussa on nestemäistä vettä ja sopivan viileää, joten se soveltuu elämälle. Kuun keskusplaneetta näkyy kuun taivaalla valtavan suurena. Jättiläisplaneetan suuren kuun elinkelpoisuutta saattaa häiritä jättiläisen voimakkaaseen magneettikenttään vangiksi jäänyt protonisäteily.

Tähteä ympäröivä elämänvyöhyke (elinkelpoinen vyöhyke, elämänvyöhyke, elokehä, ekosfääri) on Aurinkoa tai muuta tähteä ympäröivä vyöhyke, jolla lämpötila on sopiva nestemäisen veden esiintymiseen. Jos tällä vyöhykkeellä on planeetta, sillä voi olla elämää. Maa on ainoa varmasti tunnettu elämänvyöhykkeellä kiertävä planeetta, vaikka monien eksoplaneettojen väitteäänkin usien kiertävän elämänvyöhykkeellä. Elinkelpoisen vyöhykkeen sisä- ja ulkorajoja esimerkiksi Auringolle ei tunneta.

Maan tyyppistä elämää ylläpitävää planeettaa kutsutaan elinkelpoiseksi planeetaksi, joskus myös kultakutriplaneetaksi (engl. goldilocks planet). Luultavasti elinkelpoisen vyöhykkeen sijainti riippuu keskustähden lisäksi myös planeetan pyörimisnopeudesta, merten ja mannerten osuudesta ja jakaumasta, sen kaasukehän arvoista jne. Yleensä kultakutriplaneetan määritelmään sisältyy myös, että sen massan on oltava melko lähellä Maan massaa. Aurinkokunnan ulkopuolelta löydetyistä eksoplaneetoista kultakutriplaneettana pidetään nykyään lähinnä planeettaa Gliese 581 g.

Tutkijoiden mielestä yksinäiset Aurinkoa muistuttavat G-tyypin pääsarjan tähdet sopivat parhaiten elämälle. Myös kaksoistähdillä voi olla tietyin edellytyksin elämälle sopivia planeettoja.

Elinkelpoisen vyöhykkeen arviointi

Optimistinen ja pessimistinen arvio

Elämä Maan pinnalla on mahdollista, koska se kiertää lämmittävää Aurinkoa, joka lämmittää maata teholla 1370 W/m². Maan keskimääräinen lämpötila laskettuna eri paikkojen ja päivien vuosikeskiarvoksi on noin 14,4 °C.

Meidän tuntemamme mutkikkaisiin hiiliyhdisteisiin perustuva elämä vaatii nestemäistä vettä. Niinpä elinkelpoisen vyöhykkeen laaja määritelmä on se, että planeetalla esiintyy nestemäistä vettä. Mutta lämpötila ei saa myöskään olla liian lähellä kiehumispistettä, koska silloin useimmat eliöt hajoavat. Jotkut mikroskooppisen pienet alkeistumalliset ekstremofiilit kestävät silti yli 100 °C lämpötiloja, ja jotkut jäkälät jonkin verran pakkasta.

Melkoisen optimistisesti on ajateltu elinkelpoisen vyöhykkeen olevan Auringolle noin 0,7–1,6/1,75 AU eli kattavan Venuksen ja Marsin.. Äärirajat vyöhykkeelle ovat eri tutkijoiden mukaan 0,5 - 3 AU. Eräs arvio sijoittaa elinkelpoisen vyöhykkeen etäisyydelle 0,8-1,6 AU. Kolmannen optimistisen arvion mukaan elinkelpoinen vyöhyke HZ olisi Auringolle 0,9–1,4 AU. Pessimististen arvioiden mukaan sen sisäraja olisi karkaavan kasvihuone-ilmiön takia vain 0,93-0,96 ja ulkoraja jäätymisen takia 1,1–1,02 AU.

Planeetan muut ominaisuudet kuin etäisyys keskustähdestä

Planeetan lämpötila riippuu monesta tekijästä: Keskustähden säteilyntuotosta ja etäisyydestä keskustähdestä, josta käsin yleensä elinkelpoista vyöhykettä tarkastellaan. Mutta planeetan lämpötilaan vaikuttavat yleensä myös valonheijastuskyky ja kasvihuone-ilmiö.

Myös planeetan radan soikeus, pyöriminen ja akselin kallistuma luovat vuoden- ja vuorokaudenaikoja. Planeetalla olevan veden määrä vaikuttaa mannerten ja merien määrään ja jakaumaan, kaasukehän kosteuteen ja pilvisyyteenkin. Pilvisyys vaikuttaa planeetan valonheijastuskykyyn ja lämpötilaan. Kaasukehän kosteus lisää kasvihuone-ilmiötä. Kaasukehän tiheys ja koostumus vaikuttavat muun muassa kasvihuone-ilmiöön ja veden olomuotoon ja näin lämpötilaan.

Alan tutkijoita

Vuonna 1953 Hubertus Strughold määritteli elinkelpoisen vyöhykkeen "ekosfäärin". Samana vuonna Harlow Shapley kirjoitti nestemäisen veden vyöhykkeestä. Tämän vyöhykkeen esittelivät myös Philip Morrison ja Giuseppe Cocconi SETI-aiheisessa tutkimusartikkelissaan vuonna 1959. Samoihin aikoihin sitä tutki myös Su-Shu Huang, joka väitti asuttavien planeettojen olevan harvinaisia moninkertaisilla tähdillä painovoimahäiriöiden vuoksi. Vuonna 1961 Frank Drake teki käsitteestä tunnetun Draken yhtälön yhteydessä. Vuonna 1964 planeettojen elinkelpoisuutta käsittelevän tutkimuksen julkaisi Stephen H. Dole, ja Isaac Asimov kiinnostui planeettojen elinkelpoisuudesta. 2000-luvulla Peter Ward, Donald Brownlee ja Guillermo Gonzalez toivat esille ja syvensivät galaktisen elinkelpoisen vyöhykkeen ajatusta.

Michael Hartin tutkimus

Michael H. Hart julkaisi vuonna 1979 tutkimuksen Habitable Zones About Main-Sequence Stars, jossa hän määritteli pitkään elinkelpoiselle vyöhykkeelle hyvin kapeat rajat, korkeintaan 0,95–1,01 AU. Hartin mielestä olennainen elinkelpoista vyöhykettä määrittävä tekijä tähden säteilyn lisäksi oli sen pysyvyys suunnilleen samana sen ajan, minkä tutkijat arvioivat elämän kehityksen vaativan. Hart ei ottanut huomioon karbonaatti-silikaatti-sykliä, joka kierrättää kasvihuonekaasu hiilidioksidin hiiltä.

Walker ja Kasting

Nykyään tutkijat ovat taipuvaisa ajattelemaan, että Hartin esittämä sisäraja osuu lähelle oikeaa, mutta ulkorajan arviointi saattaa olla liian pessimistinen.

Karbonaatti-silikaatti-syklin toi esille ensi kertaa Walker ja sen pohjalta on ekokehiä laskeskellut Kasting, joka esittää minimiarvioksi elinkelpoiselle vyöhykkeelle 0,95–1,15 AU ja hieman optimistisemmaksi arvioksi 0,95–1,37 AU.

Elämän lämpötilavaatimukset

Pääartikkeli: Planeettojen pintalämpötilat

Erään lähteen mukaan ihmiselle sopivalla elinkelpoisella vyöhykkeellä olevan planeetan keskilämpötila on 0–30 °C. Jotkut bakteerit selviävät 120 °C:n lämpötilassa (ks. Ekstremofiilit) kun taas monisoluinen elämä vaatii normaalipaineessa alle 52 °C:n lämpötilan. Näistä voidaan johtaa eläinten asuttava ekokehä AHZ, jolla lämpötila on 0–52 °C, ja mikrobien asuttava ekokehä MHZ. Maan organismit eivät kuitenkaan kestä pitkiä aikoja yli 45 °C:n lämpötiloja, joten ekosfäärin lämpötilarajan olisi oltava alle 40 °C.

Tähden säteily

Tärkein elinkelpoisen vyöhykkeen rajoja määräävä tekijä on tähden säteilyntuotto eli luminositeetti. Tämä johtuu siitä, että esimerkiksi Maan lämpö on pääosin peräisin kekustähtemme Auringon säteilystä. Näin ollen Aurinkoa kirkkaampi tähti nostaisi Maan keskilämpötilaa. Myös jos Maa kiertäisi lähempänä aurinkoa, täällä olisi kuumempaa.

Auringon tai muun tähden säteilyn voimakkuus pinta-alaa kohti eli intensiteetti on kääntäen verrannollinen etäisyyden neliöön. Esimerkiksi puolen Auringon tehoisen tähden säteilyn voimakkuus on Maata vastaavalla tasolla ${\frac {1}{\sqrt {2}}}\approx 0,7$ AU:n etäisyydellä.

Niinpä Maata vastaava etäisyys tähdelle, jonka kokonaissäteilyntuotto eli bolometrinen luminositeetti tunnetaan, voidaan laskea kaavasta.

$d_{\rm {AU}}={\sqrt {L_{\rm {tahti}}/L_{\rm {Aurinko}}}}$

missä

$d_{\rm {AU}}\,$ on elokehän keskietäisyys tähdestä,

$L_{\rm {tahti}}\,$ on tähden luminositeetti, ja

$L_{\rm {Aurinko}}\,$ on Auringon luminositeetti.

Maan lämpötilavaatimukset

Maan lämpötilan on pysyttävä tietyissä rajoissa. Muuten siitä kiehuu vesi pois, alkaa planeetan korventava kasvihuone-ilmiö tai kylmemmässä tapauksessa maa jäätyy lumipalloksi.

Maan keskilämpötila on saattanut olla liitukaudella 6–15 °C nykyistä korkeampi eli 21–30 °C. Maapallolla esiintyy aavikoilla yli 45 °C helteitä. Maapallo jäätyy viimeistään 40–60 °C pakkasessa pinnaltaan kokonaan, mahdollisesti jo −15 °C:ssä. (40-60?)

Planeetan jäätyminen

Pääartikkeli: Lumipallo-Maa

Mikhail Budykon 1969 tekemien tutkimusten mukaan Maa jäätyy kokonaan, jos jäätiköt etenevät jääkaudella keskimäärin 50. leveysasteelle. tai 25–30. leveysasteelle. Nyt ne ovat noin 72. leveysasteella, ja jääkaudella olivat 62–54 leveysasteella. Kun jäätiköt kasvavat yli kriittisen rajan, niiden Auringon säteilyä heijastava vaikutus jäähdyttää Maata, mikä se lisää jäätiköiden kasvua, ja lopulta koko Maa on jäässä. Tämä voisi tapahtua kun Maa on 1,01–1,02 AU:n päässä Auringosta.

Mutta tästä riippumatta S. Franck, A. Block, W. von Bloh, C. Bounama, H. -J. Schellnhuber ja Y. Svirezhev ovat julkaiseet tutkimuksen, jonka mukaan optimaalinen etäisyys Maan tyyppiselle planeetalle olisi 1,08 AU.

Jos planeetan lämpötila laskee liikaa, planeetta jäätyy. Tämän rajan takana vain tulivuoritoiminnasta johtuva ilmakehän kasvava hiilidioksidipitoisuus voi kasvihuoneilmiöllään nostaa planeetan pintalämpötilan ennalleen. Hiilidioksidikin jäätyy, jos Auringon säteily laskee 0,53:een nykyisestä. Tämä aiheuttaa palautumattoman jäätymisen, koska kiinteä hiilidioksidi ei kykene ylläpitämään kasvihuoneilmiötä. Jos planeetalla kuitenkin on 8 barin hiilidioksidikaasukehä, Auringon säteily voisi laskea 0,36:een Maan säteilymäärästä, ja elämää voisi silti olla. Marsilla, joka saa Auringon säteilystä 0,32 Maan säteilymäärästä, tiedetään joskus olleen nestemäistä vettä. Tosin Marsilla ei voi olla pitkään paksua kaasukehää, johtuen sen pienestä painovoimasta.

Kasvihuone-ilmiö

Pääartikkeli: Karkaava kasvihuone-ilmiö

Keskilämpötilan noustessa yli noin 33 °C, se alkaa nousta vesistöistä haihtuvan vesihöyryn takia merkittävästi.

Jos planeetta kuumenee jostain syystä tarpeeksi, meristä alkaa haihtua huomattavia määriä vettä. Vesihöyry on merkittävä kasvihuonekaasu, joka taas nostaa planeetan lämpötilaa, joka taas haihduttaa lisää vettä. Näin tapahtuu karkaava kasvihuone-ilmiö. Toisaalta ainakin tiettyyn rajaan asti tämä lisää pilvisyyttä, joka laskee Maan pintalämpötilaa.

Jos on riittävän kuumaa, valtamerien kiehuminen luo niin suuren määrän vesihöyryä, että sen aiheuttama kasvihuone-ilmiö kuumentaa Maan pätsiksi jossa on jopa 1500 °C. Tällöin karbonaattikiviin sitoutunut hiilidioksidi vapautuu. Samalla vesihöyry karkaa avaruuteen hajottuaan hapeksi ja vedyksi. Toinen vapautuva kasvihuonekaasu on syvämeren klatraattikivien metaani. Kasvihuoneilmiö on karannut Venuksessa, jonka keskilämpötila on 460 °C.

Karkaava kasvihuoneilmiö voisi käynnistyä Maassa jos auringon säteilyteho kasvaisi 1,1-kertaiseksi nykyisestä. Tämä vastaa Maan siirtämistä 0,95 AU:n päähän Auringosta.

Vuoroveden vaikutus

Pääartikkeli: Vuorovesi-Venus

Vuorovesi-ilmiö tuottaa voimakkaana jatkuvaa tulivuoritoimintaa, joka purkaa kuumentavia kasvihuonekaasuja. Punaiset kääpiöt tuottavat elinkelposile vyöhykkeelle suuren vuorovesivoiman. Niinpä ainakaan keveimmillä punaisilla kääpiöillä ei tämän mukaan olis elinkelpoista vyöhykettä lainkaan.

Jatkuvasti asuinkelpoinen vyöhyke

Pääartikkeli: Auringonkaltainen tähti

Elämän kehitys on evoluutioajatusten mukaan hyvin hidasta ja vie laskutavasta riippuen 500–4500 miljoonaa vuotta. Maassa monisoluisten eliöiden pohjat aitotumaiset ilmestyivät melko kauan aikaa sen jälkeen, kun alkeistumaiset bakteerit ilmestyivät. Aitotumaisten kehitys suuriksi monisoluisiksi vei pitkän ajan, ja älyelämän kehitys vei vielä tästä eteenpäin vaihtelevien arvioiden mukaan ainakin noin 600–700 miljoonaa vuotta.

Aurinko on tyypin G2V tähti, eli spektriluokan G2 pääsarjan tähti, jonka absoluuttinen kirkkaus on 4,8 ja ikä noin 4500 miljoonaa vuotta. Alussa auringon kirkkaus oli noin 70 % nykyisestä, ja Maa pysyi lämpimänä luultavasti nykyistä suuremman ilmakehän hiilidioksidi- ja metaanipitoisuuden kasvihuonevaikutuksen takia. Auringon kirkastuminen on vuosimiljardien aikana lähentänyt Maata kohti asuinkelpoisen vyöhykkeen sisäreunaa.

Maasta arvellaan tulevan elämälle liian kuuma paikka joskus 1500 miljoonan vuoden kuluessa, kun Aurinko kirkastuu. Aurinkoa jonkin verran kirkkaammat keltaiset alijättiläiset ovat kehittyneet pois pääsarjasta. Esimerkiksi Beta Hydri on liian vanha elämälle.

Aurinkoa huomattavasti kuumemmat, raskaammat tähdet kehittyvät nopeasti pois pääsarjasta ja säteilevät elämälle ja ehkä planeetan kaasukehällekin vaarallista ultraviolettisäteilyä sitä enemmän, mitä kuumempi tähti on. Näin ollen siniset spektriluokkien O ja B pääsarjan tähdet eivät omista elinkelpoista vyöhykettä, niin kuin ei melko varmasti myöskään tyypin A pääsarjan tähdet.

Aurinkoa huomattavasti kylmemmillä tähdillä, varsinkin punaisilla kääpiöillä oletetaan vuorovesilukkiutumisen mahdollisesti estävän tai ainakin rajoittavan planeettojen elinkelpoisuutta. Lisäksi oletetaan planeettojen massan olevan verrannollisia keskustähden massaan. Näin alle 0,4 Auringon massaiselta tähdeltä ei ehkä useinkaan löytyisi elinkelpoisia planeettoja. On myös väitetty pienimassaisten tähtien planeettojen jäätyvän helposti yhteyttämisen alkaessa. Kiistely avaruudessa hyvin yleisten punaisten kääpiöiden soveltuvuudesta elinkelpoisille planeetoille jatkuu yhä tutkijoiden parissa.

Jatkuvasti elinkelpoinen vyöhyke lienee varmasti suunnilleen pääsarjan tähdillä, joiden spektriluokka on F8V–K2V. Näitä on 49 lähimmästä tähdestä vain neljä eli noin 8 % ja sadasta noin 10 eli 10 %. Jos halutaan pelata varman päälle, Auringon kaltaiseksi tähdeksi voidaan sanoa pääsarjan tähteä, jonka spektriluokka on G. kaikein varmimpia ehdokkaita elämälle ovat Auringon kaksoset, yksinäiset luokan G2 spektrityypin pääsarjan tähdet, joiden hyvin monet eri ominaisuudet ovat lähellä Auringon vastaavia ominaisuuksia. Tunnetuin Auringon kaksonen on 18 Scorpii. Gliesen 4388 lähitähden joukossa on vain 49 G2V-tyypin tähteä, joista kaikki eivät liene tarkkaan ottaen Auringon kaksosia.

Kaksoistähdet

Kaksoistähdissä kaksi tähteä kiertää toisiaan. Suurin osa kaikista auringon tyyppisistä tähdistä on kaksoistähtien komponentteja: kaksoistähtiä kaikista 0,5–1,5 auringon massaisista tähdistä on noin 65 %. Aikaisemmin väitettiin, ettei kaksoistähdille voi syntyä planeettoja. Nykyisten tutkimusten mukaan voi, ja planeettojen radat pysyvät kohtalaisen vakaina, jos tähdet ovat joko aivan lähekkäin tai kohtuullisen kaukana toisistaan. Vakaa vyöhyke tähden ympärillä ulottuu siinä 1/5–1/7 päähän tähtien välimatkoista, tai ulkopuolelle 5x–7x päähän. Varmasti epävakaita ovat radat, jotka ovat 1/3–3,5 tähden välimatkan päässä. Lisäksi on otettava huomioon, että jotkut teoriat vaativat Maata komeetoilta suojelevan Jupiterin Maata huomattavasti ulommas.

Nämä kriteerit täyttäviä tähtiä on noin 2/3 kaksoistähdistä. Erään toisen arvion mukaan viidellä prosentilla kaksoistähdistä voisi molempia tähtiä kiertää yhtä aikaa elinkelpoisessa vyöhykkeessä planeetta. Yksittäisiä tähtiä voisi kiertää planeetta 50 prosentissa tapauksista. Jos on kaksi tähteä, jotka kiertävät toisiaan 1 AU:n päässä, jonkinlaisia ratoja voi olla jo 2,5 AU:n päässä tähtien yhteisestä massakeskipisteestä. Esiplanetaariset kiekot näyttävät kaksoistähdillä olevan yhtä yleisiä kuin yksinäisillä tähdillä. Havaintojen mukaan esiplanetaarisia kiekkoja on eniten hyvin lähekkäisillä ja erillisillä kaksoistähdillä. Niillä nuorilla tähdillä joiden väli on 0-3 AU, ja myös niillä joiden väli on 50–500 AU on kiekkoja. Kaksoistähdillä, joiden väli on 3–50 AU, ei ole esiplanetaarisia kiekkoja.

Katso myös

• Astrobiologia
• Elinkelpoinen planeetta
• Asuinkelpoinen planeetta
• Eksoplaneetta
• Vaihtoehtoinen biokemia

Aiheesta muualla

• Mikhail I. Budyko's Ice-Albedo Feedback Model
• Exoplanet Habitable Zone Candidates