Μετάβαση στο περιεχόμενο

Πλανητική κατοικησιμότητα

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Η Γη και οι υπόλοιποι πλανήτες του Ηλιακού συστήματος, σε σχέση με 500+ εξωηλιακούς πλανήτες και την ύπαρξη νερού για την υποστήριξη κατοικησιμότητας. Η τοποθεσία των πλανητών σε σχέση με τον κάθετο άξονα υποδηλώνει το μέγεθος των πλανητών σε σχέση με τη Γη, και σε σχέση με τον οριζόντιο την απόσταση των πλανητών από το κύριο άστρο του ηλιακού συστήματός τους.

Πλανητική κατοικησιμότητα ή κατοικησιμότητα πλανητών ονομάζεται ο βαθμός υποστήριξης ενός πλανήτη ή φυσικού δορυφόρου για την ανάπτυξη και διατήρηση της ζωής. Η ζωή μπορεί να αναπτυχθεί απευθείας στον πλανήτη ή στον δορυφόρο του, ή να μεταδοθεί εκεί από άλλο ουράνιο σώμα, σύμφωνα με τη θεωρία της πανσπερμίας. Καθώς δεν είναι γνωστή μέχρι στιγμής η ύπαρξη ζωής εκτός του πλανήτη Γη, η πλανητική κατοικησιμότητα είναι κυρίως μια παρέκταση των συνθηκών της ζωής στη Γη και των χαρακτηριστικών του Ήλιου και του Ηλιακού συστήματος με τον τρόπο που ευνοούν την ανάπτυξη ζωής, και συγκεκριμένα των χαρακτηριστικών που ευνοούν την διατήρηση σύνθετης, πολυκύτταρης ζωής και όχι απλά την ανάπτυξη μονοκύτταρων οργανισμών. Η έρευνα και θεωρία σχετικά με το θέμα αυτό, αποτελεί συστατικό στοιχείο της πλανητικής επιστήμης και του αναδυόμενου κλάδου της αστροβιολογίας.

Η ύπαρξη μιας πηγής ενέργειας για την διατήρηση και τροφοδότηση της ζωής αποτελεί μια απόλυτη προϋπόθεση, και η έννοια της κατοικησιμότητας συνεπάγεται και την ύπαρξη των κατάλληλων γεωφυσικών, γεωχημικών, και αστροφυσικών συνθηκών έτσι ώστε ένα πλανητικό σώμα να μπορεί να υποστηρίξει τη ζωή. Σύμφωνα με τα κριτήρια που έχει ορίσει η ΝΑΣΑ, τα κύρια χαρακτηριστικά κατοικησιμότητας είναι, η παρουσία εκτεταμένων περιοχών με νερό σε υγρή μορφή, η ύπαρξη κατάλληλων συνθηκών για τον σχηματισμό σύνθετων οργανικών μορίων, και η διαθεσιμότητα πηγών ενέργειας οι οποίες θα συντηρούν τον μεταβολισμό των οργανισμών.[1]

Για την εξακρίβωση της υποστήριξης ζωής σε ένα πλανητικό σώμα, οι μελέτες επικεντρώνονται στη συνολική σύνθεση του, τις ιδιότητες της τροχιάς του, την ατμόσφαιρα του, και πιθανές χημικές αλληλεπιδράσεις. Τα σημαντικά αστρικά χαρακτηριστικά περιλαμβάνουν τη μάζα και τη φωτεινότητα, σταθερή μεταβλητότητα, και υψηλή μεταλλικότητα. Οι βραχώδεις πλανήτες με στερεό έδαφος και οι φυσικοί δορυφόροι με πιθανή υποστήριξη χημείας εφάμιλλης της γήινης, είναι το επίκεντρο της αστροβιολογικής έρευνας, αν και υπάρχουν και εναλλακτικές θεωρίες κατοικησιμότητας οι οποίες ασχολούνται με υποθέσεις που βασίζονται σε εναλλακτικές βιοχημείες και άλλους τύπους αστρονομικών σωμάτων.

Το άρθρο είναι μέρος της σειράς για:
Ζωή στο Σύμπαν
Αστροβιολογία
Κατοικησιμότητα στο Ηλιακό Σύστημα
Ζωή εκτός του Ηλιακού Συστήματος

Απαρχές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η ιδέα πως υπάρχει ζωή και σε πλανήτες εκτός της Γης, εμφανίζεται ήδη από τα αρχαία χρόνια, π.χ. το μυθιστόρημα Ἀληθῆ διηγήματα του Λουκιανού κατά τον 2ο αιώνα μ.Χ. είναι από τα πρώτα που διασώζονται και στηρίζονται σε μια τέτοια αφήγηση,[2] και ιστορικά αποτέλεσε μέρος τόσο της φιλοσοφίας όσο και των φυσικών επιστημών.[σημείωση 1] Στα τέλη του 20ού αιώνα υπήρξαν δυο σημαντικές εξελίξεις στο πεδίο αυτό. Αρχικά, η παρατήρηση και εξερεύνηση άλλων πλανητών και φυσικών δορυφόρων του Ηλιακού συστήματος με ρομποτικές συσκευές, ανακάλυψε σημαντικές πληροφορίες σχετικά με τα κριτήρια κατοικησιμότητας και επέτρεψε να γίνουν ουσιαστικές γεωφυσικές συγκρίσεις μεταξύ της Γης και των άλλων ουράνιων σωμάτων. Επιπλέον, η ανακάλυψη εξωηλιακών πλανητών από τις αρχές του 1990 και έπειτα,[3][4] έφερε ακόμη περισσότερες πληροφορίες σχετικά με τις μελέτες περί ύπαρξης εξωγήινης ζωής. Αυτά τα ευρήματα επιβεβαίωσαν πως ο Ήλιος δεν είναι το μόνο άστρο το οποίο διαθέτει πλανήτες, και επέκτεινε τον ορίζοντα της εξερεύνησης για κατοικήσιμους πλανήτες πέρα από το Ηλιακό σύστημα όπου βρίσκεται η Γη.

Η χημεία της ζωής πιθανώς να ξεκίνησε σύντομα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, που συνέβη 13,8 δισεκατομμύρια έτη πριν, κατά τη διάρκεια μιας εποχής που ευνοούσε την κατοικησιμότητα και το Σύμπαν είχε ηλικία μόλις 10-17 εκατομμύρια χρόνια.[5][6][7] Σύμφωνα με την υπόθεση της πανσπερμίας, η μικροσκοπική ζωή -η οποία διανέμεται μέσω μετεωριτών, αστεροειδών, κομητών και άλλων μικρών σωμάτων του ηλιακού συστήματος- ενδέχεται να υπάρχει σε όλο το εύρος του σύμπαντος.[8] Ωστόσο, η Γη είναι το μόνο μέρος στο σύμπαν το οποίο γνωρίζουμε με βεβαιότητα πως φιλοξενεί ζωή,[9][10] όπως την κατανοούμε.

Οι εκτιμήσεις των κατοικήσιμων ζωνών γύρω από άλλα άστρα,[11][12] μαζί με την ανακάλυψη εκατοντάδων εξωηλιακών πλανητών καθώς και τις νέες ανακαλύψεις σχετικά με τις μορφές ζωής σε ακραίες περιβαλλοντικές συνθήκες στην ίδια τη Γη, στηρίζουν την υπόθεση πως μπορεί να υπάρχουν πολλά περισσότερα κατοικήσιμα μέρη στο Σύμπαν από ότι θεωρούνταν πιθανό παλαιότερα.[13] Στις 4 Νοεμβρίου του 2013, οι αστρονόμοι που επεξεργάζονταν τα αποτελέσματα της αποστολής διαστημικής αποστολής Κέπλερ (Kepler space mission), ανέφεραν πως ενδέχεται να υπάρχουν έως και 40 δισεκατομμύρια πλανήτες παρομοίου μεγέθους με τη Γη των οποίων η τροχιά βρίσκεται εντός της κατοικήσιμης ζώνης των άστρων τους καθώς και κόκκινων νάνων μονάχα μέσα στον δικό μας Γαλαξία.[14][15] Έντεκα δισεκατομμύρια από αυτούς, πιθανώς να περιστρέφονται γύρω από άστρα παρόμοια με τον Ήλιο, και ο πλησιέστερος από αυτούς τους πλανήτες απέχει 12 έτη φωτός από τη Γη.[14][15][16]

Κατάλληλα αστρικά συστήματα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η κατανόηση της πλανητικής κατοικησιμότητας ξεκινά με τα άστρα. Ενώ μπορεί να υπάρχει μεγάλο πλήθος πλανητών οι οποίοι έχουν παρόμοιο μέγεθος με τη Γη, είναι επίσης πολύ σημαντικό το ηλιακό σύστημα μέσα στο οποίο βρίσκονται να ευνοεί την ύπαρξη ζωής. Υπό την αιγίδα του προγράμματος Φοίνιξ του SETI , αναπτύχθηκε ο κατάλογος Χάμπκατ (HabCat, Κατάλογος Κατοικήσιμων Αστρικών Συστημάτων) το 2002. Ο κατάλογος δημιουργήθηκε ξεχωρίζοντας 17 χιλιάδες άστρα από το σύνολο των σχεδόν 120 χιλιάδων του καταλόγου Ίππαρχος (Hipparcos Catalogue), με την ομάδα αυτή να θεωρείται καλό σημείο εκκίνησης για την κατανόηση των αναγκαίων αστροφυσικών παραγόντων ως προς τους κατοικήσιμους πλανήτες.[17]

Φασματικοί τύποι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ των φασματικών τύπων αστέρων.

Ο φασματικός τύπος ενός άστρου υποδηλώνει τη φωτοσφαιρική θερμοκρασία του, η οποία -για τα άστρα κύριας ακολουθίας- συσχετίζεται με τη συνολική μάζα τους. Ο κατάλληλος φασματικός τύπος για ένα άστρο που ευνοεί την κατοικησιμότητα, θεωρείται πως κυμαίνεται -σε σχέση με την κλίμακα μέτρησης φάσματος- μεταξύ των αρχών του F και έως τα μέσα του Κ. Αυτό αντιστοιχεί σε θερμοκρασίες που είναι λίγο παραπάνω από 7.000 βαθμούς Κέλβιν (6726,85 Κελσίου) και λίγο παρακάτω από 4.000 βαθμούς Κέλβιν (3726,85 Κελσίου). Ο Ήλιος, ένα άστρο τύπου G2, είναι μέσα σε αυτά τα όρια. Τα άστρα της μεσαίας αυτής τάξης, έχουν ποικιλία από χαρακτηριστικά τα οποία θεωρούνται σημαντικά ως προς την πλανητική κατοικησιμότητα:

  • έχουν διάρκεια ζωής τουλάχιστον μερικά δισεκατομμύρια χρόνια, παρουσιάζοντας έτσι επαρκές χρονικό περιθώριο για την ανάπτυξη ζωής. Τα πιο λαμπρά άστρα κύριας ακολουθίας των τύπων O, B, και A συνήθως διαρκούν λιγότερο από ένα δισεκατομμύριο έτη, και σε σπάνιες περιπτώσεις μόλις κάτι λιγότερο από 10 εκατομμύρια.[18][σημείωση 2]
  • Εκπέμπουν αρκετή υπεριώδη ακτινοβολία σε υψηλή συχνότητα για την δυνατότητα δημιουργίας των κατάλληλων ατμοσφαιρικών συνθηκών στους πλανήτες, όπως το όζον, αλλά όχι τόση ώστε ο ιονισμός να καταστρέψει τη ζωή που μόλις ξεκινάει.[19]
  • Το νερό που υπάρχει σε υγρή μορφή στην επιφάνεια των πλανητών σε τροχιά γύρω από το άστρο, και σε απόσταση όπου δεν εμφανίζεται παλιρροϊκό κλείδωμα (δηλαδή η περιστροφή του πλανήτη γύρω από τον άξονά του να διαρκεί όσο και η περιστροφή του γύρω από το άστρο). Τα άστρα τύπου Κ ενδεχομένως να μπορούν να υποστηρίξουν ζωή για μακρές περιόδους, πολύ πιο μακρόχρονες από ότι ο Ήλιος (τύπος G).[20]
Οπτική σύγκριση κατά προσέγγιση των διαφόρων τύπων φάσματος των άστρων.

Το παραπάνω εύρος φάσματος μεταξύ των μέσων του Κ έως το F, ενδεχομένως αντιστοιχεί στο 5% με 10% των αστέρων του Γαλαξία. Το κατά πόσο τα λιγότερα λαμπερά άστρα του δεύτερου μισού του Κ και του Μ -κόκκινων νάνων- είναι επίσης ικανά να υποστηρίξουν ζωή στους πλανήτες τους, είναι πιθανώς το πιο σημαντικό ανοικτό ερώτημα σήμερα στην έρευνα της πλανητικής κατοικησιμότητας, μια και τα άστρα αυτά αποτελούν την πλειονότητα. Για τον πλανήτη Gliese 581 c, μια υπεργαία, έχει βρεθεί πως η τροχιά του βρίσκεται εντός της κατοικήσιμης ζώνης ενός κόκκινου νάνου, και πως μπορεί να έχει νερό σε υγρή μορφή. Ωστόσο είναι επίσης πιθανό πως υπάρχει φαινόμενο θερμοκηπίου το οποίο κάνει την θερμοκρασία του πλανήτη πολύ θερμή για την υποστήριξη ζωής, ενώ ο γειτονικός πλανήτης, ο Gliese 581 d, μπορεί να είναι καταλληλότερος υποψήφιος για τους σκοπούς της κατοικησιμότητας.[21] Τον Σεπτέμβριο του 2010, ανακοινώθηκε η ανακάλυψη ενός άλλου πλανήτη, του Gliese 581 g,[22] ο οποίος βρίσκεται σε τροχιά ανάμεσα σε αυτούς τους δύο πλανήτες. Περαιτέρω έρευνες όμως, εξέφρασαν αμφιβολίες για την ύπαρξη του πλανήτη αυτού και τον χαρακτήρισαν ως μη επιβεβαιωμένο. Τον Σεπτέμβριο του 2012, ανακοινώθηκε η ανακάλυψη δυο πλανητών σε τροχιά γύρω από τον Gliese 163.[23][24][25] Ένας από τους πλανήτες αυτούς, ο Gliese 163 c, διαθέτει περίπου 6,9 φορές τη μάζα της Γης και είναι λίγο θερμότερος, και θεωρείται πως είναι μέσα στα όρια της κατοικήσιμης ζώνης.[24][25]

Μια άλλη έρευνα προτείνει πως τα λιγότερο θερμά άστρα τα οποία εκπέμπουν μεγαλύτερη ποσότητα υπεριώδους και σχεδόν υπεριώδους ακτινοβολίας, είναι πιθανό να φιλοξενούν θερμότερους πλανήτες με λιγότερους παγετώνες ή ολική κάλυψη από πάγο. Η υπεριώδης ακτινοβολία απορροφάται από τον πάγο των πλανητών αυτών, καθώς και από τα αέρια του φαινομένου του θερμοκηπίου στην ατμόσφαιρα, και έτσι παραμένουν θερμοί.[26][27]

Μια σταθερή κατοικήσιμη ζώνη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Κατοικήσιμη ζώνη
Κατοικήσιμη ζώνη διαφορετικού τύπου αστέρων.

Η κατοικήσιμη ζώνη είναι μια σφαιροειδής περιοχή του διαστήματος γύρω από ένα άστρο, όπου οι πλανήτες εντός της μπορούν να διατηρούν νερό σε υγρή μορφή στην επιφάνεια τους. Πέρα από την παρουσία μιας πηγής ενέργειας, το νερό σε υγρή μορφή θεωρείται το πιο σημαντικό συστατικό για ύπαρξη ζωής, έχοντας υπ' όψιν πόσο σημαντικό είναι για όλες τις μορφές ζωής στη Γη. Παρόλα αυτά, αν ποτέ ανακαλυφθεί ζωή που δεν εξαρτάται από την ύπαρξη νερού, τότε ο ορισμός της κατοικήσιμης ζώνης θα επεκταθεί σε πολύ μεγάλο βαθμό.

Μια σταθερή ζώνη προϋποθέτει δύο παράγοντες. Πρώτα, το εύρος της ζώνης δε θα πρέπει να έχει μεγάλες αυξομειώσεις κατά διαστήματα. Όλα τα άστρα αυξάνουν τη φωτεινότητα τους με την πάροδο του χρόνου, έτσι η κατοικήσιμη ζώνη του διευρύνεται ακολούθως, αλλά εάν αυτό συμβεί πολύ γρήγορα (π.χ. με έναν υπερμεγέθη αστέρα) οι πλανήτες θα έχουν μόνο μια μικρή χρονική περίοδο μέσα στην κατοικήσιμη ζώνη με την αντίστοιχα μικρότερη πιθανότητα να αναπτυχθεί ζωή. Ο υπολογισμός του εύρους της ζώνης και η επέκταση της σε βάθος χρόνου δεν είναι ποτέ εύκολη υπόθεση, καθώς η επανάληψη της αρνητικής ανάδρασης όπως ο κύκλος του άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου θα τείνει να αντισταθμίσει τις αυξήσεις στη φωτεινότητα. Οι υποθέσεις που γίνονται για τις ατμοσφαιρικές συνθήκες και τη γεωλογία ενός πλανήτη, έχουν επομένως τόσο μεγάλη επίδραση στο εύρος της θεωρούμενης κατοικήσιμης ζώνης, όσο και η αστρική εξέλιξη, π.χ. οι προτεινόμενες παράμετροι για την κατοικήσιμη ζώνη του Ήλιου, έχουν κυμανθεί σε μεγάλο βαθμό.[28]

Οι φυσικοί δορυφόροι των αέριων πλανητών θα μπορούσαν ενδεχομένως να είναι κατοικήσιμοι.[29] Καλλιτεχνική αναπαράσταση του Δία και των φυσικών δορυφόρων του.

Δεύτερον, κανένα σώμα με μεγάλη μάζα -όπως ένας γίγαντας αερίων- δεν θα πρέπει να υπάρχει μέσα ή σχετικά κοντά στην κατοικήσιμη ζώνη, μια και θα εμπόδιζε την δημιουργία πλανητών παρόμοιων με τη Γη. Τα υλικά στην Κύρια ζώνη των αστεροειδών για παράδειγμα, μεταξύ του Άρη και του Δία, φαίνεται πως δεν στάθηκε δυνατόν να συγκεντρωθούν και να αναμειχθούν μεταξύ τους ώστε να σχηματίσουν πλανήτη, λόγω της τροχιακής επιρροής του Δία. Αν ο Δίας είχε εμφανιστεί στην περιοχή όπου σήμερα βρίσκεται ανάμεσα στις τροχιές της Αφροδίτης και του Άρη, είναι βέβαιο πως η Γη δεν θα είχε αναπτυχθεί με τη σημερινή μορφή της. Ωστόσο, ένας γίγαντας αερίων εντός της κατοικήσιμης ζώνης ενδέχεται να έχει κατοικήσιμους δορυφόρους υπό τις κατάλληλες συνθήκες.[30]

Στο Ηλιακό Σύστημα, όλοι οι εσωτερικοί πλανήτες είναι βραχώδεις, και όλοι οι εξωτερικοί είναι γίγαντες αερίων, αλλά η ανακάλυψη εξωηλιακών πλανητών θέτει αμφίβολο το κατά πόσο κοινή είναι αυτή η διευθέτηση των τύπων πλανητών σε άλλα ηλιακά συστήματα, μια και έχουν ανακαλυφθεί πολλοί πλανήτες παρομοίου μεγέθους με το Δία οι οποίοι είναι κοντά στην κύρια κατοικήσιμη ζώνη την οποία επηρεάζουν. Όμως, τα τωρινά δεδομένα για εξωηλιακούς πλανήτες είναι πιθανό να ευνοούν την ερμηνεία ως προς το σενάριο αυτό, μιας και οι μεγάλοι πλανήτες σε κοντινές τροχιές είναι πολύ πιο εύκολο να ταυτοποιηθούν.

Χαμηλή αστρική παραλλαγή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Μεταβλητοί αστέρες
Φωτογραφίες που απεικονίζουν την επέκταση του φωτός ενός μεταβλητού ερυθρού αστέρα, του V838 Μονόκερου.

Οι αλλαγές στη φωτεινότητα είναι κοινές σε όλα τα άστρα, αλλά η ένταση των αυξομειώσεων αυτών ποικίλλει. Τα περισσότερα άστρα είναι σχετικά σταθερά, αλλά μια σημαντική μειονότητα μεταβλητών αστέρων εμφανίζει ξαφνικές και έντονες αυξήσεις στη φωτεινότητα τους και συνεπώς στο ποσό της ενέργειας που εκπέμπεται προς τα σώματα που βρίσκονται σε τροχιά γύρω τους. Τα άστρα αυτά δε θεωρούνται κατάλληλοι υποψήφιοι για τη φιλοξενία ζωής, καθώς είναι απρόβλεπτα και η εκπομπή ενέργειας τους θα επιδρούσε αρνητικά στους ζωντανούς οργανισμούς, οι οποίοι δε θα είχαν τον χρόνο να συνηθίσουν στις αλλαγές της θερμοκρασίας στην περίπτωση όπου αυτές συνέβαιναν ραγδαία. Επίσης, οι αυξήσεις της φωτεινότητας συνοδεύονται γενικά και από πολύ μεγάλες δόσεις ακτινοβολίας ακτίνων Γάμμα και ακτίνων Χ οι οποίες θα μπορούσαν να είναι θανατηφόρες. Η παρουσία ατμόσφαιρας στους πλανήτες προστατεύει εν μέρει από αυτά τα φαινόμενα, αλλά δεν θα μπορούσε να διατηρηθεί ατμόσφαιρα για πολύ καιρό σε ένα πλανήτη γύρω από μεταβλητό άστρο, μιας και η ένταση της ακτινοβολίας θα τη μείωνε σημαντικά.

Ο Ήλιος είναι σχετικά ήπιος, με τη διακύμανση μεταξύ του μέγιστου και ελάχιστου της εκπεμπόμενης ενέργειας του να είναι μόλις 0,1% στον 11ετή ηλιακό κύκλο του. Υπάρχουν ισχυρές ενδείξεις (αν και δεν θεωρείται οριστικό) πως ακόμη και μικρές αλλαγές στη φωτεινότητα του Ηλίου μπορούν να επηρεάζουν σημαντικά το περιβάλλον της Γης. Ιστορικά, ως τέτοια μπορεί να ερμηνευτεί η Μικρή Εποχή των Παγετώνων του 17ου και 18ου αιώνα, η οποία προκλήθηκε από μια σχετικά μακρά μείωση της φωτεινότητας του Ηλίου.[31] Έτσι, ένα αστέρι δε χρειάζεται να είναι πραγματικά μεταβλητό ώστε οι αλλαγές στη φωτεινότητά του να επηρεάσουν την κατοικησιμότητα. Από τους γνωστούς ηλιοειδείς αστέρες, ένας που παρουσιάζει μεγάλη ομοιότητα με τον Ήλιο είναι ο 18 Scorpii. Δυστυχώς όμως ως προς την πιθανότητα ύπαρξη ζωής στη ζώνη γύρω του, η μόνη σημαντική διαφορά μεταξύ των δύο άστρων είναι το πλάτος του ηλιακού κύκλου, το οποίο εμφανίζεται να είναι πολύ μεγαλύτερο για τον 18 Scorpii.[32]

Υψηλή μεταλλικότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Δείτε επίσης: Μεταλλικότητα

Ενώ τα κύρια υλικά όλων των άστρων είναι το υδρογόνο και το ήλιο, υπάρχει μεγάλη ποικιλία ως προς τα βαρύτερα στοιχεία (μέταλλα) τα οποία διαθέτουν τα άστρα. Ένα μεγάλο ποσοστό των μετάλλων ενός άστρου συσχετίζεται με το βαρύ υλικό που είναι αρχικά διαθέσιμο στον πρωτοπλανητικό δίσκο. Μια μικρή ποσότητα μετάλλου μικραίνει την πιθανότητα δημιουργίας πλανητών, σύμφωνα με τη θεωρία του ηλιακού νεφελώματος περί του σχηματισμού πλανητικού συστήματος. Όσοι πλανήτες σχηματίστηκαν γύρω από άστρο φτωχό σε μέταλλα, θα διαθέτουν πιθανώς ελάχιστη μάζα και έτσι δε θα θεωρούνται ως καλοί υποψήφιοι για την ανάπτυξη ζωής. Οι φασματοσκοπικές μελέτες των συστημάτων όπου έχουν βρεθεί εξωηλιακοί πλανήτες ως σήμερα, επιβεβαιώνουν τη σχέση μεταξύ υψηλής μεταλλικότητας και σχηματισμού πλανητών. Τα άστρα με πλανήτες ή τουλάχιστον με παρόμοιους πλανήτες με αυτούς που ανακαλύπτονται σήμερα, είναι ξεκάθαρα πιο πλούσια σε μέταλλα παρά τα άστρα χωρίς πλανητικούς συντρόφους.[33] Η σχέση μεταξύ υψηλής μεταλλικότητας και του σχηματισμού των πλανητών επίσης σημαίνει πως τα κατοικήσιμα συστήματα είναι πιο πιθανό να βρίσκονται γύρω από νεαρά άστρα, μια και τα άστρα που δημιουργήθηκαν νωρίς στην ιστορία του σύμπαντος έχουν χαμηλή συγκέντρωση μετάλλων.

Πλανητικά χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Η κατανόηση της πλανητικής κατοικησιμότητας βασίζεται εν μέρει στην περαιτέρω ερμηνεία των γήινων συνθηκών για την υποστήριξη ζωής, μια και η Γη είναι ο μόνος πλανήτης στον οποίο είναι γνωστή η ύπαρξη ζωής μέχρι στιγμής.

Η κύρια υπόθεση σχετικά με τους κατοικήσιμους πλανήτες είναι πως είναι βραχώδεις. Τέτοιοι πλανήτες, οι οποίοι έχουν μέγεθος που εμπίπτει στην ίδια τάξη μεγέθους με τη Γη, αποτελούνται κυρίως από πετρώματα πυριτικού άλατος, και δεν διαθέτουν τις αεριώδεις συγκεντρώσεις του υδρογόνου και ηλίου οι οποίες συναντώνται στους γίγαντες αερίων. Το ότι η ζωή θα μπορούσε ενδεχομένως να αναπτυχθεί στις κορυφές των νεφών στους γίγαντες αερίων δεν έχει αποκλειστεί οριστικά, αν και δεν θεωρείται πιθανό, καθώς δεν διαθέτουν επιφάνεια και η βαρύτητα τους είναι τεράστια.[34] Ωστόσο οι φυσικοί δορυφόροι των γιγαντιαίων πλανητών παραμένουν καλοί υποψήφιοι για τη φιλοξενία ζωής.[29]

Τον Φεβρουάριο του 2011 η ομάδα εποπτείας της διαστημικής αποστολής Κέπλερ κοινοποίησε λίστα με 1.235 πιθανούς εξωηλιακούς πλανήτες, ανάμεσα στους οποίους και 54 οι οποίοι ενδέχεται να είναι εντός της κατοικήσιμης ζώνης του άστρου τους,[35][36] και 6 από τους πλανήτες αυτούς έχουν περίπου το ίδιο μέγεθος με τη Γη.[35] Μεταγενέστερη μελέτη έδειξε πως ένας από τους πλανήτες αυτούς (ο KOI 326.01) είναι πολύ μεγαλύτερος και θερμότερος από ότι είχε αναφερθεί αρχικά.[37] Με βάση τα ευρήματα αυτά, η ομάδα εποπτείας της αποστολής Κέπλερ εκτίμησε πως θα πρέπει να υπάρχουν τουλάχιστον 50 δισεκατομμύρια πλανήτες στον Γαλαξία από τους οποίους τουλάχιστον 500 εκατομμύρια βρίσκονται εντός κατοικήσιμης ζώνης.[38]

Κατά την ανάλυση περιβαλλόντων που μπορούν να φιλοξενήσουν ζωή, συνήθως γίνεται μια διάκριση μεταξύ των απλών μονοκύτταρων οργανισμών όπως τα βακτήρια και τα αρχαία, και των σύνθετων πολυκύτταρων οργανισμών όπως τα ζώα. Η ύπαρξη πολυκύτταρων οργανισμών προϋποθέτει την πρότερη ύπαρξη μονοκύτταρων, ωστόσο η ύπαρξη μονοκύτταρων οργανισμών δεν εγγυάται πως η ζωή θα αποκτήσει μεγαλύτερη πολυπλοκότητα και θα εξελιχθεί σε πολυκύτταρη. Τα πλανητικά χαρακτηριστικά που παρατίθενται παρακάτω θεωρούνται κρίσιμα για κάθε είδους ζωή, και ιδιαίτερα τους πολυκύτταρους οργανισμούς να είναι πιο απαιτητικοί σε σχέση με τους μονοκύτταρους.

Όγκος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι πλανήτες με ελάχιστη μάζα είναι κακοί υποψήφιοι για την υποστήριξη ζωής, για δύο κυρίως λόγους.

Ο Άρης, με την χαμηλής πυκνότητας ατμόσφαιρά του, είναι πιο ψυχρός από ότι η Γη θα ήταν αν αυτή βρισκόταν στην ίδια απόσταση από τον Ήλιο. Φωτογραφία από ρομποτικό όχημα στην επιφάνεια του Άρη.

Πρώτα από όλα, η χαμηλή τους βαρύτητα κάνει την κατακράτηση της ατμόσφαιρας δύσκολη. Τα μόρια της ατμόσφαιρας είναι πιο πιθανό να αποκτήσουν την ταχύτητα διαφυγής με την οποία θα ξεφύγουν και θα χαθούν στο διάστημα υπό την επίδραση του ηλιακού ανέμου ή κινούμενα από σύγκρουση. Οι πλανήτες χωρίς πυκνή ατμόσφαιρα δεν διαθέτουν την απαιτούμενη ύλη για τη στοιχειώδη βιοχημεία, έχουν ελάχιστη μόνωση και φτωχή μεταφορά θερμότητας στην επιφάνειά τους (για παράδειγμα, ο Άρης, με τη λεπτή και αραιή ατμόσφαιρά του, είναι πιο ψυχρός από ότι η Γη θα ήταν αν βρισκόταν στην ίδια απόσταση από τον Ήλιο), και έχουν λιγότερη προστασία απέναντι στους μετεωροειδείς και την ακτινοβολία υψηλών συχνοτήτων. Επιπλέον, όταν η ατμόσφαιρα είναι λιγότερο πυκνή από 0,006 γήινες ατμόσφαιρες, το νερό δεν μπορεί να υπάρξει σε υγρή μορφή, καθώς δεν υπάρχει η απαιτούμενη ατμοσφαιρική πίεση -4,56 mm Hg / 608 Pa / 0,18 inch Hg. Το εύρος θερμοκρασίας στο οποίο το νερό είναι σε υγρή μορφή είναι γενικά μικρότερο υπό τις συνθήκες χαμηλής πίεσης.

Κατά δεύτερο λόγο, οι μικρότεροι πλανήτες έχουν μικρότερες διαμέτρους και επομένως υψηλότερη αναλογία μεταξύ επιφάνειας και όγκου από ότι οι μεγαλύτεροι πλανήτες. Αυτά τα σώματα τείνουν γρήγορα να χάνουν την ενέργεια η οποία έχει παραμείνει από τον αρχικό σχηματισμό τους, και καταλήγουν να είναι γεωλογικά νεκροί, μιας και δεν διαθέτουν τα ηφαίστεια, σεισμούς και τεκτονική δραστηριότητα για την παροχή υλικών στην επιφάνεια τα οποία υποστηρίζουν τη ζωή, και στην ατμόσφαιρα με αέρια που ρυθμίζουν τη θερμοκρασία όπως το διοξείδιο του άνθρακα. Οι τεκτονικές πλάκες φαίνεται να είναι ιδιαίτερα σημαντικές, τουλάχιστον στη Γη όπου όχι μόνο η διαδικασία ανακυκλώνει σημαντικά χημικά στοιχεία και μέταλλα, αλλά επίσης αναπτύσσει τη βιοποικιλότητα μέσω της δημιουργίας των ηπείρων και της αύξησης της περιβαλλοντικής πολυπλοκότητας, καθώς και βοηθά στη δημιουργία των συστατικών τα οποία είναι απαραίτητα για την παραγωγή του γήινου μαγνητικού πεδίου.[39]

Η ελάχιστη μάζα είναι εν μέρει υποκειμενικός όρος, η ίδια η Γη διαθέτει χαμηλή μάζα όταν συγκρίνεται με τους γίγαντες αερίων του ηλιακού συστήματος, αλλά είναι ο μεγαλύτερος από όλους τους βραχώδεις πλανήτες σε διάμετρο, μάζα και πυκνότητα. Είναι αρκετά μεγάλος ώστε να διατηρεί τη δική του ατμόσφαιρα μόνο μέσω της βαρύτητας, και αρκετά μεγάλος ώστε ο πυρήνας του να είναι θερμικά ενεργός, κάτι που βοηθά στην ποικιλία χαρακτηριστικών της επιφάνειας (η αποσύνθεση των ραδιενεργών στοιχεία μέσα στον πυρήνα του πλανήτη είναι το άλλο σημαντικό στοιχείο της θερμοκρασίας ενός πλανήτη). Σε αντίθεση, ο Άρης είναι σχεδόν γεωλογικά νεκρός και έχει χάσει μεγάλο μέρος της ατμόσφαιράς του.[40] Έτσι διατυπώνεται η υπόθεση πως το κάτω όριο της μάζας την οποία πρέπει να έχει ένας πλανήτης ώστε να μπορεί να υποστηρίξει ζωή, βρίσκεται κάπου μεταξύ αυτής του Άρη και της Γης, ή ακόμη και της Αφροδίτης, με την αναλογία 0,3 της μάζας της Γης να είναι μια πρόχειρη εκτίμηση ως προς την απαίτηση της πυκνότητας για κατοικήσιμους πλανήτες.[41] Ωστόσο, το 2008, μελέτη του Κέντρου Αστροφυσικής Χάρβαρντ-Σμιθσόνιαν πρότεινε πως το κάτω όριο πρέπει να είναι υψηλότερο, και πως η ίδια η Γη μπορεί να βρίσκεται η ίδια στα άκρα του ορίου κατοικησιμότητας, μιας και αν ήταν λίγο μικρότερη, δεν θα ήταν δυνατή η τεκτονική δραστηριότητα. Η Αφροδίτη, η οποία έχει 85% της γήινης μάζας, δεν εμφανίζει σημάδια τεκτονικής δραστηριότητας. Αντίθετα, οι υπεργαίες, βραχώδεις πλανήτες με υψηλότερη μάζα από τη Γη, έχουν υψηλότερα επίπεδα σεισμικής δραστηριότητας και έτσι είναι σταθερά τοποθετημένες εντός της ζώνης κατοικησιμότητας.[42]

Υπάρχουν και περιπτώσεις που αποτελούν εξαίρεση στον κανόνα, όπως ο φυσικός δορυφόρος του Δία, η Ιώ, η οποία ενώ είναι μικρότερη από όλους τους βραχώδεις πλανήτες παρ' όλα αυτά έχει ηφαιστειακή δραστηριότητα λόγω της βαρυτικής επίδρασης που ασκείται πάνω της από τον πλανήτη και τα χαρακτηριστικά της τροχιάς της που ευνοούν κάτι τέτοιο, καθώς και ο γειτονικός της δορυφόρος, η Ευρώπη, η οποία ενδέχεται να έχει υγρό ωκεανό ή μείγμα πάγου/νερού κάτω από το παγωμένο κέλυφος της επιφάνειας της, επίσης μέσω της βαρυτικής επίδρασης που της ασκεί ο Δίας.

Εν τω μεταξύ, στον δορυφόρο του Κρόνου, τον Τιτάνα, υπάρχει επίσης πιθανότητα πως μπορεί να αναπτυχθεί ζωή, καθώς διατηρεί πυκνή ατμόσφαιρα και έχει θάλασσες υγρού μεθανίου στην επιφάνειά του. Οι οργανικές και χημικές αντιδράσεις με χαμηλές ενεργειακές απαιτήσεις, είναι πιθανό να μπορούν να σχηματιστούν στις θάλασσες αυτές, αλλά είναι ασαφές το αν μπορεί να προκύψει έμβια ζωή με τόσο στοιχειώδεις χημικές αντιδράσεις, και μάλλον μη πιθανό, σε συνδυασμό επίσης και με τη δυσκολία από τις εξαιρετικά χαμηλές θερμοκρασίες στην επιφάνειά του, κατά μέσον όρο στους -179 °C. Οι δορυφόροι αυτοί αποτελούν εξαιρέσεις, αλλά αποδεικνύουν πως ενώ η μάζα ενός σώματος αποτελεί σημαντικό κριτήριο, δεν μπορεί να θεωρηθεί ως το βασικό κριτήριο κατοικησιμότητας.

Ένας μεγαλύτερος πλανήτης είναι πιθανό να έχει και αντίστοιχη μεγαλύτερη ατμόσφαιρα. Ο συνδυασμός που προκύπτει με την υψηλή ταχύτητα απόδρασης για τη διατήρηση των ελαφρύτερων ατόμων, και η εκτεταμένη διαφυγή αερίων μέσω της τεκτονικής δραστηριότητας μπορεί να αυξήσει σημαντικά την ατμοσφαιρική πίεση και θερμοκρασία της επιφάνειας σε σχέση με τη Γη. Το φαινόμενο του θερμοκηπίου μια τόσο πυκνής ατμόσφαιρας κάνει πιθανό πως η κατοικήσιμη ζώνη θα πρέπει να βρίσκεται ακόμη πιο μακριά από το κεντρικό άστρο του ηλιακού συστήματος, όταν υπάρχουν τόσο μεγάλοι πλανήτες.

Επίσης, ένας μεγάλος πλανήτης είναι πιο πιθανό να διαθέτει και μεγάλο πυρήνα από σίδηρο. Αυτό επιτρέπει την ύπαρξη μαγνητικού πεδίου για την προστασία του πλανήτη από τον αστρικό άνεμο και την κοσμική ακτινοβολία, στοιχεία τα οποία θα έτειναν να απογυμνώσουν τον πλανήτη από την ατμόσφαιρά του, και να βλάψουν τα έμβια όντα, βομβαρδίζοντάς τα με ιονισμένα σωματίδια. Η μάζα δεν είναι το μόνο κριτήριο για την παραγωγή μαγνητικού πεδίου, καθώς ο πλανήτης πρέπει να περιστρέφεται αρκετά γρήγορα ώστε να εμφανιστεί το φαινόμενο του δυναμό εντός του πυρήνα του,[43] αλλά είναι σημαντικό συστατικό στοιχείο της διαδικασίας.

Τροχιά και περιστροφή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Όπως και με τα υπόλοιπα κριτήρια, η σταθερότητα είναι σημαντικό κριτήριο για την αξιολόγηση της επίδρασης των χαρακτηριστικών της τροχιάς και περιστροφής ως προς την πλανητική κατοικησιμότητα. Η εκκεντρότητα της τροχιάς είναι η διαφορά μεταξύ της μέγιστης και της ελάχιστης απόστασης ενός πλανήτη από το άστρο του ηλιακού συστήματος του, διαιρεμένη με το σύνολο των δύο αυτών αποστάσεων. Είναι η αναλογία η οποία περιγράφει το σχήμα της ελλειπτικής τροχιάς. Όσο μεγαλύτερη η εκκεντρότητα τόσο μεγαλύτερες είναι οι μεταβολές της θερμοκρασίας στην επιφάνεια ενός πλανήτη. Αν και μπορούν να προσαρμοστούν, οι ζωντανοί οργανισμοί έχουν ένα όριο έως το οποίο μπορούν να αντέξουν στις συνεχείς μεταβολές, ιδιαίτερα αν οι μεταβολές καλύπτουν το σημείο τήξης και το σημείο βρασμού του κύριου υλικού το οποίο αποτελεί τον διαλύτη στον πλανήτη (π.χ. το νερό στη Γη). Εάν για παράδειγμα οι ωκεανοί της Γης συνέβαινε να βράζουν και κατόπιν να παγώνουν και να τηρούν αυτή την ακολουθία συνεχώς, είναι πολύ δύσκολο να φανταστούμε τη ζωή να αναπτύσσεται όπως αναπτύχθηκε. Όσο πιο σύνθετοι οι οργανισμοί, τόσο πιο μεγάλη ευαισθησία έχουν στις μεταβολές της θερμοκρασίας.[44] Η τροχιά της Γης είναι σχεδόν τελείως κυκλική, με την εκκεντρότητα της τροχιάς της να είναι λιγότερο από 0,02. Επίσης και οι υπόλοιποι πλανήτες στο ηλιακό σύστημα (με την εξαίρεση του Ερμή, που έχει μεγάλη εκκεντρότητα) έχουν εξίσου χαμηλές εκκεντρότητες.

Η τροχιά της Γης γύρω από τον Ήλιο και οι εναλλαγές των εποχών της.

Τα δεδομένα τα οποία έχουν συλλεχθεί ως προς τις εκκεντρότητες των εξωηλιακών πλανητών αποτελέσαν έκπληξη για τους περισσότερους ερευνητές, μιας και δείχνουν πως το 90% των πλανητών έχουν εκκεντρότητα η οποία είναι μεγαλύτερη από αυτή που υπάρχει στους πλανήτες του ηλιακού συστήματος στο οποίο βρίσκεται η Γη, με τον μέσο όρο της εκκεντρότητας να είναι 0,25.[45] Αυτό σημαίνει πως η μεγάλη πλειονότητα των πλανητών έχουν τροχιές με υψηλή εκκεντρότητα, και ακόμη και αν η μέση απόσταση από το άστρο τους είναι εντός της κατοικήσιμης ζώνης, λόγω της τροχιάς τους παραμένουν μόνο για μικρό χρονικό διάστημα εντός της ζώνης αυτής.

Η κίνηση ενός πλανήτη γύρω από τον άξονα περιστροφής του, πρέπει να τηρεί επίσης κάποια χαρακτηριστικά έτσι ώστε η ζωή να έχει την ευκαιρία να αναπτυχθεί. Μια αρχική υπόθεση είναι πως ο πλανήτης θα πρέπει να έχει ήπιες εποχές. Αν υπάρχει μικρή ή καθόλου αξονική κλίση ανάλογη με την κάθετο της εκλειπτικής, δεν πρόκειται να υπάρξουν εποχές και ένα από τα κύρια τονωτικά του δυναμισμού της βιόσφαιρας θα εξαφανιστεί. Επίσης ο πλανήτης θα γινόταν πιο κρύος σε σχέση με το αν διέθετε μια σημαντική κλίση, μιας και όταν η μέγιστη ένταση της ακτινοβολίας είναι πάντα εντός λίγων μοιρών εκατέρωθεν του ισημερινού, το θερμό κλίμα δεν μπορεί να επεκταθεί στους πόλους και οι πόλοι του πλανήτη έχουν χαμηλές θερμοκρασίες.

Εάν ένας πλανήτης έχει υπερβολική κλίση, συμβαίνει το ακριβώς αντίθετο, όπου η εναλλαγή των εποχών είναι ακραία, κάτι που κάνει πολύ δύσκολη την απόκτηση ομοιόστασης από τη βιόσφαιρα. Η αξονική κλίση της Γης είναι υψηλότερη κατά την τρέχουσα γεωλογική περίοδο (Τεταρτογενής) από ότι ήταν στο παρελθόν, και συμπίπτει με μείωση των πάγων των πόλων, υψηλότερες θερμοκρασίες και μικρότερες εναλλαγές στις εποχές. Οι επιστήμονες δεν γνωρίζουν το κατά πόσο αυτή η εξέλιξη θα συνεχιστεί αδιάκοπα με περαιτέρω αυξήσεις στην αξονική περιστροφή.

Οι συγκεκριμένες επιπτώσεις των αλλαγών αυτών μπορούν προς το παρόν μόνο να προσομοιωθούν μέσω ηλεκτρονικών υπολογιστών, και υπάρχουν μελέτες οι οποίες έχουν δείξει πως ακόμη και ακραίες κλίσεις έως και 85 μοίρες δεν αποκλείουν απαραίτητα την ύπαρξη ζωής, με την προϋπόθεση πως δεν καταλαμβάνουν ηπειρωτικές περιοχές στις οποίες εμφανίζονται πολύ υψηλές θερμοκρασίες κατά την εναλλαγή των εποχών.[46] Πέρα από την μέση αξονική κλίση, πρέπει επίσης να εξεταστεί και η εναλλαγή της ανά χρονικά διαστήματα. Η κλίση της Γης ποικίλλει μεταξύ 21,5 και 24,5 μοίρες σε ένα διάστημα 41.000 ετών. Μια πιο δραστική μεταβολή, ή μια πολύ συντομότερη περιοδικότητα των μεταβολών, θα εισήγαγε κλιματικές επιπτώσεις όπου θα εμφανίζονται ακραίες εναλλαγές μεταξύ των εποχών.

Άλλες εκτιμήσεις σχετικά με την τροχιά είναι οι παρακάτω:

  • ο πλανήτης θα πρέπει να περιστρέφεται γρήγορα έτσι ώστε ο κύκλος της μέρας με τη νύχτα να μην είναι πολύ μεγάλος. Για παράδειγμα, αν η διάρκεια μιας ημέρας διαρκεί ολόκληρους μήνες ή και έτη (σε σύγκριση με τη Γη), η διαφορά της θερμοκρασίας μεταξύ του μέρους του πλανήτη όπου είναι μέρα και του μέρους όπου είναι νύχτα, θα είναι έντονη, με αποτέλεσμα την εμφάνιση ακραίων συνθηκών.
  • ο πλανήτης θα πρέπει επίσης να περιστρέφεται αρκετά γρήγορα ώστε το μαγνητικό δυναμό στον πυρήνα του από σίδηρο να μπορεί να ξεκινήσει και να δημιουργήσει το μαγνητικό πεδίο του πλανήτη.
  • η αλλαγή στην κατεύθυνση της περιστροφής του άξονα (προπόρευση) δεν θα πρέπει να είναι έντονη. Από μόνη της, η προπόρευση δεν επηρεάζει την κατοικησιμότητα, καθώς αλλάζει μόνο την κατεύθυνση της κλίσης, όχι τη γωνία της. Παρόλα αυτά, η προπόρευση τείνει να αυξάνει τις εναλλαγές που σημειώνονται από άλλες τροχιακές αποκλίσεις όπως τους κύκλους Μιλάνκοβιτς (Milankovitch cycles). Το φαινόμενο της προπόρευσης στη Γη εμφανίζεται κάθε 26.000 έτη.

Σε ότι αφορά τη Γη, η Σελήνη εμφανίζεται να διαδραματίζει κρίσιμο ρόλο στο κλίμα της Γης με το να βοηθά στη σταθεροποίηση της αξονικής κλίσης. Έχει προταθεί πως μια χαοτική κλίση θα απέκλειε κάθε πιθανότητα υποστήριξης κατοικησιμότητας, δηλαδή πως ένας φυσικός δορυφόρος μεγέθους ανάλογου με τη Σελήνη δεν είναι μόνο χρήσιμος για τη σταθεροποίηση αλλά αποτελεί προϋπόθεση,[47] άποψη η οποία θεωρείται αμφιλεγόμενη.

Γεωχημεία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Γεωχημεία

Θεωρείται γενικά πως η οποιαδήποτε εξωγήινη ζωή που μπορεί να υπάρξει θα βασίζεται στην ίδια στοιχειώδη βιοχημεία όπως αυτή που βρίσκεται στη Γη, καθώς τα τέσσερα στοιχεία τα οποία είναι τα πιο βασικά για τη ζωή, άνθρακας, υδρογόνο, οξυγόνο, και άζωτο, είναι τα πιο κοινά χημικώς αλληλεπιδραστικά στοιχεία στο σύμπαν. Απλές βιογενείς ενώσεις, πολύ απλά αμινοξέα όπως η γλυκίνη, έχουν βρεθεί σε μετεωρίτες και στο διαστρικό μέσο (interstellar medium).[48] Τα τέσσερα αυτά στοιχεία μαζί, αποτελούν το 96% της γήινης βιομάζας.

  • Το στοιχείο του άνθρακα έχει την μοναδική ιδιότητα να μπορεί να υποστηρίξει χημικές ενώσεις οι οποίες ανήκουν σε ένα τεράστιου εύρος πιθανών διαφορετικών δομών, κάνοντας το ένα ιδανικό υλικό για σύνθετους μηχανισμούς οι οποίοι σχηματίζουν ζωντανά κύτταρα.
  • Το υδρογόνο και το οξυγόνο, με τη μορφή του νερού, αποτέλεσαν το διαλυτικό υλικό μέσα στο οποίο εξελίχθηκαν οι βιολογικές διαδικασίες και σχηματίστηκαν οι πρώτες αντιδράσεις που οδήγησαν στην εμφάνιση της ζωής.
  • Η ενέργεια που απελευθερώνεται με τον σχηματισμό των ισχυρών ομοιοπολικών δεσμών μεταξύ άνθρακα και οξυγόνου, και γίνεται διαθέσιμη μέσω της οξείδωσης των οργανικών ενώσεων, είναι το καύσιμο όλων των σύνθετων μορφών ζωής.
  • Αυτά τα τέσσερα χημικά στοιχεία μαζί αποτελούν τα αμινοξέα, τα οποία με τη σειρά τους είναι οι θεμέλιοι λίθοι των πρωτεϊνών, της ουσίας που απαρτίζει τους ζωντανούς ιστούς. Επιπρόσθετα, ούτε το θείο απαιτείται για την δημιουργία πρωτεϊνών, ούτε και ο φώσφορος για τον σχηματισμό του DNA και RNA, και οι φωσφορικές αδενοσίνες (adenosine phosphates) οι οποίες είναι χρήσιμες για το μεταβολισμό είναι σπάνιες.

Η σχετική αφθονία των υλικών αυτών στο διάστημα ωστόσο δεν αντανακλάται πάντα στη διαθεσιμότητά τους επί των διάφορων πλανητών. Για παράδειγμα από τα τέσσερα αυτά στοιχεία, μόνο το οξυγόνο είναι διαθέσιμο σε αφθονία στον γήινο φλοιό.[49] Αυτό μπορεί να εξηγηθεί εν μέρει από το γεγονός ότι πολλά από αυτά τα στοιχεία, όπως το υδρογόνο και το άζωτο, μαζί και με τις πιο συνήθεις ενώσεις τους όπως διοξείδιο του άνθρακα, μονοξείδιο του άνθρακα, μεθάνιο, αμμωνία, και νερό, έχουν αέρια κατάσταση σε υψηλές θερμοκρασίες. Στην θερμή περιοχή κοντά στον Ήλιο, αυτές οι εύκολα εξατμιζόμενες ενώσεις δε μπορεί να έχουν διαδραματίσει σημαντικό ρόλο στην γεωλογική μορφοποίηση των πλανητών. Αντ' αυτού, παγιδεύτηκαν σε αέρια μορφή κάτω από τους νεοσχηματισμένους φλοιούς, οι οποίοι αποτελούνταν κυρίως από βραχώδεις, μη πτητικές ενώσεις όπως το διοξείδιο του πυριτίου. Η διαφυγή των αερίων αυτών μέσα από τη Γη, μέσω των πρώτων ηφαιστείων, συνεισέφερε στον σχηματισμό της ατμόσφαιρας των πλανητών. Το πείραμα των Μίλερ-Ούρεϊ έδειξε πως με την εφαρμογή ενέργειας, είναι δυνατό να σχηματιστούν αμινοξέα μέσα από τη σύνθεση πολύ απλών ενώσεων μέσα σε μια υποτυπώδη ατμόσφαιρα.[50]

Ακόμη και έτσι, οι ηφαιστειακές εξατμίσεις των στοιχείων αυτών δεν μπορούν να εξηγήσουν τον όγκο του νερού στους ωκεανούς της Γης.[51] Η μεγάλη πλειονότητα του νερού —και ενδεχομένως και του άνθρακα— πιθανώς να προήλθε από το εξωτερικό μέρος του ηλιακού συστήματος, όπου μακριά από τη θερμότητα του Ήλιου θα βρισκόταν σε στερεά μορφή. Οι κομήτες οι οποίοι προσέκρουσαν στη Γη κατά την πρώιμη περίοδο του ηλιακού συστήματος, απέθεσαν τεράστιους όγκους νερού, μαζί και με άλλα εξατμίσιμα υλικά απαραίτητα για τη ζωή (όπως τα αμινοξέα), και ξεκίνησαν έτσι την προέλευση της ζωής με την αβιογένεση.

Έτσι, ακόμη και αν υπάρχουν καλοί λόγοι να θεωρείται πως τα τέσσερα βασικά χημικά στοιχεία της ζωής θα πρέπει να είναι διαθέσιμα σε μεγάλο βαθμό σε άλλα σημεία του διαστήματος, ένα κατοικήσιμο σύστημα πιθανώς να απαιτεί και την παρουσία ουράνιων σωμάτων όπως κομήτες και αστεροειδείς, οι οποίοι θα διανείμουν τα υλικά αυτά στο εσωτερικό των πλανητών. Χωρίς τα σώματα αυτά είναι πιθανό πως η ζωή στη Γη δε θα υπήρχε όπως τη γνωρίζουμε.

Μικροπεριβάλλοντα και ακραιόφιλοι οργανισμοί

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Η έρημος της Ατακάμα αποτελεί ένα περιβάλλον αντίστοιχο του Άρη, και είναι ιδανική για τη μελέτη των ορίων μεταξύ της στειρότητας και της κατοικησιμότητας.

Ένας σημαντικός όρος ως προς τα κριτήρια κατοικησιμότητας είναι πως μόνο ελάχιστο μέρος του πλανήτη απαιτείται για την παρουσία ζωής. Οι αστροβιολόγοι συχνά μελετούν το ενδεχόμενο μικροπεριβάλλοντων, και την εξέταση των εξελικτικών δυνάμεων όπως η γενετική μετάλλαξη, φυσική επιλογή, και γενετική μετατόπιση (genetic drift), λειτουργούν στους μικροοργανισμούς οι οποίοι ζουν στα περιβάλλοντα αυτά.[52] Οι ακραιόφιλοι οργανισμοί στη Γη επιζούν κάτω από εξαιρετικά ακραίες συνθήκες οι οποίες κανονικά θεωρούνται απαγορευτικές για την ανάπτυξη ζωής. Συνήθως, οι μονοκύτταροι, ακρόφιλοι οργανισμοί είναι αλκαλικόφιλοι (alkaliphilic) και οξειόφιλοι (acidophilic) και μπορούν να επιζούν σε θερμοκρασίες άνω των 100 °C στις υδροθερμικές αναβλύσεις εντός των ωκεανών.

Η ανακάλυψη ζωής σε ακραίες συνθήκες έχει περιπλέξει τους ορισμούς σχετικά με την κατοικησιμότητα, αλλά έχει επίσης διευρύνει τους πιθανούς συνδυασμούς συνθηκών για την υποστήριξη ζωής. Για παράδειγμα, ένας πλανήτης ο οποίος μπορεί να μην έχει δική του ατμόσφαιρα λόγω την ηλιακών συνθηκών της περιοχής όπου βρίσκεται, μπορεί ωστόσο να αναπτύξει ένα τέτοιο μικροπεριβάλλον μέσα σε βαθύ και σκοτεινό ωκεάνειο ρήγμα ή μέσα σε ηφαιστειακό κοίλωμα.[53] Παρομοίως, το κρατηροειδές έδαφος επίσης μπορεί να αποτελέσει καταφύγιο για είδη πρωτόγονης ζωής. Οι μελέτες στον κρατήρα Λόουν Χιλ στην Αυστραλία, ο οποίος έχει μελετηθεί υπό την αστροβιολογική σκοπιά, φαίνεται να στηρίζει το ενδεχόμενο πως η ταχεία καθίζηση που σημειώθηκε με την πρόσκρουση του σώματος στην επιφάνεια της Γης, δημιούργησε προστατευμένο μικροπεριβάλλον για μικροβιακούς οργανισμούς. Ενδέχεται παρόμοιες περιπτώσεις να συνέβησαν και στη γεωλογική ιστορία του Άρη.[54]

Οι περιοχές του Γήινου περιβάλλοντος που δεν μπορούν να υποστηρίξουν ζωή είναι επίσης χρήσιμες για τους επιστήμονες ώστε να θέσουν κάποια όρια για το τι μπορούν να αντέξουν οι ακρόφιλοι οργανισμοί. Το κέντρο της ερήμου της Ατακάμα, το οποίο γενικά θεωρείται ως το πιο ξηρό μέρος της Γης, εμφανίζεται να μη μπορεί να υποστηρίξει ζωή, αλλά είναι για ακριβώς αυτό το λόγο αντικείμενο μελέτης από τη ΝΑΣΑ, μια και μελετάται ως περιβαλλοντικό ανάλογο του πλανήτη Άρη και οι μεταπτώσεις της υγρασίας είναι ιδανικές για την μελέτη των ορίων μεταξύ της στειρότητας και της κατοικησιμότητας.[55] Η Ατακάμα ήταν το κέντρο μελετών το 2003 οι οποίες εν μέρει αναπαρήγαγαν τα πειράματα του διαστημικού προγράμματος Βίκινγκ (Viking program) στον Άρη κατά τη δεκαετία του 1970. Δεν βρέθηκαν ίχνη DNA από δύο δείγματα χωμάτων του εδάφους, και τα πειράματα επώασης ήταν επίσης αρνητικά ως προς την εμφάνιση βιοϋπογραφών (biosignatures).[56]

Στις 26 Νοεμβρίου του 2011, η ΝΑΣΑ εκτόξευσε το ρομποτικό όχημα του Εργαστηρίου επιστήμης πλανήτη Άρη (Mars Science Laboratory) το οποίο είχε ως στόχο την αναζήτηση υπάρχουσας ή προϋπάρχουσας ζωής στον Άρη χρησιμοποιώντας διάφορα επιστημονικά όργανα μέτρησης, και τον Αύγουστο του 2012 προσγειώθηκε επιτυχώς στον κρατήρα Γκέιλ του πλανήτη.[57][58][59]

Οικολογικοί παράγοντες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι οικολογικές προσεγγίσεις για την πρόβλεψη πιθανής κατοικησιμότητας χρησιμοποιούν 19 με 20 περιβαλλοντικές παραμέτρους, με έμφαση στη διαθεσιμότητα του νερού, θερμοκρασία, παρουσία θρεπτικών ουσιών, παρουσία πηγής ενέργειας, και προστασία από την ηλιακή υπέρυθρη ακτινοβολία και τις κοσμικές ακτίνες.[60][61]

Κάποιοι από τους παράγοντες για κατοικησιμότητα[61]
Νερό  · Δραστηριοποίηση του υγρού νερού
 · Αποθέματα νερού ή πάγου κατά το παρελθόν

 · Αλμυρότητα, pH, και κανονικό δυναμικό οξειδοαναγωγής του διαθέσιμου νερού

Χημικό περιβάλλον Θρεπτικά συστατικά:
 · C, H, N, O, P, S, στοιχειώδη μέταλλα, στοιχειώδη μικροθρεπτικά συστατικά
 · Αζωτοδέσμευση
 · Διαθεσιμότητα και μεταλλολογία
Πληθώρα τοξίνων και θνησιμότητα:
 · Βαρέα μέταλλα (π.χ., Zn, Ni, Cu, Cr, As, Cd, κτλ, κάποια είναι χρήσιμα αλλά τοξικά σε υψηλές συγκεντρώσεις)
 · Ευρεία διασπορά οξειδωτικών εδαφών
Ενέργεια Ηλιακή (επιφάνειας και πλησίον της επιφάνειας μόνο)
Γεωχημική (υπό την επιφάνεια)
 · Οξειδοαναγωγικά σώματα
 · Ηλεκτρονιομειωτικά σώματα (reducing agents)
 · Κλίσεις οξειδοαναγωγής (redox gradients)
Ακτινοβολία  · Θερμοκρασία
 · Ακραίες μεταβολές στην ημερήσια θερμοκρασία
 · Ισχυρή μικροβιοκτόνα υπέρυθρη ακτινοβολία
 · Κοσμικές ακτίνες και επιπτώσεις των ηλιακών καταιγίδων
 · Εναλλαγές των εποχών
 · Γεωλογική ανάλυση υποστρώματος
 · Υψηλές συγκεντρώσεις CO2 στο σύνολο της ατμόσφαιρας
 · Διακίνηση/μεταφορά των ανέμων, νερού, πάγων

Ακατοίκητα περιβάλλοντα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μια σημαντική κατηγοριοποίηση, ως προς την κατοικησιμότητα, είναι μεταξύ των περιβαλλόντων τα οποία περιέχουν ήδη ζωή (κατοικημένα περιβάλλοντα) και τα περιβάλλοντα τα οποία μπορούν να αναπτύξουν ζωή αλλά δεν έχουν παρουσία ζωής (ακατοίκητα).[62]

Τα ακατοίκητα περιβάλλοντα θα μπορούσαν να εμφανιστούν σε ένα πλανήτη όπου δεν έτυχε να αναπτυχθεί αυτόχθονη ζωή, ούτε και μεταφέρθηκε εκεί από κάποιο άλλο ουράνιο σώμα, αλλά υπάρχουν οι κατάλληλες συνθήκες για ανάπτυξη. Θα μπορούσαν επίσης να εμφανιστούν σε ένα πλανήτη ο οποίος είναι κατοικημένος, αλλά η απουσία σύνδεσης μεταξύ των διάφορων περιβαλλόντων αφήνει περιοχές του πλανήτη ακατοίκητες. Τα μη κατοικημένα περιβάλλοντα υπογραμμίζουν την σημασία της μη σύνδεσης της έννοιας της κατοικησιμότητας και αυτής της παρουσίας ζωής, μια και ενώ η κατοικησιμότητα είναι απαραίτητη προϋπόθεση για ζωή, η ύπαρξη ζωής δεν συνεπάγεται αυτόματα ως αποτέλεσμα της κατοικησιμότητας. Ένας πλανήτης που εμπίπτει σε αυτή την περίπτωση, ενδέχεται να είναι ο Άρης.

Εναλλακτικά αστρικά συστήματα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Για να εξακριβώσουν το πόσο εφικτή είναι η εξωγήινη ζωή, οι αστρονόμοι εδώ και πολύ καιρό επικεντρώνουν την προσοχή τους σε άστρα όπως τον Ήλιο. Παρόλα αυτά, μια και τα πλανητικά συστήματα τα οποία μοιάζουν με το αντίστοιχο στο οποίο βρίσκεται η Γη είναι σπάνια, ξεκίνησαν να ερευνούν την πιθανότητα ότι η ζωή μπορεί επίσης να αναπτυχθεί σε αστρικά συστήματα τα οποία είναι πολύ διαφορετικά από αυτό της Γης.

Δυαδικά συστήματα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Καλλιτεχνική απεικόνιση του GJ 667 Cc, ενός πιθανώς κατοικήσιμου πλανήτη ο οποίος βρίσκεται σε τροχιά γύρω από ένα κόκκινο νάνο ενός τριπλού ηλιακού συστήματος.

Οι τυπικές εκτιμήσεις συχνά θεωρούν πως το 50% ή περισσότερο όλων των αστρικών συστημάτων είναι διπλοί αστέρες. Αυτό μπορεί να οφείλεται σε σφάλμα της δειγματοληψίας της έρευνας εν μέρει, καθώς τα μεγαλύτερα και λαμπερότερα άστρα τείνουν να είναι σε συστήματα διπλών αστέρων, όπου είναι εύκολο να παρατηρηθούν λόγω του μεγέθους τους. Μια πιο λεπτομερής ανάλυση έχει προτείνει πως τα λιγότερο λαμπερά αστέρια είναι συνήθως μονά, και πως έως και τα 2/3 όλων των αστρικών συστημάτων είναι μονά.[63]

Η απόσταση μεταξύ των άστρων ενός δυαδικού αστρικού συστήματος μπορεί να ποικίλλει από λιγότερο από μια αστρονομική μονάδα (AU, η μέση απόσταση μεταξύ Γης και Ήλιου), έως και αρκετές εκατοντάδες. Στη δεύτερη περίπτωση, η βαρυτική επίδραση είναι αμελητέα στους πλανήτες που διατηρούν τροχιά ένα κατά τα άλλα κατάλληλο άστρο, και η πιθανότητα κατοικησιμότητας δεν θα επηρεαστεί εκτός και αν η τροχιά έχει υψηλή εκκεντρότητα. Ωστόσο, όταν η απόσταση μεταξύ των άστρων είναι σημαντικά μικρότερη, η επίτευξη μια σταθερής τροχιάς εμφανίζεται να μην είναι δυνατή. Αν η απόσταση ενός πλανήτη με το πρωτεύον άστρο του υπερβαίνει το περίπου 1/5 της κοντινότερης απόστασης από το άλλο άστρο, η επίτευξη τροχιακής σταθερότητας θα είναι αβέβαιη.[64] Το κατά πόσο οι πλανήτες μπορούν επίσης να σχηματίσουν πλανητικά δυαδικά συστήματα δεν είναι ξεκάθαρο, μια και η επίδραση της βαρύτητας ενδεχομένως να εμποδίσει τον σχηματισμό των πλανητών. Οι γίγαντες αερίων, μπορούν να σχηματιστούν γύρω από άστρα δυαδικών συστημάτων, με τον ίδιο τρόπο που μπορούν και γύρω από τα μονά άστρα.[65]

Μια μελέτη σχετικά με το Άλφα του Κενταύρου, το κοντινότερο αστρικό σύστημα στη Γη μετά τον Ήλιο, έδειξε πως οι διπλοί αστέρες δεν χρειάζεται απαραίτητα να μη ληφθούν υπόψη στην αναζήτηση για κατοικήσιμους πλανήτες.[66] Ο Κένταυρος Α και Β έχουν ελάχιστη απόσταση 11 AU (23 AU μέση απόσταση), και είναι πιθανό να έχουν και οι δυο σταθερές κατοικήσιμες ζώνες. Η μακρόχρονη τροχιακή σταθερότητα για τους πλανήτες, στην εξομοίωση που έγινε για την μελέτη, έδειξε πως οι πλανήτες οι οποίοι βρίσκονται σε απόσταση περίπου 3 AU από οποιοδήποτε από τα άστρα έχουν τη δυνατότητα να παραμείνουν σταθεροί, δηλαδή ο ημιμεγάλος άξονας αποκλίνει λιγότερο από 5% κατά την διάρκεια 32.000 περιόδων του δυαδικού συστήματος. Η κατοικήσιμη ζώνη για τον Κενταύρου Α εκτιμάται συντηρητικά στις 1,2 με 1,3 AU, και αυτή του Κενταύρου Β στις 0,73 με 0,74—αρκετά μέσα στα όρια της σταθερής περιοχής και για τις δύο περιπτώσεις.[67]

Συστήματα ερυθρών νάνων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Κατοικησιμότητα στα πλανητικά συστήματα των ερυθρών νάνων
Αναπαράσταση των διαφόρων αστρικών μεγεθών και των φωτοσφαιρικών θερμοκρασιών τους.

Η εξακρίβωση της κατοικησιμότητας των ερυθρών νάνων θα μπορούσε να βοηθήσει στην εύρεση του πόσο κοινή είναι η ζωή στο σύμπαν, μια και τα άστρα αυτά αποτελούν το 70% με 90% όλων των άστρων στο Γαλαξία.

Μέγεθος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Καλλιτεχνική αναπαράσταση του εξωηλιακού πλανήτη TRAPPIST-1d, που τον απεικονίζει να έχει φτάσει σε παλιρροιακό κλείδωμα προς τον ερυθρό νάνο του. Η φωτισμένη πλευρά του πλανήτη είναι κυρίως μια καυτή έρημος. Η μη φωτισμένη πλευρά του είναι ωκεανός που καλύπτεται από στρώματα πάγου, πιθανώς και με μια ήπειρο πλήρως καλυμμένη από παγετώνες (παρόμοια με την Ανταρκτική). Ο ωκεανός δεν είναι πολύ βαθύς και υπάρχει σε υγρή μορφή μέσα σε κοιλάδες και φαράγγια στον μεταβατικό δακτύλιο. Ενδεχομένως οι κοιλότητες στις θερμότερες περιοχές συνθλίφθηκαν και έγιναν αλμυρά έλη. Δεν υπάρχουν μεγάλα ποτάμια στον πλανήτη.

Οι αστρονόμοι για πολλά χρόνια απέκλειαν τους κόκκινους νάνους ως πιθανές εστίες για την ανάπτυξη ζωής. Το μικρό τους μέγεθος (από 0,1 έως 0,6 ηλιακές μάζες) σημαίνει πως οι πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό τους συμβαίνουν με πολύ χαμηλό ρυθμό, και πως εκπέμπουν πολύ λίγο φως (από μόλις 3% του αντίστοιχου από αυτό που παράγει ο Ήλιος έως και ως μόνο 0,01%).

Έτσι, ο οποιοσδήποτε πλανήτης βρίσκεται σε τροχιά γύρω από ένα κόκκινο νάνο θα έπρεπε να βρίσκεται πάρα πολύ κοντά του ώστε να αναπτύξει θερμοκρασίες στην επιφάνεια του αντίστοιχες με αυτές της Γης (και να μην κατεψυγμένος), από 0,3 AU για ένα άστρο όπως το Lacaille 8760 (απόσταση αντίστοιχη με την τροχιά του Ερμή σε σχέση με τον Ήλιο), έως και 0,032 AU για ένα άστρο όπως τον Εγγύτατο του Κενταύρου,[68] όπου σε έναν τέτοιο κόσμο το έτος θα διαρκούσε μόλις 6,3 ημέρες. Σε αυτές τις κοντινές αποστάσεις, η βαρύτητα του άστρου θα ήταν τόσο μεγάλη που ο πλανήτης σύντομα θα κατέληγε να πάθει σύγχρονη περιστροφή ή παλιρροϊκό κλείδωμα (tidal locking), δηλαδή η μια πλευρά του πλανήτη θα ήταν αιωνίως στραμμένη πως το άστρο, ενώ η άλλη θα βρισκόταν στη σκοτεινή πλευρά για πάντα. Κάτι τέτοιο θα δημιουργούσε ακατάλληλες για επιβίωση θερμοκρασίες και στα δύο αυτά ημισφαίρια, και μόνο στην οριακή δακτυλιοειδή ζώνη ανάμεσά τους (στη ζώνη του λυκόφωτος, στον μεταβατικό δακτύλιο όπου ο αστέρας θα φαινόταν σταθερά στο ίδιο σημείο μόλις λίγο πάνω από τον ορίζοντα, γνωστή και ως «περιοχή Terminator») θα μπορούσε να εμφανιστεί ζωή, ένα σενάριο με λίγες πιθανότητες. Ο μόνος τρόπος με τον οποίο θα μπορούσε πιθανώς να αναπτυχθεί η ζωή θα ήταν αν ο πλανήτης είχε αρκετά πυκνή ατμόσφαιρα ώστε να μεταφέρει τη θερμότητα του άστρου από τη φωτεινή και στη σκοτεινή πλευρά και να ισοκατανείμει περισσότερο ομοιόμορφα τη θερμότητα σε όλο τον πλανήτη (ή ένας πλανητικός ωκεανός με ισχυρά ρεύματα σε μεγάλο βάθος, δείτε την επόμενη παράγραφο). Ωστόσο, μια τόσο πυκνή ατμόσφαιρα πιθανώς να δημιουργούσε άλλα προβλήματα, μιας και θα εμπόδιζε το ηλιακό φως από το να φτάσει στην επιφάνεια του πλανήτη, εμποδίζοντας έτσι τη φωτοσύνθεση. Εναλλακτικά όμως, αν υπήρχε γίγαντας αερίων ή έστω μια υπεργαία στην κατοικήσιμη ζώνη του άστρου, με κατοικήσιμο δορυφόρο, θα μπορούσε να εμφανιστεί και να επιβιώσει ευκολότερα ζωή στον δορυφόρο, διότι ακόμα και αν κατέληγε σε παλιρροϊκό κλείδωμα στον πλανήτη του, δεν θα ήταν παλιρροϊκά κλειδωμένος και στον αστέρα του, έχοντας έτσι έναν κύκλο ημέρας - νύχτας. Η ίδια αρχή θα εφαρμόζεται και σε διπλούς πλανήτες, που είναι πιθανό να είναι παλιρροϊκά κλειδωμένοι ο ένας στον άλλο.

Η απαισιοδοξία αυτή έχει ελαττωθεί με περαιτέρω αποτελέσματα που έχουν βρει οι έρευνες, και έχουν δείξει πως η ατμοσφαιρική πίεση ενός πλανήτη (υποθέτοντας πως περιέχει αέρια του θερμοκηπίου όπως CO2 και H2O) χρειάζεται να είναι μόλις 100 mbs, αριθμός που αντιστοιχεί στο 10% της ατμόσφαιρας της Γης, ώστε η θερμότητα του άστρου να είναι δυνατό να μεταφερθεί στη σκοτεινή πλευρά.[69] Μια τέτοια περίπτωση εμπίπτει σαφώς εντός των ορίων τα οποία απαιτούνται για τη φωτοσύνθεση, αν και τα αποθέματα νερού θα παρέμεναν παγωμένα στην σκοτεινή πλευρά. Επίσης, το θαλασσινό νερό θα μπορούσε να κυκλοφορήσει αποτελεσματικά χωρίς να παγώνει, αν οι ωκεάνιες λεκάνες ήταν αρκετά βαθιές ώστε να επιτρέπουν την ύπαρξη υποθαλάσσιων ρευμάτων κάτω από τον παγωμένο φλοιό του ωκεανού. Επιπλέον έρευνες, οι οποίες παίρνουν υπόψιν τους και την ποσότητα της φωτοσυνθετικής ενεργής ακτινοβολίας, προτείνουν πως οι πλανήτες που βρίσκονται σε παλιρροϊκό κλείδωμα πιθανώς να είναι τουλάχιστο κατοικήσιμοι για υψηλά φυτά που θα μπορούσαν να αναπτυχθούν εκεί.[70]

Άλλοι παράγοντες περιορισμού κατοικησιμότητας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το μέγεθος δεν είναι ο μόνος παράγοντας ο οποίος αποτρέπει την ανάπτυξη ζωής γύρω από τους ερυθρούς νάνους. Σε ένα πλανήτη κοντά σε τέτοιο άστρο, η φωτοσύνθεση στη σκοτεινή πλευρά θα ήταν αδύνατη, μιας και δε έβλεπε ποτέ τον ήλιο απευθείας. Στη φωτεινή πλευρά, μιας και ο ήλιος ποτέ δεν θα έδυε ή θα ανέτειλε, οι πλευρές οι οποίες καλύπτονται από σκιές βουνών και άλλων υπερυψωμένων περιοχών θα παρέμεναν έτσι για πάντα. Η φωτοσύνθεση με τον τρόπο που γίνεται αντιληπτή σήμερα θα γινόταν ακόμη πιο περίπλοκη από το γεγονός ότι ένας κόκκινος νάνος παράγει το μεγαλύτερο μέρος της ακτινοβολίας ως υπέρυθρη, ενώ στη Γη η φωτοσύνθεση εξαρτάται από το ορατό φως.

Η δραστηριότητα του άστρου όπως ηλιακές κηλίδες ή οι ηλιακές εκλάμψεις αποτελούν ένα σημαντικό παράγοντα ως προς την ποσότητα και ένταση ακτινοβολίας που δέχονται οι πλανήτες του ηλιακού συστήματος. Στιγμιότυπο μαγνητοσκόπησης του Ήλιου, ΝΑΣΑ, 2015.

Υπάρχουν ωστόσο και θετικά ενδεχόμενα στο παραπάνω σενάριο. Πολλά οικοσυστήματα στη Γη στηρίζονται στη χημειοσύνθεση αντί στη φωτοσύνθεση, με την πρώτη να είναι δυνατή σε ένα ηλιακό σύστημα ενός κόκκινου νάνου. Μια στατική τοποθεσία του κύριου άστρου σε σχέση με τον πλανήτη, δεν δημιουργεί ανάγκη για τα φυτά να στρέφουν τα φύλλα τους προς τον ήλιο, ούτε και να εναρμονιστούν με τις διάφορες εναλλαγές φωτεινότητας και σκιάς, ή να αλλάξουν την κατανάλωση ενέργειας τους από την απευθείας φωτοσύνθεση κατά τη διάρκεια της ημέρας στην κατανάλωση των αποθηκευμένων αποθεμάτων ενέργειας τους κατά τη διάρκεια της νύχτας. Λόγω της έλλειψης εναλλαγής μεταξύ ημέρας και νύχτας, συμπεριλαμβανομένου και του ασθενούς φωτός του πρωινού και του βραδιού, θα υπήρχε πολύ περισσότερη ενέργεια διαθέσιμη για τα επίπεδα ακτινοβολίας αυτά.

Οι ερυθροί νάνοι είναι πολύ πιο μεταβλητοί, ασταθείς και απρόβλεπτοι από ότι τα μεγαλύτερα άστρα. Συχνά είναι καλυμμένοι με ηλιακές κηλίδες τόσο μεγάλες που μπορεί να ελαττώσουν τη φωτεινότητα έως και 40% για αρκετούς μήνες την κάθε φορά, ενώ σε άλλες περιπτώσεις εκπέμπουν γιγάντιες εκλάμψεις οι οποίες έχουν ως αποτέλεσμα η φωτεινότητα του άστρου να διπλασιαστεί μόλις μέσα σε λίγα λεπτά.[71] Τέτοιες απότομες μεταβολές μπορούν να είναι πολύ επιζήμιες για τη ζωή, καθώς δεν θα κατέστρεφαν μόνο τα σύνθετα οργανικά στοιχεία τα οποία θα μπορούσαν να αποτελέσουν τη βάση για πιο σύνθετους οργανισμούς, αλλά επίσης θα κατέστρεφαν σημαντικό ποσοστό της ατμόσφαιρας των πλανητών.

Για να είναι δυνατόν ένας πλανήτης γύρω από κόκκινο νάνο να αναπτύξει ζωή, απαιτείται να υπάρχει ένα ταχέως περιστρεφόμενο μαγνητικό πεδίο ώστε να προστατευθεί από την ακτινοβολία των ηλιακών εκλάμψεων. Όμως οι πλανήτες που βρίσκονται σε παλιρροϊκό κλείδωμα περιστρέφονται πολύ αργά, και έτσι δε μπορούν να παράγουν το φαινόμενο του δυναμό στον πυρήνα τους.

Ωστόσο, η περίοδος των βίαιων εκλάμψεων ενός ερυθρού νάνου εκτιμάται πως διαρκεί μόνο κατά τα πρώτα 1,2 δισεκατομμύρια χρόνια της ύπαρξης του. Αν ένας πλανήτης σχηματιστεί αρκετά μακριά από έναν κόκκινο νάνο έτσι ώστε να αποφύγει το παλιρροϊκό κλείδωμα, και κατόπιν μετακινηθεί προς την κατοικήσιμη ζώνη του άστρου μετά το πέρας της αρχικής ταραχώδους περιόδου των εκλάμψεων, είναι πιθανό πως η ζωή μπορεί να έχει μια ευκαιρία να αναπτυχθεί.[72]

Διάρκεια ύπαρξης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πέρα από όλες τις δυσκολίες, υπάρχει μεγάλο πλεονέκτημα το οποίο οι ερυθροί νάνοι έχουν έναντι των άλλων μεγαλύτερων άστρων για την ανάπτυξη ζωής, μια και έχουν πάρα πολύ μεγάλη διάρκεια ζωής. Για παράδειγμα, πέρασαν 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν εμφανιστεί η ανθρωπότητα στη Γη, και οι συνθήκες για την υποστήριξη ζωής θα συνεχιστούν για ακόμη 1[73] με 2,3[74] δισεκατομμύρια έτη ακόμα. Όμως οι ερυθροί νάνοι, μπορούν να υπάρξουν για τρισεκατομμύρια χρόνια, μιας και οι πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό τους συμβαίνουν πολύ πιο αργά σε σχέση με τα μεγαλύτερα άστρα, δίνοντας έτσι πολύ περισσότερο χρόνο έτσι στην ευκαιρία για εμφάνιση και ανάπτυξη ζωής.

Ενώ οι πιθανότητες εύρεσης ενός πλανήτη στην κατοικήσιμη ζώνη γύρω από κάποιον ερυθρό νάνο είναι ελάχιστες, το συνδυασμένο σύνολο των διαθέσιμων κατοικήσιμων ζωνών γύρω από όλους τους ερυθρούς νάνους ισούται με το σύνολο των διαθέσιμων κατοικήσιμων ζωνών γύρω από όλα τα άλλα άστρα, μιας και οι ερυθροί νάνοι είναι εξαιρετικά πολυάριθμοι.[75] Επίσης, οι κατοικήσιμες ζώνες των ερυθρών νάνων διαρκούν περισσότερο λόγω της μεγάλης μακροβιότητας των άστρων αυτών.[76]

Υπερμεγέθεις αστέρες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τα πολύ μεγάλα άστρα, μεγαλύτερα από 100 ηλιακές μάζες, θα μπορούσαν να έχουν εκατοντάδες πλανήτες παρομοίου μεγέθους με τον Ερμή εντός της κατοικήσιμης ζώνης τους. Τέτοια συστήματα θα μπορούσαν επίσης να περιέχουν καφέ νάνους και άστρα χαμηλής μάζας (~0,1-0,3 ηλιακές μάζες).[77] Όμως η πολύ χαμηλή διάρκεια ζωής άστρων που έχουν πολλές ηλιακές μάζες, μετά βίας θα άφηνε χρόνο για ένα πλανήτη να ψυχρανθεί, πόσο μάλλον να υπάρξει ο χρόνος για να αναπτυχθεί μια σταθερή βιόσφαιρα. Τα υπερμεγέθη άστρα επομένως αποκλείονται ως πιθανές εστίες ζωής.

Ωστόσο, ένας υπερμεγέθης αστέρας θα μπορούσε να γίνει ο προπομπός της εμφάνισης ζωής, με την υπερκαινοφανή έκρηξη του στο κεντρικό μέρος του ηλιακού συστήματος. Η έκρηξη θα διασκόρπιζε τα βαρέα υλικά στις εγγύς περιοχές του, τα οποία είχαν δημιουργηθεί κατά τη φάση της δημιουργίας του άστρου, και τα ηλιακά συστήματα με τα άστρα χαμηλής μάζας θα ωφελούνταν από την άφθονη προμήθεια των υλικών αυτών. Η υπόθεση αυτή δεν εξασφαλίζει τίποτα όμως σχετικά με το τι είδους πλανήτες θα σχηματίζονταν ή ποια θα ήταν η καταλληλότητα τους για κατοικησιμότητα.

Η γαλαξιακή γειτονιά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μαζί με τα χαρακτηριστικά των πλανητών και των αστρικών συστημάτων τους, το ευρύτερο γαλαξιακό περιβάλλον μπορεί επίσης να επηρεάσει την κατοικησιμότητα. Οι επιστήμονες σκέφτηκαν το ενδεχόμενο πως κάποιες περιοχές των γαλαξιών είναι περισσότερο κατάλληλες για ανάπτυξη ζωής από ότι κάποιες άλλες, με το Ηλιακό σύστημα στο οποίο βρίσκεται η Γη, στο άκρο του Ωρίωνα (Orion Spur), στην άκρη του Γαλαξία να θεωρείται ως ευνοϊκό σημείο για τη ζωή μια και:[78]

Η θέση του Ήλιου μέσα στον Γαλαξία, με τις τιμές των γαλαξιακών συντεταγμένων.
  • δεν βρίσκεται μέσα σε σφαιρωτό σμήνος όπου οι τεράστιες πυκνότητες των άστρων είναι εχθρικές προς τη ζωή, εκπέμπουν υπερβολική ακτινοβολία και έχουν βαρυτικές διαταράξεις. Τα σφαιρωτά σμήνη επίσης αποτελούνται κυρίως από παλαιότερα, ενδεχομένως φτωχά σε μέταλλα, άστρα. Επιπλέον, στα σμήνη αυτά, οι μεγάλες ηλικίες των άστρων θα σήμαινε πως θα υπήρχαν πολλές αλλαγές κατά τη διάρκεια της ζωής τους, όπου και λόγω της κοντινής απόστασής τους οι αλλαγές αυτές θα επιδρούσαν συνδυαστικά, προκαλώντας σοβαρές ζημιές στη ζωή που θα είχε αναπτυχθεί στους πλανήτες γύρω τους, αν οι πλανήτες είχαν καταφέρει να σχηματιστούν εξ αρχής.
  • δεν βρίσκεται κοντά σε ενεργή πηγή ακτίνων γ
  • δεν βρίσκεται κοντά σε κέντρο γαλαξιών, όπου οι πυκνότητες των άστρων αυξάνουν την πιθανότητα για ύπαρξη ιονισμένης ακτινοβολίας (π.χ. από μάγναστρα και υπερκαινοφανείς). Στο κέντρο του Γαλαξία θεωρείται πως υπάρχει μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα η οποία αποτελεί κίνδυνο για τα κοντινά σώματα.
  • η κυκλική τροχιά του Ήλιου, γύρω από το κέντρο του γαλαξία, τον κρατάει εκτός των άκρων του γαλαξία, όπου η έντονη ακτινοβολία και βαρυτικές δυνάμεις θα οδηγούσαν σε διαταραχές.[79]

Επομένως, η σχετική απομόνωση είναι βασικό χαρακτηριστικό των συστημάτων που υποστηρίζουν ζωή. Αν ο Ήλιος ήταν συνωστισμένος ανάμεσα σε άλλα συστήματα, η πιθανότητα να βρίσκεται κοντά σε επικίνδυνες πηγές ακτινοβολίας θα ήταν πολύ μεγάλη. Επίσης, τα άλλα κοντινά αστρικά σώματα θα μπορούσαν να διαταράξουν την σταθερότητα άλλων σωμάτων που βρίσκονται σε τροχιά, όπως αντικείμενα από το νέφος του Όορτ και τη ζώνη του Κάιπερ, τα οποία θα έφερναν την καταστροφή αν χτυπούσαν το εσωτερικό Ηλιακό σύστημα.

Ενώ η συσσώρευση πολλών άστρων είναι μειονεκτική για τη ζωή, το ίδιο συμβαίνει και με την ακραία απομόνωση. Ένα άστρο με αφθονία μετάλλων όση και ο Ήλιος, δεν θα είχε καταφέρει να σχηματιστεί στις εσχατιές του Γαλαξία όπου υπάρχει μείωση της διαθεσιμότητας των μετάλλων, καθώς και γενική απουσία σχηματισμού άστρων. Έτσι μια τοποθεσία στα περίχωρα του Γαλαξία είναι προτιμότερη από το κέντρο ή τα έσχατα άκρα του, ως προς το ενδεχόμενο κατοικησιμότητας.[80]

Άλλες εκτιμήσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εναλλακτική βιοχημεία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Υποθετικοί τύποι βιοχημείας

Ενώ οι περισσότερες έρευνες για την εξωγήινη ζωή ξεκινούν με την υπόθεση πως οι ανεπτυγμένες μορφές ζωής πρέπει να έχουν παρόμοιες απαιτήσεις με τη ζωή στη Γη, η υπόθεση για άλλες μορφές βιοχημείας ανοίγουν την πιθανότητα να υπάρχει ζωή η οποία εξελίσσεται γύρω από ένα διαφορετικό τύπο μεταβολικού μηχανισμού. Βάσει της υπόθεσης της Σπάνιας Γης, οι πλανήτες σαν τη Γη μπορεί να είναι πολύ σπάνιοι, αλλά η ύπαρξη ζωής που δε στηρίζεται σε μορφές άνθρακα θα μπορούσε να εμφανιστεί σε άλλα περιβάλλοντα. Η πιο συχνά αναφερόμενη εναλλακτική βιοχημεία αναφέρεται στη ζωή με βάση το πυρίτιο αντί για άνθρακα, ενώ η αμμωνία μερικές φορές προτείνεται ως εναλλακτικό διάλυμα αντί για το νερό.

Υπάρχουν ακόμη διαφορετικές ιδέες οι οποίες επικεντρώνονται σε σώματα τα οποία είναι ολότελα διαφορετικά από πλανήτες σαν τη Γη. Ο αστρονόμος Φρανκ Ντρέικ, γνωστός για την εξίσωση του Ντρέικ και υποστηρικτής της έρευνας για την εξωγήινη ζωή, φαντάστηκε πως θα ήταν η ζωή σε ένα αστέρα νετρονίων, όπου μικροσκοπικά πυρηνικά μόρια θα συνδυάζονταν για να δημιουργήσουν πλάσματα τα οποία θα είχαν ένα κύκλο ζωής εκατομμύρια φορές συντομότερο από ότι η ζωή στη Γη,[81] με την ιδέα αυτή να χαρακτηρίζεται ευφάνταστη και διασκεδαστική και να οδηγεί σε αναπαραστάσεις βγαλμένες από την επιστημονική φαντασία.[82] Ο Καρλ Σαγκάν, ένας άλλος διάσημος επιστήμονας ο οποίος υποστήριζε σθεναρά την αναζήτηση για εξωγήινη ζωή, σε μια μελέτη του 1976 θεώρησε την πιθανότητα πως μπορεί να υπάρχουν οργανισμοί στον Δία οι οποίοι επιζούν στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιράς του.[83][84]

Κατάλληλοι γίγαντες αερίων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι γίγαντες αερίων όπως ο Δίας, οι οποίοι διατηρούν τις κυκλικές τροχιές τους αρκετά μακριά από την κατοικήσιμη ζώνη έτσι ώστε να μην τη διαταράσσουν αλλά και αρκετά κοντά ώστε να προστατεύουν τους βραχώδεις πλανήτες οι οποίοι βρίσκονται πιο κοντά στο άστρο, είναι επίσης σημαντικοί. Πρώτα από όλα, βοηθούν στη σταθερότητα των τροχιών των πλανητών και επομένως και του κλίματός τους. Κατά δεύτερο λόγο, κρατούν το εσωτερικό ηλιακό σύστημα σχετικά καθαρό από κομήτες και αστεροειδείς οι οποίοι θα μπορούσαν να προκαλέσουν μεγάλες καταστροφές.[85] Η τροχιά του Δία βρίσκεται σε απόσταση από τον Ήλιο 5 φορές μεγαλύτερη από ότι η απόσταση της Γης από τον Ήλιο. Αυτή είναι πρακτικώς και η κατάλληλη απόσταση στην οποία θα αναμενόταν να βρεθούν κατάλληλοι γίγαντες αερίων σε άλλα ηλιακά συστήματα. Η χρησιμότητα του Δια φάνηκε με εντυπωσιακό τρόπο το 1994 όταν ο κομήτης Σουμέηκερ-Λέβυ προσέκρουσε πάνω του. Αν η βαρύτητα του Δία δεν είχε τραβήξει τον κομήτη αυτός θα συνέχιζε την πορεία του προς το εσωτερικό ηλιακό σύστημα.

Οι καφέ κηλίδες στον πλανήτη Δία είναι οι περιοχές τις οποίες έπληξε ο κομήτης Σουμέηκερ-Λέβυ, φωτογραφία του 1994.

Ωστόσο τα πράγματα δεν είναι και τόσο απλά, μιας και περαιτέρω έρευνες[86][87][88][89] έδειξαν πως ο ρόλος του Δία στον καθορισμό του ρυθμού με τον οποίο τα διάφορα ουράνια σώματα όπως κομήτες και αστεροειδείς προσκρούουν στη Γη, είναι πολύ πιο περίπλοκος από ότι αρχικά είχε υποτεθεί. Ενώ είναι αλήθεια πως λειτουργεί ως ασπίδα έναντι στους κομήτες οι οποίοι έχουν μακρά περίοδο επανεμφάνισης (και έχουν μικρή μόνο πιθανότητα πρόσκρουσης με τη Γη), αντίθετα φαίνεται να αυξάνει τον ρυθμό με τον οποίο αστεροειδείς και κομήτες με μικρή περίοδο επανεμφάνισης κατευθύνονται προς τη Γη. Αν η επίδραση του Δία απουσίαζε, είναι πιθανό πως η Γη θα είχε σημαντικά λιγότερες προσκρούσεις ουράνιων αντικειμένων. Βάσει αυτής της παρατήρησης, η παρουσία αερίων γιγάντων δεν αποτελεί προϋπόθεση για πλανητική κατοικησιμότητα, και έτσι ίσως είναι καλύτερα η αναζήτηση για ζωή εκτός του ηλιακού συστήματος της Γης να επικεντρώνεται σε συστήματα όπου δεν υπάρχουν γίγαντες αερίων μια και θα υπάρχουν λιγότερα ουράνια σώματα τα οποία πιθανώς να απειλήσουν τους πλανήτες όπου μπορεί να αναπτυχθεί ζωή.

Ο ρόλος του Δία στην πρώιμη ιστορία του Ηλιακού συστήματος είναι κάπως καλύτερα εξακριβωμένος, χωρίς πολλές διαφωνίες μεταξύ των ειδικών. Στις αρχές του Ηλιακού συστήματος, εκτιμάται πως ο Δίας διαδραμάτισε σημαντικό ρόλο στην ενυδάτωση της Γης, μια και αύξησε την εκκεντρότητα της τροχιάς της ζώνης αστεροειδών και έτσι έκανε πολλούς από τους αστεροειδείς να διασταυρωθούν με την τροχιά της Γης και να την προμηθεύσουν με σημαντικά στοιχεία όπως νερό σε μορφή πάγου. Πριν η Γη αποκτήσει τον μισό από τον τωρινό όγκο της, τα παγωμένα ουράνια σώματα από την περιοχή του Δία και του Κρόνου καθώς και μικρότερα σώματα από τη ζώνη των αστεροειδών προμήθευσαν τον πλανήτη με νερό.[90] Έτσι οι αέριοι γίγαντες πέρα από τον ρόλο τους ως προστάτες, ήταν κάποτε οι ιθύνοντες για την προμήθεια των απαραίτητων συστατικών για την κατοικησιμότητα της Γης.

Σε αντίθεση, οι γίγαντες αερίων οι οποίοι διατηρούν τροχιά πολύ κοντά στην κατοικήσιμη ζώνη αλλά δε βρίσκονται εντός της (όπως ο 47 Ursae Majoris), ή έχουν μια υψηλή ελλειπτική τροχιά η οποία διασταυρώνεται με την κατοικήσιμη ζώνη (όπως ο 16 Cygni B), κάνουν πολύ δύσκολες τις συνθήκες για την ανάπτυξη ενός πλανήτη παρόμοιου με τη Γη εντός αυτού του υποθετικού ηλιακού συστήματος. Ωστόσο, κατά τη διαδικασία της μετακίνησής του προς την κατοικήσιμη ζώνη, ένας γίγαντας αερίων με το μέγεθος του Δία ενδεχομένως να κλειδώσει ένα βραχώδη πλανήτη ως φυσικό δορυφόρο του. Ακόμη και αν ένας τέτοιος πλανήτης είναι αρχικά χαλαρά κλειδωμένος και ακολουθεί μια ισχυρή κεκλιμένη τροχιά, οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις με το άστρο του ηλιακού συστήματος μπορούν να τον σταθεροποιήσουν ως δορυφόρο σε μια κοντινή και κυκλική τροχιά με τον γίγαντα αερίων η οποία έχει κοινά χαρακτηριστικά με την τροχιά του πλανήτη γύρω από το άστρο.[91]

Υπάρχει επίσης θεωρία σύμφωνα με την οποία κάποιοι γίγαντες αερίων μπορούν μεταγενέστερα να μετατραπούν σε βραχώδεις πλανήτες, αν χάσουν την τεράστια ατμόσφαιρά τους, όπως ενδεχομένως να συμβεί στο μέλλον με τον Ποσειδώνα.[92]

Ο αντίκτυπος της ζωής στην κατοικησιμότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Συμπληρωματική με τους παράγοντες που επηρεάζουν την εμφάνιση της ζωής, είναι η ιδέα πως η ίδια η ζωή, όταν εμφανιστεί, αποτελεί παράγοντα κατοικησιμότητας από μόνη της. Για παράδειγμα, στη Γη η παραγωγή του οξυγόνου ξεκίνησε από τα αρχαία κυανοβακτήρια, και κατόπιν από τα φυτά που κάνουν φωτοσύνθεση, οδηγώντας έτσι σε δραστική αλλαγή της σύνθεσης της γήινης ατμόσφαιρας. Το οξυγόνο αργότερα υπήρξε καταλυτικός παράγοντας για την ανάπτυξη των ειδών των ζώων. Η υπόθεση της Γαίας είναι μια ομάδα επιστημονικών θεωριών σχετικά με την γεωβιόσφαιρα, η οποία αναπτύχθηκε από τον Τζέιμς Λάβλοκ το 1975, και υποστηρίζει πως η ζωή ως συλλογική οντότητα καλλιεργεί και συντηρεί τις κατάλληλες συνθήκες στο περιβάλλον έτσι ώστε να οδηγεί στη δημιουργία ενός πλανητικού περιβάλλοντος το οποίο θα είναι κατάλληλο για την επιβίωση της. Παρομοίως, μετά τον Λάβλοκ υπήρξαν και άλλες θεωρείς οι οποίες υποστηρίζουν την υπόθεση περί ζωντανών κόσμων όπου η κατανόηση για το τι συνιστά κατοικησιμότητα δε μπορεί να διαχωριστεί από την ίδια τη ζωή σε ένα πλανήτη. Οι πλανήτες οι οποίοι είναι γεωλογικά και μετεωρολογικά ενεργοί είναι πολύ πιο πιθανό να είναι και βιολογικά ενεργοί έτσι ώστε ο πλανήτης και η ζωή πάνω του να εξελίσσονται παράλληλα.[93]

Οι πιο κατοικήσιμοι πλανήτες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. Kepler-186 f:Ήταν ο πρώτος εξωπλανήτης μεγέθους αντίστοιχου της Γης που βρέθηκε στην κατοικήσιμη ζώνη. Βρίσκεται στον αστερισμό του Κύκνου, 490 έτη φωτός μακριά.
  2. Κ2-72 e: Ανακαλύφθηκε το 2016. Βρίσκεται σε τροχιά γύρω από το K2-72 στον αστερισμό του Υδροχόου και είναι σε απόσταση 217 ετών φωτός από τη Γη.
  3. Teagarden’s Star b:Ανακαλύφθηκε το 2019 και είναι ένα είδους πλανήτη που αποκαλείται «σούπερ-Γη». Το σύστημα αυτό βρίσκεται σε απόσταση «μόλις» 12,5 ετών φωτός.
  4. Teagarden’s Star c:Ανακαλύφθηκε μαζί με τον προηγούμενο το 2019 και είναι άλλη μια υποψήφια βραχώδης «σούπερ-Γη».
  5. Εγγύτατος Κενταύρου b (Proxima Centauri b):Βρίσκεται ακόμα πιο κοντά, σε τροχιά γύρω από τον Εγγύτατο Κενταύρου, 4,22 έτη φωτός μακριά. Η ανακάλυψή του είχε ανακοινωθεί το 2016.
  6. TRAPPIST-1 d: Η ανακάλυψη του άστρου TRAPPIST-1 έγινε το 1999, και ακολούθησαν τρεις ανακαλύψεις των εξωπλανητών σε τροχιά γύρω του το 2016. Το αστρικό αυτό σύστημα είναι σε απόσταση 40 ετών φωτός από τη Γη. Ο TRAPPIST-1 d ίσως να έχει έναν δακτύλιο νερού γύρω από τον ισημερινό του.
  7. TRAPPIST-1 f:Άλλος ένας από τους πλανήτες σε τροχιά γύρω από το άστρο αυτό.
  8. ΤRAPPIST-1 e:Θεωρείται πως ίσως να έχει πυρήνα σιδήρου, και ως εκ τούτου προστατευτική μαγνητόσφαιρα.
  9. TRAPPIST-1 g:Ο μεγαλύτερος από τους εξωπλανήτες του άστρου, ο TRAPPIST-1 g θεωρείται ότι έχει ατμόσφαιρα που δεν είναι πλούσια σε υδρογόνο, που υποδεικνύει ότι εξελίχθηκε ανά το πέρασμα εκατομμυρίων ετών. Επίσης, θεωρείται ότι είναι βραχώδης.
  10. GJ 1061 c:Ένας από τους τρεις εξωπλανήτες σε τροχιά γύρω από τον κόκκινο νάνο Gliese 1061, σε απόσταση περίπου 12 ετών φωτός από τη Γη.
  11. GJ 1061 d:Άλλος ένας πλανήτης γύρω από το ίδιο άστρο, στον αστερισμό του Ωρολογίου.
  12. GJ 667C e:Βρίσκεται γύρω από το άστρο GJ 667C, που δεν είναι ορατό από τη Γη και είναι σε απόσταση 22 ετών φωτός.
  13. GJ 667C f:Έχει μάζα 2,7 φορές αυτή της Γης.
  14. GJ 273 b:Είναι σε απόσταση 12 ετών φωτός και έχει μάζα 2,89 φορές αυτή της Γης.
  15. Wolf 1061 c:Με μάζα 3,41 φορές αυτή της Γης, είναι σε απόσταση 14 ετών φωτός από εμάς, σε τροχιά γύρω από ένα άστρο τύπου Μ.
  16. GJ 667C c:Είναι άλλος ένας από τους έξι εξωπλανήτες γύρω από τον G 667C, σε απόσταση 22 ετών φωτός, με μάζα 3,8 φορές αυτή της Γης. Ανακαλύφθηκε το 2011.
  17. GJ 3323 b:Μια «σούπερ Γη» με μάζα 2,02 φορές αυτή της Γης, σε απόσταση 17 ετών φωτός.
  18. Ταυ Κήτους f (Tau Ceti f): Ένας εξωπλανήτης- «σούπερ Γη» σε τροχιά γύρω από ένα άστρο τύπου G, σε απόσταση 12 ετών φωτός, με μάζα 3,93 φορές αυτή της Γης.
  19. Ταυ Κήτους e: Μάζας επίσης 3,93 φορές αυτής της Γης.
  20. Kepler- 62 f:Είναι σε τροχιά γύρω από τον Kepler 62, περίπου 1.200 έτη φωτός από τη Γη. Θεωρείται πως είναι ένας «υδάτινος κόσμος» σαν τη Γη, με μέγεθος 1,4 φορές αυτό του πλανήτη μας.
  21. Kepler-442 b:Σε απόσταση 1.206 ετών φωτός, πρόκειται για έναν βραχώδη κόσμο με μάζα 2,36 φορές αυτή της Γης.
  22. Kepler-1229 b:Σε τροχιά γύρω από ένα άστρο τύπου Κ, είναι σε απόσταση 770 ετών φωτός.
  23. ΤΟΙ 700 d: Ο νεότερος της «παρέας», που ανακαλύφθηκε πρόσφατα από το TESS της NASA. Έχει μάζα 2,6 φορές αυτή της Γης και είναι σε απόσταση 101,5 ετών φωτός.

Σημειώσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Το λήμμα αυτό αποτελεί μια ανάλυση της πλανητικής κατοικησιμότητας από την οπτική των σύγχρονων φυσικών επιστημών. Δεν ασχολείται με την ιστορική ανασκόπηση της φιλοσοφίας σχετικά με τη ζωή σε άλλους πλανήτες (Κοσμικός πλουραλισμός και Πεποιθήσεις για την ύπαρξη εξωγήινης ζωής) παρά μόνο παραθέτει μια σύντομη αναφορά. Την πιθανότητα ύπαρξης εξωγήινης ζωής περιγράφουν η εξίσωση του Ντρέικ καθώς και το παράδοξο του Φέρμι. Επίσης οι πλανήτες στην επιστημονική φαντασία είναι χαρακτηριστικό του συγκεκριμένου είδους λογοτεχνίας.
  2. ↑ Η ζωή φαίνεται πως εμφανίστηκε στη Γη περίπου 500 εκατομμύρια έτη μετά τον σχηματισμό του πλανήτη. Τα άστρα τύπου "Α" (τα οποία λάμπουν για περίπου 600 εκ. με 1.2 δις. χρόνια) καθώς και ένα μικρό μέρος των άστρων τύπου Β (τα οποία διατηρούν τη λαμπρότητα τους για περίπου 10 με 600 εκ. έτη) εμπίπτουν σε αυτό το χρονικό πλαίσιο. Θεωρητικά τουλάχιστον η ζωή θα μπορούσε να εμφανιστεί σε τέτοια συστήματα, αλλά είναι σχεδόν βέβαιο πως δε θα μπορούσε να φτάσει σε ένα εξελιγμένο επίπεδο λόγω αυτών των χρονικών περιορισμών, καθώς και εξαιτίας των αυξήσεων της ακτινοβολίας του άστρου οι οποίες θα συνέβαιναν πολύ γρήγορα. Η ζωή γύρω από ένα άστρου τύπου "Ο" είναι εξαιρετικά απίθανη, καθώς αυτά λάμπουν για μόλις κάτι λιγότερο από 10 εκατομμύρια έτη.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ «2014 Astrobiology Strategic Plan - astrobiology.nasa.gov». Astrobiology: Roadmap. NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 7 Νοεμβρίου 2014. Ανακτήθηκε στις 11 Αυγούστου 2007. 
  2. ↑ «Lucian's Science Fiction Novel True Histories: Interpretation and Commentary - brill.com». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 16 Οκτωβρίου 2015. 
  3. ↑ Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992-01-09). «A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12». Nature 355 (6356): 145–147. doi:10.1038/355145a0. Bibcode: 1992Natur.355..145W. http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html 
  4. ↑ Wolszczan, A (1994-04-22). «Confirmation of Earth Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR:B1257+12». Science 264 (5158): 538–42. doi:10.1126/science.264.5158.538. PMID 17732735. Bibcode: 1994Sci...264..538W 
  5. ↑ Loeb, Abraham (Οκτώβριος 2014). «The Habitable Epoch of the Early Universe». International Journal of Astrobiology 13 (04): 337-339. doi:10.1017/S1473550414000196. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2015-07-06. https://web.archive.org/web/20150706162734/http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=9371049&fileId=S1473550414000196. Ανακτήθηκε στις 2014-12-15. 
  6. ↑ Loeb, Abraham (2013-12-02). «The Habitable Epoch of the Early Universe» (PDF). Arxiv. http://arxiv.org/pdf/1312.0613v3.pdf. Ανακτήθηκε στις 2014-12-15. 
  7. ↑ Dreifus, Claudia (2014-12-02). «Much-Discussed Views That Go Way Back - Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life». New York Times. http://www.nytimes.com/2014/12/02/science/avi-loeb-ponders-the-early-universe-nature-and-life.html. Ανακτήθηκε στις 2014-12-03. 
  8. ↑ Rampelotto, P.H. (2010). «Panspermia: A Promising Field Of Research» (PDF). adsabs.harvard.edu. Astrobiology Science Conference]. Ανακτήθηκε στις 3 Δεκεμβρίου 2014. 
  9. ↑ Graham, Robert W. (Φεβρουάριος 1990). «NASA Technical Memorandum 102363 - Extraterrestrial Life in the Universe» (PDF). NASA (Lewis Research Center, Ohio). http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19900013148_1990013148.pdf. Ανακτήθηκε στις 2014-07-07. 
  10. ↑ Altermann, Wladyslaw (2008). «From Fossils to Astrobiology - A Roadmap to Fata Morgana?». Στο: Seckbach, Joseph· Walsh, Maud. From Fossils to Astrobiology: Records of Life on Earth and the Search for Extraterrestrial Biosignatures. 12. σελ. xvii. ISBN 1-4020-8836-1. 
  11. ↑ Horneck, Gerda· Petra Rettberg (2007). Complete Course in Astrobiology. Wiley-VCH. ISBN 3-527-40660-3. 
  12. ↑ Davies, Paul (2013-11-18). «Are We Alone in the Universe?». New York Times. http://www.nytimes.com/2013/11/19/opinion/are-we-alone-in-the-universe.html. Ανακτήθηκε στις 2013-11-20. 
  13. ↑ Overbye, Dennis (2015-01-06). «As Ranks of Goldilocks Planets Grow, Astronomers Consider What’s Next». New York Times. http://www.nytimes.com/2015/01/07/science/space/as-ranks-of-goldilocks-planets-grow-astronomers-consider-whats-next.html. Ανακτήθηκε στις 2015-01-06. 
  14. ↑ 14,0 14,1 Overbye, Dennis (2013-11-04). «Far-Off Planets Like the Earth Dot the Galaxy». New York Times. http://www.nytimes.com/2013/11/05/science/cosmic-census-finds-billions-of-planets-that-could-be-like-earth.html. Ανακτήθηκε στις 2013-11-05. 
  15. ↑ 15,0 15,1 Petigura, Eric A.; Howard, Andrew W.; Marcy, Geoffrey W. (2013-10-31). «Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars». Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. doi:10.1073/pnas.1319909110. Bibcode: 2013PNAS..11019273P. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2013-11-09. https://web.archive.org/web/20131109010831/http://www.pnas.org/content/early/2013/10/31/1319909110. Ανακτήθηκε στις 2013-11-05. 
  16. ↑ Khan, Amina (2013-11-04). «Milky Way may host billions of Earth-size planets». Los Angeles Times. http://www.latimes.com/science/la-sci-earth-like-planets-20131105,0,2673237.story. Ανακτήθηκε στις 2013-11-05. 
  17. ↑ Turnbull, Margaret C.; Tarter, Jill C. (Μάρτιος 2003). «Target selection for SETI: A catalog of nearby habitable stellar systems» (PDF). The Astrophysical Journal Supplement Series 145: 181–198. doi:10.1086/345779. Bibcode: 2003ApJS..145..181T. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2006-11-09. https://web.archive.org/web/20061109233818/http://skye.as.arizona.edu/~turnbull/HabCat.pdf. Ανακτήθηκε στις 2015-05-02. 
  18. ↑ «Star tables». California State University, Los Angeles. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 14 Ιουνίου 2008. Ανακτήθηκε στις 12 Αυγούστου 2010. 
  19. ↑ Kasting, James F.; Whittet, DC; Sheldon, WR (Αύγουστος 1997). «Ultraviolet radiation from F and K stars and implications for planetary habitability». Origins of Life and Evolution of Biospheres 27 (4): 413–420. doi:10.1023/A:1006596806012. PMID 11536831. https://archive.org/details/sim_origins-of-life-and-evolution-of-biospheres_1997-08_27_4/page/413. 
  20. ↑ Guinan, Edward· Cuntz, Manfred (10 Αυγούστου 2009). «The violent youth of solar proxies steer course of genesis of life». International Astronomical Union. Ανακτήθηκε στις 27 Αυγούστου 2009. 
  21. ↑ Astronomy & Astrophysics (2007-12-13). Gliese 581: one planet might indeed be habitable. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2008-04-07.
  22. ↑ (Ελληνικά) «Οι πιο κατοικήσιμοι πλανήτες». TVXS - TV Χωρίς Σύνορα. 24 Νοεμβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 26 Μαΐου 2015. 
  23. ↑ Staff (20 Σεπτεμβρίου 2012). «LHS 188 -- High proper-motion Star». Centre de données astronomiques de Strasbourg. Ανακτήθηκε στις 20 Σεπτεμβρίου 2012. 
  24. ↑ 24,0 24,1 Méndez, Abel (29 Αυγούστου 2012). «A Hot Potential Habitable Exoplanet around Gliese 163». University of Puerto Rico at Arecibo. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Οκτωβρίου 2019. Ανακτήθηκε στις 20 Σεπτεμβρίου 2012. 
  25. ↑ 25,0 25,1 Redd, Nola Taylor (20 Σεπτεμβρίου 2012). «Newfound Alien Planet a Top Contender to Host Life». Space.com. Ανακτήθηκε στις 20 Σεπτεμβρίου 2012. 
  26. ↑ «Planets May Keep Warmer In A Cool Star System». Redorbit. 19 Ιουλίου 2013. 
  27. ↑ Astrobiology, The Effect of Host Star Spectral Energy Distribution and Ice-Albedo Feedback on the Climate of Extrasolar Planets, Aomawa L. Shields, Victoria S. Meadows, Cecilia M. Bitz, Raymond T. Pierrehumbert, Manoj M. Joshi, and Tyler D. Robinson. Astrobiology. -Not available-, ahead of print. doi:10.1089/ast.2012.0961. Online Ahead of Print: July 15, 2013, http://online.liebertpub.com/doi/full/10.1089/ast.2012.0961
  28. ↑ Kasting, James F.; Whitmore, Daniel P.; Reynolds, Ray T. (1993). «Habitable Zones Around Main Sequence Stars» (PDF). Icarus 101 (1): 108–128. doi:10.1006/icar.1993.1010. PMID 11536936. Bibcode: 1993Icar..101..108K. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2009-03-18. https://web.archive.org/web/20090318115319/http://www.geosc.psu.edu/~kasting/PersonalPage/Pdf/Icarus_93.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-08-06. 
  29. ↑ 29,0 29,1 «An interview with Dr. Darren Williams». Astrobiology: The Living Universe. 2000. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 28 Αυγούστου 2007. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  30. ↑ Williams, Darren M.; Kasting, James F.; Wade, Richard A. (Ιανουάριος 1997). «Habitable moons around extrasolar giant planets». Nature 385 (6613): 234–236. doi:10.1038/385234a0. PMID 9000072. Bibcode: 1996DPS....28.1221W. 
  31. ↑ «The Little Ice Age». Department of Atmospheric Science. University of Washington. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  32. ↑ «18 Scorpii». www.solstation.com. Sol Company. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  33. ↑ Santos, Nuno C.· Israelian, Garik· Mayor, Michael (2003). «Confirming the Metal-Rich Nature of Stars with Giant Planets» (PDF). Proceedings of 12th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and The Sun. University of Colorado at Boulder. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο (PDF) στις 11 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 11 Αυγούστου 2007. 
  34. ↑ «Could there be life in the outer solar system?». Millennium Mathematics Project, Videoconferences for Schools. University of Cambridge. 2002. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Φεβρουαρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  35. ↑ 35,0 35,1 Borucki, William J.; Koch, David G; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; et al. (2011-02-01). «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data».
    arXiv:1102.0541
     [astro-ph.EP]
    .     

  36. ↑ «NASA Finds Earth-size Planet Candidates in Habitable Zone, Six Planet System». NASA. 2 Φεβρουαρίου 2011. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Μαρτίου 2017. Ανακτήθηκε στις 2 Φεβρουαρίου 2011. 
  37. ↑ Grant, Andrew (8 Μαρτίου 2011). «Exclusive: "Most Earth-Like" Exoplanet Gets Major Demotion—It Isn't Habitable». 80beats. Discover Magazine. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Μαρτίου 2011. Ανακτήθηκε στις 27 Ιανουαρίου 2018. 
  38. ↑ Borenstein, Seth (2011-02-19). «Cosmic census finds crowd of planets in our galaxy». Associated Press. http://apnews.excite.com/article/20110219/D9LG45NO0.html. Ανακτήθηκε στις 2011-02-19. 
  39. ↑ Ward & Brownlee 2000, σελ. 191–220
  40. ↑ «The Heat History of the Earth». Geolab. James Madison University. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  41. ↑ Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (Ιανουάριος 2007). «High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability». Astrobiology 7 (1): 66–84. doi:10.1089/ast.2006.06-0126. PMID 17407404. Bibcode: 2007AsBio...7...66R. 
  42. ↑ «Earth: A Borderline Planet for Life?». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2008. Ανακτήθηκε στις 4 Ιουνίου 2008. 
  43. ↑ Nave, C. R. «Magnetic Field of the Earth». HyperPhysics. Georgia State University. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  44. ↑ Ward & Brownlee 2000, σελ. 122–123
  45. ↑ Bortman, Henry (22 Ιουνίου 2005). «Elusive Earths». Astrobiology Magazine. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  46. ↑ Penn State University (2003-08-25). Planetary Tilt Not A Spoiler For Habitation. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2007-05-11. «Αρχειοθετημένο αντίγραφο». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 15 Οκτωβρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 2 Μαΐου 2015. CS1 maint: Unfit url (link)
  47. ↑ Lasker, J.; Joutel, F.; Robutel, P. (Ιούλιος 1993). «Stabilization of the earth's obliquity by the moon». Nature 361 (6413): 615–617. doi:10.1038/361615a0. Bibcode: 1993Natur.361..615L. 
  48. ↑ «Organic Molecule, Amino Acid-Like, Found In Constellation Sagittarius». ScienceDaily. 2008. Ανακτήθηκε στις 20 Δεκεμβρίου 2008. 
  49. ↑ Darling, David. «Elements, biological abundance». The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  50. ↑ «How did chemistry and oceans produce this?». The Electronic Universe Project. University of Oregon. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  51. ↑ «How did the Earth Get to Look Like This?». The Electronic Universe Project. University of Oregon. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Φεβρουαρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  52. ↑ «Understand the evolutionary mechanisms and environmental limits of life». Astrobiology: Roadmap. NASA. Σεπτέμβριος 2003. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 29 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 6 Αυγούστου 2007. 
  53. ↑ Hart, Stephen (17 Ιουνίου 2003). «Cave Dwellers: ET Might Lurk in Dark Places». Space.com. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Ιουνίου 2003. Ανακτήθηκε στις 6 Αυγούστου 2007. 
  54. ↑ Lindsay, J; Brasier, M (2006). «Impact Craters as biospheric microenvironments, Lawn Hill Structure, Northern Australia». Astrobiology 6 (2): 348–363. doi:10.1089/ast.2006.6.348. PMID 16689651. Bibcode: 2006AsBio...6..348L. 
  55. ↑ McKay, Christopher (Ιούνιος 2002). «Too Dry for Life: The Atacama Desert and Mars» (PDF). Ames Research Center. NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο (PDF) στις 6 Ιουνίου 2012. Ανακτήθηκε στις 26 Αυγούστου 2009. 
  56. ↑ Navarro-González, Rafael; McKay, Christopher P. (2003-11-07). «Mars-Like Soils in the Atacama Desert, Chile, and the Dry Limit of Microbial Life». Science 302 (5647): 1018–1021. doi:10.1126/science.1089143. PMID 14605363. Bibcode: 2003Sci...302.1018N. 
  57. ↑ Webster, Guy· Brown, Dwayne (22 Ιουλίου 2011). «NASA's Next Mars Rover To Land At Gale Crater». NASA JPL. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Μαΐου 2020. Ανακτήθηκε στις 22 Ιουλίου 2011. 
  58. ↑ Chow, Dennis (22 Ιουλίου 2011). «NASA's Next Mars Rover to Land at Huge Gale Crater». Space.com. Ανακτήθηκε στις 22 Ιουλίου 2011. 
  59. ↑ Amos, Jonathan (2011-07-22). «Mars rover aims for deep crater». BBC News. http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-14249524. Ανακτήθηκε στις 2011-07-22. 
  60. ↑ Schuerger, Andrew C.; Golden, D. C.; Ming, Doug W. (2012-07-20). «Biotoxicity of Mars soils:1. Dry deposition of analog soils on microbial colonies and survival under Martian conditions» (PDF). Elsevier -Planetary and Space Science. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2013-04-09. https://web.archive.org/web/20130409142818/http://plantpath.ifas.ufl.edu/faculty/statewide/schuerger/Schuerger_2012_PSS-3371.pdf. Ανακτήθηκε στις 2013-06-06. 
  61. ↑ 61,0 61,1 Beaty, David W.; et al. (2006-07-14), «MEPAG SR-SAG (2006) Unpublished white paper», στο: the Mars Exploration Program Analysis Group (MEPAG), επιμ., Findings of the Mars Special Regions Science Analysis Group, Jet Propulsion Laboratory - NASA, σελ. 17, http://mepag.jpl.nasa.gov/reports/MEPAG_SR-SAG_final1.pdf, ανακτήθηκε στις 2013-06-06 
  62. ↑ Cockell, Charles S.; Balme, Matt; Bridges, John C.; Davila, Alfsonso; Schwenzer, Susanne P. (Ιανουάριος 2012). «Uninhabited habitats on Mars» (PDF). Icarus 217: 184–193. doi:10.1016/j.icarus.2011.10.025. Bibcode: 2012Icar..217..184C. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2015-02-25. https://web.archive.org/web/20150225033729/http://eps.mcgill.ca/~courses/c666/Module_3/Cockell%20et%20al.,%202011.pdf. Ανακτήθηκε στις 2015-05-26. 
  63. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006-01-30). Most Milky Way Stars Are Single. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2007-06-05.
  64. ↑ «Stars and Habitable Planets». www.solstation.com. Sol Company. Ανακτήθηκε στις 5 Ιουνίου 2007. 
  65. ↑ Boss, Alan (Ιανουάριος 2006). «Planetary Systems can from around Binary Stars (Press release)». Carnegie Institution. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 15 Μαΐου 2011. Ανακτήθηκε στις 5 Ιουνίου 2007. 
  66. ↑ (Ελληνικά) Καφαντάρης, Τάσος (9 Φεβρουαρίου 2014). «Η Άλλη Γη, στο Α του Κενταύρου». Το Βήμα. Ανακτήθηκε στις 26 Μαΐου 2015. 
  67. ↑ Wiegert, Paul A.; Holman, Matt J. (Απρίλιος 1997). «The stability of planets in the Alpha Centauri system». The Astronomical Journal 113 (4): 1445–1450. doi:10.1086/118360. Bibcode: 1997AJ....113.1445W. 
  68. ↑ «Habitable zones of stars». NASA Specialized Center of Research and Training in Exobiology. University of Southern California, San Diego. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Νοεμβρίου 2000. Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2007. 
  69. ↑ Joshi, M. M.; Haberle, R. M.; Reynolds, R. T. (Οκτώβριος 1997). «Simulations of the Atmospheres of Synchronously Rotating Terrestrial Planets Orbiting M Dwarfs: Conditions for Atmospheric Collapse and the Implications for Habitability» (PDF). Icarus 129 (2): 450–465. doi:10.1006/icar.1997.5793. Bibcode: 1997Icar..129..450J. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-08-14. https://web.archive.org/web/20110814012947/http://crack.seismo.unr.edu/ftp/pub/gillett/joshi.pdf. Ανακτήθηκε στις 2015-05-02. 
  70. ↑ Heath, Martin J.; Doyle, Laurance R.; Joshi, Manoj M.; Haberle, Robert M. (1999). «Habitability of Planets Around Red Dwarf Stars» (PDF). Origins of Life and Evolution of the Biosphere 29 (4): 405–424. doi:10.1023/A:1006596718708. PMID 10472629. http://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring02/scalo/heath.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-08-11. 
  71. ↑ Croswell, Ken (27 Ιανουαρίου 2001). «Red, willing and able» (Full reprint). New Scientist. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  72. ↑ Cain, Fraser· Gay, Pamela (2007). «AstronomyCast episode 40: American Astronomical Society Meeting, May 2007». Universe Today. Ανακτήθηκε στις 17 Ιουνίου 2007. 
  73. ↑ University of Washington (2003-01-13). 'The end of the world' has already begun, UW scientists say. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2018-01-27.
  74. ↑ Li, King-Fai; Pahlevan, Kaveh; Kirschvink, Joseph L.; Yung, Yuk L. (2009). «Atmospheric pressure as a natural climate regulator for a terrestrial planet with a biosphere». Proceedings of the National Academy of Sciences 106 (24): 9576–9579. doi:10.1073/pnas.0809436106. PMID 19487662. PMC 2701016. Bibcode: 2009PNAS..106.9576L. http://www.gps.caltech.edu/~kfl/paper/Li_PNAS2009.pdf. Ανακτήθηκε στις 2009-07-19. 
  75. ↑ «M Dwarfs: The Search for Life is On, Interview with Todd Henry». Astrobiology Magazine. 29 Αυγούστου 2005. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  76. ↑ Cain, Fraser. «Red Dwarf Stars». Universe Today. Ανακτήθηκε στις 16 Δεκεμβρίου 2011. 
  77. ↑ Kashi, Amit; Soker, Noam (2011). «The outcome of the protoplanetary disk of very massive stars, January 2011». New Astronomy 16: 27–32. doi:10.1016/j.newast.2010.06.003. Bibcode: 2011NewA...16...27K. 
  78. ↑ Mullen, Leslie (18 Μαΐου 2001). «Galactic Habitable Zones». Astrobiology Magazine. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  79. ↑ Ward & Brownlee 2000, σελ. 26–29
  80. ↑ Dorminey, Bruce (Ιούλιος 2005). «Dark Threat». Astronomy Magazine 33: 40–45. Bibcode: 2005Ast....33g..40D. 
  81. ↑ Drake, Frank (1973). «Life on a Neutron Star». Astronomy 1 (5): 5. https://archive.org/details/sim_astronomy_1973-12_1_5/page/n4. 
  82. ↑ Darling, David. «Neutron star, life on». The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Ανακτήθηκε στις 5 Σεπτεμβρίου 2009. 
  83. ↑ Sagan, C.; Salpeter, E. E. (1976). «Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere». The Astrophysical Journal Supplement Series 32: 737. doi:10.1086/190414. Bibcode: 1976ApJS...32..737S. 
  84. ↑ Darling, David. «Jupiter, life on». The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 6 Αυγούστου 2007. 
  85. ↑ Bortman, Henry (29 Σεπτεμβρίου 2004). «Coming Soon: "Good" Jupiters». Astrobiology Magazine. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  86. ↑ Horner, Jonathan; Jones, Barrie (Δεκέμβριος 2010). «Jupiter - Friend or Foe? An answer». Astronomy and Geophysics 51 (6): 16–22. doi:10.1111/j.1468-4004.2010.51616.x. Bibcode: 2010A&G....51f..16H. 
  87. ↑ Horner, Jonathan; Jones, B. W. (Οκτώβριος 2008). «Jupiter - Friend or Foe? I: The Asteroids». International Journal of Astrobiology 7 (3–4): 251–261. doi:10.1017/S1473550408004187. Bibcode: 2008IJAsB...7..251H. 
  88. ↑ Horner, Jonathan; Jones, B. W. (Απρίλιος 2009). «Jupiter - friend or foe? II: the Centaurs». International Journal of Astrobiology 8 (2): 75–80. doi:10.1017/S1473550408004357. Bibcode: 2009IJAsB...8...75H. 
  89. ↑ Horner, Jonathan; Jones, B. W.; Chambers, J. (Ιανουάριος 2010). «Jupiter - friend or foe? III: the Oort cloud comets». International Journal of Astrobiology 9 (1): 1–10. doi:10.1017/S1473550409990346. Bibcode: 2010IJAsB...9....1H. 
  90. ↑ Lunine, Jonathan I. (2001-01-30). «The occurrence of Jovian planets and the habitability of planetary systems». Proceedings of the National Academy of Sciences 98 (3): 809–814. doi:10.1073/pnas.98.3.809. PMID 11158551. Bibcode: 2001PNAS...98..809L. 
  91. ↑ Porter, Simon B.; Grundy, William M. (Ιούλιος 2011), «Post-capture Evolution of Potentially Habitable Exomoons», The Astrophysical Journal Letters 736 (1): L14, doi:10.1088/2041-8205/736/1/L14 
  92. ↑ (Ελληνικά) Λαΐνας, Θοδωρής (29 Ιανουαρίου 2015). «Μπορεί ο Ποσειδώνας να γίνει κατοικήσιμος;». Το Βήμα. Ανακτήθηκε στις 26 Μαΐου 2015. 
  93. ↑ «The Living Worlds Hypothesis». Astrobiology Magazine. 22 Σεπτεμβρίου 2005. Ανακτήθηκε στις 6 Αυγούστου 2007. 

Βιβλιογραφία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αγγλόγλωσση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Πλανητική_κατοικησιμότητα&oldid=10698709"