Wikipedia

Planeters evne til å opprettholde liv

Planeters evne til å opprettholde liv varierer, da planeter og naturlige satellitter har varierende mulighet til å utvikle og opprettholde liv.

Å forstå en planets beboelighet er delvis en ekstrapolering av jordens forhold, da det er den eneste planeten vi vet er i stand til å opprettholde liv.

Ettersom eksistensen av utenomjordisk liv ikke har blitt bekreftet, er planetær beboelighet langt på vei en ekstrapolering av forholdene på jorden og solens og solsystemets karakteristiske trekk. Som det tydelig kan sees, så fremmer ikke disse forholdene bare enkle encellede liv, men også store komplekse flercellede organismer over en lang sammenhengende periode. Forskning på disse områdene er en del av den planetariske astronomien og den relativt nye disiplinen astrobiologi.

En absolutt forutsetning for liv er en energikilde, men for at en planet skal kunne inneholde liv må mange andre geofysiske, geokjemiske og astrofysiske kriterier oppfylles. NASA har definert det fremste kriteriet for liv som «omfattende regioner med vann, forhold fordelaktige for skapingen av komplekse organiske molekyler og energikilder for å opprettholde metabolismen.»[1]

Tanken om at planeter i tillegg til jorden kanskje inneholder liv er gammel, men historisk sett var det like mye et filosofisk spørsmål som et naturvitenskapelig spørsmål. På siste del av 1900-tallet kom to gjennombrudd på området. Observasjoner av andre planeter og måner innenfor solsystemet har gitt viktig informasjon for å definere kriterier for beboelighet og har muliggjort nøyaktigere sammenligninger mellom jorden og andre objekter. Oppdagelsen av eksoplaneter på begynnelsen av 1990-tallet har gitt videre verdifull informasjon om mulighetene for utenomjojrdisk liv. Fremfor alt har man konstatert at solen ikke er unik blant stjernene, noe som har utvidet søket etter beboelige planeter utenfor solsystemet.

Egnede stjernesystemer rediger

Til tross for at objekter som er generelt jordlike kan være vanlige i universet, er det like viktig at deres omgivelser er fordelaktige for liv. Planetenes stjerner er derfor det mest grunleggende hva gjelder beboelighet. Innenfor SETIs Project Phoenix har man utviklet «HabCat», et forsøk på å katalogisere de stjernesystemene som ser ut til å kunne opprettholde liv. Denne samlingen ble til ved å gå gjennom de nærmere 120 000 stjernene i den store Hipparcoskatalogen og jobbe seg seg frem til rundt 17 000 stjerner, såkalte «HabStars». Kriteriene som brukes gir et godt utgangspunkt for å forstå de astrofysiske faktorene som er nødvendige for beboelige planeter.[2]

Spektralklasse rediger

En stjernes spektralklasse avhenger av dens fotosfæreiske temperatur, noe som for hovedseriestjerner like godt kan oversettes til masse. Foreløpig anses stjerner av spektralklasse «G» og deler av klassene «F» og «K» som de mest interessante. Dette tilsvarer i temperatur et omfang på mellom 4 000 og 7 000 K. Solen, med en spektralklasse på G2 er godt innenfor disse grensene. «Middelklassestjerner» av denne typen har et antall karakteristiske trekk som anses som viktige for eventuelle planeters beboelighet:

  • De lever minimum fem milliarder år, noe som gir liv en sjanse til å utvikles. Mer lyssterke hovedseriestjerner av de varmeste klassene «O», «B» og «A» lever vanligvis mindre enn én milliard år og er ekstremt varme, og dermed massive, stjerner kan ha en livslengde på så lite som ti millioner år.[3][a]
  • De sender ut tilstrekkelig med ultrafiolett stråling til å utløse viktige atmosfæriske effekter som blant annet dannelsen av et ozonlag, men ikke så mye at ioniseringen forstyrrer liv som har oppstått.[4]
  • Flytende vann kan eksistere på overflaten av planeter som ikke ligger så nær at planetenes ene side låses fast mot stjernen av tidevannseffekter i en bundet rotasjon (slik som månen alltid vender samme side mot jorden).

Omfanget av disse stjernene tilsvarer antakeligvis mellom 5 og 10 % av stjernene i Melkeveien, det vil si et titalls milliarder stjerner bare i vår galakse. Om de svakere «K»- og «M»-klassene (røde dverger) også er egnet som beboelige planeter er kanskje det viktigste ubesvarte spørsmålet i hele feltet da disse stjernene er svært vanlige. Gliese 581 c, en planet som blir betegnet som en «superjord» har blitt oppdaget i den beboelige sonen hos en rød dverg og kan inneholde flytende vann.

En stabil beboelig sone rediger

En beboelig sone er et teoretisk område som omgir en stjerne hvor en planet som befinner seg der skulle kunne ha flytende vann på overflaten. Etter en energikilde anses flytende vann som den viktigste ingrediensen for liv ettersom det er fullstendig avgjørende for alt liv på jorden. Dette kan selvsagt komme av at jorden er en verden rik på vann og være en feilaktig konklusjon av en vannbasert art. Om liv som ikke er avhengig av vann blir oppdaget, for eksempel i flytende ammoniakk, vil den beboelige sonen kunne økes drastisk.[b]

En stabil beboelig sone krever to forhold. Området som sonen dekker bør først og fremst ikke variere stort med tiden. Alle stjerner øker sin lysstyrke med tiden og en beboelig sone beveger seg dermed utover i ettertid, men om det skjer for fort (for eksempel med supermassive stjerner), vil planeter som bare befinne seg i sonen en kort periode og har en motsvarende sjanse til å rekke og utvikle liv. Å beregne omfanget av den beboelige sonen er aldr enkelt; for eksempel kommer mekanismer som karbonkretsløpet til å påvirke temperaturen. Antakelsen om atmosfæriske forhol og geologi har dermed en stor påvirkning på sonens omfang, likeledes med stjernenes utvikling. Den foreslåtte beboelige sonen for solen har for eksempel variert sterkt alt ettersom forskningen har gått fremover.[5]

For det andre bør ikke større objekter som en gasskjempe finnes i eller relativt nære den beboelige sonen, noe som ville forstyrret og kanskje forhindret skapelsen av jordlignende planeter fullstendig. For eksempel er asteroidebeltet restene av en stor mengde materie som aldr lyktes med å danne en planet på grunn av Jupiters kraftige gravitasjonsfelt. Om Jupiter i stedet hadde befunnet seg i det indre solsystemet ville sannsynligvis jorden aldri ha utviklet seg til den nåværende form. Man kan imidlertid tenke seg at måner til disse gasskjempene i en beboelig sone skulle kunne være beboelige under visse omstendigheter.[6]

Tidligere ansås det at indre steinrike planeter og ytre gassrike planeter, som i solsystemet, ville være det vanlige mønsteret også for andre stjerner. Men oppdagelsen av eksoplaneter har endret denne teorien fullstendig da et stort antall Jupiterlignende planeter eller større har blitt oppdaget svært nær deres stjerne. Men nåværende data representerer antakeligvis et noe skjevt syn på det hele da slike supermassive planeter nær sin egen stjerne er svært mye lettere å oppdage enn mindre eller mer avsidesliggende planeter. Det gjenstår derfor å se hvilke typer solsystem som er det normale, om det i det hele finnes noe dominerende mønster.[trenger referanse]

Lav variasjon i stjerneaktiviteten rediger

Forandringer i lysstyrken er vanlig hos alle stjerner, men omfanget av slike svingninger dekker et bredt spekter. De fleste stjerner er relativt stabile, men et betydelig mindretall er variable stjerner som dårlige kandidater for å opprettholde liv når deres uforutsigbare energistråling vil påvirke eventuelle organismer negativt. Organismer som har utviklet seg i en viss temperatur vil åpenbart få problemer med å overleve ved en plutselig og dramatisk endring til en helt annen temperatur. I tillegg er toppene i lysstyrken ofte forbundet med en stor mengde gamma- og røntgenstråling, som kan drepe enhver form for liv. Atmosfærene demper slike effekter (en økning på 10 % av solens lysstyrke fører ikke automatisk 10 % temperaturøkning på jorden), men de energirike strålingspulsene kan gradvis erodere bort atmosfæren fra planetene.

Solen hører til de stjernene med relativt svake periodiske endringer i lysstyrke og har en variasjon på rundt 0,1 % over dens elleveårige solsyklus. Det finnes sterke, men kontroversielle, beviser på at selv små endringer i den innkommende energien fra solen har en betydelig effekt på jordens klima i en historisk epoke. Den lille istid på midten av det forrige årtusen, for eksempel, kan ha blitt forårsaket av en relativt lang periode hvor solen hadde en lavere lysstyrke.[7] En stjerne behøver derfor ikke være en sann variabel stjerne for å kunne ha forskjeller i lysstyrken som påvirker beboeligheten. Av de kjente stjernene som ligner solen anses 18 Scorpii å ligge nærmest dens egenskaper. Dessverre for mulighetene for liv er den eneste betydelige forskjellen solsyklusens amplitude, som tilsynelatende er betydelig større på 18 Scorpii.[8]

Høy metallisitet rediger

Hovedandelen av materiet i alle stjerner er hydrogen og helium, men hvor mye tyngre grunnstoffer (hovedsakelig metaller) som finnes i stjerner varierer mye. En høy andel av metaller i en stjerne tilsvarer en stor mengde tyngre grunnstoff tilgjengelig i den protoplanetariske skiven. En lav mengde metaller reduserer sjansen betraktelig, ifølge soltåketeorien om solsystemets dannelse, for at planeter skal ha blitt dannet rundt en stjerne. De planeter som likevel dannes rundt en metallfattig stjerne ville sannsynligvis ha en lav masse og vil trolig være uegnet for liv. Spektroskopiske studier av solsystemer hvor eksoplaneter har blitt funnet har så langt bekreftet forholdet mellom metallrike stjerner og tilstedeværelsen av planeter. Stjerner med planeter synes generelt være langt mer metallrike enn stjernene som tilsynelatende ikke har planeter.[9]

Planetariske egenskaper rediger

 
Måner hos visse gasskjemper kan være beboelige.[10]

Den viktigste antagelsene for beboelige planeter er at de er jordlike. Slike planeter er omtrent innenfor en størrelsesorden av jordens masse og er hovedsakelig bygd opp av silikatsteiner og har ikke samlet de store gasslagrene av hydrogen og helium som de ytre gasskjempene har. Liv som kan ha utviklet seg i skytoppene på gasskjemper er ikke utelukket,[c] men det anses som usannsynlig fordi de ikke har noen overflate, i hvert fall ikke i annet enn ekstreme trykk dypt i planetens indre.[11] Disse planeters måner, derimot, er hete kandidater til himmellegemer som kan opprettholde liv.[10]

Gjennom analyser av hvilke miljøer som sannsynligvis vil kunne opprettholde liv skiller man mellom encellede organismer som bakterier og komplekse flercellede organismer som dyr. Encellede organismer må komme før flercellede i alle hypotetiske veier av evolusjon og der encellede organismer oppstår finnes det ingen garanti for at dette skal føre til mer komplekse skapninger.[d] De planetariske egenskapene som tas opp senere i dette avsnittet anses som avgjørende for liv generelt, men i alle fall bør kravene anses høyere for flercellede organismer enn for encellede organismer.

 
Mars, med sin tynne atmosfære, er kaldere enn jorden ville være med samme avstand fra solen.

Masse rediger

Planeter med lav masse anses som dårlige kandidater for liv av to grunner. Først av alt gjør den lave gravitasjonen at det er vanskelig å beholde en nevneverdig atmosfære. Gassmolekyler har større sannsynlige å oppnå unnslipningshastighet og gå tapt ved kollisjoner med solvind eller andre partikler i atmosfæren. Planeter uten en tykk atmosfære mangler materie som er nødvendig for primitiv biokjemi, de har lite isolering og dårlig varmetransport over overflaten (for eksempel Mars med sin tynne atmosfære som er kaldere enn jorden ville ha vært med samme avstand fra solen). Generelt er temperaturområdet for når er vann flytende også mindre jo lavere atmosfæretrykket blir og det må være over 608 Pa for at vann i det hele tatt skal kunne eksistere i flytende form.

Mindre planeter har imidlertid mindre diameter og dermed mer overflate i forhold til volum sammenlignet med sine større slektninger. Slike legemer har en tendens til å miste energi og bli geologisk døde kort tid etter at de blir til, noe som gjør at de mangler de vulkanene, jordskjelvene og platetektonikken som gir overflaten de livsviktige materialene og atmosfæren med temperaturmodererende grunnstoffene som karbondioksid. Platetektonikk synes spesielt viktig, i hvert fall på jorden. Ikke bare tilbakefører syklusen viktige kjemikalier og mineraler, det setter også fart i det biologiske mangfoldet ved dannelsen av kontinenter og økende miljøkompleksitet. De konvektive cellene som kontrollerer platetektonikken er også nødvendig for å generere jordens magnetfelt.[12]

«Lav masse» er selvsagt et relativt begrep. Jordens masse vurderes som lav sammenlignet med solsystemets gasskjemper, men det er den største, både i form av diameter og masse, og har den høyeste tettheten av alle terrestriske planeter.[e] Den er stor nok til å opprettholde en atmosfære bare ved hjelp av tyngdekraften og stor nok til å ha en flytende kjerne gjenstår som varmemotor i planetens indre (nedbryting av radioaktive grunnstoff i jordens kjerne er den fremste kilden til varme), noe som driver en lang rekke geologiske prosesser ved overflaten. Mars på den andre siden er svært nær å kunne vurderes som geologisk død og har trolig bare en svært begrenset gjenstående geologisk aktivitet, og på grunn av dette har også planeten mistet størstedelen av sin atmosfære.[13] Det er derfor vanlig å anse at den nedre grensen for beboelighet ligger et sted mellom Mars og jorden. 0,3 jordmasser har blitt foreslått som en omtrentlig grense for beboelige planeter.[14] Eksepsjonelle omstendigheter kan imidlertid gjøre at liv kan opprettholdes på langt mindre himmellegemer enn det. Jupiters måne Io er svært vulkansk aktiv på grunn av de gravitasjonelle kreftene som månen utsettes for av Jupiters store masse. Den nærliggende Europa spekuleres i å ha et svært dypt hav med flytende vann under en skorpe med is, og havet antas å ha blitt skapt av gravitasjonelle krefter. Saturnmånen Titan har klart å beholde en tett atmosfære hvor kjemiske reaksjoner kan være mulige. Disse satellittene er unntak, men de viser at massen som et kriterium ikke kan anses som definitive.

Til slutt er det trolig at en stor planet har en stor kjerne av jern. Dette kan føre til et magnetisk felt for å beskytte planeten fra solvinden som ellers eroderer bort planetariske atmosfærer og bombarderer levende organismer med ioniserte partikler. Masse er ikke det eneste kriteriet for å skape et magnetfelt – en planet må også rotere raskt nok til å skape en dynamoeffekt i kjernen[15] – men det er en viktig del av prosessen.

Omløpsbane og rotasjon rediger

Som med andre kriterier er stabiliteten av avgjørende betydning når man avgjør hvilken effekt ulike baneparametre har på planetens mulighet til å opprettholde liv. Eksentrisitet er forskjellen mellom den nærmeste og den lengste avstanden en planet kommer fra sin stjerne. En høy eksentrisitet betyr høye temperatursvingninger på planetens overflate. Selv om livsformer er dyktige til å tilpasse seg kan levende organismer bare stå imot en viss mengde variasjoner, spesielt hvis svingningene overlapper både frysepunktet såvel som kokepunktet for vann (eller muligens andre væsker for utenomjordisk liv). Om for eksempel jordens hav skulle veksle mellom å koke og bunnfryse er det vanskelig å se hvordan livet slik vi kjenner det skulle kunne utvikle seg og overleve. En mer kompleks organisme er generelt mer følsom for temperatursvingninger enn en enklere organisme.[16] Jordens bane er en nesten perfekt sirkel med en eksentrisitet på mindre enn 0,02. Med unntak av Merkur har også de andre planetene i solsystemet baner med relativt lav eksentrisitet.

Data som samles inn om ekstrasolare planeters eksentrisitet har overrasket mange siden 90 % har en eksentrisitet større enn det som er vanlig i solsystemet. Gjennomsnittet er på hele 0,25.[17] Høy eksentrisitet betyr trolig en grense for planetens beboelighet, men eksakt hvor grensen for når problemet blir kritisk går er uklart.

En planets bevegelser rund sin rotasjonsakse bør også oppfylle visse kriterier dersom det skal anses sannsynlig at liv kan utvikle seg. En første antagelse er at en planet ikke bør ha for store forskjeller mellom ulike sesonger, men fremdeles ikke mangle dem helt. Hvis en planet har liten eller ingen aksehelning (oblikvitet) vil ikke sesonger oppstå, og en viktig stimulans til biosfærens dynamikk ville ikke eksistert. Planeten ville også være kaldere enn den ville ha vært med en betydelig helning med største strålingsintensitet alltid konsentrert i noen få grader rundt ekvator. Varmt vær ville ikke kunne bevege seg mot polene og verdene ville bli dominert av polare værsystemer.

Om en planet på den andre siden har en ster helning ville sesongene bli ekstreme, noe som ville gjøre det vanskelig for biosfæren å oppnå homeostase. Selv om man i kvartær har sett at høyere aksehelning har samsvart med reduserte poliser, varmere temperaturer og mindre variasjon mellom sesongene, er det usikkert om denne trenden vil fortsette ved enda høyere aksehelninger (se snøballjorden)

Den nøyaktige effekten av disse endringene kan bare modelleres for nåtiden, og studier har vist at selv ekstreme vinkler på opp til 85 grader ikke definitivt utelukker liv.[18] Ikke bare den gjennomsnittlige aksehelningen bør vurderes, men også dens variasjoner over tid. Jordens aksehelning varierer mellom 21,5 og 24,5 grader over en periode på 41 000 år. Mars, som har ikke har en stabiliserende måne og som påvirkes sterkere av Jupiter, har mye høyere variasjoner. En slik variasjon, spesielt om den kommer i korte sykluser, ville kunne forårsake problemer for livet.

Andre baneparametre som det tas hensyn til:

  • Planeten bør rotere relativt rask slik at døgnsyklusen ikke er for lang. Om en dag tar flere år vil temperaturforskjellen mellom dag og natt bli ekstrem, noe som minner om problemene med en planet med ekstrem høy eksentrisitet.
  • Planeten bør også rotere raskt nok slik at en magnetisk dynamo kan starte i jernkjernen og produsere og opprettholde et magnetfelt.
  • Endringer i rotasjonsaksens retning (presesjon) bør ikke være for kraftige. Presesjon ikke i seg selv påvirke beboeligheten ettersom den endrer retningen på helningen og ikke gradetallet. Men presesjon har en tendens til å forsterke variasjoner som skyldes andre forskjeller mellom baneparametrene (se Milanković-syklusene). Jordens presesjon skjer med en syklus på 26 000 år.

Jordens måne fungerer som en form for et anker for jordens aksehelning, som i sin tur reduserer klimavariasjonene. Det har vært antydet at en kaotisk helning kan være avgjørende for om en planet er beboelig eller ikke, med andre ord ville en stor satellitt som jordens måne ikke bare være medvirkende, men faktisk nødvendig for å skape et stabilt system hvor liv kan trives.[19] Dette synet er så langt omtvistet.[f]

Geokjemi rediger

Det er generelt antatt at utenomjordisk liv som kan eksistere vil være basert på den samme grunnlegende kjemien som på jorden, ettersom de viktigste grunnstoffene for liv slik vi kjenner det – karbon, hydrogen, oksygen og nitrogen – også er de vanligste kjemisk reaktive stoffene i universet. Enkle biogene stoff, som aminosyrer, har blitt funnet i meteoritter og i det interstellare rommet. Disse fire elementene står tilsammen for over 96 % av jordens samlede biomasse. Kull har en unik evne til å danne bindinger til andre kullatomer og skape store molekyler med avanserte og varierte strukturer. Dette gjør det ideelt som material for de komplekse mekanismene som utgjør levende celler. Hydrogen og oksygen, i form av vann, danner et løsemiddel for liv hvor biologiske prosesser kan finne sted og hvor de første reaksjonene som førte til livets oppstandelse fant sted. Energien som frigjøres ved skapelsen av den kraftige kovalente bindingen mellom karbon og oksygen, som er tilgjengelig ved oksidering av organiske materialer, er drivstoffet for alle komplekse livsformer. Disse fire elementene utgjør aminosyrer, som i sin tur er byggesteinene i proteiner, substansen for levende vev.

En relativ mengde i rommet trenger ikke alltid reflekter forholdet mellom elementene i planetene. For eksempel, av de fire elementene liv avhenger av er bare oksygen tilstede i nevneverdige mengder i jordskorpen.[20] Dette kan delvis forklares med det faktum at flere av disse stoffene, som hydrogen og nitrogen, sammen med deres enkleste og vanligste forbindelser som karbondioksid, karbonmonoksid, metan, ammoniakk og vann befinner seg i gassform ved høye temperaturer. I den varme regionen nær solen har ikke disse flyktige forbindelsene spilt noen viktig rolle i planetenes geologiske dannelse. I stedet ble de fanget i de relativt nye skorpene, som i hovedsak består av steinete, solide materialer som silikat (en stoff som består av kisel og oksygen, noe som forklarer oksygenets vanlige forekomst). Utgassing av flyktige stoff gjennom de første vulkanene ville ha bidratt til etableringen av planetenes atmosfærer. Det kjente Miller-Urey-eksperimentet viste at med tilgjengelig energi kan aminosyrer dannes dra synteser av de enkle stoffene som jordens atmosfære var antatt å ha bestått av siden sin tidlige historie. Dette eksperimentet benyttet seg imidlertid av en annen sammensetning av atmosfæren enn det som er antatt å være tilfellet for den tidlige jorden. I forsøk med de nye forutsetningene dannes det fortsatt aminosyrer, men i langt mindre grad.

Til tross for utgassingen av flyktige gasser fra jordens indre anses de ikke å ha stått for de store mengder med vann som finnes i jordens hav.[21] Størstedelen antas i stedet å ha kommet fra den ytre delen av solsystemet hvor vannet kunne eksistere i fast form. Kometer som kolliderer med jorden i solsystemets tidlige periode bør ha deponert store mengder vann på de indre planetene, sammen med andre flyktige stoffer som liv avhenger av (inkludert aminosyrer), som ga en rask start for utviklingen av livet på jorden.

Det er derfor grunn til å tro at selv om de fire «livssoffene» bør være tilgjengelig selv på andre steder, så kreves formodentlig også tilførsel av store mengder materie fra de ytre delene av solsystemet. Uten disse kometene er det mulig at liv slik vi kjenner det ikke ville ha eksistert på jorden.

Alternative stjernesystemer rediger

Når astronomer bedømmer mulighetene for liv har man oftest fokusert på stjerner som ligner solen. Men man har også begynt å forske på mulighetene for liv i systemer som er svært ulikt vårt eget.

Binære system rediger

Vanlige oppfatninger anslår at rundt halvparten av alle stjerner faktisk er dobbeltstjerner. Dette kan vise seg å være noe galt da de massive og lysende stjernene som er lettest å utforske oftere er en del av et flerstjernet system enn mindre stjerner. Men et stort antall stjerner inngår fremdeles i slike systemer, trolig minst en tredjedel.[22]

Avstanden mellom stjernene i et binært systemer kan variere fra mindre enn en astronomisk enhet (avstanden mellom jorden og solen), til flere hundre. I sistnevnte tilfelle vil de gravitasjonelle effektene på en planet rundt en ellers hensiktsmessig stjerne være neglisjerbare og dets potensial til støtte liv vil ikke bli påvirket med mindre binærstjernens bane er svært eksentrisk. Når avstanden er mye mindre er en stabil bane imidlertid umulig. Om en planets avstand fra stjernen sin er større enn en femtedel av avstanden til de andrestjernene kan ikke stabiliteten i banen garanteres.[23] Om planeter i det hele kan dannes i binære stjernesystemer har lenge vært et hett område for debatt blant astronomer med tanke på at de gravitasjonelle kreftene kan forstyrre dannelsen av planeter. Teoretiske studier av Alan Boss ved Carnegie Institute har vist at gasskjemper like gjerne kan dannes rundt stjerner i binære stjernesystem som rundt enslige stjerner.[24]

En studie av Alpha Centauri, det nærmeste stjernesystemet fra solen, antyder at man ikke trenger å se bort fra binære stjerner i jakten på beboelige planeter. Centauri A og B har en avstand på 11 AE som nærmest og 23 AE i gjennomsnitt, og begge bør ha stabile beboelige soner. En studie av omløpsbaners stabilitet for simulerte planeter i systemet viser at planeter innenfor rundt 3 AE sannsynligvis er stabile Den beboelige sonen for disse stjernene har blitt anslått til ca. 1,2–1,3 AE og 0,73–0,74 AE for Centauri A og Centauri B, godt innenfor den stabile regionen i begge tilfellene.[25]

Røde dvergsystem rediger

 
Relative stjernestørrelser og fotosfæriske temperaturer. En planet rundt en rød dverg som den som er vist her vil trenge en bane nær sin stjerne for å oppnå jordlignende temperaturer, noe som sannsynligvis ville føre til en bundet rotasjon.

Å bestemme beboeligheten hos røde dverger ville bety mye for å avgjøre hvor vanlig liv kan være i universet ettersom de står for opp mot 90 % av alle stjerner i galaksen. Brune dverger er sannsynligvis enda vanligere, men de klassifiseres generelt ikke som stjerner og kan ikke støtte liv som vi forstår det ettersom den lille varmen de genererer forsvinner raskt.

I mange år har astronomer vært svært skeptiske til liv på røde dverger. Deres begrensede størrelse (fra 0,1–0,6 solmasser) betyr at kjernereaksjonene foregår eksepsjonelt langsom og at de sender ut svært lite lys (fra 3 % til så lite om 0,01 % av solens luminositet). En planet i en bane rundt en rød dverg ville måtte befinne seg svært nær stjernen for å oppnå jordlignende temperaturer. Avstanden erm fra rundt 0,3 AE (rett innenfor Merkurs bane) for en stjerne som Lacaille 8760 til så lite som 0,032 AE for en stjerne som Proxima Centauri.[26] En slik verden ville hatt et år som varte kun 6,4 dager. Ved disse avstandene ville stjernens gravitasjon føre til en bundet rotasjon. Den belyste siden av planeten ville alltid være rettet mot stjernen mens nattsiden alltid ville værer rettet bort fra den. Den eneste måten potensielt liv skulle kunne unngå enten et inferno eller dypfrysing er om planeten har en atmosfære tykk nok til å effektivt spre ut temperaturen fra dagsiden til nattsiden. Det var lenge antatt at en så tykk atmosfære ville hindre sollys i å nå bakken og dermed ikke tillate fotosyntese.

Dennepessimismen har nylig i stor grad blitt trukket tilbake som et resultat av ny forskning. Studier av Robert Haberle og Manoj Joshi ved NASAs Ames Research Center i California har vist at en planets atmosfære (forutsatt at den inneholder drivhusgassene CO2 og H2O) ikke trenger å være tettere enn 100 millibar, tilsvarende 10 % av jordens atmosfære, for å effektivt overføre stjernens varme til nattsiden.[27] Det er godt innenfor de grensene som kreves for fotosyntese, men vann kan fremdeles fryse til is i noen av modellene. Martin Heath ved Greenwich Community College har vist at sjøvann også kan sirkuleres effektivt uten å fryse til is om havene er dype nok til å tillate fri flyt under nattsidens isdekke. Videre studier som inkluderer mengden av fotosyntetisk aktiv stråling antyder at planeter med bunden rotasjon i dvergsystem i det minste kan være beboelige for planeter.[28]

Størrelsen er imidlertid ikke den eneste faktoren som indikerer at røde dverger kan ha problemer med å støtte liv. Fotosyntese som vi forstår det vil kompliseres av det faktum at røde dverger produserer den største andelen av sin stråling i det infrarøde spektret, og på jorden er den prosessen avhengig av synlig lys. Det finnes imidlertid potensielle fordeler med et slikt system. Bundet rotasjon vil gjøre at plantene aldri trenger å vri seg etter solen, rammes av endringer som skygger og solmønster eller slå om fra fotosyntese til lagret energi om natten. Ettersom en døgnsyklus mangler vil planter på dagsiden kunne ta imot stråling uavbrutt.

Røde dverger er generelt betydelig mer variable og voldsomme enn deres større slektninger. Ofte er de dekket av solflekker som kan minke utsendt lys med opp til 40 % i måneder i strekk, samtidig som de kan sende ut gigantiske flares i voldsomme utbrudd som kan doble lysstyrken i flere minutter.[29] Slike variasjoner vil antakelig være svært skadelig for liv ettersom det ikke bare ville ødelegge komplekse molekyler som potensielt kan danne biologiske forløpere, men vil også blåse bort store deler av planetens atmosfære. Hvis en planet skal kunne beskytte liv så nær en rød dverg må den ha et raskt roterende magnetfelt som effektivt kan avverge partikkelstormer. Planeter i bundet rotasjon har imidlertid en svært langsom rotasjon – en runde per år – noe som betyr at den ikke kan skape en dynamo i kjernen. Den voldsomme perioden hos en rød dverg er anslått å avta etter rundt 1,2 milliarder år. Om en planet dannes langt nok unna til å unngå bundet rotasjon i den første voldsomme perioden og deretter migrerer nærmere stjernen er det mulig at liv kan ha en sjanse til å oppstå.[30]

Røde dverger har imidlertid en stor fordel fremfor andre stjerner; de lever ekstremt lenge. Det tok 4,5 milliarder år for menneskeheten å oppstå på jorden og liv slik vi kjenner det vil kanskje bare oppleve egnede forhold i en halv til én milliard år til før solens lysstyrke har økt for mye.[31] Røde dverger på sin side, spesielt de mindre variantene, kan leve hundrevis av milliarder av år på grunn av sin langsomme nukleosyntese. Dette gir livet lang tid på å oppstå og utvikles. Videre oppveies den lave sannsynligheten for å finne en planet i den relativt smale beboelige sonen hos en rød dverg av det faktum at de er så vanlige. Den totale mengden beboelig sone er trolig omtrent den samme blant alle de røde dvergene tilsammen som den er rundt alle sollignende stjerner tilsammen.[32] Den første tenkelige jordlignende planeten som er blitt oppdaget, Gliese 581 c, har bitt oppdaget ved den varme grensen av den beboelige sonen, og dens stjerne, Gliese 581, er virkelig en rød dverg.

Massive stjerner rediger

Nylig forskning antyder at svært store stjerner, større enn ~100 solmasser, kan ha planetsystem bestående av hundrevis av planeter på størrelse med Merkur innenfor den beboelige sonen. Slike systemer kan også inneholde brune dverger og stjerner med mindre masse (~0,1–0,3 solmasser).[33]

Andre hensyn rediger

Alternativ biokjemi rediger

Mens de fleste studiene av mulig utenomjordisk liv begynner med den forutsetning at avanserte livsformer må ha tilsvarende krav som for liv på jorden, finnes det hypoteser om alternativ biokjemi som antyder muligheten for livsformer som utvikler seg rundt en metabolisme som er forskjellig fra det som er kjent på jorden. Det er en mulighet for at andre stoffer enn de som er nødvendige på jorden kan danne et biokjemisk grunnlag for liv andre steder. Tanken bak biokjemiske sykluser som ikke er karbon-basert er best kjent fra science fiction.

«Snille gasskjemper» rediger

«Snille gasskjemper» (engelsk «Good Jupiters») er gasskjemper som, på samme måte som solsystemets Jupiter, har en bane rundt sin stjerne som er langt nok borte fra den beboelige sonen til å ikke forstyrre den, men nær nok til å beskytte jordlignende planeter i en nærmere bane på to kritiske måter. Den første er at det stabiliserer deres baner og dermed klimaet. Den andre er at de holder det indre soslystemet relativt rent for kometer og asteroider som ellers kan ha ødeleggende konsekvenser.[34] Jupiters bane er omtrent fem ganger lengre fra solen enn det jordens er. Dette er omtrent avstanden man ville forvente å finne «snille gasskjemper» i andre solsystem. Jupiters rolle som «støvsuger» i solsystemet ble godt illustrert i 1994 da kometen Shoemaker-Levy 9 slo ned på gasskjempen. Hadde ikke Jupiters gravitasjon fanget kometen hadde den fremdeles eksistert og vært i stand til å kollidere med en planet i det indre solsystemet på et senere tidspunkt.

Tidlig i solsystemets historie kan Jupiter på sett og vis ha spilt en motsatt, men om mulig enda viktigere rolle. Den medførte en økning i eksentrisiteten til asteroidebeltets baner som igjen førte til at mange asteroider krysset jordens bane og overførte flyktige stoffer til jorden. Før jorden hadde nådd halvparten av sin nåværende masser ble legemer av is slynget fra Jupiter-/Saturn-regionen og asteroidebeltet mot jorden på grunn av de gravitasjonelle påvirkningene fra Jupiter og til en viss grad også Saturn.[35] Dermed er de ikke bare verdifulle skjold i dag, de hjalp også til med å gi forsyne jorden med viktige materialer for livsgrunnlag tidlig i solsystemets historie.

I motsetning til vår «snille Jupiter» har man oppdaget en rekke Jupiter-lignende objekter som har en bane for nær den beboelige sonen, men ikke i andre solsystem (for eksempel 47 Ursa Majoris). Det finnes også de som har en så elliptisk bane som at de krysser den beboelige sonen (som 16 Cygni B), noe som gjør det svært vanskelig, om ikke umulig, at en planet lik jorden kan eksistere i systemet.

Det galaktiske nabolaget rediger

Man har også vurdert muligheten for at det er visse områder i galaksen som er mer egnet for liv enn andre. Siden det nå er fastlagt at Melkeveien er en stavspiralgalakse vil også bli stilt spørsmål ved andre steder enn torusformede soner. Stedet hvor solsystemet befinner seg i, i den lille Orion-armen i galaksens ytre deler, regnes for å være et fordelaktig sted:[36]

  • Den er ikke i en kulehop hvor høy tetthet av stjerner kan være skadelig for liv med tanke på omfattende stråling og gravitasjonelle forstyrrelser. Kulehoper består ofte hovedsakelig av eldre, sannsynligvis metallfattige, stjerner.
  • Den er ikke i nærheten av en aktiv kilde til gammastråling.
  • Den er ikke i nærheten av den galaktiske kjerner hvor tettheten av stjerner igjen øker risikoen for skader (for eksempel fra magnetarer og supernovaer). Ett eller flere supermassive sorte hull antas også å finnes i galaksens sentrum, som av naturlige årsaker ikke er gunstig å befinne seg i nærheten av.

Solens relativt isolerte posisjon synes dermed å være hva et livsstøttende system trenger. Hvis solen var trengt inne blant andre stjerner ville risikoen for å være dødelig nær kraftige strålekilder økt betraktelig. Videre ville nære naboer kunne forstyrre stabiliteten hos objekter i Kuiperbeltet og Oorts sky kunne medført et stort antall styrtende mot det indre solsystemet hvor de kan forårsake store ødeleggelser.

Mens for tette konsentrasjoner av stjerner har vist seg å være negativt, gjelder det samme for ekstrem isolasjon. En stjerne så metallrik som solen ville sannsynligvis ikke ha blitt skapt i de ytre delene av galaksen på grunn av forholdet mellom forekomsten av metaller og dannelsen av stjernesystem. Derfor er en «forstad»-posisjon, som vår egen, trolig å foretrekke fremfor det galaktiske sentrum eller den ekstreme utkanten.[37]

Livets påvirkning på beboeligheten rediger

Et tillegg til de faktorene som støtter fremveksten av livet er det faktum at livet i seg selv, når det først har blitt dannet, vil være en faktor for beboelighet. Et viktig eksempel på jorden var produksjonen av oksygen ved primitive blågrønnbakterier og til slutt plantene, som førte til en drastisk endring i sammensetningen av atmosfæren. Dette oksygenet skulle vise seg å være fundamentalt for senere arter som for eksempel mennesker.

Sammenhengen mellom liv og etterfølgende beboelighet har blitt utforsket på flere måter. Gaia-hypotesen, en klasse vitenskapelige modeller av geo-biosfæren, som først og fremst ble fremsatt av James Lovelock i 1975, argumenterer at livet i sin helhet fremmer og vedlikeholder egnede forhold for seg selv ved å hjelpe til med å skape de planetariske miljøene som passer dem. Den mest dramatiske tolkningen av Gaia er at planetære systemer oppfører seg som en slags organisme. De mest fremgangsrike livsformene forandre sammensetningen av luften, vannet og jorden på en måte som sikrer deres egen eksistens. Dette er en kontroversiell forlengelse av de aksepterte lovene innen økologien.

Konsekvensene av at biota skulle inneholde en felles forutseenhet kan utfordres som uvitenskapelig og ikke-verifiserbar. Forskere innen hovedfasen har imidlertid kommet frem lignende konklusjoner, uten at å nødvendigvis akseptere teologien antydet av Lovelock. David Grinspoon har foreslått en «Levende verdens-hypotese» (eng. «Living Worlds hypothesis») hvor vår oppfatning av beboelighet ikke kan skilles fra liv som allerede eksisterer på en planet. Planeter som er geologisk og meteorologisk levende er vesentlig mer sannsynlig å være biologisk levende og en «planet og dens liv vil utvikles sammen»[38]

I 2004 ble boken The Priviliged Planet gitt ut av astronomen Guillermo Gonzales og filosofen Jay Richards. Boken utforsker muligheten for en sammenheng mellom beboeligheten på en planet og dens egnethet for å observere resten av universet. Denne idéen om en «privilegert» posisjon for jordens liv er omtvistet på grunn av dens filosofiske konsekvenser, spesielt hva noen anser som et brudd på Kopernikus' prinsipper.

Mikromiljøer rediger

En annen kompliserende faktor i letingen etter beboelige planeter er at bare en liten del av en planet trenger å være beboelig for å støtte visse former for liv. Astrobiologer anser ofte seg selv som mikromiljøforskere ettersom «det mangler en fundamental forståelse av hvordan evolusjonære krefter som mutasjon, seleksjon og genetiske drivkrefter fungerer i mikroorganismer som opptrer på og reagerer på skiftende mikromiljøer.»[39]

For eksempel kan en planet, som ellers vil være ute av stand til å opprettholde en atmosfære på grunn av de kraftige solvindene i dens nærhet, være i stand til å gjøre det i en dyp skyggefull kløft eller i vulkanske grotter.[40] Carl Sagan utforsket eksempler på dette konseptet i solsystemet og evaluerte i en artikkel i 1976 muligheten for at organismer som alltid er luftbårne kan overleve i Jupiters øvre atmosfære, til tross for at Jupiters overflate utvilsomt er ubeboelig.[41]

Noter og referanser rediger

Noter
  • a Livet synes å ha oppstått på jorden så tidlig som ca. 500 millioner år etter dens dannelse. Stjerner av spektralklasse «A» (som lever mellom ca. 600 millioner og 1,2 milliarder år) og en mindre del av klasse «B»-stjerner (som lever mellom 10+ og 600 millioner år) skulle kunne passe inn i dette vinduet. Det finnes i det minste en sterk teoretisk mulighet for at liv kan oppstå i slike systemer, men det skulle med stor sikkerhet ikke kunne nå et komplekst nivå ettersom lysstyrken øker mye raskere. Sannsynligheten for liv rundt klasse «O»-stjerner er ekstremt liten ettersom de bare lever opp mot 10 millioner år.
  • b At Europa og til en viss grad Titan (henholdsvis 3,5 og 8 AE utenfor solens egne beboelige sone) anses som fremtredende utenomjordiske kandidater for områder med liv understreker problemet med konseptet av en beboelig sone. Det bruker ofte å hevdes i sekundære kilder at beboelige planeter «må» befinne seg i den beboelige sonen, noe som gjenstår å bevise.
  • c I Evolving the Alien evaluerer Jack Cohen og Ian Stewart mulige scenarier der liv kan skapes i skytoppene på gasskjemper. Et lignende forslag ble presentert av Carl Sagan der han foreslo at Jupiters skyer kan inneholde liv.[42]
  • d Det er en voksende enighet om at encellede mikroorganismer kan være vanlig i universet, spesielt siden en erkjennelse av at jordens ekstremofiler trives i miljøer som inntil nylig var antatt å ikke kunne opprettholde liv. Eventuelle forekomster av komplekse flercellet liv forblir mer kontroversielt. I Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe argumenterer paleontologen Peter Ward og Donald Brownlee at mikrobiologisk liv sannsynligvis er svært vanlig, mens flercellet liv er svært uvanlig og kanskje unikt for jorden. Nåværende kunnskap om jordens historie støtter delvis denne teorien; flercellede organismer oppstod trolig for om lag 1,2 milliarder år siden når livet med encellede organismer allerede hadde eksistert opp mot 2,5–3 milliarder år. at livet på jorden forble encellet så lenge understreker at det store steget som ble tatt mot flercellede organismer ikke er så åpenbart.
  • e Solsystemet mangler planeter med en masse som ligger mellom jordens og de to minste gasskjempene Uranus og Neptun, som har henholdsvis 15 og 17 jordmasser. Dette er sannsynligvis en tilfeldighet da det ikke finnes noe innen geofysikken som forhindre slike planeter (se for eksempel OGLE-2005-BLG-390Lb) og vi bør forvente å finne en mengde planeter i galaksen med en masse mellom 2 og 14 jordmasser. Om stjernesystem ellers er fordelaktige for liv kan slike planeter være gode kandidater for liv ettersom de vil være store nok til å beholde sin indre dynamikk og atmosfære over milliarder av år, men samtidig ikke så store at de akkumulerer store gasstepper som begrenser muligheten for liv.
  • f Ifølge den dominerende teorien ble månen skapt når et Mars-lignende objekt kolliderte med jorden i en skrå vinkel. En del av materiet som ble revet løs ble samlet i en bane og dannet månen (se månens opprinnelse). Det har vært antatt at slike kollisjoner er sjeldne, noe som reduserer sannsynligheten for andre lignende systemer og dermed sjansen for andre beboelige planeter. Andre prosesser for å danne en måne er imidlertid tenkelige og muligheten for at en planet kan opprettholde liv uten en måne er ikke motbevist.
Referanser
  1. ^ «Goal 1: Understand the nature and distribution of habitable environments in the Universe». Astrobiology: Roadmap (engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 11. mars 2012. Besøkt 4. oktober 2011. 
  2. ^ Turnbull, Margaret C., and Jill C. Tarter. "Target selection for SETI: A catalog of nearby habitable stellar systems," The Astrophysical Journal Supplement Series, 145: 181–198, mars 2003. (Link Arkivert 9. november 2006 hos Wayback Machine.).
  3. ^ «Star tables» (engelsk). California State University, Los Angeles. Arkivert fra originalen 17. mars 2008. Besøkt 4. oktober 2011. 
  4. ^ Kasting, James F.; Whittet, D.C.; Sheldon, W.R. (1997). «Ultraviolet radiation from F and K stars and implications for planetary habitability». Origins of Life and Evolution of Biospheres (engelsk) (27 utg.) (4): 413-420. Besøkt 8. august 2007. 
  5. ^ Kasting, James F.; Whitmore, Daniel P.; Reynolds, Ray T. (1993). «Habitable Zones Around Main Sequence Stars» (PDF). Icarus (engelsk) (101): 108-128. Arkivert fra originalen (PDF) 18. mars 2009. Besøkt 4. oktober 2011. 
  6. ^ Williams, Darren M.; Kasting, James F.; Wade, Richard A. (1997). «Habitable moons around extrasolar giant planets». Nature (engelsk) (385): 234–236. doi:10.1038/385234a0. Besøkt 4. oktober 2011. 
  7. ^ «The Little Ice Age». Department of Atmospheric Science (engelsk). University of Washington. Arkivert fra originalen 11. mars 2012. Besøkt 5. oktober 2011. 
  8. ^ «18 Scorpii» (engelsk). Sol Company. Besøkt 5. oktober 2011. 
  9. ^ 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 (engelsk). University of Colorado. Arkivert fra originalen (PDF) 11. mars 2012. Besøkt 5. oktober 2011. 
  10. ^ a b «An interview with Dr. Darren Williams» (engelsk). Astrobiology: The Living Universe. 2000. Arkivert fra originalen 28. august 2007. Besøkt 5. oktober 2011. 
  11. ^ «Could there be life in the outer solar system?». Millennium Mathematics Project, Videoconferences for Schools (engelsk). University of Cambridge. 2002. Besøkt 5. oktober 2011. 
  12. ^ Ward, Peter and Donald Brownlee. Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe, pp. 191–220, Springer, 2000.
  13. ^ «The Heat History of the Earth». Geolab (engelsk). Arkivert fra originalen 11. mars 2012. Besøkt 5. oktober 2011.  Parameteren |utgivaer= støttes ikke av malen. (hjelp)
  14. ^ Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (januar 2007). «High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability» (PDF). Astrobiology (engelsk) (Preprint). Besøkt 5. oktober 2011. 
  15. ^ «Magnetic Field of the Earth» (engelsk). Georgia State University. Besøkt 5. oktober 2011. 
  16. ^ Rare Earth, pp. 122–123.
  17. ^ Bortman, Henry (22. juni 2005). «Elusive Earths» (engelsk). Astrobiology Magazine.  Parameteren |hämtdatum= støttes ikke av malen. (hjelp)
  18. ^ «Planetary Tilt Not A Spoiler For Habitation» (engelsk). Penn State University. 25. august 2003. Arkivert fra originalen 19. august 2013. Besøkt 5. oktober 2011. 
  19. ^ Lasker, J.; Joutel, F.; Robutel, P. (1993). «Stabilization of the earth's obliquity by the moon». Nature (engelsk) (361 utg.) (6413). Besøkt 5. oktober 2011.  Parameteren |suder= støttes ikke av malen. (hjelp)
  20. ^ Darling, David. «Elements, biological abundance» (engelsk). Besøkt 8. oktober 2011.  Parameteren |utgivEre= støttes ikke av malen. (hjelp)
  21. ^ «How did the Earth Get to Look Like This?». The Electronic Universe Project (engelsk). University of Oregon. Arkivert fra originalen 4. februar 2012. Besøkt 8. oktober 2011. 
  22. ^ «Most Milky Way Stars Are Single». Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. 30. januar 2006. Arkivert fra originalen 13. august 2007. Besøkt 5. juni 2007.  Parameteren |død_lenke= støttes ikke av malen. (hjelp)
  23. ^ «Stars and Habitable Planets». www.solstation.com (engelsk). Sol Company. Arkivert fra originalen 28. juni 2011. Besøkt 8. oktober 2011. 
  24. ^ «Planetary Systems can from around Binary Stars» (engelsk). Carnegie Institution. januar 2006. Arkivert fra originalen 15. mai 2011. Besøkt 8. oktober 2011. 
  25. ^ Wiegert, Paul A.; Holman, Matt J. (1997). «The stability of planets in the Alpha Centauri system». The Astronomical Journal (engelsk) (113 utg.) (4): 1445-1450. Besøkt 11. august 2007. 
  26. ^ «Habitable zones of stars». NASA Specialized Center of Research and Training in Exobiology (engelsk). University of Southern California, San Diego. Arkivert fra originalen 21. november 2000. Besøkt 8. oktober 2011. 
  27. ^ Joshi, M. M.; Haberle, R. M.; Reynolds, R. T. (1997). «Simulations of the Atmospheres of Synchronously Rotating Terrestrial Planets Orbiting M Dwarfs: Conditions for Atmospheric Collapse and the Implications for Habitability». Icarus (engelsk) (129 utg.) (2): 450-465. Arkivert fra originalen 11. januar 2012. Besøkt 8. oktober 2011. 
  28. ^ 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 utg.) (4): 405-424. Besøkt 8. oktober 2011.  Parameteren | språk= støttes ikke av malen. (hjelp)
  29. ^ Croswell, Ken (27. januar 2001). «Red, willing and able» (Full reprint) (engelsk). New Scientist. Besøkt 8. oktober 2011. 
  30. ^ Cain, Fraser; Gay, Pamela (2007). «AstronomyCast episode 40: American Astronomical Society Meeting, May 2007». Universe Today (engelsk). Arkivert fra originalen 25. mai 2012. Besøkt 8. oktober 2011. 
  31. ^ «'The end of the world' has already begun, UW scientists say» (engelsk). University of Washington. 13. januar 2003. Arkivert fra originalen 12. oktober 2010. Besøkt 8. oktober 2011. 
  32. ^ «M Dwarfs: The Search for Life is On, Interview with Todd Henry» (engelsk). Astrobiology Magazine. 29. august 2005. Besøkt 8. oktober 2011. .
  33. ^ Kashi, Amit and Soker, Noam (2011). «The outcome of the protoplanetary disk of very massive stars, January 2011». New Astronomy. 16: 27–32. Bibcode:2011NewA...16...27K. doi:10.1016/j.newast.2010.06.003. 
  34. ^ Bortman, Henry (29. september 2004). «Coming Soon: "Good" Jupiters» (englesk). Astrobiology Magazine. Besøkt 10. oktober 2011. 
  35. ^ Lunine, Jonathan I. (30. januar 2001). «The occurrence of Jovian planets and the habitability of planetary systems». Proceedings of the National Academy of Sciences (engelsk) (98 utg.) (3): 809-814. Besøkt 10. oktober 2011. 
  36. ^ Mullen, Leslie (18. mai 2001). «Galactic Habitable Zones» (engelsk). Astrobiology Magazine. Besøkt 10. oktober 2011. 
  37. ^ Dorminey, Bruce (2005). «Dark Threat». Astronomy (engelsk): 40-45. 
  38. ^ «The Living Worlds Hypothesis» (engelsk). Astrobiology Magazine. 22. september 2005. Besøkt 10. oktober 2011. 
  39. ^ «Understand the evolutionary mechanisms and environmental limits of life». Astrobiology: Roadmap (engelsk). NASA. september 2003. Arkivert fra originalen 26. januar 2011. Besøkt 10. oktober 2011. 
  40. ^ Hart, Stephen (17. juni 2003). «Cave Dwellers: ET Might Lurk in Dark Places» (engelsk). Space.com. Arkivert fra originalen 20. juni 2003. Besøkt 10. oktober 2011. 
  41. ^ Darling, David. «Jupiter, life on» (engelsk). The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Arkivert fra originalen 11. mars 2012. Besøkt 10. oktober 2011. 
  42. ^ Sagan, C.; Salpeter, E. E. (1976). "Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere". The Astrophysical Journal Supplement Series 32: 633–637. doi:10.1086/190414.

Litteratur rediger

  • Abstracts from the Astrobiology Science Conference 2004.
  • Cohen, Jack and Ian Stewart. Evolving the Alien: The Science of Extraterrestrial Life, Ebury Press, 2002. ISBN 0-09-187927-2
  • Dole, Stephen H. (1970). Habitable Planets for Man. American Elsevier Publishing Co. ISBN 0-444-00092-5. Besøkt 4. oktober 2011.  Parameteren |opplag= støttes ikke av malen. (hjelp)
  • Fogg, Martyn J., red. «Terraforming» (komplett spesialutgave) Journal of the British Interplanetary Society, April 1991
  • Fogg, Martyn J. Terraforming: Engineering Planetary Environments, SAE International, 1995. ISBN 1-56091-609-5
  • Gonzalez, Guillermo and Richards, Jay W. The Privileged Planet, Regnery, 2004. ISBN 0-89526-065-4
  • Grinspoon, David. Lonely Planets: The Natural Philosophy of Alien Life, HarperCollins, 2004.
  • Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth. ISBN 0-19-286218-9
  • Schmidt, Stanley and Robert Zubrin, eds. Islands in the Sky, Wiley, 1996. ISBN 0-471-13561-5
  • Ward, Peter and Donald Brownlee. Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe, Springer, 2000. ISBN 0-387-98701-0

Eksterne lenker rediger

Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Planeters_evne_til_å_opprettholde_liv&oldid=23830435»