Βικιπαίδεια

Κατοικησιμότητα στα πλανητικά συστήματα των ερυθρών νάνων

Η κατοικησιμότητα των πλανητικών συστημάτων των ερυθρών νάνων εξαρτάται από έναν μεγάλο αριθμό παραγόντων που σχετίζονται με διάφορες αίτιες. Αν και η χαμηλή αστρική ακτινοβολία και θερμική ροή, η υψηλή πιθανότητα παλιρροϊκού κλειδώματος, οι μικρές κατοικήσιμες ζώνες και η υψηλή μεταβλητότητα των αστέρων που αντιμετωπίζουν οι πλανήτες των ερυθρών νάνων είναι εμπόδια για την πλανητική κατοικησιμότητα, το μεγάλο πλήθος και η μακροζωία τους είναι θετικοί παράγοντες. Ο προσδιορισμός του τρόπου με τον οποίο οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ αυτών των παραγόντων επηρεάζουν την κατοικησιμότητα μπορεί να βοηθήσει στην αποκάλυψη της συχνότητας της εξωγήινης ζωής και της νοημοσύνης.

Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός πλανήτη σε τροχιά γύρω από έναν ερυθρό νάνο.
Καλλιτεχνική απεικόνιση συστήματος τριών πλανητών ενός ερυθρού νάνου αστέρα.

Η έντονη παλιρροϊκή θέρμανση που προκαλείται από την εγγύτητα των πλανητών που φιλοξενούν οι ερυθροί νάνοι είναι ένα μεγάλο εμπόδιο στην ανάπτυξη ζωής σε αυτά τα συστήματα.[1][2] Άλλες παλιρροϊκές επιδράσεις, όπως οι ακραίες διαφορές θερμοκρασίας που δημιουργούνται όταν η μία πλευρά των πλανητών αυτών είναι μόνιμα εκτεθειμένη στο άστρο και η άλλη διαρκώς στο σκοτάδι και η έλλειψη αξονικών κλίσεων,[3] μειώνουν την πιθανότητα ζωής γύρω από ερυθρούς νάνους. Μη παλιρροϊκοί παράγοντες όπως η ακραία αστρική μεταβλητότητα, η έντονη υπέρυθρη ακτινοβολία και οι μικρές κατοικήσιμες ζώνες λόγω παραγωγής χαμηλού φωτός, μπορούν να μειώσουν περαιτέρω τις προοπτικές για τη ζωή στα συστήματα των ερυθρών νάνων.

Υπάρχουν, ωστόσο, διάφορες επιδράσεις που αυξάνουν την πιθανότητα ζωής στους πλανήτες των ερυθρών νάνων. Ο έντονος σχηματισμός νεφών στον πλανήτη που αντιμετωπίζει η πλευρά του παλιρροϊκά κλειδωμένου πλανήτη προς το άστρο, μπορεί να μειώσει τη συνολική θερμική ροή και τη διαφορά στη θερμοκρασία ισορροπίας μεταξύ των δύο πλευρών του πλανήτη.[4] Επιπλέον, ο μεγάλος αριθμός των ερυθρών νάνων, οι οποίοι αντιπροσωπεύουν περίπου το 85% των άστρων,[5] για παράδειγμα υπάρχουν τουλάχιστον 100 δισεκατομμύρια αστέρια στον Γαλαξία μας,[6] στατιστικά αυξάνει την πιθανότητα να υπάρχουν κατοικήσιμοι πλανήτες σε τροχιά γύρω από αυτά. Από το 2013 υπάρχει η εκτίμηση ότι υπάρχουν δεκάδες δισεκατομμύρια υπεργαίες πλανήτες στις κατοικήσιμες ζώνες των ερυθρών νάνων στον γαλαξία μας.[7]

Χαρακτηριστικά των ερυθρών νάνων

Επεξεργασία
Κύριο λήμμα: Ερυθρός νάνος

Οι ερυθροί νάνοι[8] είναι τα μικρότερα, ψυχρότερα και, στατιστικώς, τα πιο συνηθισμένα αστέρια στο Σύμπαν. Οι εκτιμήσεις της αφθονίας τους κυμαίνονται από 70% των άστρων στους σπειροειδείς γαλαξίες και σε περισσότερο από 90% στους ελλειπτικούς γαλαξίες.[9][10] Στον Γαλαξία μας, η συχνότητά τους εκτιμάται στο 73% (γνωστό από τη δεκαετία του 1990 όταν ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις έδειξαν ότι είναι ραβδωτός σπειροειδής).[11] Οι ερυθροί νάνοι είναι φασματικού τύπου  K ή M.[12] Δεδομένης της χαμηλής ενεργειακής παραγωγής τους, οι ερυθροί νάνοι δεν είναι ποτέ ορατοί με γυμνό μάτι από τη Γη, ούτε ο πιο κοντινός ερυθρός νάνος στον Ήλιο (ως σύστημα αστέρων), o Εγγύτατος του Κενταύρου, ούτε το πιο κοντινό μεμονωμένο άστρο του Μπάρναρντ είναι ορατά.

Έρευνα

Επεξεργασία

Φωτεινότητα και φασματική σύνθεση

Επεξεργασία
 
Σχετικά μεγέθη αστέρων και θερμοκρασίες. Κάθε πλανήτης γύρω από έναν ερυθρό νάνο, όπως ο εικονιζόμενος (Gliese 229 A), θα πρέπει να βρίσκεται κοντά για να επιτύχει γήινες θερμοκρασίες, προκαλώντας παλιρροϊκό κλείδωμα. Credit: MPIA/V. Joergens.

Για χρόνια, οι αστρονόμοι απέκλειαν τους ερυθρούς νάνους, με μάζες που κυμαίνονταν από 0,08 μέχρι 0,45 ηλιακές μάζες, ως πιθανούς υποψήφιους για ζωή. Οι χαμηλές μάζες τους, έκαναν τις αντιδράσεις της πυρηνικής σύντηξης υπερβολικά αργές, δίνοντάς τους φωτεινότητες που κυμαίνονται από ένα μέγιστο στο 3 τοις εκατό του Ήλιου σε ένα ελάχιστο μόνο 0,01 τοις εκατό.[13] Κατά συνέπεια, κάθε πλανήτης σε τροχιά γύρω από έναν ερυθρό νάνο, θα πρέπει να έχει χαμηλό ημιμεγάλο άξονα, προκειμένου να διατηρεί μία θερμοκρασία παραπλήσια με αυτή στην επιφάνεια της Γης, από 0,3 αστρονομικές μονάδες (AU) για ένα σχετικά φωτεινό ερυθρό νάνο όπως ο Lacaille 8760 μέχρι 0,032 AU για ένα μικρότερο αστέρι, όπως ο Εγγύτατος του Κενταύρου, το κοντινότερο αστέρι στο Ηλιακό Σύστημα.[14] Ένας τέτοιος κόσμος θα έχει έτος που διαρκεί μόνο έξι ημέρες.[15][16]

Μεγάλο μέρος από τη χαμηλή φωτεινότητα ενός ερυθρού νάνου αντιστοιχεί στο υπέρυθρο μέρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, με χαμηλότερη ενέργεια από το ορατό φως, στο οποίο είναι οι κορυφές του Ήλιου. Ως αποτέλεσμα, η φωτοσύνθεση σε ένα ερυθρό νάνο πλανήτη θα απαιτούσε επιπλέον φωτόνια για την επίτευξη διέγερσης σε σύγκριση με αυτά που απαιτούνται στη Γη, λόγω του χαμηλότερου μέσου επίπεδου ενέργειας της υπέρυθρης ακτινοβολίας σε σύγκριση με την ορατή.[17] Έχοντας να προσαρμοστεί σε ένα πολύ ευρύτερο φάσμα συχνοτήτων για να κερδίσει τη μέγιστη ποσότητα ενέργειας, το φύλλωμα σε ένα κατοικήσιμο πλανήτη ερυθρού νάνου θα φαίνεται μάλλον μαύρο αν παρατηρηθεί σε ορατό φως.[17]

Επιπλέον, επειδή το νερό απορροφά έντονα το κόκκινο και υπέρυθρο φως, θα είναι διαθέσιμη λιγότερη ενέργεια  για την υδρόβια ζωή στους πλανήτες των ερυθρών νάνων.[18] Ωστόσο, ένα παρόμοιο αποτέλεσμα στην απορρόφηση ακτινοβολίας από τον πάγο θα αυξήσει τη θερμοκρασία σε σχέση με αυτή από ένα άστρο σαν τον Ήλιο, επεκτείνοντας έτσι την κατοικήσιμη ζώνη των ερυθρών νάνων προς τα έξω.[19]

Ένα άλλο γεγονός που αναστέλλει την κατοικισιμότητα είναι η εξέλιξη των ερυθρών νάνων. Τα άστρα αυτού του τύπου έχουν μια εκτεταμένη προ-κύρια ακολουθία φάσης που διαρκεί ένα δισεκατομμύριο χρόνια στην οποία το νερό δεν μπορεί να βρίσκεται σε υγρή φάση αλλά μόνο σε αέρια. Έτσι, οι χερσαίοι πλανήτες στις πραγματικά κατοικήσιμες ζώνες, εάν εφοδιαστούν με άφθονα επιφανειακά ύδατα κατά τον σχηματισμό τους, θα μπορούσαν να υποστούν ένα ανεξέλεγκτο φαινόμενο του θερμοκηπίου για αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια.

Κατά τη διάρκεια μιας τόσο πρώιμης φάσης διαφυγής, η φωτόλυση υδρατμών θα επέτρεπε τη διαφυγή υδρογόνου στο διάστημα και την απώλεια νερού αρκετών ωκεανών Γης, αφήνοντας μια ιδιαίτερα πυκνή ατμόσφαιρα αβιοτικού οξυγόνου.[20]

Παλιρροϊκές επιδράσεις

Επεξεργασία
 
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 ένας 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.

Στις κοντινές τροχιακές αποστάσεις των πλανητών γύρω από τους ερυθρούς νάνους θα έπρεπε να διατηρείται υγρό νερό στην επιφάνειά τους, ωστόσο το παλιρροϊκό κλείδωμα σε τόσο κοντινή απόσταση είναι πιθανό, κάνοντας τον πλανήτη να περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του μία φορά για κάθε περιστροφή γύρω από το άστρο. Ως εκ τούτου η μία πλευρά του πλανήτη «βλέπει» πάντα το αστέρι και η άλλη είναι πάντα κρυμμένη και σε αιώνια νύχτα, δημιουργώντας ακραίες θερμοκρασίες και στα δύο ημισφαίρια. Για πολλά χρόνια, θεωρούνταν ότι η ζωή στην επιφάνεια αυτών των πλανητών θα πρέπει να περιορίζεται στον ενδιάμεσο δακτύλιο, γνωστός και ως περιοχή terminator, όπου το αστέρι από την επιφάνεια του πλανήτη θα εμφανίζεται πάντα λίγο πιο πάνω από τον ορίζοντα.

Υπήρχε επίσης η πεποίθηση ότι η αποτελεσματική μεταφορά θερμότητας μεταξύ των πλευρών του πλανήτη απαιτεί ατμοσφαιρική κυκλοφορία σε μια ατμόσφαιρα τόσο πυκνή ώστε να μην επιτρέπεται η φωτοσύνθεση. Λόγω διαφοράς στην πρόσληψη θερμότητας, προβλήθηκε το επιχείρημα ότι ο παλιρροϊκά κλειδωμένος πλανήτης θα αντιμετωπίζει σφοδρούς ανέμους με μόνιμες καταρρακτώδεις βροχές στο σημείο ακριβώς που «βλέπει» το μητρικό άστρο.[21] Κατά τη γνώμη ενός συγγραφέα αυτό καθιστά την περίπλοκη ζωή απίθανη.[22] Η ζωή των φυτών θα έπρεπε να προσαρμοστεί στις συνεχείς θύελλες, για παράδειγμα να αγκιστρώνονται με ασφάλεια στο έδαφος και να διαθέτουν πολύ εύκαμπτα φύλλα ώστε να μην σπάνε. Τα ζώα θα βασίζονταν κυρίως στην υπέρυθρη όραση, καθώς η επικοινωνία με ήχους ή μυρωδιές θα ήταν δύσκολη λόγω του θορύβου από τις θύελλες. Η υποβρύχια ζωή, ωστόσο, θα προστατευόταν από σφοδρούς ανέμους και εκλάμψεις αστέρων, και ενδεχομένως να άνθιζε μαύρο φυτοπλαγκτόν και φύκια τα οποία θα μπορούσαν να υποστηρίξουν τη θαλάσσια ζωή.[23]

Σε αντίθεση με την προηγούμενη ζοφερή εικόνα για την πιθανότητα ζωής, μελέτες από το 1997 από τους Robert Haberle και Manoj Joshi του Ερευνητικού Κέντρου Ames της NASA στην Καλιφόρνια έχουν δείξει ότι η ατμόσφαιρα ενός πλανήτη (με την προϋπόθεση ότι περιλαμβάνονται αέρια θερμοκηπίου CO2 και H2O), αρκεί να έχει πίεση 100 millibar, ή το 10% της ατμόσφαιρας της Γης, ώστε η θερμότητα του αστέρα να μεταφερθεί στη σκοτεινή πλευρά, μια εικόνα μέσα στα όρια της φωτοσύνθεσης.[24] Δύο χρόνια αργότερα μία έρευνα από τον Martin Heath του Greenwich community College έχει δείξει ότι το θαλάσσιο νερό, επίσης, θα μπορούσε αποτελεσματικά να κυκλοφορεί χωρίς να παγώσει εντελώς, αν οι λεκάνες απορροής των ωκεανών  ήταν αρκετά βαθιά ώστε να επιτρέπουν την ελεύθερη ροή κάτω από τη νυχτερινή πλευρά του πάγου. Επιπλέον, μελέτη του 2010 κατέληξε στο συμπέρασμα ότι ωκεανοί πλανητών που μοιάζουν με της Γης στους παλιρροϊκά κλειδωμένους πλανήτες έχουν θερμοκρασίες πάνω από −33 °C (240 K) στη σκοτεινή τους πλευρά.[25] Τα κλιματικά μοντέλα που κατασκευάστηκαν το 2013 δείχνουν ότι ο σχηματισμός νεφών σε παλιρροϊκά κλειδωμένους πλανήτες θα ελαχιστοποιεί τη διαφορά θερμοκρασίας ανάμεσα στις πλευρές της ημέρας και της νύχτας, βελτιώνοντας σημαντικά τις προοπτικές κατοικοισημότητας των πλανητών των ερυθρών νάνων. Περαιτέρω έρευνα, καθώς και μια εκτίμηση του ποσού από τη φωτοσυνθετικά ενεργή ακτινοβολία, έχει προτείνει ότι οι παλιρροϊκά κλειδωμένοι πλανήτες θα μπορούσαν να είναι κατοικήσιμοι τουλάχιστον για τα ανώτερα φυτά.[26]

Η ύπαρξη μόνιμης πλευράς ημέρας και νύχτας δεν είναι η μόνη πιθανή ακαταλληλότητα για τη ζωή πάνω στους ερυθρούς νάνους. Η παλιρροϊκή θέρμανση που αντιμετωπίζουν οι πλανήτες στην κατοικήσιμη ζώνη των ερυθρών νάνων με μάζα μικρότερη 30% της μάζας του Ήλιου μπορεί να τους «ψήσει» και να γίνουν όπως η Αφροδίτη.[1] Σε συνδυασμό με τα άλλα εμπόδια για την κατοικησιμότητα,[3] αυτό μπορεί να κάνει την πιθανότητα να φιλοξενείται η ζωή σε ερυθρούς νάνους πολύ χαμηλή, σε σύγκριση με άλλους τύπους αστέρων.[2] Μπορεί να μην επαρκεί ούτε η ποσότητα νερού για κατοικήσιμους πλανήτες γύρω από κόκκινους νάνους,[27] καθώς το λίγο νερό που βρέθηκε σε αυτούς τους πλανήτες, (κυρίως στο μέγεθος της Γης), μπορεί να βρίσκεται στη σκοτεινή πλευρά του πλανήτη. Σε αντίθεση με τις προβλέψεις παλαιότερων μελετών για τις δυσμενείς επιπτώσεις των παλιρροϊκά κλειδωμένων πλανητών, αυτό το «παγιδευμένο νερό» μπορεί να βοηθήσει να ξεπεραστεί το αυτοτροφοδοτούμενο φαινόμενο του θερμοκηπίου και να βελτιώσει τις συνθήκες διαβίωσης των συστημάτων των ερυθρών νάνων.[28]

Από την άλλη, οι δορυφόροι των πλανητών των ερυθρών νάνων μέσα στην κατοικήσιμη ζώνη θα μπορούσαν να ξεπεράσουν αυτό το πρόβλημα, δεδομένου ότι είναι παλιρροϊκά κλειδωμένοι στον πλανήτη τους και όχι στο άστρο τους, έχοντας έτσι ένα κύκλο ημέρας-νύχτας. Η ίδια αρχή θα εφαρμόζεται σε διπλούς πλανήτες, που είναι πιθανό να είναι παλιρροϊκά κλειδωμένοι ο ένας στον άλλο.

Σημειωτέον, ωστόσο, ότι το πόσο γρήγορα εμφανίζεται το παλιρροϊκό κλείδωμα μπορεί να εξαρτάται από τους ωκεανούς και την ατμόσφαιρα των πλανητών, και μπορεί να σημαίνει ότι το παλιρροϊκό κλείδωμα αποτυγχάνει να συμβεί ακόμη και μετά από πολλά δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον το παλιρροϊκό κλείδωμα δεν είναι η μόνη δυνατή κατάληξη. Ο Ερμής, για παράδειγμα, είχε αρκετό χρόνο να κλειδώσει, αλλά τελικά κατέληξε σε τροχιακό συντονισμό 3:2.[29]

Μεταβλητότητα

Επεξεργασία

Οι ερυθροί νάνοι είναι πιο μεταβλητοί και βίαιοι από τα σταθερά, μεγαλύτερα ξαδέρφια τους. Συχνά καλύπτονται από κηλίδες που μπορούν να εξασθενήσουν το εκπεμπόμενο φως μέχρι και 40% για μήνες κάθε φορά. Στη Γη, η ζωή έχει προσαρμοστεί με πολλούς τρόπους στη μείωση των θερμοκρασιών του χειμώνα. Η ζωή θα μπορούσε να επιβιώσει με τη χειμερία νάρκη και με την κατάδυση σε βαθιά νερά, όπου οι θερμοκρασίες θα μπορούσαν να είναι πιο σταθερές. Οι ωκεανοί θα μπορούσαν να παγώσουν κατά τη διάρκεια ακραίων ψυχρών περιόδων. Αφού τελειώσει το κρύο, η λευκαύγεια του πλανήτη θα είναι υψηλότερη, προκαλώντας την ανάκλαση του φωτός από τον κόκκινο νάνο, με αποτέλεσμα να μειωθούν οι πλανητικές θερμοκρασίες.

Άλλες φορές οι ερυθροί νάνοι εκπέμπουν γιγάντιες εκλάμψεις που μπορούν να διπλασιάσουν τη φωτεινότητα τους μέσα σε λίγα λεπτά.[30] Πράγματι, καθώς όλο και περισσότεροι κόκκινοι νάνοι έχουν ελεγχθεί για μεταβλητότητα, οι περισσότεροι από αυτούς έχουν ταξινομηθεί σε κάποιο βαθμό ως αστέρες εκλάμψεων. Η μεταβολή στη φωτεινότητα θα μπορούσε να είναι πολύ επιζήμια για τη ζωή. Οι αστέρες εκλάμψεων θα μπορούσαν να παράγουν, επίσης, χειμάρρους από φορτισμένα σωματίδια που θα μπορούσαν να απαλείψουν μεγάλο τμήμα της ατμόσφαιρας του πλανήτη.[31] Οι επιστήμονες που υποστηρίζουν την υπόθεση της σπάνιας γαίας αμφιβάλλουν για το αν οι ερυθροί νάνοι θα μπορούσαν να υποστηρίξουν τη ζωή εν μέσω εκλάμψεων. Το παλιρροϊκό κλείδωμα θα μπορούσε πιθανότατα να οδηγήσει σε μία σχετικά χαμηλή πλανητική μαγνητική ροπή. Οι ενεργοί ερυθροί νάνοι που παρουσιάζουν στεμματικές  εκπομπές μάζας θα παρουσίαζαν έντονη διάβρωση στην ατμόσφαιρα τους και ενδεχομένως θα άφηναν τον πλανήτη ακατοίκητο.[32][33][34][35] Η ατμοσφαιρική διάβρωση ακόμη  θα μπορούσε να προκαλέσει την εξάντληση του νερού των ωκεανών.[36] Ωστόσο, προτείνεται ότι, αν ο πλανήτης διέθετε μαγνητικό πεδίο, θα εξέτρεπε τα σωματίδια από την ατμόσφαιρα (ακόμη και η αργή περιστροφή του παλιρροϊκά κλειδωμένου πλανήτη σε ένα άστρο τύπου M, γυρίζει μια φορά για κάθε φορά που περιφέρεται γύρω από το άστρο, θα είναι αρκετή για να δημιουργήσει ένα μαγνητικό πεδίο, όσο μέρος του πλανήτη στο εσωτερικό παραμένει λιωμένο).[36] Αλλά τα μαθηματικά μοντέλα καταλήγουν στο συμπέρασμα ότι,[37][38] ακόμη και κάτω από τα υψηλότερα μαγνητικά πεδία οι εξωπλανήτες με μάζα παρόμοια της Γης χάνουν ένα σημαντικό μέρος της ατμόσφαιρας τους από τη διάβρωση των exobase ατμόσφαιρα, από τις εκρήξεις των στεμματικών εκπομπών  και την εκπομπή εξαιρετικά υπεριωδών ακτίνων (XUV) (ακόμα και πλανήτες σαν τη Γη σε απόσταση κοντινότερη των 0,8 AU πιθανόν να χάσουν τις ατμόσφαιρες τους).

Ωστόσο, η βίαιη περίοδος εκλάμψεων της ζωής ενός ερυθρού νάνου υπολογίζεται ότι διαρκεί μόλις το πρώτο 1,2 δισεκατομμύρια χρόνια της ύπαρξής του. Αν ένας πλανήτης σχηματιστεί μακριά από τον ερυθρό νάνο, ώστε να αποφευχθεί το παλιρροϊκό κλείδωμα, και στη συνέχεια μεταναστεύει στην κατοικήσιμη ζώνη, μετά από αυτή την ταραχώδη αρχική περίοδο, είναι δυνατό για τη ζωή να έχει μια ευκαιρία για ανάπτυξη.[39]

Ένας άλλος τρόπος ώστε να προστατευτεί η ζωή από την ακτινοβολία, είναι η αρχική ανάπτυξή της στους ωκεανούς (με δεδομένο ότι αυτοί υπάρχουν και δεν έχουν εξατμιστεί) την περίοδο των έντονων εκλάμψεων του μητρικού άστρου.[17]

Αφθονία

Επεξεργασία

Το σημαντικό πλεονέκτημα που έχουν οι κόκκινοι νάνοι από άλλα αστέρια, για τη ζωή είναι πως παράγουν φωτεινή ενέργεια για πολύ καιρό. Χρειάστηκαν συνολικά 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια και 500 εκ. χρόνια οι κατάλληλες συνθήκες, για να εμφανιστεί ο άνθρωπος στη Γη.[40] Οι κόκκινοι νάνοι, αντίθετα, θα μπορούσαν να υπάρχουν για τρισεκατομμύρια χρόνια, επειδή οι πυρηνικές αντιδράσεις τους είναι πολύ πιο αργές από τα μεγαλύτερα αστέρια, που σημαίνει ότι η ζωή θα έχει περισσότερο χρόνο για να εξελιχθεί και πλέον να επιβιώσει.  Η πρώτη υπεργαία με μάζα 3 έως 4 φορές εκείνη της Γης που βρέθηκε στη δυνητικά κατοικήσιμη ζώνη του άστρου του, είναι ο Gliese 581g, με μητρικό άστρο τον ερυθρό νάνο Γκλίζε 581. Ο πλανήτης αυτός, αν και παλιρροϊκά κλειδωμένος, πιθανολογείται ότι μπορεί να διαθέτει υγρό νερό.[41] Δεδομένου ότι πιστεύεται πως υπάρχει εδώ και 7 δισεκατομμύρια χρόνια και έχει αρκετά μεγάλη μάζα πιθανότατα υποστηρίζει και ατμόσφαιρα.

Μια άλλη δυνατότητα θα μπορούσε να προκύψει στο μακρινό μέλλον, όταν σύμφωνα με προσομοιώσεις σε υπολογιστή, ένας ερυθρός νάνος γίνεται μπλε νάνος, όταν εξαντλεί τα αποθέματα υδρογόνου. Επειδή αυτό το είδος αστέρα είναι πιο φωτεινό από έναν ερυθρό νάνο, οι πλανήτες σε τροχιά γύρω του που είχαν παγώσει θα μπορούσαν να αποψυχθούν μετά από αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτό το εξελικτικό στάδιο διαρκεί (5 δισεκατομμύρια χρόνια, για παράδειγμα, για έναν αστέρα με μάζα 0,16 ηλιακές μάζες, δίνοντας στη ζωή μια ευκαιρία για να εμφανιστεί και να εξελιχθεί.[42]

Κατακράτηση νερού

Επεξεργασία

Οι πλανήτες μπορούν να διατηρήσουν σημαντικές ποσότητες νερού, στις κατοικήσιμες ζώνες των υπέρψυχρων νάνων, που έχουν μάζα 0,04-0,06 M⊙ ηλιακές μάζες, παρά τη φωτόλυση του νερού και τη διαφυγή του υδρογόνου λόγω της υπεριώδους ακτινοβολίας.[43]

Οι υδάτινοι κόσμοι των εξωλανητών σε τροχιά γύρω από ερυθρούς νάνους τύπου Μ, μπορεί να εξαντληθούν σε δισεκατομμύρια χρόνια, λόγω της πιο έντονης ακτινοβολίας και ροής σωματιδίων που αντιμετωπίζουν κοντά σε κατοικήσιμες ζώνες. Αν η ατμόσφαιρα εξαντληθεί σε μικρότερο χρονικό διάστημα από δισεκατομμύρια χρόνια, θα ήταν ανασταλτικός παράγοντας για την εκκίνηση της ζωής (αβιογένεση) στον πλανήτη.[44]

Η συχνότητα των πλανητών μεγέθους Γης γύρω από υπέρψυχρους νάνους

Επεξεργασία
 
Το πλανητικό σύστημα του TRAPPIST-1. (καλλιτεχνική απεικόνιση)

Μια μελέτη των αρχειακών δεδομένων του Spitzer, μας δίνει μία πρώτη ιδέα και εκτίμηση για το πόσο συχνό είναι να βρίσκονται πλανήτες μεγέθους Γης γύρω από υπέρψυχρους νάνους: 30-45%.[45] Μια προσομοίωση σε υπολογιστή βρίσκει ότι οι πλανήτες που σχηματίζονται γύρω από αστέρια με παρόμοια μάζα του TRAPPIST-1 (c. 0,08 M⊙) είναι πιο πιθανό να έχουν μεγέθη παρόμοια με τη Γη.[46]

Δείτε επίσης

Επεξεργασία

Παραπομπές

Επεξεργασία
  1. ↑ 1,0 1,1 Barnes, Rory; Mullins, Kristina; Goldblatt, Colin; Meadows, Victoria S.; Kasting, James F.; Heller, René (March 2013). «Tidal Venuses: Triggering a Climate Catastrophe via Tidal Heating». Astrobiology 13 (3): 225–250. doi:10.1089/ast.2012.0851. PMID 23537135. Bibcode: 2013AsBio..13..225B. 
  2. ↑ 2,0 2,1 «"Tidal Venuses" May Have Been Wrung Out To Dry». Universetoday.com. 28 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 19 Ιανουαρίου 2013. 
  3. ↑ 3,0 3,1 «Life might not be possible around red dwarf stars». Io9.com. 16 Ιανουαρίου 2012. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 3 Οκτωβρίου 2015. Ανακτήθηκε στις 19 Ιανουαρίου 2013. 
  4. ↑ Yang, J.; Cowan, N. B.; Abbot, D. S. (2013). «Stabilizing Cloud Feedback Dramatically Expands the Habitable Zone of Tidally Locked Planets». The Astrophysical Journal 771 (2): L45. doi:10.1088/2041-8205/771/2/L45. Bibcode: 2013ApJ...771L..45Y. 
  5. ↑ Than, Ker (2006-01-30). «Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single». Space.com. TechMediaNetwork. http://www.space.com/1995-astronomers-wrong-stars-single.html. Ανακτήθηκε στις 2013-07-04. 
  6. ↑ Staff (2 Ιανουαρίου 2013). «100 Billion Alien Planets Fill Our Milky Way Galaxy: Study». Space.com. Ανακτήθηκε στις 3 Ιανουαρίου 2013. 
  7. ↑ Paul Gilster (29 Μαρτίου 2012). «ESO: Habitable Red Dwarf Planets Abundant». Centauri-dreams.org. Ανακτήθηκε στις 19 Ιανουαρίου 2013. 
  8. ↑ Ο όρος νάνος (dwarf) εδώ αναφέρεται σε όλα τα άστρα μικρών διαστάσεων της Κύριας ακολουθίας.
  9. ↑ van Dokkum, Pieter G.; Conroy, Charlie (1 December 2010). «A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies». Nature 468 (7326): 940–942. doi:10.1038/nature09578. PMID 21124316. Bibcode: 2010Natur.468..940V. 
  10. ↑ Yale University (1 Δεκεμβρίου 2010). «Discovery Triples Number of Stars in Universe». ScienceDaily. Ανακτήθηκε στις 17 Δεκεμβρίου 2010. 
  11. ↑ Dole, Stephen H. Habitable Planets for Man 1965 Rand Corporation report, published in book form--A figure of 73% is given for the percentage of red dwarfs in the Milky Way.
  12. ↑ the term is sometimes used as coterminus with M class. K class stars tend toward an orange color.
  13. ↑ Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). «Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars». Astrophysical Journal Letters 459 (2): L91–L94. doi:10.1086/309951. Bibcode: 1996ApJ...459L..91C. 
  14. ↑ «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. 
  15. ↑ Ségransan, D. και άλλοι. (2003). «First radius measurements of very low mass stars with the VLTI». Astronomy and Astrophysics 397 (3): L5–L8. doi:10.1051/0004-6361:20021714. Bibcode: 2003A&A...397L...5S. 
  16. ↑ Williams, David R. (1 Σεπτεμβρίου 2004). «Earth Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 9 Αυγούστου 2010. 
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 Nancy Y. Kiang (April 2008). «The color of plants on other worlds». Scientific American 298: 48–55. doi:10.1038/scientificamerican0408-48. Bibcode: 2008SciAm.298d..48K. http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-color-of-plants-on-other-worlds. Ανακτήθηκε στις 2008-06-27. 
  18. ↑ Hoejerslev, N. K. (1986). «3.3.2.1 Optical properties of pure water and pure sea water». Subvolume A. Landolt-Börnstein - Group V Geophysics. 3a. σελ. 395. doi:10.1007/10201933_90. ISBN 3-540-15092-7. 
  19. ↑ Joshi, M.; Haberle, R. (2012). «Suppression of the water ice and snow albedo feedback on planets orbiting red dwarf stars and the subsequent widening of the habitable zone». Astrobiology 12 (1): 3–8. doi:10.1089/ast.2011.0668. PMID 22181553. Bibcode: 2012AsBio..12....3J. 
  20. ↑ Luger, R.; Barnes, R. (2014). «Extreme Water Loss and Abiotic O2 Buildup on Planets Throughout the Habitable Zones of M Dwarfs». Astrobiology 15: 119–143. doi:10.1089/ast.2014.1231. PMID 25629240. Bibcode: 2015AsBio..15..119L. 
  21. ↑ Joshi, M. (2003). «Climate model studies of synchronously rotating planets». Astrobiology 3 (2): 415–427. doi:10.1089/153110703769016488. PMID 14577888. Bibcode: 2003AsBio...3..415J. 
  22. ↑ «Astroprof's Page » Gliese 581d». Astroprofspage.com. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 26 Ιανουαρίου 2013. Ανακτήθηκε στις 19 Ιανουαρίου 2013. 
  23. ↑ Lewis Dartnell (April 2010). «Meet the Alien Neighbours: Red Dwarf World». Focus: 45. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2010-03-31. https://web.archive.org/web/20100331110857/http://www.bbcfocusmagazine.com/issue/mars-2210. Ανακτήθηκε στις 2010-03-29. 
  24. ↑ Joshi, M. M.; Haberle, R. M.; Reynolds, R. T. (October 1997). «Simulations of the Atmospheres of Synchronously Rotating Terrestrial Planets Orbiting M Dwarfs: Conditions for Atmospheric Collapse and the Implications for Habitability». Icarus 129 (2): 450–465. doi:10.1006/icar.1997.5793. Bibcode: 1997Icar..129..450J. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2014-07-15. https://web.archive.org/web/20140715001249/http://crack.seismo.unr.edu/ftp/ftp/pub/gillett/joshi.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-08-11. 
  25. ↑ Merlis, T. M.; Schneider, T. (2010). «Atmospheric dynamics of Earth-like tidally locked aquaplanets». Journal of Advances in Modeling Earth Systems 2. doi:10.3894/JAMES.2010.2.13. Bibcode: 2010JAMES...2...13M. 
  26. ↑ 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. Bibcode: 1999OLEB...29..405H. http://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring02/scalo/heath.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-08-11. 
  27. ↑ Lissauer, Jack J. (2007). «Planets formed in habitable zones of M dwarf stars probably are deficient in volatiles» (PDF). The Astrophysical Journal 660 (2): 149–152. doi:10.1086/518121. Bibcode: 2007ApJ...660L.149L. http://iopscience.iop.org/1538-4357/660/2/L149/pdf/1538-4357_660_2_L149.pdf. 
  28. ↑ Menou, Kristen (16 August 2013). «Water-Trapped Worlds». The Astrophysical Journal 774 (1): 51. doi:10.1088/0004-637X/774/1/51. Bibcode: 2013ApJ...774...51M. 
  29. ↑ Kasting,James F.,Whitmire, Daniel P.,Reynolds,Ray T.,1993),"Habitable Zones around Main Sequence Stars", Icarus,issue 101,pages 108-128,Quotes from page 125, section : "(iv) Tidal Locking around M Stars" http://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring02/scalo/kasting.pdf
  30. ↑ Croswell, Ken (27 Ιανουαρίου 2001). «Red, willing and able» (Full reprint). New Scientist. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  31. ↑ Guinan, Edward F.; Engle, S. G.: "Future Interstellar Travel Destinations: Assessing the Suitability of Nearby Red Dwarf Stars as Hosts to Habitable Life-bearing Planets"; American Astronomical Society, AAS Meeting #221, #333.02 Publication Date:01/2013 Bibcode:2013AAS...22133302G
  32. ↑ Khodachenko, Maxim L. (2007). «Coronal Mass Ejection (CME) Activity of Low Mass M Stars as An Important Factor for The Habitability of Terrestrial Exoplanets. I. CME Impact on Expected Magnetospheres of Earth-Like Exoplanets in Close-In Habitable Zones». Astrobiology 7 (1): 167–184. doi:10.1089/ast.2006.0127. PMID 17407406. Bibcode: 2007AsBio...7..167K. 
  33. ↑ Kay, C. (2016). «PROBABILITY OF CME IMPACT ON EXOPLANETS ORBITING M DWARFS AND SOLAR-LIKE STARS». The Astrophysical Journal 826 (2). doi:10.3847/0004-637X/826/2/195. 
  34. ↑ Garcia-Sage, K. (2017). «On the Magnetic Protection of the Atmosphere of Proxima Centauri b». The Astrophysical Journal Letters 844 (1). doi:10.3847/2041-8213/aa7eca. 
  35. ↑ Dong, Chuanfei (2017). «The dehydration of water worlds via atmospheric losses». The Astrophysical Journal Letters 847 (L4). doi:10.3847/2041-8213/aa8a60. 
  36. ↑ 36,0 36,1 Alpert, Mark. «Red Star Rising: Scientific American». Sciam.com. Ανακτήθηκε στις 19 Ιανουαρίου 2013. 
  37. ↑ Zuluaga, J. I.; Cuartas, P. A.; Hoyos, J. H. (2012). «Evolution of magnetic protection in potentially habitable terrestrial planets».
    arXiv:1204.0275
     [astro-ph.EP]
    .     

  38. ↑ See, V.; Jardine, M.; Vidotto, A. A.; Petit, P.; Marsden, S. C.; Jeffers, S. V.; do Nascimento, J. D. (30 October 2014). «The effects of stellar winds on the magnetospheres and potential habitability of exoplanets». Astronomy & Astrophysics 570: A99. doi:10.1051/0004-6361/201424323. Bibcode: 2014A&A...570A..99S. 
  39. ↑ Cain, Fraser· Gay, Pamela (2007). «AstronomyCast episode 40: American Astronomical Society Meeting, May 2007». Universe Today. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Μαρτίου 2012. Ανακτήθηκε στις 17 Ιουνίου 2007. 
  40. ↑ Science Daily (January 30, 2003). 'The end of the world' has already begun, UW scientists say. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2011-07-05.
  41. ↑ «M Dwarfs: The Search for Life is On, Interview with Todd Henry». Astrobiology Magazine. 29 Αυγούστου 2005. Ανακτήθηκε στις 5 Αυγούστου 2007. 
  42. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M.. «Red Dwarfs and the End of the Main Sequence». Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, pp. 46–49. Bibcode: 2004RMxAC..22...46A. 
  43. ↑ Bolmont, E.; Selsis, F.; Owen, J. E.; Ribas, I.; Raymond, S. N.; Leconte, J.; Gillon, M. (21 January 2017). «Water loss from terrestrial planets orbiting ultracool dwarfs: implications for the planets of TRAPPIST-1». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 464 (3): 3728–3741. doi:10.1093/mnras/stw2578. Bibcode: 2017MNRAS.464.3728B. 
  44. ↑ http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa8a60/meta;jsessionid=3BA510E32A0B775DC6B708C2F23F437B.ip-10-40-2-120 The Dehydration of Water Worlds via Atmospheric Losses
  45. ↑ https://arxiv.org/pdf/1609.05053.pdf First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs
  46. ↑ https://arxiv.org/abs/1610.03460 Formation and composition of planets around very low mass stars

Περαιτέρω ανάγνωση

Επεξεργασία

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

Επεξεργασία
Ανακτήθηκε από "https://el.wiki.x.io/w/index.php?title=Κατοικησιμότητα_στα_πλανητικά_συστήματα_των_ερυθρών_νάνων&oldid=10717197"