Kaut arī planētas, kas riņķo ap dvīņu zvaigznēm, ir zinātniskās fantastikas pamats, vēl viens ir likt cilvēkiem dzīvot uz planētām, kuras riņķo ap sarkanām milzu zvaigznēm. Lielākā daļa no Pērtiķu planēta notiek uz planētas ap Betelgeuse. Īzaka Asimova planētas ap Arcturus Fonds sērijas veido viņa Siriusa sektora galvaspilsētu. Tika teikts, ka Supermena mājas planēta riņķo ap izdomāto sarkano gigantu Rao. Sacīkstes uz šīm planētām bieži tiek attēlotas kā vecas un gudras, jo to zvaigznes ir novecojušas un tuvojas dzīves beigām. Bet vai tiešām ir ticami, ja ir šādas planētas?
Zvaigznes neturpinās mūžīgi. Mūsu pašu Saules derīguma termiņš ir aptuveni 5 miljardi gadu. Tajā laikā ūdeņraža degvielas daudzums Saules kodolā būs beidzies. Pašlaik šī ūdeņraža saplūšana hēlijā rada spiedienu, kas neļauj zvaigznei sabrukt sevī smaguma dēļ. Bet, kad tas darbosies, šis atbalsta mehānisms būs pazudis, un Saule sāks sarukt. Šī saraušanās liek zvaigznei atkal sakarst, paaugstinot temperatūru, līdz ūdeņraža apvalks ap tagad izsmelto kodolu kļūst pietiekami karsts, lai uzņemtu serdes darbu un sāk ūdeņradi sakausēt ar hēliju. Šis jaunais enerģijas avots izspiež zvaigznes ārējos slāņus atpakaļ, liekot tai tūkstošiem reižu uzbriest, salīdzinot ar iepriekšējo izmēru. Tikmēr karstāka temperatūra, lai aizdedzinātu šo saplūšanas formu, nozīmēs, ka zvaigzne kopumā izstaros no 1000 līdz 10 000 reižu vairāk gaismas, bet, tā kā šī enerģija ir izkliedēta tik lielā virsmas laukumā, zvaigzne parādīsies sarkanā krāsā, tātad vārds.
Tātad tas ir sarkans milzis: Mirstoša zvaigzne, kas ir uzpampusi un ir ļoti spoža.
Tagad apskatīsim vienādojuma otro pusi, proti, kas nosaka planētas apdzīvojamību? Tā kā šie sci-fi stāsti neizbēgami liek cilvēkiem staigāt pa virsmu, ir jāievēro daži diezgan stingri kritēriji.
Vispirms jābūt temperatūrai, kas nav karsta un nav auksta. Citiem vārdiem sakot, planētai jāatrodas Habitable zonā, kas pazīstama arī kā “Goldilocks zona”. Tas parasti ir diezgan labs debess nekustamo īpašumu vāls. Mūsu pašu Saules sistēmā tas stiepjas no aptuveni Venēras orbītas līdz Marsa orbītā. Bet tas, kas padara Marsu un Venēru nelietīgu un Zemi salīdzinoši mājīgu, ir mūsu atmosfēra. Atšķirībā no Marsa, tas ir pietiekami biezs, lai saglabātu lielu daļu siltuma, ko mēs saņemam no saules, bet ne pārāk daudz no tā, piemēram, Venera.
Atmosfēra ir būtiska arī citos veidos. Acīmredzot tas ir tas, ko elpos nesavtīgie pētnieki. Ja ir pārāk daudz CO2, tas ne tikai ieslodzīs pārāk daudz siltuma, bet arī apgrūtinās elpošanu. Arī CO2 nebloķē Saules ultravioleto starojumu, un vēža rādītāji pieaugs. Tāpēc mums ir nepieciešama ar skābekli bagāta atmosfēra, bet ne pārāk bagāta ar skābekli, vai arī nebūs pietiekami daudz siltumnīcefekta gāzu, lai saglabātu planētu siltu.
Problēma ir tāda, ka atmosfēra, kas bagāta ar skābekli, vienkārši nepastāv bez zināmas palīdzības. Skābeklis faktiski ir ļoti reaģējošs. Tai patīk veidot obligācijas, padarot to nepieejamu brīvā atmosfērā, kā mēs vēlamies. Tas veido tādas lietas kā H2O, CO2, oksīdi utt. ... Tāpēc Marsa un Venēras atmosfērā praktiski nav brīvā skābekļa. To, cik maz viņi dara, nāk no ultravioletā starojuma, kas iedarbojas uz atmosfēru un liekās formas atdalās, īslaicīgi atbrīvojot skābekli.
Zemei ir tikai tik daudz brīva skābekļa, cik tas notiek fotosintēzes dēļ. Tas dod mums vēl vienu kritēriju, kas mums būs nepieciešams, lai noteiktu apdzīvojamību: spēju radīt fotosintēzi.
Sāksim to visu salikt.
Pirmkārt, zvaigznes evolūcija, pametot galveno secību, uzpūšot, kļūstot par sarkanu milzi un kļūstot gaišākai un karstākai, nozīmēs, ka “Goldilocks zona” virzīsies uz āru. Planētas, kas agrāk bija apdzīvojamas, piemēram, Zeme, tiks apdedzinātas, ja saule tās augšanas laikā nebūs pilnībā norijusi. Tā vietā apdzīvojamā zona atradīsies tālāk, vairāk tur, kur tagad atrodas Jupiters.
Tomēr, pat ja planēta atrastos šajā jaunajā apdzīvojamā zonā, tas nenozīmē, ka tā ir apdzīvojama ar nosacījumu, ka tai ir arī skābekļa bagāta atmosfēra. Lai to panāktu, fotosintēzes laikā atmosfēra no skābekļa badā esošās ir jāpārveido par skābekli bagātu.
Tātad jautājums ir, cik ātri tas var notikt? Pārāk lēns un apdzīvojamā zona, iespējams, jau ir aizskalojusi, vai zvaigznei, iespējams, ir beidzies ūdeņradis čaumalā un atkal sākusies sabrukšana, tikai lai aizdedzinātu hēlija saplūšanu kodolā, atkal sasalstot planētu.
Vienīgais piemērs, kas mums līdz šim ir, ir uz mūsu pašu planētas. Pirmajos trīs miljardos dzīves gadu brīvā skābekļa bija maz, līdz radās fotosintēzes organismi un sāka to pārveidot līdz līmenim, kas ir tuvu šodienai. Tomēr šis process aizņēma vairākus simtus miljonus gadu. Kaut arī ar ģenētiski modificētu baktēriju palīdzību uz planētas to, iespējams, varētu palielināt līdz desmitiem miljonu gadu, tomēr mums joprojām jāpārliecinās, ka laika grafiki darbosies.
Izrādās, laika grafiki dažādām zvaigžņu masām būs atšķirīgi. Masīvākas zvaigznes deg caur degvielu ātrāk un tādējādi būs īsākas. Tādām zvaigznēm kā Saule sarkanā milzu fāze var ilgt apmēram 1,5 miljardus gadu, tātad ~ 100x ilgāk, nekā nepieciešams skābekļa bagātas atmosfēras izveidošanai. Zvaigznēm, kas ir divreiz masīvākas par Sauli, laika grafiks samazinās tikai līdz 40 miljoniem gadu, tuvojoties mums nepieciešamā zemākajai robežai. Masīvākas zvaigznes attīstīsies vēl ātrāk. Tāpēc, lai tas būtu ticams, mums būs vajadzīgas zvaigznes ar zemāku masu, kas attīstās lēnāk. Aptuvena augšējā robeža šeit būtu divu saules masu zvaigzne.
Tomēr ir jāuztraucas vēl par vienu efektu: vai mums var būt pietiekami daudz CO2 atmosfērā, lai būtu pat fotosintēze? Lai arī oglekļa dioksīds nav tikpat reaktīvs kā skābeklis, tas arī tiek izvadīts no atmosfēras. Tas ir saistīts ar tādām sekām kā silikāta iedarbība, piemēram, CO2 + CaSiO3 -> CaCO3 + SiO2. Kaut arī šī ietekme ir lēna, tā veidojas ar ģeoloģiskiem laika periodiem. Tas nozīmē, ka mums nevar būt vecas planētas, jo tām būtu bijis viss bezmaksas CO2 ieslēgts virsmā. Šis līdzsvars tika izpētīts 2009. gadā publicētā dokumentā un noteica, ka Zemes masu planētai bezmaksas CO2 būtu izsmelts ilgi pirms vecāku zvaigzne pat sasniegtu sarkano milzu fāzi!
Tātad mums prasa zema masas zvaigznes, kas lēnām attīstās, lai būtu pietiekami daudz laika, lai attīstītu pareizo atmosfēru, bet, ja tās attīstās lēnām, tad nepietiek CO2 pa kreisi, lai jebkurā gadījumā iegūtu atmosfēru! Mēs esam iestrēguši pie īstas nozvejas 22. Vienīgais veids, kā to atkal panākt, ir atrast veidu, kā ieviest pietiekamu daudzumu jaunu CO2 atmosfērā, tiklīdz apdzīvojamā zona sāk slaucīt.
Par laimi, ir dažas diezgan lielas CO krātuves2 tikai lido apkārt! Komētas galvenokārt sastāv no sasaldēta oglekļa monoksīda un oglekļa dioksīda. Dažu no tiem sabojājot planētai, būtu pietiekams CO daudzums2 potenciāli sākt fotosintēzi (kad putekļi ir nogulējuši). Dariet to dažus simtus tūkstošus gadu pirms planētas nonākšanas apdzīvojamā zonā, nogaidiet desmit miljonus gadu, un tad planēta varētu būt apdzīvojama vēl par papildu miljardu gadu vairāk.
Galu galā šis scenārijs būtu ticams, taču ne gluži labs personīgais ieguldījums, jo jūs jau sen būtu miris, pirms varēsit gūt labumu. Iespējams, ka ilgtermiņa stratēģija kosmosā audzējošu sugu izdzīvošanai, bet ne ātra korekcija, lai iznīcinātu kolonijas un izejas.
