Okolní obyvatelná zóna - Circumstellar habitable zone

Diagram znázorňující hranice obyvatelné zóny kolem hvězd a jak jsou hranice ovlivněny typem hvězdy . Tento děj zahrnuje planety sluneční soustavy ( Venuše , Země a Mars ) a také zvláště významné exoplanety jako TRAPPIST-1d , Kepler-186f a náš nejbližší soused Proxima Centauri b .

V astronomii a astrobiologii je cirkumstelární obyvatelná zóna ( CHZ ), nebo jednoduše obyvatelná zóna , rozsah oběžných drah kolem hvězdy, ve kterých může planetární povrch podporovat kapalnou vodu za dostatečného atmosférického tlaku . Hranice CHZ jsou založeny na poloze Země ve sluneční soustavě a množství zářivé energie, kterou dostává od Slunce . Vzhledem k důležitosti kapalné vody pro biosféru Země může být povaha CHZ a objektů v ní nápomocná při určování rozsahu a distribuce planet schopných podporovat mimozemský život a inteligenci podobnou Zemi .

Obytná zóna se také nazývá zóna Zlatovláska , metafora , narážka a antonomazie dětské pohádkyZlatovláska a tři medvědi “, ve které si malá holčička vybírá ze sad tří položek, přičemž ignoruje ty, které jsou příliš extrémní ( velké nebo malé, horké nebo studené atd.), a usazení na tom uprostřed, který je „tak akorát“.

Od doby, kdy byl koncept poprvé představen v roce 1953, bylo potvrzeno, že mnoho hvězd vlastní planetu CHZ, včetně některých systémů, které se skládají z více planet CHZ. Většina takových planet, ať už jde o super-Země nebo plynové obry , je hmotnější než Země, protože hmotné planety lze snáze detekovat . 4. listopadu 2013 astronomové na základě Keplerových údajů uvedli, že v obytných zónách hvězd podobných Slunci a rudých trpaslíků může v Mléčné dráze obíhat až 40 miliard planet velikosti Země . Asi 11 miliard z nich může obíhat kolem hvězd podobných Slunci. Proxima Centauri b , která se nachází asi 4,2 světelných let (1,3 parsek ) od Země v souhvězdí Kentaura , je nejbližší známou exoplanetou a obíhá v obyvatelné zóně své hvězdy. CHZ je také zvláště zajímavé pro vznikající pole obyvatelnosti přírodních satelitů , protože měsíce planetárních hmotností v CHZ by mohly převyšovat planety.

V následujících desetiletích začal být koncept CHZ zpochybňován jako primární životní kritérium, takže se koncept stále vyvíjí. Od objevu důkazů o mimozemské kapalné vodě se nyní předpokládá, že se její značné množství vyskytuje mimo obytnou zónu kolem hvězd. Pojem hlubokých biosfér, podobných zemským, které existují nezávisle na hvězdné energii, je nyní v astrobiologii obecně přijímán vzhledem k velkému množství kapalné vody, o níž je známo, že existuje uvnitř v litosférách a astenosférách sluneční soustavy. Kapalná voda může být udržována jinými zdroji energie, jako je přílivový ohřev nebo radioaktivní rozpad nebo je natlakován mimo atmosféru, dokonce i na nepoctivých planetách nebo jejich měsících. Kapalná voda může také existovat v širším rozmezí teplot a tlaků jako roztok , například s chloridy sodnými v mořské vodě na Zemi, chloridy a sírany na rovníkovém Marsu nebo amonáty, díky svým různým kololigačním vlastnostem. Pojem Goldilocks Edge bylo také navrženo. Kromě toho byly navrženy další cirkumstelární zóny, kde by na povrchu mohla v kapalné formě existovat nevodná rozpouštědla příznivá pro hypotetický život na základě alternativních biochemií .

Dějiny

Odhad rozsahu vzdáleností od Slunce umožňující existenci kapalné vody se objevuje v Newtonově Principia (Kniha III, Oddíl 1, Corrol. 4).

Pojem cirkumstelární obyvatelné zóny poprvé představil v roce 1913 Edward Maunder ve své knize „Jsou planety obydlené?“. Příslušné citáty jsou uvedeny v. Tento koncept později v roce 1953 prodiskutoval Hubertus Strughold , který ve svém pojednání Zelená a červená planeta: fyziologická studie o možnosti života na Marsu razil termín „ekosféra“ a odkazoval na různé „zóny“, ve kterých by život mohl vynořit se. Ve stejném roce Harlow Shapley napsal „Liquid Water Belt“, který stejný koncept popsal v dalších vědeckých podrobnostech. Obě práce zdůrazňovaly význam kapalné vody pro život. Americký astrofyzik Su-Shu Huang poprvé představil termín „obyvatelná zóna“ v roce 1959, aby označoval oblast kolem hvězdy, kde by na dostatečně velkém těle mohla existovat kapalná voda, a jako první ji zavedl v kontextu planetárních obyvatelnost a mimozemský život. Hlavní raný přispěvatel do koncepce obyvatelných zón, Huang v roce 1960 tvrdil, že okolní hvězdné obyvatelné zóny a potažmo mimozemský život by byly neobvyklé ve více hvězdných systémech , vzhledem k gravitační nestabilitě těchto systémů.

Koncept obyvatelných zón dále rozvinul v roce 1964 Stephen H. Dole ve své knize Habitable Planets for Man , ve které diskutoval o pojmu cirkumstelární obyvatelné zóny a také o různých dalších determinantech obyvatelnosti planet, případně odhadoval počet obyvatelných planet v Mléčné dráze asi 600 milionů. Autor sci-fi Isaac Asimov zároveň představil široké veřejnosti koncept cirkumstelární obyvatelné zóny prostřednictvím různých průzkumů kolonizace vesmíru . Pojem „ zóna Zlatovláska “ se objevil v 70. letech minulého století a konkrétně odkazoval na oblast kolem hvězdy, jejíž teplota je „tak akorát“, aby mohla být voda přítomna v kapalné fázi. V roce 1993 astronom James Kasting zavedl termín „ cirkumstelární obyvatelná zóna“, aby přesněji odkazoval na oblast tehdy (a stále) známou jako obyvatelná zóna. Kasting byl první, kdo představil podrobný model obytné zóny pro exoplanety.

K aktualizaci koncepce obyvatelné zóny došlo v roce 2000, kdy astronomové Peter Ward a Donald Brownlee představili myšlenku „ galaktické obyvatelné zóny “, kterou později vyvinuli s Guillermem Gonzalezem . Galaktická obyvatelná zóna, definovaná jako oblast, kde v galaxii nejpravděpodobněji vzniká život, zahrnuje tyto oblasti dostatečně blízko galaktického centra , kde jsou hvězdy obohaceny těžšími prvky , ale ne tak blízko, aby hvězdné systémy, planetární oběžné dráhy a vznik života by byl často narušen intenzivním zářením a obrovskými gravitačními silami, které se běžně vyskytují v galaktických centrech.

Následně někteří astrobiologové navrhují, aby byl koncept rozšířen na další rozpouštědla, mimo jiné dihydrogen, kyselinu sírovou, dinitrogen, formamid a metan, která by podporovala hypotetické formy života využívající alternativní biochemii . V roce 2013 byl proveden další vývoj v koncepcích obyvatelných zón s návrhem cirkulární planetární obytné zóny, známé také jako „obyvatelná hrana“, která by zahrnovala oblast kolem planety, kde by nebyly narušeny oběžné dráhy přírodních satelitů, a na současně by přílivové ohřev z planety nezpůsobil vyvaření kapalné vody.

Bylo poznamenáno, že současný termín „cirkumstelární obyvatelné zóny“ představuje zmatek, protože název naznačuje, že planety v této oblasti budou mít obyvatelné prostředí. Povrchové podmínky však závisí na řadě různých individuálních vlastností této planety. Toto nedorozumění se odráží v vzrušených zprávách o „obyvatelných planetách“. Protože není zcela známo, zda podmínky v těchto vzdálených světech CHZ mohou hostit život, je zapotřebí odlišná terminologie.

odhodlání

Termodynamické vlastnosti vody zobrazující podmínky na povrchu pozemských planet: Mars je blízko trojného bodu, Země v kapalině; a Venuše poblíž kritického bodu.
Rozsah publikovaných odhadů pro rozsah slunečního CHZ. Konzervativní CHZ je označen tmavě zelený pás procházet přes vnitřní okraj aphelion z Venuše , zatímco delší CHZ, zasahující do dráhy na trpasličí planeta Ceres , je indikován světle zelený pás.

Zda je těleso v obyvatelné zóně obklopující hvězdu jeho hostitelské hvězdy, závisí na poloměru oběžné dráhy planety (u přírodních satelitů oběžné dráze hostitelské planety), hmotnosti samotného tělesa a radiačním toku hostitelské hvězdy. Vzhledem k velkému rozšíření hmot v planetách v obyvatelné zóně kolem hvězd, spolu s objevem planet super-Země, které dokážou udržet silnější atmosféru a silnější magnetická pole než Země, jsou nyní cirkumstelární obyvatelné zóny rozděleny do dvou samostatných oblastí-„konzervativní“ obyvatelná zóna “, ve které mohou planety s nižší hmotností jako Země zůstat obyvatelné, doplněné větší„ rozšířenou obyvatelnou zónou “, ve které může mít planeta jako Venuše se silnějšími skleníkovými efekty správnou teplotu, aby na povrchu mohla existovat kapalná voda.

Odhady sluneční soustavy

Odhady pro obyvatelnou zónu ve sluneční soustavě se pohybují od 0,38 do 10,0 astronomických jednotek , i když dospět k těmto odhadům bylo náročné z mnoha důvodů. Mnoho planetárních hmotných objektů obíhá v tomto rozmezí nebo blízko něj a jako takové dostává dostatek slunečního světla, aby zvýšilo teploty nad bod mrazu vody. Jejich atmosférické podmínky se však podstatně liší.

Afélium Venuše se například ve většině odhadů dotýká vnitřního okraje zóny a zatímco atmosférický tlak na povrchu je dostačující pro kapalnou vodu, silný skleníkový efekt zvyšuje povrchové teploty na 462 ° C (864 ° F), při nichž voda může existovat pouze jako pára. Celé dráhy Měsíce , Marsu a četné asteroidy také leží v různých odhadech obyvatelné zóny. Pouze v nejnižších nadmořských výškách Marsu (méně než 30% povrchu planety) je atmosférický tlak a teplota dostačující na to, aby voda, pokud je přítomna, existovala v kapalné formě po krátkou dobu. Například v povodí Hellas mohou atmosférické tlaky dosáhnout 705 dní v marťanském roce atmosférický tlak až 1 115 Pa a teploty nad nulou Celsia (asi trojnásobek vody). Navzdory nepřímým důkazům v podobě sezónních toků na teplých marťanských svazích nebylo dosud potvrzeno přítomnost kapalné vody. Zatímco jiné objekty obíhají částečně v této zóně, včetně komet, Ceres je jediný planetární hmoty. Kombinace nízké hmotnosti a neschopnosti zmírnit odpařování a ztrátu atmosféry proti slunečnímu větru znemožňuje těmto tělesům udržet na svém povrchu kapalnou vodu.

Navzdory tomu studie silně naznačují minulou kapalnou vodu na povrchu Venuše, Marsu, Vesty a Ceres, což naznačuje běžnější jevy, než se dříve myslelo. Vzhledem k tomu, že udržitelná kapalná voda je považována za zásadní pro podporu komplexního života, většina odhadů je proto odvozena z účinku, který by přemístěná oběžná dráha měla na obyvatelnost Země nebo Venuše, protože jejich povrchová gravitace umožňuje zachovat dostatečnou atmosféru po několik miliard let.

Podle konceptu rozšířené obyvatelné zóny by objekty planetární hmotnosti s atmosférou schopné vyvolat dostatečné radiační působení mohly mít kapalnou vodu dále od Slunce. Mezi takové objekty by mohly patřit ty, jejichž atmosféra obsahuje vysokou složku skleníkových plynů a pozemské planety mnohem hmotnější než Země ( planety třídy super Země ), které si zachovaly atmosféru s povrchovým tlakem až 100 kbar. Ve sluneční soustavě neexistují žádné příklady takových objektů ke studiu; není dost známo o povaze atmosfér těchto druhů extrasolárních předmětů a jejich poloha v obyvatelné zóně nemůže určit účinek čisté teploty v takových atmosférách, včetně indukovaného albeda , protis skleníkových nebo jiných možných zdrojů tepla.

Pro srovnání, průměrná vzdálenost od Slunce některých hlavních těles v rámci různých odhadů obyvatelné zóny je: Merkur, 0,39 AU; Venuše, 0,72 AU; Země, 1,00 AU; Mars, 1,52 AU; Vesta, 2,36 AU; Ceres a Pallas, 2,77 AU; Jupiter, 5,20 AU; Saturn, 9,58 AU. Podle nejkonzervativnějších odhadů leží uvnitř zóny pouze Země; v nejvíce tolerantních odhadech může být zahrnut i Saturn v perihelionu nebo Merkur v aphelionu.

Odhady hranic okolní obyvatelné zóny sluneční soustavy
Vnitřní hrana ( AU ) Vnější hrana (AU) Rok Poznámky
0,725 1.24 1964, Dole Používá se opticky tenká atmosféra a pevná albeda. Umístí afélium Venuše právě do zóny.
1.005–1,008 1969, Budyko Na základě studií modelů zpětné vazby ledových albedů k určení bodu, ve kterém by Země zažila globální zalednění. Tento odhad byl podpořen ve studiích Sellers 1969 a North 1975.
0,92-0,96 1970, Rasool a De Bergh Na základě studií atmosféry Venuše dospěli Rasool a De Bergh k závěru, že toto je minimální vzdálenost, na kterou by Země vytvořila stabilní oceány.
0,958 1,004 1979, Hart a kol. Na základě počítačového modelování a simulací vývoje atmosférického složení Země a povrchové teploty. Tento odhad byl často citován v následujících publikacích.
3,0 1992, Fogg Pomocí uhlíkového cyklu odhadl vnější okraj obyvatelné zóny kolem hvězd.
0,95 1,37 1993, Kasting a kol. Založena nejběžnější pracovní definice dnes používané obytné zóny. Předpokládá, že CO 2 a H 2 O jsou klíčové skleníkové plyny stejně jako pro Zemi. Argumentoval, že obyvatelná zóna je široká kvůli cyklu uhličitanu a křemičitanu . Všimli jsme si chladicího efektu cloudového albeda. Tabulka ukazuje konzervativní limity. Optimistické limity byly 0,84–1,67 AU.
2.0 2010, Spiegel et al. Navrhl, že sezónní kapalná voda je možná k tomuto limitu při kombinaci vysoké šikmosti a orbitální excentricity.
0,75 2011, Abe a kol. Zjistilo se, že „pouštní planety“ ovládané pevninou s vodou na pólech mohou existovat blíže ke Slunci než vodnaté planety jako Země.
10 2011, Pierrehumbert a Gaidos Pozemské planety, které shromažďují desítky až tisíce barů prvotního vodíku z protoplanetárního disku, mohou být obyvatelné ve vzdálenostech, které ve sluneční soustavě sahají až 10 AU.
0,77–0,87 1,02–1,18 2013, Vladilo a kol. Vnitřní okraj obyvatelné zóny kolem hvězd je blíže a vnější okraj je dále pro vyšší atmosférické tlaky; stanovený minimální atmosférický tlak požadovaný na 15 mbar.
0,99 1,70 2013, Kopparapu a kol. Revidované odhady Kasting et al. (1993) formulace využívající aktualizované algoritmy vlhkého skleníku a ztráty vody. Podle tohoto opatření je Země na vnitřním okraji HZ a blízko, ale hned za hranicí vlhkého skleníku. Stejně jako u Kasting a kol. (1993), to platí pro planetu podobnou Zemi, kde je limit „ztráty vody“ (vlhký skleník) na vnitřním okraji obyvatelné zóny tam, kde teplota dosáhla kolem 60 stupňů Celsia a je dostatečně vysoká, až do troposféra, že atmosféra je plně nasycena vodní párou. Jakmile stratosféra zvlhne, fotolýza vodní páry uvolní do prostoru vodík. V tomto okamžiku se chlazení cloudovou zpětnou vazbou s dalším oteplováním výrazně nezvyšuje. Limit „maximálního skleníku“ na vnějším okraji je tam, kde je CO
2
dominovaná atmosféra, kolem 8 barů, produkovala maximální množství skleníkového oteplování a další zvýšení CO
2
nevytvoří dostatečné oteplení, aby se zabránilo CO
2
katastroficky vymrzající z atmosféry. Optimistické limity byly 0,97–1,70 AU. Tato definice nebere v úvahu možné radiační oteplování CO
2
mraky.
0,38 2013, Zsom a kol.
Odhad na základě různých možných kombinací atmosférického složení, tlaku a relativní vlhkosti atmosféry planety.
0,95 2013, Leconte a kol. Pomocí 3-D modelů tito autoři vypočítali vnitřní okraj 0,95 AU pro sluneční soustavu.
0,95 2.4 2017, Ramirez a Kaltenegger
Expanze klasické obyvatelné zóny oxidu uhličitého a vodní páry za předpokladu atmosférické koncentrace sopečného vodíku 50%.
0,93–0,91 2019, Gomez-Leal a kol.
Odhad prahu vlhkého skleníku měřením poměru směšování vody ve spodní stratosféře, povrchové teploty a citlivosti klimatu na analogu Země s ozonem a bez ozonu pomocí globálního klimatického modelu (GCM). Ukazuje korelaci hodnoty směšovacího poměru vody 7 g/kg, povrchové teploty asi 320 K a vrcholu citlivosti na klima v obou případech.
0,99 1,004 Nejpřísněji ohraničený odhad shora
0,38 10 Nejpohodlnější odhad shora

Extrasolární extrapolace

Astronomové využívají hvězdný tok a zákon o inverzních čtvercích k extrapolaci modelů cirkulárních obyvatelných zón vytvořených pro sluneční soustavu na jiné hvězdy. Například podle odhadu obyvatelné zóny Kopparapu, přestože sluneční soustava má obytnou zónu kolem hvězd se středem 1,34 AU od Slunce, hvězda s 0,25násobkem svítivosti Slunce by měla obyvatelnou zónu se středem nebo 0,5 vzdálenosti od hvězdy, což odpovídá vzdálenosti 0,67 AU. Různé komplikující faktory, včetně jednotlivých charakteristik samotných hvězd, však znamenají, že extrasolární extrapolace konceptu CHZ je složitější.

Spektrální typy a charakteristiky hvězdného systému

Video vysvětlující význam objevu planety v okolní obyvatelné zóně Kepler-47 v roce 2011.

Někteří vědci tvrdí, že koncept cirkumstelární obytné zóny je ve skutečnosti omezen na hvězdy v určitých typech systémů nebo určitých spektrálních typů . Například binární systémy mají oběžné obyvatelné zóny, které se liší od zón u planetárních systémů s jednou hvězdou, kromě obav o stabilitě oběžné dráhy, které jsou vlastní konfiguraci tří těles. Pokud by sluneční soustava byla takovou binární soustavou, vnější hranice výsledné obyvatelné zóny kolem hvězd by se mohly rozprostírat až na 2,4 AU.

Pokud jde o spektrální typy, Zoltán Balog navrhuje, aby hvězdy typu O nemohly vytvářet planety kvůli fotoevaporaci způsobené jejich silnými ultrafialovými emisemi. Andrea Buccino při studiu ultrafialových emisí zjistila, že pouze 40% zkoumaných hvězd (včetně Slunce) má překrývající se kapalnou vodu a ultrafialové obyvatelné zóny. Hvězdy menší než Slunce mají naopak výrazné překážky pro obyvatelnost. Například Michael Hart navrhl, aby obyvatelné zóny mohly nabídnout pouze hvězdy hlavní sekvence spektrální třídy K0 nebo jasnější, což je myšlenka, která se v moderní době vyvinula do konceptu přílivového zamykacího poloměru pro červené trpaslíky . V tomto poloměru, který je shodný s obyvatelnou zónou červeného trpaslíka, bylo navrženo, že vulkanismus způsobený přílivovým ohřevem by mohl způsobit planetu „přílivové Venuše“ s vysokými teplotami a bez pohostinného prostředí k životu.

Jiní tvrdí, že cirkumstelární obyvatelné zóny jsou běžnější a že je skutečně možné, aby voda existovala na planetách obíhajících kolem chladnějších hvězd. Klimatické modelování z roku 2013 podporuje myšlenku, že hvězdy červeného trpaslíka mohou podporovat planety s relativně konstantními teplotami na jejich povrchu i přes slapové zamykání. Profesor astronomie Eric Agol tvrdí, že i bílí trpaslíci mohou prostřednictvím planetární migrace podporovat relativně krátkou obyvatelnou zónu. Ve stejné době, jiní psali na podobnou podporu polostabilních, dočasných obyvatelných zón kolem hnědých trpaslíků . Také obyvatelná zóna ve vnějších částech hvězdných systémů může existovat během fáze hlavní fáze vývoje hvězdné evoluce, zejména kolem M-trpaslíků, potenciálně trvající po dobu miliard let.

Hvězdná evoluce

Pro planety k dlouhodobému udržování povrchové vody může být vyžadováno přirozené stínění před vesmírným počasím, jako je magnetosféra zobrazená v tomto uměleckém podání.

Okolní obyvatelné zóny se v průběhu času mění s vývojem hvězd. Například horké hvězdy typu O, které mohou zůstat v hlavní sekvenci méně než 10 milionů let, by měly rychle se měnící obyvatelné zóny, které neprospívají rozvoji života. Na druhou stranu hvězdy červeného trpaslíka, které mohou žít stovky miliard let na hlavní posloupnosti, by měly planety s dostatkem času na vývoj a vývoj života. I když jsou hvězdy v hlavní posloupnosti, jejich energetický výdej se neustále zvyšuje a tlačí jejich obyvatelné zóny dál; například naše Slunce bylo v Archaeanu 75% tak jasné jako nyní a v budoucnosti bude pokračující zvyšování energetického výdeje Země mimo obytnou zónu Slunce, ještě předtím, než dosáhne fáze červeného obra . Aby bylo možné se s tímto zvýšením svítivosti vypořádat, byl zaveden koncept kontinuálně obyvatelné zóny . Jak naznačuje název, souvisle obyvatelná zóna je oblast kolem hvězdy, ve které tělesa planetárních hmot mohou po určitou dobu udržovat kapalnou vodu. Stejně jako obecná obyvatelná zóna kolem hvězd je i kontinuálně obyvatelná zóna hvězdy rozdělena na konzervativní a rozšířenou oblast.

V systémech červeného trpaslíka mají obrovské hvězdné světlice, které by mohly zdvojnásobit jas hvězdy během několika minut, a obrovské hvězdné skvrny, které mohou pokrývat 20% povrchu hvězdy, potenciál zbavit jinak obyvatelnou planetu její atmosféry a vody. Stejně jako u hmotnějších hvězd však hvězdná evoluce mění jejich povahu a energetický tok, takže zhruba ve věku 1,2 miliardy let se červení trpaslíci obecně stávají dostatečně konstantní, aby umožnili rozvoj života.

Jakmile se hvězda dostatečně vyvinula, aby se stala rudým obrem, její obyvatelná zóna kolem hvězd se od velikosti hlavní sekvence dramaticky změní. Například se očekává, že Slunce pohltí dříve obyvatelnou Zemi jako červený obr. Jakmile však rudá obří hvězda dosáhne horizontální větve , dosáhne nové rovnováhy a může udržet novou cirkumstelární obyvatelnou zónu, která by se v případě Slunce pohybovala od 7 do 22 AU. V takové fázi by Saturnův měsíc Titan byl pravděpodobně obyvatelný ve smyslu teploty Země. Vzhledem k tomu, že tato nová rovnováha trvá přibližně 1 Gyr , a protože život na Zemi vznikl o 0,7 Gyr nejpozději z formování sluneční soustavy, mohl by se život myslitelně rozvíjet na planetárních hmotných objektech v obyvatelné zóně rudých obrů. Kolem takovéto hvězdy spalující helium by však důležité životní procesy, jako je fotosyntéza, mohly probíhat pouze kolem planet, kde je v atmosféře oxid uhličitý, protože v době, kdy by se hvězda o hmotnosti Slunce stala červeným obrem, by tělesa planetární hmoty již pohltila mnoho jejich volného oxidu uhličitého. Navíc, jak ukázali Ramirez a Kaltenegger (2016), intenzivní hvězdné větry by zcela odstranily atmosféru takových menších planetárních těles, což by je stejně učinilo neobyvatelnými. Titan by tedy nebyl obyvatelný ani poté, co se Slunce stane červeným obrem. Přesto život nemusí vzniknout v této fázi hvězdné evoluce, aby mohl být detekován. Jakmile se hvězda stane červeným obrem a obyvatelná zóna se bude rozkládat směrem ven, ledový povrch by se roztavil a vytvořil dočasnou atmosféru, ve které lze hledat známky života, které mohly prospívat ještě před začátkem fáze červeného obra.

Pouštní planety

Atmosférické podmínky planety ovlivňují její schopnost zadržovat teplo, takže poloha obyvatelné zóny je také specifická pro každý typ planety: pouštní planety (také známé jako suché planety) s velmi malým množstvím vody budou mít v atmosféra než Země, a proto mají snížený skleníkový efekt , což znamená, že pouštní planeta by mohla udržovat oázy vody blíže ke své hvězdě, než je Země ke Slunci. Nedostatek vody také znamená, že je méně ledu, aby odráželo teplo do vesmíru, takže vnější okraj obyvatelných zón pouštní planety je dále mimo.

Další úvahy

Hydrosféra Země. Voda pokrývá 71% zemského povrchu, přičemž globální oceán tvoří 97,3% distribuce vody na Zemi .

Planeta nemůže mít hydrosféru -klíčovou složku pro vznik života na bázi uhlíku-pokud v jejím hvězdném systému není zdroj vody. Původ vody na Zemi je stále není zcela znám; možné zdroje zahrnují výsledek nárazů do ledových těl, odplyňování , mineralizace , únik vodných minerálů z litosféry a fotolýza . U extrasolárního systému by ledové těleso zpoza mrazu mohlo migrovat do obyvatelné zóny své hvězdy a vytvořit oceánskou planetu s moři hlubokými stovky kilometrů, jako je GJ 1214 b nebo Kepler-22b .

Údržba kapalné povrchové vody také vyžaduje dostatečně hustou atmosféru. Možný původ pozemské atmosféry je v současné době teoretizován na odplyňování, nárazové odplyňování a odplyňování. Atmosféry jsou udržovány podobnými procesy spolu s biogeochemickými cykly a zmírňováním úniku atmosféry . Ve studii z roku 2013, kterou vedl italský astronom Giovanni Vladilo , se ukázalo, že velikost obyvatelné zóny kolem hvězd se zvětšovala s větším atmosférickým tlakem. Pod atmosférickým tlakem asi 15 milibarů bylo zjištěno, že obyvatelnost nelze udržet, protože i malý posun tlaku nebo teploty může způsobit, že se voda nebude moci tvořit jako kapalina.

Ačkoli tradiční definice obyvatelné zóny předpokládají, že oxid uhličitý a vodní pára jsou nejdůležitějšími skleníkovými plyny (stejně jako na Zemi), studie vedená Ramsesem Ramirezem a spoluautorkou Lisou Kalteneggerovou ukázala, že velikost obyvatelné zóny se výrazně zvýší, pokud je spolu s oxidem uhličitým a vodní párou zahrnuto také podivuhodné sopečné odplyňování vodíku. Vnější okraj sluneční soustavy by v takovém případě dosahoval až 2,4 AU. Podobné přírůstky velikosti obyvatelné zóny byly vypočítány pro jiné hvězdné systémy. Dřívější studie Ray Pierrehumberta a Erica Gaidose zcela odstranila koncept CO 2 -H 2 O a tvrdila, že mladé planety by mohly z protoplanetárního disku nashromáždit mnoho desítek až stovek tyčí vodíku, což poskytne dostatek skleníkového efektu k prodloužení sluneční vnější okraj systému do 10 AU. V tomto případě však není vodík nepřetržitě doplňován vulkanismem a je ztracen během milionů až desítek milionů let.

V případě planet obíhajících v CHZ rudých trpasličích hvězd způsobují extrémně blízké vzdálenosti ke hvězdám zablokování přílivu , což je důležitý faktor obyvatelnosti. Pro přílivově zamčenou planetu je hvězdný den tak dlouhý jako oběžná doba , což způsobuje, že jedna strana je trvale obrácena k hostitelské hvězdě a druhá odvrácena. V minulosti se předpokládalo, že takové přílivové zamykání způsobuje extrémní teplo na straně obrácené ke hvězdám a hořké chlady na opačné straně, což činí mnoho rudých trpasličích planet neobyvatelnými; trojrozměrné klimatické modely v roce 2013 však ukázaly, že strana planety červeného trpaslíka obrácená k hostitelské hvězdě by mohla mít rozsáhlou oblačnost, což by zvýšilo její albedo vazby a výrazně snížilo teplotní rozdíly mezi oběma stranami.

Přírodní satelity s hmotností planet mají také potenciál být obyvatelné. Tato těla však musí splňovat další parametry, zejména být umístěna v okolních planetárních obytných zónách svých hostitelských planet. Přesněji řečeno, měsíce musí být dostatečně daleko od svých hostitelských obřích planet, aby nebyly transformovány přílivovým ohřevem na sopečné světy jako Io , ale musí zůstat v poloměru planety Hill , aby nebyly vytaženy z oběžné dráhy své planety. hostitelská planeta. Červení trpaslíci, jejichž hmotnost je menší než 20% hmotnosti Slunce, nemohou mít obyvatelné měsíce kolem obřích planet, protože malá velikost obyvatelné zóny kolem hvězd by dala obyvatelný měsíc tak blízko hvězdy, že by byl zbaven hostitelské planety . V takovém systému by měl Měsíc dostatečně blízko své hostitelské planetě, aby udržel svoji oběžnou dráhu, přílivové teplo tak intenzivní, že by eliminovalo veškeré vyhlídky na obyvatelnost.

Umělecký koncept planety na excentrické oběžné dráze, která prochází CHZ pouze část její oběžné dráhy

Planetární objekt, který obíhá kolem hvězdy s vysokou orbitální excentricitou, může strávit jen část svého roku v CHZ a zažít velké rozdíly v teplotě a atmosférickém tlaku. To by mělo za následek dramatické sezónní fázové posuny, kdy kapalná voda může existovat jen občas. Je možné, že podpovrchová stanoviště by mohla být izolována od takových změn a že extremofilové na povrchu nebo v jeho blízkosti by mohli přežít prostřednictvím adaptací, jako je hibernace ( kryptobióza ) a/nebo hyperthermostability . Tardigrades , například, může přežít v dehydratovaném stavu teplot mezi 0,150 K (-273 ° C) a 424 K (151 ° C). Život na planetárním objektu obíhajícím mimo CHZ by mohl hibernovat na studené straně, jak se planeta blíží k apastronu, kde je planeta nejchladnější, a aktivuje se při přístupu k periastronu, když je planeta dostatečně teplá.

Extrasolární objevy

Přezkum z roku 2015 dospěl k závěru, že exoplanety Kepler-62f , Kepler-186f a Kepler-442b byly pravděpodobně nejlepšími kandidáty na potenciální obyvatelnost. Ty jsou ve vzdálenosti 990, 490 a 1120 světelných let daleko. Z nich je Kepler-186f svou velikostí nejbližší Zemi s 1,2násobkem poloměru Země a nachází se směrem k vnějšímu okraji obyvatelné zóny kolem své rudé trpasličí hvězdy. Mezi nejbližšími kandidáty na pozemské exoplanety je Tau Ceti e 11,9 světelných let daleko. Nachází se na vnitřním okraji obyvatelné zóny sluneční soustavy, což jí odhaduje průměrnou povrchovou teplotu 68 ° C (154 ° F).

Studie, které se pokusily odhadnout počet pozemských planet v obyvatelné zóně kolem hvězd, obvykle odrážejí dostupnost vědeckých údajů. Studie Ravi Kumara Kopparapu z roku 2013 stanovila η e , zlomek hvězd s planetami v CHZ, na 0,48, což znamená, že v Mléčné dráze může být zhruba 95–180 miliard obyvatelných planet. Toto je však pouze statistická předpověď; dosud byl objeven pouze malý zlomek těchto možných planet.

Předchozí studie byly konzervativnější. V roce 2011 Seth Borenstein dospěl k závěru, že v Mléčné dráze je zhruba 500 milionů obyvatelných planet. Studie NASA Jet Propulsion Laboratory 2011, založená na pozorováních z mise Kepler , toto číslo poněkud zvýšila a odhaduje se, že se očekává , že asi „1,4 až 2,7 procenta“ všech hvězd spektrální třídy F , G a K bude mít ve svých CHZ planety.

Raná zjištění

K prvním objevům extrasolárních planet v CHZ došlo jen několik let poté, co byly objeveny první extrasolární planety. Nicméně tyto rané detekce byly všechny velikosti plynného obra a mnohé na excentrických drahách. Navzdory tomu studie naznačují možnost velkých měsíců podobných Zemi, které by podporovaly kapalnou vodu. Jedním z prvních objevů bylo 70 Virginis b , plynný obr původně přezdívaný „Zlatovláska“, protože nebyl ani „příliš horký“, ani „příliš chladný“. Pozdější studie odhalila teploty analogické Venuši, což vylučuje jakýkoli potenciál pro kapalnou vodu. 16 Cygni Bb , objevená také v roce 1996, má extrémně excentrickou oběžnou dráhu, která v CHZ tráví pouze část svého času, taková oběžná dráha by způsobila extrémní sezónní efekty. Navzdory tomu simulace naznačily, že dostatečně velký společník by mohl podporovat povrchovou vodu po celý rok.

Gliese 876 b , objevený v roce 1998, a Gliese 876 c , objevený v roce 2001, jsou oba plynní obři objevení v obyvatelné zóně kolem Gliese 876, která může mít také velké měsíce. Další plynný obr, Upsilon Andromedae d, byl objeven v roce 1999 na oběžné dráze obytné zóny Upsilon Andromidae.

HD 28185 b , oznámený 4. dubna 2001, je plynný obr , u něhož bylo zjištěno, že obíhá zcela v oběžné zóně své hvězdy a má nízkou orbitální excentricitu, srovnatelnou s Marsu ve sluneční soustavě. Přílivové interakce naznačují, že by mohla na oběžné dráze kolem ní po mnoho miliard let ukrývat obyvatelné satelity hmotné Země, i když není jasné, zda by takové satelity vůbec mohly vzniknout.

HD 69830 d , plynný obr se 17násobkem hmotnosti Země, byl nalezen v roce 2006 na oběžné dráze v obývatelné zóně HD 69830 , vzdálené 41 světelných let od Země. Následující rok bylo v CHZ 55 hostitelské hvězdy 55 Cancri A objeveno 55 Cancri f . Hypotetické satelity s dostatečnou hmotností a složením jsou považovány za schopné unést kapalnou vodu na své povrchy.

Ačkoli teoreticky mohly takové obří planety vlastnit měsíce, neexistovala technologie pro detekci měsíců kolem nich a nebyly objeveny žádné extrasolární měsíce. O planety v zóně s potenciálem pevných povrchů byl proto mnohem vyšší zájem.

Obyvatelné super-Země

Obyvatelná zóna Gliese 581 ve srovnání s obyvatelnou zónou Sluneční soustavy.

Objev Gliese 581 c z roku 2007 , první super Země v obyvatelné zóně kolem hvězd, vytvořil značný zájem vědecké komunity o tento systém, ačkoli se později zjistilo, že planeta má extrémní povrchové podmínky, které mohou připomínat Venuši. Gliese 581 d, další planeta ve stejném systému a považovaná za lepšího kandidáta na obyvatelnost, byla také oznámena v roce 2007. Její existence byla později v roce 2014 potvrzena, ale jen na krátkou dobu. Jak 2015, planeta nemá žádné novější disconfirmations. Gliese 581 g , další planeta, o které se předpokládalo, že byla objevena v cirkumstelární obytné zóně systému, byla považována za obyvatelnější než obě Gliese 581 c a d. Její existence však byla v roce 2014 také nepotvrzena a astronomové se o její existenci rozcházejí.

Diagram porovnávající velikost (umělcův dojem) a orbitální polohu planety Kepler-22b v obývatelné zóně hvězdy Kepler 22 podobné Slunci a Zemi ve sluneční soustavě

Objeven v srpnu 2011, HD 85512 b se původně spekulovalo, že je obyvatelný, ale nová kritéria obývatelné zóny kolem hvězd navržená Kopparapu et al. v roce 2013 umístit planetu mimo obytnou zónu kolem hvězd.

Kepler-22 b , objevený v prosinci 2011 kosmickou sondou Kepler , je první tranzitní exoplanetou objevenou kolem hvězdy podobné Slunci . S poloměrem 2,4násobkem Země je Kepler-22b některými předpovězen jako oceánská planeta. Gliese 667 Cc , objevený v roce 2011, ale ohlásila v roce 2012, je super-Země obíhající v obyvatelná zóna o Gliese 667 ° C . Je to jedna z nejznámějších planet na Zemi.

Gliese 163 c , objevený v září 2012 na oběžné dráze kolem červeného trpaslíka Gliese 163 se nachází 49 světelných let od Země. Planeta má 6,9 hmotností Země a Země 1,8-2,4 poloměry, a s jeho úzké dráze dostane 40 procent více hvězdné záření než Země, což vede k povrchové teploty asi 60 ° C . HD 40307 g , kandidátská planeta předběžně objevená v listopadu 2012, se nachází v obytné zóně kolem HD 40307 . V prosinci 2012 byly Tau Ceti e a Tau Ceti f nalezeny v oběžné obytné zóně Tau Ceti , hvězdy podobné Slunci vzdálené 12 světelných let. Přestože jsou hmotnější než Země, patří mezi nejméně hmotné planety, které doposud obíhají v obyvatelné zóně; Tau Ceti f, stejně jako HD 85512 b, však nevyhovovala novým kritériím obytné zóny kolem hvězd, stanoveným ve studii Kopparapu z roku 2013. Nyní je považován za neobyvatelný.

Blízko planet velikosti Země a analogů Slunce

Porovnání polohy CHZ planety Kepler-186f s poloměrem Země a sluneční soustavy (17. dubna 2014)
I když je oběžná dráha a hvězda Kepler-452b větší než Kepler 186f, jsou více podobné oběžné dráze Země.

Nedávné objevy odhalily planety, které jsou považovány za podobné co do velikosti nebo hmotnosti Zemi. Rozsahy "velikosti Země" jsou obvykle definovány hmotností. Dolní rozsah používaný v mnoha definicích superzemské třídy je 1,9 hmotnosti Země; podobně se subzemě pohybují až do velikosti Venuše (~ 0,815 hmotnosti Země). Uvažuje se také o horní hranici 1,5 poloměru Země, protože nad 1,5  R 🜨 průměrná hustota planet rychle klesá s rostoucím poloměrem, což naznačuje, že tyto planety mají významnou část objemu těkavých látek překrývajících skalnaté jádro. Planeta skutečně podobná Zemi- analog Země nebo „dvojče Země“-by musela splňovat mnoho podmínek, které přesahují velikost a hmotnost; takové vlastnosti nelze pomocí současné technologie pozorovat.

Solární analog (nebo „solární twin“) je hvězda, která se podobá Sun. Doposud nebylo nalezeno žádné sluneční dvojče s přesnou shodou se Sluncem. Některé hvězdy jsou však téměř totožné se Sluncem a jsou považovány za sluneční dvojčata. Přesným solárním dvojčetem by byla hvězda G2V s teplotou 5 778 K, stáří 4,6 miliardy let, se správnou kovovostí a 0,1% variací sluneční svítivosti . Hvězdy se stářím 4,6 miliardy let jsou v nejstabilnějším stavu. Správná kovovost a velikost jsou také zásadní pro kolísání nízké svítivosti.

Pomocí údajů shromážděných vesmírnou observatoří NASA Kepler Space a WM Keck Observatory vědci odhadli, že 22% hvězd slunečního typu v galaxii Mléčné dráhy má ve své obyvatelné zóně planety velikosti Země .

Dne 7. ledna 2013 astronomové z týmu Kepler oznámili objev Kepler-69c (dříve KOI-172.02 ), kandidát exoplanety velikosti Země ( 1,7násobek poloměru Země) obíhající kolem Kepler-69 , hvězdy podobné našemu Slunci, v CHZ a očekává se, že nabídne obyvatelné podmínky. Objev dvou planet obíhajících v obytné zóně Kepler-62 týmem Kepler byl oznámen 19. dubna 2013. Planety pojmenované Kepler-62e a Kepler-62f jsou pravděpodobně pevné planety o velikosti 1,6 a 1,4násobku poloměr Země, resp.

S poloměrem odhadovaným na 1,1 Země je Kepler-186f , objev oznámený v dubnu 2014, dosud nejblíže velikosti Země k exoplanetě potvrzené tranzitní metodou, ačkoli její hmotnost zůstává neznámá a její mateřská hvězda není sluneční analog.

Kapteyn b , objevený v červnu 2014, je možný skalnatý svět s přibližně 4,8 hmotností Země a přibližně 1,5 poloměru Země byl nalezen obíhající kolem obytné zóny červeného subdwarfa Kapteynovy hvězdy , vzdálené 12,8 světelných let.

Dne 6. ledna 2015 NASA oznámila 1000. potvrzenou exoplanetu objevenou Keplerovým vesmírným teleskopem. Bylo zjištěno, že tři z nově potvrzených exoplanet obíhají v obyvatelných zónách jejich příbuzných hvězd : dvě ze tří, Kepler-438b a Kepler-442b , mají velikost blízkou Zemi a pravděpodobně jsou skalnaté ; třetí, Kepler-440b , je super Země . Bylo však zjištěno , že Kepler-438b je předmětem silných světlic, takže je nyní považován za neobyvatelný. 16. ledna, K2-3d, byla nalezena planeta o 1,5 poloměru Země obíhající v obytné zóně K2-3 , která obdržela 1,4krát větší intenzitu viditelného světla než Země.

Kepler-452b , oznámený 23. července 2015, je o 50% větší než Země, pravděpodobně skalnatý a trvá přibližně 385 pozemských dní, než obíhá kolem obytné zóny své hvězdy G (sluneční analog) Kepler-452 .

Objev systému tří přílivově zablokovaných planet obíhajících kolem obytné zóny ultrachladné trpasličí hvězdy TRAPPIST-1 byl oznámen v květnu 2016. Tento objev je považován za významný, protože dramaticky zvyšuje možnost menší, chladnější, početnější a bližší hvězdy s obyvatelnými planetami.

Dvě potenciálně obyvatelné planety, objevené misí K2 v červenci 2016 obíhající kolem trpaslíka K2-72 kolem 227 světelných let od Slunce: K2-72c a K2-72e mají stejnou velikost jako Země a přijímají podobné množství hvězdného záření .

LHS 1140b, vyhlášená 20. dubna 2017, je superhustá super Země vzdálená 39 světelných let , 6,6krát větší než hmotnost Země a 1,4krát větší poloměr, její hvězda má 15% hmotnosti Slunce, ale s mnohem méně pozorovatelnou aktivitou hvězdné erupce než většina ostatních. M trpaslíci. Planeta je jednou z mála pozorovatelných jak tranzitní, tak radiální rychlostí, jejíž hmotnost je potvrzena atmosférou, kterou lze studovat.

Objeven radiální rychlostí v červnu 2017, s přibližně trojnásobkem hmotnosti Země, Luyten b obíhá v obytné zóně Luytenovy hvězdy vzdálené pouhých 12,2 světelných let.

Ve vzdálenosti 11 světelných let byla v listopadu 2017 oznámena druhá nejbližší planeta, Ross 128 b , po desetileté studii radiální rychlosti relativně „tiché“ hvězdy červeného trpaslíka Ross 128. Při hmotnosti 1,35 Země je její velikost zhruba Země a pravděpodobná skalnaté ve složení.

Objeven v březnu 2018, K2-155d je asi 1,64krát větší než poloměr Země, je pravděpodobně skalnatý a obíhá v obyvatelné zóně své hvězdy červeného trpaslíka vzdálené 203 světelných let.

Jedním z prvních objevů satelitu Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) oznámeného 31. července 2019 je planeta Super Earth GJ 357 d obíhající na vnějším okraji červeného trpaslíka vzdáleného 31 světelných let.

K2-18b je exoplaneta vzdálená 124 světelných let, která obíhá v obytné zóně červeného trpaslíka K2-18 . Tato planeta je významná pro vodní páru nacházející se v její atmosféře; toto bylo oznámeno 17. září 2019.

V září 2020, astronomové identifikovat 24 superhabitable planety (planety lépe než Země) uchazečů, z více než 4000 potvrzených exoplanet v současné době, na základě astrofyzikální parametry , stejně jako přirozené historie o známých forem života na Zemi .

Pozoruhodné exoplanety - Kepler Space Telescope
PIA19827-Kepler-SmallPlanets-HabitableZone-20150723.jpg
Potvrzeny malé exoplanety v obyvatelných zónách .
( Kepler-62e , Kepler-62f , Kepler-186f , Kepler-296e , Kepler-296f , Kepler-438b , Kepler-440b , Kepler-442b )
(Kepler Space Telescope; 6. ledna 2015).

Obyvatelnost mimo CHZ

Objev uhlovodíkových jezer na Saturnově měsíci Titan začal zpochybňovat uhlíkový šovinismus, který je základem konceptu CHZ.

Bylo zjištěno, že prostředí kapalné vody existuje bez atmosférického tlaku a při teplotách mimo teplotní rozsah CHZ. Například Saturnovy měsíce Titan a Enceladus a Jupiterovy měsíce Europa a Ganymede , které jsou všechny mimo obytnou zónu, mohou v podpovrchových oceánech zadržovat velké objemy kapalné vody .

Mimo CHZ jsou přílivové vytápění a radioaktivní rozpad dva možné zdroje tepla, které by mohly přispět k existenci kapalné vody. Abbot a Switzer (2011) uvedli možnost, že by na nepoctivých planetách mohla existovat podpovrchová voda v důsledku ohřevu založeného na radioaktivním rozpadu a izolace silnou povrchovou vrstvou ledu.

S jistou teorií, že život na Zemi mohl ve skutečnosti pocházet ze stabilních, podpovrchových stanovišť, bylo navrženo, že může být běžné, že mokrá podpovrchová mimozemská stanoviště, jako jsou tato, „překypují životem“. Na Zemi samotné se živé organismy mohou nacházet více než 6 kilometrů pod povrchem.

Další možností je, že mimo CHZ mohou organismy využívat alternativní biochemie , které vodu vůbec nevyžadují. Astrobiolog Christopher McKay navrhl, aby byl metan ( CH
4
) může být rozpouštědlem, které napomáhá rozvoji „kryofefu“, přičemž „metanová obyvatelná zóna“ Slunce je soustředěna na 1 610 000 000 km (1,0 × 10 9  mi; 11 AU) od hvězdy. Tato vzdálenost se shoduje s polohou Titanu, jehož jezera a déšť metanu z něj činí ideální místo k nalezení McKayovy navrhované kryofefy. Kromě toho testování řady organismů bylo nalezeno, jsou schopny přežít v extra-CHZ podmínek.

Význam pro komplexní a inteligentní život

Vzácných zemin hypotéza tvrdí, že komplexní a inteligentní život je neobvyklý a že CHZ je jedním z mnoha důležitých faktorů. Podle Ward & Brownlee (2004) a dalších je nejen orbita CHZ a povrchová voda primárním požadavkem na udržení života, ale také požadavkem na podporu sekundárních podmínek nutných pro vznik a vývoj mnohobuněčného života . Sekundární faktory obyvatelnosti jsou geologické (role povrchových vod při udržování potřebné deskové tektoniky) a biochemické (role sálavé energie při podpoře fotosyntézy pro nezbytné atmosférické okysličování). Jiní, například Ian Stewart a Jack Cohen ve své knize Evolving the Alien z roku 2002, tvrdí, že mimo CHZ může vzniknout složitý inteligentní život. Inteligentní život mimo CHZ se mohl vyvinout v podpovrchových prostředích, z alternativních biochemií nebo dokonce z jaderných reakcí.

Na Zemi bylo identifikováno několik složitých mnohobuněčných forem života (nebo eukaryot ) s potenciálem přežít podmínky, které mohou existovat mimo konzervativní obyvatelnou zónu. Geotermální energie udržuje starodávné okolní ekosystémy a podporuje velké komplexní formy života, jako je Riftia pachyptila . Podobná prostředí lze nalézt v oceánech pod tlakem pod pevnými krusty, jako jsou ty v Evropě a Enceladu, mimo obyvatelnou zónu. V simulovaných podmínkách a na nízké oběžné dráze Země byla testována řada mikroorganismů , včetně eukaryot. Živočišným příkladem je tardigradum Miluminium , které dokáže odolat extrémním teplotám vysoko nad bodem varu vody a chladnému vakuu vesmíru. Kromě toho bylo zjištěno , že lišejníky Rhizocarpon geographicum a Xanthoria elegans přežívají v prostředí, kde je atmosférický tlak příliš nízký pro povrchovou kapalnou vodu a kde je zářivá energie také mnohem nižší, než jaká většina rostlin vyžaduje k fotosyntéze. Houby Cryomyces antarcticus a Cryomyces minteri jsou také schopné přežít a reprodukovat se v podmínkách podobných Marsu.

Druhy, včetně lidí , o nichž je známo, že mají zvířecí poznávání, vyžadují velké množství energie a přizpůsobily se specifickým podmínkám, včetně množství atmosférického kyslíku a dostupnosti velkého množství chemické energie syntetizované ze zářivé energie. Pokud mají lidé kolonizovat jiné planety, nejpravděpodobnější přirozené prostředí jim pravděpodobně poskytnou skuteční analogové Země v CHZ; tento koncept byl základem studie Stephena H. Doleho z roku 1964. Vhodnou teplotou, gravitací, atmosférickým tlakem a přítomností vody lze eliminovat nutnost skafandrů nebo analogů vesmírných stanovišť na povrchu a komplexní pozemský život může prospívat.

Planety v CHZ zůstávají prvořadým zájmem výzkumníků hledajících inteligentní život jinde ve vesmíru. Drake rovnice , někdy použita při odhadu počtu inteligentních civilizací v naší galaxii, obsahující faktor nebo parametru n e , což je průměrný počet planetární masy objekty na oběžné dráze v rámci CHZ každé hvězdy. Nízká hodnota podporuje hypotézu Vzácné Země, která předpokládá, že inteligentní život je ve vesmíru vzácností, zatímco vysoká hodnota dokazuje princip kopernikovské průměrnosti , názor, že obyvatelnost - a tedy život - je v celém vesmíru běžná. Zpráva 1971 NASA Drake a Bernard Oliver navrhl „ jezírko “, na základě spektrálních absorpčních čar U vodíkových a hydroxylových složek vody, jako dobré, zřejmé pásma pro komunikaci s mimozemskou inteligencí, která se od té doby široce přijat astronomů zapojený do hledání mimozemské inteligence. Podle Jill Tarterové , Margaret Turnbullové a mnoha dalších jsou kandidáti CHZ prioritními cíli pro zúžení vyhledávání vodních děr a Allen Telescope Array nyní rozšiřuje projekt Phoenix na takové kandidáty.

Protože CHZ je považován za nejpravděpodobnější stanoviště pro inteligentní život, úsilí METI bylo také zaměřeno na systémy, které tam pravděpodobně mají planety. Například zpráva Teen Age Message z roku 2001 a Cosmic Call 2 z roku 2003 byla odeslána do systému 47 Ursae Majoris , o kterém je známo, že obsahuje tři planety o hmotnosti Jupitera a pravděpodobně s pozemskou planetou v CHZ. Zpráva Teen Age byla také směrována do systému 55 Cancri, který má ve svém CHZ plynného obra. Zpráva ze Země v roce 2008 a Hello ze Země v roce 2009 byly nasměrovány do systému Gliese 581, který obsahuje tři planety v CHZ - Gliese 581 c, d a nepotvrzené g.

Viz také

Reference

externí odkazy