Planetens levedygtighed

En planets beboelighed  er et himmellegemes egnethed til fremkomst og vedligeholdelse af liv . Nu er liv kun kendt på Jorden , og ikke et eneste himmellegeme kan med sikkerhed anerkendes som egnet til liv - man kan kun vurdere graden af ​​denne egnethed baseret på graden af ​​lighed mellem forholdene på det med jordiske. På den anden side kan et rumlegeme, der er uegnet til én type liv, være ganske velegnet til en anden type liv (se artiklen om alternativ biokemi .) Således planeter og satellitter af planeter med forhold, der ligner dem på jorden. Forholdene på himmellegemer bestemmes af faktorer, hvoraf nogle er kendt for mange legemer - fysiske egenskaber (især masse og struktur), kemisk sammensætning og kredsløbskarakteristika såvel som parametrene for stjernen, som denne krop drejer rundt om. Forskning på dette område (både teoretisk og eksperimentel) udføres af en relativt ung videnskab - astrobiologi  - der støder op til biologi og planetologi en .

Levende organismer har altid brug for en energikilde . Derudover skal en række andre betingelser være opfyldt: geofysiske , geokemiske og astrofysiske . I NASA Astrobiology Development Program er tegn på planetarisk levedygtighed defineret som følger: store vandmasser og forhold, der befordrer syntesen af ​​komplekse organiske stoffer , samt tilstedeværelsen af ​​en energikilde til at opretholde stofskiftet [1] .

Estimater af en planets levedygtighed er lavet på grundlag af dens kemiske sammensætning og fysiske karakteristika (herunder karakteristika af dens atmosfære ) og karakteristikaene af kredsløbet . På baggrund af disse data kan der drages konklusioner om, hvilke kemiske reaktioner der er mulige på den pågældende planet. Desuden afhænger planetens levedygtighed af egenskaberne af stjernen, som den kredser om. En stjerne skal have en stabil lysstyrke i en tilstrækkelig lang periode, tilstrækkelig til livets fremkomst og udvikling, ikke være meget variabel og indeholde en tilstrækkelig mængde tunge grundstoffer (hvilket gør det muligt at danne jordlignende planeter). Det vigtigste objekt for undersøgelse af astrobiologi  er klippeplaneter og måner , da kulstofbaseret liv er muligt der. Men eksistensen af ​​liv med en helt anden biokemi , som også er mulig på andre himmellegemer, er ikke udelukket.

Ideen om, at liv kan eksistere uden for Jorden , opstod for meget længe siden. Det blev betragtet af både filosofi og naturvidenskab . I slutningen af ​​det 20. århundrede var der to gennembrud på dette område. For det første gav undersøgelsen af ​​automatiske interplanetariske stationer af andre planeter og deres satellitter i solsystemet en masse vigtig information om disse kroppe og gjorde det muligt at sammenligne dem i detaljer med Jorden med hensyn til geofysiske parametre. For det andet blev det muligt at finde exoplaneter ( PSR 1257+12  - den første exoplanet fundet (opdaget i 1991) [2] [3] ), og siden da har antallet af kendte exoplaneter været konstant voksende. Så det blev bevist, at ikke kun Solen har planeter , og horisonten for søgen efter liv har udvidet sig ud over solsystemet.

Egnede stjernesystemer

Spektralklasse

En stjernes spektralklasse er en indikator for temperaturen på dens fotosfære , som for hovedsekvensstjerner korrelerer med masse (se Hertzsprung-Russell-diagram ). Stjernespektraltyper fra G eller tidlig F til middel K anses for beboelige. Dette svarer til et temperaturområde fra lidt over 7000 K til lidt over 4000 K. For eksempel er Solen en G2 V -stjerne med en fotosfæretemperatur på 6000 K Sådanne stjerner har, under betingelse af gennemsnitlig lysstyrke, en række vigtige egenskaber, der bidrager til deres planeters levedygtighed:

Sandsynligvis falder 5-10% af stjernerne i vores galakse inden for dette spektralområde . Langt de fleste stjerner i universet er mindre klare stjerner i klasse K og M ( røde dværge ), så det er meget vigtigt at løse spørgsmålet om deres planeters levedygtighed . Det er bemærkelsesværdigt, at Gliese 581 også er en rød dværg , den første stjerne, hvor en klippeplanet beliggende i den beboelige zone ( Gliese 581 c ) blev opdaget. Denne planet (der tilhører superjorden ) kan have flydende vand. Men det er muligt, at det er for varmt til, at der kan eksistere liv på grund af drivhuseffekten . Sandsynligvis, på den næste planet i dette system - Gliese 581 d  - er forholdene mere komfortable. Imidlertid er deres mulige tilstedeværelse i tidevandsfangsten af ​​liv ikke gunstig [7] .

Stabil beboelig zone

Den beboelige zone anses for at være et område i det cirkumstellare rum, inden for hvilket planeter kan have flydende vand . For eksempel for jordlignende liv er tilstedeværelsen af ​​flydende vand en af ​​de vigtigste (sammen med tilstedeværelsen af ​​en energikilde) betingelser for eksistensen af ​​liv. Men det er muligt, at denne konklusion er en konsekvens af vores videns begrænsninger. Hvis der opdages liv, der ikke kræver vand (for eksempel baseret på flydende ammoniak ), vil dette ændre ideen om beboelige zoner: et meget større rumfang c vil være levedygtigt . Konceptet med en beboelig zone for hver type liv vil dukke op, og en zone, der er egnet til vand-kulstof-liv (svarende til Jorden) vil kun være et specialtilfælde.

Der er to faktorer i stabiliteten af ​​den beboelige zone. Den første er, at dens grænser ikke bør ændre sig meget over tid. Selvfølgelig øges lysstyrken af ​​alle stjerner gradvist, og den beboelige zone bevæger sig væk fra stjernen, men hvis dette sker for hurtigt (som f.eks. i tilfældet med kæmpestjerner), så vil planeterne ikke blive inde i det beboelige zone længe nok, og chancen for liv på dem er meget lille. Beregning af placeringen af ​​grænserne for den beboelige zone og deres forskydning over tid er ret kompliceret (især på grund af negative tilbagekoblinger i CNO-cyklussen , der kan gøre stjernen mere stabil). Selv for solsystemet varierer skøn over grænserne for den beboelige zone meget. Desuden afhænger muligheden for eksistensen af ​​flydende vand på planeten stærkt af de fysiske parametre for planeten selv [8] .

Den anden faktor er fraværet af supermassive kroppe nær den beboelige zone, såsom gigantiske planeter , hvis gravitationspåvirkning kunne forhindre dannelsen af ​​jordlignende planeter. For eksempel viser asteroidebæltet , at i nærheden af ​​Jupiter kunne individuelle kroppe ikke kombineres til en planet på grund af dens resonansvirkning, og hvis en Jupiter-lignende planet dukkede op mellem Venus og Mars, ville Jorden næsten helt sikkert ikke være i stand til at opnå sin strøm form. En gasgigant i den beboelige zone kunne dog under gunstige forhold have beboelige satellitter [9] .

I solsystemet er terrestriske planeter placeret indeni, og gasgiganter er udenfor, men exoplanetdata viser, at denne ordning ikke er universel – ofte er kæmpeplaneter i kredsløb tæt på deres stjerner og ødelægger den potentielle beboelige zone. Det er dog muligt, at der er mange sådanne tilfælde på listen over kendte exoplaneter, kun fordi de er meget nemmere at opdage. Det vides således ikke, hvilken type planetsystemer, der dominerer.

Så lidt variation som muligt

Med tiden ændres lysstyrken af ​​næsten alle stjerner, men amplituden af ​​variabiliteten for forskellige stjerner er meget forskellig. Stjerner i midten af ​​hovedsekvensen er de mest stabile, og de fleste røde dværge blusser pludseligt og intenst. Planeter i nærheden af ​​sådanne stjerner er til lidt nytte for livet, da skarpe spring i stjernens temperatur er ugunstige for den. Derudover er stigningen i lysstyrke ledsaget af en stigning i strømmen af ​​røntgen- og gammastråling, som også er skadelig for levende organismer. Atmosfæren blødgør denne effekt (en fordobling af en stjernes lysstyrke fører ikke nødvendigvis til en fordobling af temperaturen på planeten). Men under påvirkning af strålingen fra en sådan stjerne kan atmosfæren også fordampe.

For Solens tilfælde er variabiliteten ubetydelig: dens lysstyrke ændres kun med 0,1 % i løbet af den 11-årige solcyklus . Men der er stærke (dog ikke uomtvistelige) indikationer på, at selv små udsving i Solens lysstyrke kan påvirke Jordens klima væsentligt, selv over historisk tid. (For eksempel kunne den lille istid i midten af ​​det 2. årtusinde e.Kr. være resultatet af et relativt langt fald i Solens lysstyrke [10] .) En stjerne bør således ikke være så variabel, at dens lysstyrke ændres. kan påvirke mulige liv. Det er den store amplitude af "solcyklussen", der ser ud til at være den største hindring for levedygtigheden af ​​planeterne i stjernen 18 Scorpio - en af ​​dens analoger, der ligner  Solen mest . I andre henseender er 18 Skorpionen og Solen meget ens [11] .

Høj metallicitet

Enhver hovedsekvensstjerne består primært af brint og helium , og mængden af ​​andre grundstoffer kan variere meget. Disse grundstoffer i astrofysikken kaldes betinget metaller. Det er ikke kun metaller i ordets sædvanlige betydning, men også andre grundstoffer (såsom kulstof, nitrogen, oxygen, fosfor, svovl osv.). Jo flere metaller i en protostjerne , jo flere af dem i dens protoplanetariske skive . I en metalfattig skive er udseendet af klippeplaneter vanskeligt, og de vil sandsynligvis være lavmassende og ugunstige for livet.

Spektroskopiske undersøgelser af stjernesystemer, hvor der er fundet exoplaneter, bekræfter sammenhængen mellem høje koncentrationer af metaller i stjerner og planetdannelse: "stjerner med planeter (i det mindste svarende til dem, man kender i dag) er klart rigere på metaller end stjerner uden planeter." [12] Af behovet for høj metallicitet følger behovet for stjernens relative ungdom: stjerner, der opstod i begyndelsen af ​​universets historie, er fattige på metaller og har mindre chance for at danne planeter omkring dem.

Karakteristika for planeterne

Beboelighed forventes primært fra jordlignende planeter . De har en masse tæt på Jordens , består for det meste af silikatsten og er ikke indhyllet i de tykke hydrogen-helium-atmosfærer, der er karakteristiske for gasgiganter . Muligheden for livsudvikling i de øverste skylag på kæmpeplaneter og superplaneter- brune dværge d kan dog ikke helt udelukkes , men det er usandsynligt, fordi de ikke har en fast overflade og deres tyngdekraft er for høj [14] .

I mellemtiden betragtes jordlignende satellitter på de gigantiske planeter ganske rimeligt som mulige steder for eksistensen af ​​liv [13] .

Når man vurderer levedygtigheden af ​​ethvert himmellegeme, skal man tage i betragtning, at forskellige organismers nøjagtighed er meget forskellig. Komplekse flercellede organismer (for eksempel dyr ) er meget mere krævende med hensyn til betingelser end simple encellede (for eksempel: bakterier og archaea ). Følgelig er encellede organismer bestemt mere almindelige i universet end flercellede, fordi førstnævnte kan leve, hvor sidstnævnte ikke kan f.eks . Nedenfor er betingelserne tilstrækkelige til liv generelt, men ikke alle er tilstrækkelige til komplekst liv.

Masse

Liv på planeter med lav masse er usandsynligt af to grunde. For det første er deres relativt lave tyngdekraft ikke i stand til at holde en tilstrækkelig tyk og tæt atmosfære i lang tid. Den anden kosmiske hastighed på sådanne planeter er relativt lille, og derfor er det meget lettere for molekylerne i atmosfæren på en sådan planet at forlade den [15] . En sådan atmosfære ville relativt hurtigt blive "blæst væk" ud i rummet af solvinden . Ved lavt atmosfærisk tryk er eksistensen af ​​flydende vand vanskelig (og ved et tryk < 0,006 jordtryk er det fuldstændig umuligt). Planeter uden tæt atmosfære kan mangle de kemikalier, der er nødvendige for livet. Derudover er de mindre beskyttet mod varmen fra deres stjerner og kosmisk kulde, da de har ringe udtalt varmeudveksling mellem forskellige dele af overfladen og drivhuseffekten (for eksempel ville Mars med sin tynde atmosfære være koldere end Jorden, selv i samme afstand fra Solen). Den tynde atmosfære giver ringe beskyttelse mod meteoritter og kosmiske stråler .

Den anden grund er, at små planeter har et større forhold mellem overfladeareal og volumen end deres store modstykker, og som følge heraf afkøles deres indre hurtigere. Dette fører til ophør af geologisk aktivitet, hvilket er vigtigt for livet (i hvert fald på Jorden) af flere årsager. For det første: konvektion i planetens indre er nødvendig for dannelsen af ​​et magnetfelt, der beskytter planetens overflade mod højenergipartikler. For det andet udsender vulkaner kuldioxid til atmosfæren , hvilket er vigtigt for at regulere temperaturen på planeten. For det tredje: Pladetektonik bringer vigtige stoffer til land, som engang var begravet på havbunden (for eksempel fosfor ). For det fjerde: bevægelsen af ​​kontinenter, deres opløsning og forening har en stærk indflydelse på planetens klima og mangfoldigheden af ​​liv [16] .

"Lavmasseplanet" er et relativt begreb. Jorden er lavmasse sammenlignet med gasgiganter og superjorder, men er den største i masse, diameter og tæthed af enhver jordlignende planet i solsystemet f .

Jorden er massiv nok til at holde en tæt atmosfære med sin tyngdekraft og stor nok til at dens indre forbliver varm og mobil i lang tid, hvilket skaber betingelser for geologisk aktivitet på overfladen (en af ​​kilderne til denne varme er henfaldet af radioaktive stoffer elementer i jordens kerne). Mars, på den anden side, der er halvt så stor som Jorden, er allerede næsten (måske helt) geologisk død: dens indre er allerede kølet ned, og den geologiske aktivitet er uddød. Derudover har den mistet det meste af sin atmosfære [17] .

Således kan vi konkludere, at den nedre grænse for massen af ​​en beboelig planet ligger et sted mellem masserne af Mars og Jorden. Som et groft skøn over denne grænse er der foreslået en værdi på 0,3 jordmasse [18] . Men i 2008 foreslog forskere fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , at denne tærskel kunne være højere - i området 1 jordmasse, da pladetektonik sandsynligvis er umulig ved lavere værdier . Venus, hvis masse kun er 15 % mindre end Jordens, har praktisk talt ingen tektonisk aktivitet. I modsætning hertil kan superjorder - planeter  , der ligner Jorden, men med mere masse - have stærkere pladetektonik, hvilket gør dem mere beboelige [19] .

I sidste ende har større planeter større jernkerner. Dette gør det muligt at eksistere et stabilt magnetfelt, der skærmer planetens overflade mod kosmiske stråler  — strømme af højenergiladede partikler, som ellers ville bombardere planetens overflade og gradvist blæse dens atmosfære væk. Masse er ikke den eneste faktor, der påvirker magnetfeltets stabilitet og kraft: Planeten skal også rotere hurtigt nok til at opretholde dynamoeffekten i kernen [20] .

Der er også ekstraordinære tilfælde, hvor selv små kroppe har varme tarme og geologisk aktivitet. Dette er muligt, hvis de er satellitter af planeter og cirkulerer i en excentrisk bane. I dette tilfælde nærmer satellitten sig ved hver omdrejning af kredsløbet og bevæger sig væk fra planeten, hvilket fører til en ændring i tidevandskraftens størrelse og som følge heraf til deformationer af satellitten. Samtidig opvarmes dens tarme på grund af friktion. Dette er årsagen til den høje vulkanske aktivitet af lille Io og eksistensen af ​​et underjordisk hav på Europa . Som følge heraf betragtes sidstnævnte som et af de mest beboelige objekter i solsystemet efter Jorden. Der er lavet antagelser om levedygtigheden af ​​hypotetiske underjordiske reservoirer og nogle andre iskolde satellitter fra de gigantiske planeter - Callisto , Ganymede , Enceladus og endda Rhea . Saturns måne Titan , meget langt fra den beboelige zone , har også en chance for at være et tilflugtssted for liv (hvis ikke vand-kulstof, så baseret på andre forbindelser), da den har en tæt atmosfære og " reservoirer " af flydende metan på overflade. Disse satellitter viser, at masse ikke altid er en afgørende faktor for levedygtighed.

Orbit og rotation

For at en planet skal være levedygtig, skal dens orbitale parametre (som andre) være nogenlunde stabile. Derudover bør banen ikke være særlig excentrisk , ellers vil afstanden fra planeten til stjernen variere meget, og det vil føre til store temperaturudsving på planetens overflade. Disse udsving er ugunstige for livet - især for en højt udviklet (især hvis de bringer nøglevæsken for liv i kog eller fryser) [21] . Jordens kredsløb er næsten cirkulær, med en excentricitet på mindre end 0,02. Det er også meget lille for andre planeter i solsystemet (undtagelse - Merkur ).

Den indsamlede information om exoplaneternes orbitale excentriciteter kom som en overraskelse for videnskabsmænd: 90% af dem har en større excentricitet end kendt i solsystemet. Gennemsnitsværdien er 0,25 [22] .

Planeternes rotation omkring deres akse skal også opfylde visse krav, for at liv kan udvikle sig. For det første skal planeten have et ret mildt årstidsskifte. På samme tid, hvis hældningen af ​​planetens rotationsakse er for lille, vil der slet ikke ske nogen årstider, og incitamentet til periodiske ændringer i biosfæren vil forsvinde. Planeten vil også generelt være koldere, end den ville være med en betydelig aksial hældning: hvis solen kun lyser godt op på lave breddegrader, strækker det varme vejr sig ikke til de subpolære, og derefter den ekstratropiske zone og planetens klima som helhed er domineret af kolde polære luftmasser.

Hvis planeten hælder kraftigt, vil årstidernes skiften være meget brat, og det vil være svært for biosfæren at modstå et sådant klima. Imidlertid er hældningen af ​​Jordens akse nu (i kvartærperioden ) større end i den seneste tid, og dette er ledsaget af en tilbagetrækning af istiden, en stigning i temperaturen og et fald i dens sæsonbestemte udsving. Det vides ikke, om denne tendens ville have fortsat med en yderligere stigning i hældningen af ​​jordens akse (se " Sneboldjorden ").

Resultatet af disse ændringer kan kun vises ved computersimuleringer, og det viser, at selv en ekstrem stor hældning på 85 grader ikke udelukker liv på planeten [23] .

Det er nødvendigt at overveje ikke kun den gennemsnitlige hældning af aksen, men også dens udsving over tid (for eksempel ændres hældningen af ​​jordens akse fra 21,5° til 24,5° med en periode på 41 tusind år). Hvis hældningen af ​​aksen til tider bliver for stor, vil det føre til en for stor sæsonbestemt temperaturforskel på planeten.

Andre krav til arten af ​​planetens rotation omfatter:

Der er en opfattelse af, at Månen spiller en nøglerolle i reguleringen af ​​Jordens klima, og stabiliserer hældningen af ​​dens rotationsakse. Ifølge beregninger kan Jordens akse i mangel af Månen tilfældigt ændre sin hældning, hvilket ville føre til klimaændringer, der er ugunstige for livet. Således er en satellit til en levedygtig planet ikke kun nyttig, men også livsvigtig, hvilket skaber stabiliteten af ​​betingelser, der er nødvendige for udviklingen af ​​liv [24] . Denne udtalelse kan dog diskuteres g .

Geokemi

Det antages generelt, at udenjordisk liv ligner biokemisk liv på jorden. Nøgleelementer for terrestrisk liv ( organogener ): kulstof , brint , ilt og nitrogen . Dette er et af de mest almindelige kemisk aktive grundstoffer i universet. Selv i meteoritter og det interstellare medium er deres forbindelser brugt af jordlevende liv ( især aminosyrer ) [25] . Disse 4 grundstoffer udgør tilsammen 96% af Jordens samlede biomasse. Kulstof er uden sidestykke i sin evne til at danne stilladser af komplekse molekyler af et stort antal typer, hvilket gør det til det bedste grundlæggende biogene element - grundlaget for dannelsen af ​​levende celler. Brint og ilt danner vand - det opløsningsmiddel, som biologiske processer finder sted i, og de reaktioner, som lagde grundlaget for livet på Jorden. Den energi, der frigives, når kulstof binder til ilt, bruges af alle komplekse livsformer. Aminosyrer er byggestenene i proteiner, grundlaget for levende stof, af disse fire elementer. Andre elementer, der er vigtige for jordlevende liv - svovl (vigtigt for konstruktionen af ​​proteiner ) og fosfor (nødvendigt for syntesen af ​​DNA , RNA og adenosinfosfater ) - er heller ikke ualmindelige i universet.

Det relative indhold af grundstoffer i planeterne svarer ikke altid til deres indhold i rummet. For eksempel er der af de fire organogener kun ilt i overflod i jordskorpen [26] . Dette skyldes til dels, at brint og nitrogen (både i form af simple stoffer og i form af deres mest almindelige forbindelser, såsom kuldioxid og monoxid , metan , ammoniak og vand ) er ret flygtige. Derfor kunne disse grundstoffer i den indre del af solsystemet, hvor temperaturen er høj, ikke spille en stor rolle i dannelsen af ​​planeterne. De blev kun en urenhed i sammensætningen af ​​skorpen , der hovedsageligt består af ikke-flygtige forbindelser (for eksempel som kvarts, der dog indeholder ilt, hvilket forklarer udbredelsen af ​​dette element i jordskorpen). Frigivelsen af ​​flygtige elementer under vulkansk aktivitet bidrog til udseendet af jordens atmosfære. Miller-Urey-eksperimentet viste, at i nærvær af energi (i forskellige former) kunne aminosyrer dannes ud fra de flygtige forbindelser, der fandtes på den unge Jord [27] .

Vulkanudstødninger kan dog ikke være kilden til alt vandet i jordens oceaner [28] . Det betyder, at det meste af vandet (og sandsynligvis kulstof) kom fra de ydre områder af solsystemet, langt fra solens varme, hvor det kan forblive frosset i lang tid. Dette skete takket være kometer , der faldt til Jorden. De kunne have bragt mange andre lette forbindelser, der er vigtige for livet, inklusive aminosyrer, som blev drivkraften til livets udvikling. På trods af den brede udbredelse af de fire organogener, i et levedygtigt planetsystem, må der således formentlig ske en overførsel af stof fra de ydre områder til de indre områder ved hjælp af langtidsperiodiske kometer. Måske ville der ikke være noget liv på Jorden uden dem.

Mikromiljø og ekstremofiler

Det skal bemærkes, at selv på en levedygtig planet kan betingelser, der er egnede til liv, kun være på en del af overfladen. Astrobiologer berører ofte emnet mikromiljøet og bemærker manglen på data om, hvordan dets ændringer påvirker udviklingen af ​​mikroorganismer [29] . Forskere var af stor interesse for ekstremofiler  - levende væsener (oftest mikroskopiske), der er i stand til at leve og formere sig under ekstreme miljøforhold (meget høje og/eller meget lave temperaturer, ultrahøjt tryk osv.), såsom termofile , psykrofiler , barofiler , acidofiler , xerofile og andre.

Opdagelsen af ​​ekstremofiler har kompliceret begrebet levedygtighed ved at udvide rækken af ​​forhold, der anses for at være beboelige. For eksempel kunne sådanne organismer eksistere på en planet med en svag atmosfære (måske i dybe forkastninger eller huler, hvor trykket er maksimalt) [30] . Kratere kan også blive et tilflugtssted for livet : der er en antagelse om, at der kan være et miljø, der er gunstigt for mikroorganismer. Baseret på studiet af det kambriske krater Lone Hill (Australien), blev det således antaget, at den hurtige aflejring af sedimenter skaber et beskyttet mikromiljø, der er gunstigt for mikroorganismer - dette kunne ske i Mars ' geologiske historie [31] .

For astrobiologi er ubeboelige steder på Jorden også interessante: de er nyttige til at finde ud af grænserne for udholdenhed for levende organismer. Forskernes interesse blev især tiltrukket af Atacama-ørkenen (et af de mest tørre steder på Jorden). Dens centrale regioner er ubeboede, og det giver os mulighed for at finde ud af, ved hvilken fugtværdi grænsen for beboede områder passerer. Med hensyn til luftfugtighed tjener denne ørken som en terrestrisk model af Mars [32] . I 2003 foretog de forskning, der delvist gengav eksperimenterne fra Viking-rumfartøjet , der landede på Mars i 1970'erne. Resultaterne af eftersøgningen af ​​liv i Atacama viste sig også at være negative: forsøg på at inkubere mikroorganismer gav ikke resultater, ligesom forsøg på at søge efter DNA [33] .

Alternative stjernesystemer

Først fokuserede astrobiologer kun på systemer af sollignende stjerner , men så begyndte de at overveje muligheden for fremkomsten af ​​liv i systemer af andre stjerner end Solen.

Binære stjernesystemer

Ifølge konventionelle skøn er omkring halvdelen af ​​stjernerne eller endnu flere binære . Dette kan være en systematisk tællefejl (binaritet er mere almindelig i lyse, det vil sige let observerbare stjerner). En mere præcis analyse viste, at de mest almindelige dunkle stjerner normalt er enkeltstående, og generelt er op til 2/3 af alle stjernesystemer enkeltstående [34] .

Afstanden mellem komponenterne i et binært system kan variere fra fraktioner af en astronomisk enhed (AU, afstanden fra Jorden til Solen) til hundredvis af AU. Hvis radius af planetens bane er meget mindre end denne afstand (i tilfælde af en langstrakt bane, dens minimumværdi), vil gravitationseffekten af ​​den anden stjerne på denne planets bevægelse være ubetydelig. Men stabile planetbaner med en radius, der kan sammenlignes med afstanden mellem stjerner (mere præcist, ligger i området fra omkring 1/3 til 3,5 af denne afstand) er umulige [35] . En undersøgelse af Alpha Centauri  , det nærmeste stjernesystem til Solen, viste, at binære systemer ikke bør ignoreres, når man leder efter beboelige planeter. Alpha Centauri-A og Alpha Centauri-B ved den nærmeste tilgang er i en afstand på 11 AU. (og i gennemsnit - 23 AU, hvilket er omtrent lig med radius af Uranus kredsløb), og kan have en stabil beboelig zone.

Computersimuleringer har vist, at ganske stabile planetbaner kan eksistere i dette system i afstande op til 3 AU. fra hver stjerne (en ændring i semi-hovedaksen på mindre end 5 % over 32.000 perioder af et binært system tages som et stabilitetskriterium). Radius af den beboelige zone for Alpha Centauri A er estimeret til 1,2-1,3 AU. , og for Alpha Centauri B  - 0,73–0,74 AU. I begge tilfælde er denne zone helt inden for zonen med stabile baner [36] .

Røde dværgsystemer

At bestemme levedygtigheden af ​​røde dværgsystemer er meget vigtigt for at bestemme, hvor udbredt liv kan være i universet - trods alt udgør røde dværge 70-90% af alle stjerner i galaksen. Brune dværge (objekter mellem stjerner og gigantiske planeter) er sandsynligvis endnu flere end røde, men de er næppe i stand til at have beboelige planeter, fordi de udstråler for lidt varme.

I mange år udelukkede astronomer røde dværge fra listen over kandidater til stjernernes rolle i de systemer, som liv kan opstå. Deres lave masse (fra 0,1 til 0,6 solmasser) betyder, at termonukleare reaktioner i dem er ekstremt langsomme, og de udsender meget lidt lys (0,01% - 3% af det, der udsendes af vores sol).

Enhver planet, der kredser om en rød dværg, skal være meget tæt på sin stjerne for at nå temperaturer tæt på Jordens på overfladen. For eksempel ville stjernen Lacaille 8760 have en kredsløbsradius på omkring 0,3 AU for en levedygtig planet. (mindre end Mercury), og stjernen Proxima Centauri  har endda 0,032 AU. [37] (et år på sådan en planet ville vare 6,3 dage). På denne afstand kan tidevandsvirkningen af ​​en stjerne synkronisere planetens rotation: den ene side af den vil altid være vendt mod stjernen og den anden side væk fra den, og der vil ikke være nogen ændring af dag og nat på planet. Det er også muligt, at planeten vil lave 1,5 (som Merkur) eller to omdrejninger omkring sin akse i én omdrejning omkring stjernen. I dette tilfælde bliver dagene meget lange, hvilket vil føre til store daglige temperaturforskelle, og det vil gøre det svært for livet at eksistere. Disse udsving kunne udjævnes af en tyk atmosfære, men det kan forhindre stjernens lys i at nå planetens overflade og ødelægge muligheden for fotosyntese .

Yderligere undersøgelser viste dog, at for effektiv varmeoverførsel fra dagsiden til natsiden er en ikke særlig tæt atmosfære tilstrækkelig. Forskning udført af Robert Haeberl og Manoj Joshi fra NASAs Ames Research Center har vist, at atmosfæren er i stand til at gøre dette ved et kuldioxidpartialtryk nær overfladen på 0,10-0,15 atm . [38] . En sådan atmosfære kan ikke forstyrre fotosyntesen. Martin Heth fra Greenwich Community College viste, at hvis havene var dybe nok, kunne vandet cirkulere under indlandsisen om natten. Yderligere undersøgelser (herunder overvejelse af spørgsmålet om planetarisk belysning tilstrækkelig til fotosyntese) viste, at synkront roterende planeter i røde dværgsystemer er egnede til liv, i det mindste for højere planter [39] .

Røde dværges lave lysstyrke og det sandsynlige fund af deres planeter i tidevandsfangst er ikke de eneste faktorer, der er ugunstige for livet. Et andet problem er, at disse stjerner udsender det meste af deres energi i det infrarøde, mens jordlignende fotosyntese kræver synligt lys. Kemosyntese er dog ikke udelukket på sådanne stjerners planeter . Derudover eliminerer fraværet af en ændring af dag og nat behovet for at tilpasse sig det.

Røde dværge er normalt meget variable (har UV Ceti- variabilitet ). Ofte er de dækket af pletter, der ligner solen, og deres lysstyrke kan falde med op til 40 % i mange måneder, indtil stjernen på et tidspunkt blusser op. Samtidig kan dens lysstyrke fordobles på få minutter [40] . Sådanne udbrud er meget skadelige for liv, da de ikke kun kan ødelægge organiske forbindelser - grundlaget for levende organismer - men også "blæse af" en betydelig del af planetens atmosfære. For at opretholde liv skal en rød dværgplanet have et stærkt magnetfelt, der er i stand til at skærme den mod den stærke solvind. Sådan et felt kræver en hurtig rotation, og en planet i en tidevandssluse roterer meget langsomt. Men røde dværge blusser ifølge teorien kun kraftigt i løbet af de første 1-2 milliarder år af deres liv. Liv er således ikke udelukket på planeter, der på det tidspunkt var i en fjern kredsløb (hvor de undgik tidevandsfangst), og derefter af en eller anden grund rykkede tættere på den beboelige zone [41] .

Røde dværge i astrobiologiske termer har ikke kun ulemper, men også en fordel: de lever meget længe. Evolutionens tidsskala kan estimeres ved at bruge Jordens eksempel: det tog 4,5 milliarder år for tilsynekomsten af ​​intelligent liv på vores planet (og endda mere end en milliard år vil der være betingelser, der er egnede til liv på den) [42] . Dette sikres af varigheden af ​​Solens stabile eksistens (såvel som andre gule dværge). Røde dværge lever meget længere - hundreder af milliarder af år, fordi termonukleære reaktioner i dem forløber langsommere end i mere massive stjerner (og i modsætning til dem er al brint involveret i reaktionen og ikke kun kernens brint i røde dværge ). Således har livet på planeterne af lavmassestjerner mere tid til at opstå og udvikle sig. Det er muligt, at levetiden og et stort antal røde dværge kompenserer for deres mangler: sandsynligheden for liv i systemet for hver enkelt rød dværg er meget lille, men det samlede volumen af ​​deres beboelige zoner er lig med det samlede volumen af beboelige zoner af sollignende stjerner, og i røde dværgsystemer eksisterer de beboelige zoner meget længere [43] .

Galaktisk miljø

En planets beboelighed påvirkes ikke kun af dens egne parametre og dens stjernes egenskaber, men også af deres galaktiske miljø. Det er videnskabeligt underbygget, at nogle zoner af galakser  - galaktiske beboelige zoner - er mere gunstige for liv end andre. Solsystemet er således placeret i Mælkevejens Orion-arm , på kanten af ​​galaksen, og dette bidrager til dets beboelighed af flere grunde [44] :

For at en planet skal være beboelig, skal dens stjerne være fjern fra andre stjerner. Hvis en stjerne er omgivet af mange andre, er intensiteten af ​​farlige strålinger høj i dens nærhed. Derudover kan nære naboer forstyrre stabiliteten af ​​baner i fjerne sektorer af stjernesystemet (såsom Oort-skyen og Kuiper-bælteobjekter ), og de kan trænge ind i de indre dele af planetsystemet og kollidere med en beboelig planet.

Levedygtigheden af ​​systemets stjerner reduceres ikke kun af en stor koncentration af nærliggende stjerner, men også af overdreven isolation. I stjernefattige områder af Mælkevejen er frekvensen af ​​stjernedannelse for lav, og der er ikke nok tunge grundstoffer. Således er den "provinsielle" placering, som vores solsystem har, mere gunstig for livet end galaksens centrum eller dens fjerneste udkant [46] .

Andre overvejelser

Alternativ biokemi

Normalt er forskning i udenjordisk liv baseret på den antagelse, at avancerede livsformer er biokemisk tæt på jordbaserede og derfor kræver betingelser, der ligner dem på jorden, for deres eksistens. Men der er også hypoteser om alternativ biokemi , der antyder muligheden for liv med en anden metabolisme end jordens. I Evolving the Alien biolog Jack Cohen og matematiker Ian Stewart for , at astrobiologi baseret på den unikke Jordhypotese er "begrænset og kedelig." De foreslog, at jordlignende planeter kan være sjældne, men komplekse livsformer kan forekomme i andre miljøer. Dette liv vil dog ikke være baseret på kulstof. Silicium er oftest nævnt som et alternativ til kulstof og ammoniak som et alternativ til vand .

Endnu mere spekulative ideer vedrører muligheden for liv på helt andre kroppe end jordlignende planeter. Astronom Frank Drake , en velkendt fortaler for søgen efter udenjordisk liv, har foreslået liv på neutronstjerner : væsner med en livscyklus millioner af gange hurtigere end jordlevende organismer, bestående af ultrasmå "kernemolekyler" [47] . Kaldet "fantastisk og snu", er denne idé blevet udbredt i science fiction [48] . Carl Sagan overvejede i 1976 muligheden for eksistensen af ​​organismer, der flyver i Jupiters øvre atmosfære [49] [50] . Cohen og Stewart overvejede også muligheden for liv i gasgiganternes atmosfærer og endda på Solen.

"Gode Jupiters"

"Gode Jupitere" er gigantiske planeter , ligesom Jupiter i vores solsystem, der kredser langt nok fra den beboelige zone til ikke at skabe gravitationsforstyrrelser der, men tæt nok til at beskytte de jordlignende planeter på to vigtige måder. For det første hjælper de med at stabilisere kredsløbet, og dermed klimaet, på de indre planeter. For det andet holder de den indre del af solsystemet relativt fri for kometer og asteroider , der kan kollidere med beboelige planeter og føre til katastrofale konsekvenser [51] . Jupiters kredsløbsradius er fem gange større end Jordens. Geometrisk lignende kredsløbsradius kan forventes for "gode Jupitere" i stjernesystemer. Jupiters "ansvarlige rolle" blev tydeligt manifesteret i 1994, da kometen Shoemaker-Levy 9 kolliderede med den : Hvis ikke for Jupiter, kunne den være trængt ind i området for de jordiske planeter . I solsystemets tidlige historie spillede Jupiter (og i mindre grad Saturn) ifølge nogle ideer den modsatte rolle: den øgede excentriciteten af ​​forskellige objekters kredsløb i og uden for asteroidebæltet, pga. som disse objekter faldt ind i området af jordens bane. Da de faldt til Jorden, bragte de vand og andre lette stoffer til den, som er rige i den ydre del af solsystemet. Modellering viser, at Jorden blev beriget med vand på grund af sådanne kroppe, indtil den nåede halvdelen af ​​sin moderne masse [52] . Ifølge denne udtalelse fungerer gasgiganterne nu som "forsvarere" af de indre planeter, og tidligere fungerede de som "leverandører" af stoffer, der var vigtige for livet. Men Jupiter-lignende legemer, hvis kredsløb er for tæt på den beboelige zone (som i systemet 47 Ursa Major ) eller i øvrigt krydser denne zone (som i systemet 16 Cygnus B ), under alle omstændigheder er det meget vanskeligt for udseendet af jordlignende planeter i sådanne systemer (se "stabil beboelig zone" ovenfor ).

Livets effekt på beboelighed

Planetens levedygtighed påvirkes betydeligt ikke kun af abiotiske faktorer , men også af resultaterne af selve livets aktivitet. Det vigtigste eksempel på dette i Jordens historie er produktionen af ​​ilt fra gamle cyanobakterier (og senere fotosyntetiske planter ), hvilket førte til en kraftig ændring i sammensætningen af ​​Jordens atmosfære. Denne ilt førte først til udskiftningen af ​​anaerobe samfund med aerobe , og begyndte efterfølgende at spille en afgørende rolle for de dyr , der opstod senere . Livets indflydelse på planetens beboelighed har tiltrukket en række forskeres interesse og har især ført til fremkomsten af ​​ret usædvanlige hypoteser baseret på geoteismens positioner. Gaia-hypotesen , foreslået af Sir James Lovelock , siger, at biosfæren selv skaber og opretholder passende forhold for sig selv, og at planeten således opfører sig som en levende organisme. Både velkendte og dårligt passende naturfænomener under denne vurdering er kendte.

David Grinspoon fremsatte "levende verden-hypotesen", hvor begrebet livbarhed er uadskilleligt fra det faktum, at der findes liv. Ifølge denne hypotese vil planeter, der "lever" geologisk og meteorologisk, sandsynligvis også have biologisk liv - "planeten og livet på den vil udvikle sig sammen" [53] . I The Privileged Planet, udgivet i 2004, undersøgte astronomen Guillermo Gonzalez og filosoffen Jay Richards muligheden for en sammenhæng mellem en planets beboelighed og dens evne til at observere resten af ​​universet. Bogen er blevet kritiseret for at være " intelligent design " og uvidenskabelig [54] .

ESI og PHI indekser

For at vurdere planeternes egnethed til liv og sandsynligheden for dens eksistens blev der udviklet et rangordningssystem, som består af to indekser: Jordens lighedsindeks (ESI) og planetens beboelighedsindeks (PHI).

Den første viser planetens lighed med Jorden og er baseret på en sammenligning af planetens fysiske parametre med lignende parametre for Jorden. Den tager højde for størrelse, masse, tæthed, afstand fra stjernen og temperatur på planeten.

Den anden karakteriserer sandsynligheden for, at der eksisterer liv på planeten og beregnes under hensyntagen til yderligere faktorer: typen af ​​planetens overflade (stenet eller iset), tilstedeværelsen af ​​en atmosfære og et magnetfelt, mængden af ​​tilgængelig energi potentielle organismer (stjernelys eller tidevandsfriktion, der opvarmer tarmene), tilstedeværelsen af ​​organiske forbindelser og eventuelt flydende opløsningsmiddel.

Noter

Noter

  1. ↑ Des Marais DJ, Nuth JA, Allamandola LJ et al. NASA Astrobiology Roadmap   // Astrobiology . - 2008. - Bd. 8 , nr. 4 . - S. 715-730 . - doi : 10.1089/ast.2008.0819 . - . Arkiveret fra originalen den 11. marts 2012.
  2. ↑ Wolszczan A., Frail DA Et planetsystem omkring millisekundpulsaren PSR1257 + 12  // Nature  :  journal. - 1992. - 9. januar ( bind 355 ). - S. 145-147 . - doi : 10.1038/355145a0 . — .
  3. ↑ Wolszczan A. Bekræftelse af jordmasseplaneter, der kredser om millisekundpulsaren PSR:B1257+12  //  Science : journal. - 1994. - 22. april ( bd. 264 , nr. 5158 ). - s. 538-542 . - doi : 10.1126/science.264.5158.538 . - .  (utilgængeligt link)
  4. ↑ Stjernetabeller . Charter College of Education, California State University, Los Angeles. Hentet 28. oktober 2014. Arkiveret fra originalen 28. oktober 2014.
  5. ↑ Kasting, James F.; Whittet, DC; Sheldon, WR Ultraviolet stråling fra F- og K-stjerner og implikationer for planetarisk beboelighed   // Origins of Life and Evolution of Biospheres : journal. - 1997. - August ( bind 27 , nr. 4 ). - S. 413-420 . - doi : 10.1023/A:1006596806012 . — PMID 11536831 .
  6. ↑ Edward Guinan; Manfred Cuntz. Solproxyernes voldelige ungdom styrer livets tilblivelse . International Astronomical Union (10. august 2009). Hentet 27. august 2009. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  7. ↑ Astronomi og astrofysik (2007-12-13). Gliese 581: én planet kan faktisk være beboelig . Pressemeddelelse . Arkiveret fra originalen den 6. november 2014. Hentet 2014-10-26 .
  8. ↑ Kasting, James F.; Whitmore, Daniel P.; Reynolds, Ray T. Beboelige zoner omkring hovedsekvensstjerner  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 1993. - Vol. 101 , nr. 1 . - S. 108-128 . - doi : 10.1006/icar.1993.1010 . - . Arkiveret fra originalen den 22. august 2013. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 29. oktober 2014. Arkiveret fra originalen 22. august 2013. 
  9. ↑ Williams, Darren M.; Casting James F.; Wade, Richard A. Beboelige måner omkring ekstrasolare kæmpeplaneter   // Nature . - 1997. - Januar ( bind 385 , nr. 6613 ). - S. 234-236 . - doi : 10.1038/385234a0 . — .
  10. ↑ Den lille istid . Institut for Atmosfærisk Videnskab . University of Washington . Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  11. ↑ 18 Scorpii . www.solstation.com . Sol Company. Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  12. ↑ Santos NC, israelsk G., borgmester M. Bekræfter stjernernes metalrige natur med kæmpeplaneter  //  Proceedings of 12th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and The Sun : journal. - University of Colorado, 2003. - . Arkiveret fra originalen den 11. marts 2012.
  13. ↑ 1 2 Et interview med Dr. Darren Williams (utilgængeligt link) . Astrobiologi: Det levende univers (2000). Hentet 5. august 2007. Arkiveret fra originalen 28. august 2007. 
  14. ↑ Kan der være liv i det ydre solsystem? . Millennium Mathematics Project, videokonferencer for skoler . University of Cambridge (2002). Hentet 5. august 2007. Arkiveret fra originalen 21. januar 2012.
  15. ↑ Dissipation . Stor sovjetisk encyklopædi . Hentet 15. februar 2011. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  16. ↑ Ward P., Brownlee D. Rare Earth: Why Complex Life is Uncomplex in the Universe . - Springer, 2000. - S. 191-220. — ISBN 0-387-95289-6 .
  17. ↑ Jordens varmehistorie . geolab . James Madison University. Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  18. ↑ Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Højopløselige simuleringer af den endelige samling af jordlignende planeter 2: vandforsyning og planetarisk beboelighed  //  Astrobiology: journal. - 2007. - Januar ( bind 7 , nr. 1 ). - S. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 .
  19. ↑ Jorden: En grænseplanet for livet? . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2008). Hentet 4. juni 2008. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  20. ↑ Jordens magnetfelt . Georgia State University. Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  21. ↑ Ward P., Brownlee D. Rare Earth: Why Complex Life is Uncomplex in the Universe . - Springer, 2000. - S. 122-123. — ISBN 0-387-95289-6 . Arkiveret 7. april 2022 på Wayback Machine
  22. ↑ Henry Bortman. Undvigende Jorder . Astrobiology Magazine (22. juni 2005). Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  23. ↑ Planetarisk hældning er ikke en spoiler for beboelse . Penn State University (25. august 2003). Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 19. august 2013.
  24. ↑ Lasker, J.; Jotel, F.; Robutel, P. Stabilisering af Jordens skævhed ved Månen   // Nature . - 1993. - Juli ( vol. 361 , nr. 6413 ). - s. 615-617 . - doi : 10.1038/361615a0 . — .
  25. ↑ Organisk molekyle, aminosyrelignende, fundet i stjernebilledet Skytten . ScienceDaily (2008). Hentet 20. december 2008. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  26. ↑ David Darling. Elementer, biologisk overflod . Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  27. ↑ Hvordan producerede kemien og oceanerne dette? . Det elektroniske univers-projekt . University of Oregon . Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  28. ↑ Hvordan kom Jorden til at se sådan ud? . Det elektroniske univers-projekt . University of Oregon . Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  29. ↑ Forstå livets evolutionære mekanismer og miljømæssige grænser . Astrobiologi: Køreplan . NASA (september 2003). Hentet 6. august 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  30. ↑ Stephen Hart. Cave Slime . NASA's Astrobiology Magazine (30. juni 2003). Hentet 6. august 2007. Arkiveret fra originalen 28. oktober 2014.
  31. ↑ Lindsay J., Brasier M. Impact Craters as biospheric microenvironments, Lawn Hill Structure, Northern Australia  //  Astrobiology: journal. - 2006. - Bd. 6 , nr. 2 . - S. 348-363 . - doi : 10.1089/ast.2006.6.348 .
  32. ↑ Christopher McKay. Too Dry for Life: Atacama-ørkenen og Mars (pdf). Ames Forskningscenter . NASA (juni 2002). Hentet 26. august 2009. Arkiveret fra originalen 6. juni 2012.
  33. ↑ Navarro-González, Rafael; Christopher P. McKay. Mars-lignende jordbund i Atacama-ørkenen, Chile og den tørre grænse for mikrobielt liv  (engelsk)  // Science : journal. - 2003. - 7. november ( bd. 302 , nr. 5647 ). - S. 1018-1021 . - doi : 10.1126/science.1089143 . - . Arkiveret fra originalen den 28. oktober 2014.
  34. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (30. januar 2006). De fleste Mælkevejsstjerner er single . Pressemeddelelse . Arkiveret fra originalen 13. august 2007. Hentet 2007-06-05 .
  35. ↑ Stjerner og beboelige planeter . www.solstation.com . Sol Company. Hentet 5. juni 2007. Arkiveret fra originalen 21. januar 2012.
  36. ↑ Wiegert, Paul A.; Holman, Matt J. Stabiliteten af ​​planeter i Alpha Centauri-systemet  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - April ( vol. 113 , nr. 4 ). - S. 1445-1450 . - doi : 10.1086/118360 .
  37. ↑ Beboelige zoner af stjerner (downlink) . NASA Specialiseret Center for Forskning og Træning i Exobiologi . University of Southern California , San Diego. Hentet 11. maj 2007. Arkiveret fra originalen 1. september 2006. 
  38. ↑ Joshi, MM; Haberle, R.M.; Reynolds, RT Simuleringer af atmosfæren af ​​synkront roterende terrestriske planeter, der kredser om M dværge: Betingelser for atmosfærisk sammenbrud og konsekvenserne for beboelighed  // Icarus  :  tidsskrift. - Elsevier , 1997. - Oktober ( bind 129 , nr. 2 ). - S. 450-465 . - doi : 10.1006/icar.1997.5793 . Arkiveret fra originalen den 15. juli 2014.
  39. ↑ Heath, Martin J.; Doyle, Laurence R.; Joshi, Manoj M.; Haberle, Robert M. Planeternes beboelighed omkring røde dværgstjerner  // Origins of Life and Evolution of the Biosphere  : tidsskrift  . - 1999. - Bd. 29 , nr. 4 . - S. 405-424 . - doi : 10.1023/A:1006596718708 .
  40. ↑ Ken Croswell. Rød, villig og i stand ( Fuldt genoptryk ). New Scientist (27. januar 2001). Hentet 5. august 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  41. ↑ Cain, Fraser; og Gay, Pamela. AstronomyCast episode 40: American Astronomical Society Meeting, maj 2007 . Universet i dag (2007). Hentet 17. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  42. ↑ University of Washington (13. januar 2003). 'Verdens ende' er allerede begyndt, siger UW-forskere . Pressemeddelelse . Arkiveret fra originalen 12. oktober 2010. Hentet 2007-06-05 .
  43. ↑ M Dwarfs: The Search for Life is On, Interview med Todd Henry . Astrobiology Magazine (29. august 2005). Hentet 5. august 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  44. ↑ Leslie Mullen. Galaktiske beboelige zoner . Astrobiology Magazine (18. maj 2001). Hentet 5. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  45. ↑ Ward P., Brownlee D. Rare Earth: Why Complex Life is Uncomplex in the Universe . - Springer, 2000. - S. 26–29. — ISBN 0-387-95289-6 .
  46. ↑ Dorminey, Bruce. Mørke trusler // Astronomi. - 2005. - Juli. - S. 40-45 . - .
  47. ↑ Drake, Frank. Life on a Neutron Star  (engelsk)  // Astrobiology : journal. - 1973. - Bd. 1 , nr. 5 . — S. 5 .
  48. ↑ David Darling. Neutronstjerne, liv på  (engelsk) . Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Hentet 5. september 2009. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  49. ↑ Sagan, C.; Salpeter, EE Partikler, miljøer og mulige økologier i den jovianske atmosfære  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1976. - Vol. 32 . - s. 633-637 . - doi : 10.1086/190414 . - .
  50. ↑ 12 David Darling . Jupiter, livet videre . Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Hentet 6. august 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  51. ↑ 12 Henry Bortman . Kommer snart: "Gode" Jupiters . Astrobiology Magazine (29. september 2004). Hentet 5. august 2007. Arkiveret fra originalen 15. februar 2012.
  52. ↑ Lunine, Jonathan I. Forekomsten af ​​jovianske planeter og planetsystemernes beboelighed  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal  . - 2001. - 30. januar ( bind 98 , nr. 3 ). - S. 809-814 . - doi : 10.1073/pnas.98.3.809 . - . — PMID 11158551 .
  53. ↑ The Living Worlds Hypothesis . Astrobiology Magazine (22. september 2005). Hentet 6. august 2007. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
  54. ↑ William H. Jefferys. Anmeldelse af The Privileged Planet . Nationalt Center for Naturvidenskabelige Undervisning. Hentet 18. november 2009. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.

Links

  Gå til Wikidata-elementet  I bibliografiske kataloger
 Kolonisering af rummet
Kolonisering
af solsystemet		 Kolonisering af rummet
Terraformning
Kolonisering uden
for solsystemet
Rumbebyggelser
Ressourcer og energi