Wikipedia

Tieteistaiteilijan näkemys kuvitteellista, tuntematonta tähteä kiertävästä jättiläisplaneetan elinkelpoisesta kuusta, joka on meidän tuntemiamme kuita suurempi. Kuussa on nestemäistä vettä ja sopivan viileää, joten se soveltuu elämälle. Kuun keskusplaneetta näkyy kuun taivaalla valtavan suurena. Jättiläisplaneetan suuren kuun elinkelpoisyytta saattaa häiritä jättiläisen voimakaaseen magneettikenttään vangiksi jäänyt protonisäteily.

Elinkelpoinen vyöhyke, elokehä tai ekosfääri (engl. habitable zone HZ) on tähtitieteessä tähden ympärillä oleva elämän esiintymiselle suotuisa vyöhyke. Aurinko, jonka spektriluokka on G2V, on lähin tunnettu tähti. Elinkelpoisen vyöhykkeen sisäpuolella on liian kuumaa ja ulkopuolella liian kylmää elämälle. Elinkelpoisen vyöhykkeen sisä- ja ulkorajoja esimerkiksi Auringolle ei tunneta, vaikka kokemuksesta tiedetään Maan kiertävän siinä. Tämä johtuu siitä, että ilmakehä, meret, pilvet, mantereet ja niin edelleen ovat yhdessä monimutkainen, vaikeasti ennustettava systeemi. Aurinkokunnassamme naapuriplaneetoista Maata lähempänä Aurinkoa kiertävä Venus on liian kuuma elämälle, ja Mars nykyisellään liian kylmä. Vyöhyke on varovaisimpien arvioiden mukaan etäisyydellä 0,96-1,01 Maan keskietäisyyttä Auringon tyyppisestä tähdestä. Optimistien mielestä elinkelpoinen vyöhyke voisi ulottua vaikkapa alueelle 0,85-1,67 AU. Nykyään elinkelpoisella vyöhykkeellä tarkoitetaan yleensä jatkuvasti elinkelpoista vyöhykettä, jolla pääsarjan tähteä kiertävä planeetta pysyy elinkelpoisena pitkiä aikoja. Tämä johtuu siitä, että tähdet kirkastuvat vanhetessaan.

Maan tyyppistä elämää ylläpitävää planeettaa kutsutaan elinkelpoiseksi planeetaksi. Luultavasti elinkelpoisen vyöhykkeen sijainti riippuu keskustähden lisäksi myös planeetan pyörimisnopeudesta, merten ja mannerten osuudesta ja jakaumasta, sen kaasukehän arvoista jne.

Tutkijoiden mielestä yksinäiset Aurinkoa muistuttavat G-tyypin pääsarjan tähdet sopivat parhaiten elämälle. Myös kaksoistähdillä voi olla tietyin eellytyksin elämälle sopivia planeettoja.

Maan elinkelpoinen osa on biosfääri. Lisäksi voidaan määritellä ns. galaktinen elämän vyöhyke eli se alue galaksissa, jossa olot ovat elämän olemassaololle suotuisimmat.

[muokkaa] Elinkelpoisen vyöhykkeen arviointi

[muokkaa] Optimistinen ja pessimistinen arvio

Elämä Maan pinnalla on mahdollista, koska se kiertää lämmittävää Aurinkoa, joka lämmittää maata teholla 1370 W/m2. Maan keskimääräinen lämpötila laskettuna eri paikkojen ja päivien vuosikeskiarvoksi on noin 14,4 C.

Meidän tuntemamme mutkikkaisiin hiiliyhdisteisiin perustuva elämä vaatii nestemäistä vettä. Niinpä elinkelpoisen vyöhykkeen laaja määritelmä on se, että planeetalla esiintyy nestemäistä vettä. Mutta lämpötila ei saa myöskään olla liian lähellä kiehumispistettä, koska silloin useimmat eliöt hajoavat. Jotkut mikroskooppisen pienet alkeistumalliset ekstremofiilit kestävät silti yli 100 C lämpötiloja, ja jotkut jäkälät jonkin verran pakkasta.

Hyvin optimisestisesti on ajaleltu elinkelpoisen vyöhykkeen olevan Auringolle noin 0,7-1,6/1,75 AU eli kattavan Venuksen ja Marsin^[1][2]. Eräs arvio sijoittaa elinkelpoisen vyöhykkeen etäisyydelle 0,8-1,6 AU^[3]. Kolmannen ptimistisen arvion mukaan elinkelpoinen vyöhyke HZ olisi Auringolle 0,9-1,4 AU. Pessimististen arvioiden mukaan sen sisäraja olisi karkaavan kasvihuone-ilmiön takia vain 0,93-0,96 ja ulkoraja jäätymisen takia 1,1-1,02 AU.^[4] Planeetan lämpötila riippuu monesta tekijästä: keskustähdestä, planeetan etäisyydestä keskustähdestään, radan soikeudesta, planeetan akselin kaltevuudesta, kasvihuoneilmiöstä, valonheijastuskyvystä, akselikallistumasta, mannerten jakautumasta ja monista muista tekijöistä.

[muokkaa] Varhaisia tutkijoita

Elinkelpoisen vyöhykkeen määrittelivät ensimmäisinä fyysikot Philip Morrison ja Giuseppe Cocconi SETI-aiheisessa tutkimusartikkelissaan vuonna 1959. Samoihin aikoihin sitä tutki myös Huang.^[5] Vuonna 1961 Frank Drake teki käsitteestä tunnetun Draken yhtälön yhteydessä. 1960-luvulla elinkelpoista vyöhykettä tutkivat Dole^[6], Skhlovskii ja Sagan.

[muokkaa] Michael Hartin tutkimus

Michael H. Hart julkaisi vuonna 1979 tutkimuksen Habitable Zones About Main-Sequence Stars jossa hän määritteli pitkään elinkelpoiselle vyöhykkeelle hyvin kapeat rajat, korkeintaan 0,95-1,01 AU^[7][8]. Hartin mielestä olennainen elinkelpoista vyöhykettä määrittävä tekijä tähden säteilyn lisäksi oli sen pysyvyys suunnilleen samana sen ajan, minkä tutkijat arvioivat elämän kehityksen vaativan. ^[9][10]. Hart ei ottanut huomioon karbonaatti-silikaatti-sykliä, joka kierrättää kasvihuonekaasu hiilidioksidin hiiltä.^[11].

[muokkaa] Walker ja Kasting

Nykyään tutkijat ovat taipuvaisa ajattelemaan, että Hartin esittämä sisäraja osuu lähelle oikeaa, mutta ulkorajan arviointi saattaa olla liian pessimistinen.

Karbonaatti-silikaatti-syklin toi esille ensi kertaa Walker ja sen pohjalta on ekokehiä laskeskellut Kasting^[12], joka esittää minimiarvioksi elinkelpoiselle vyöhykkeelle 0,95-1,15 AU ja hieman optimistisemmaksi arvioksi 0,95-1,37 AU.

[muokkaa] Elämän lämpötilavaatimukset

Pääartikkeli: Planeettojen pintalämpötilat

Erään lähteen mukaan ihmiselle sopivalla elinkelpoisella vyöhykkeellä olevan planeetan keskilämpötila on 0-30 °C.^[13]. Jotkut bakteerit selviävät 120 °C:n lämpötilassa (ks. Ekstremofiilit) kun taas monisoluinen elämä vaatii normaalipaineessa alle 52 °C:n lämpötilan. Näistä voidaan johtaa eläinten asuttava ekokehä AHZ, jolla lämpötila on 0–52 °C, ja mikrobien asuttava ekokehä MHZ. Maan organismit eivät kuitenkaan kestä pitkiä aikoja yli 45 °C:n lämpötiloja joten ekosfäärin lämpötilarajan olisi oltava alle 40 °C^[14].

[muokkaa] Tähden säteily

Pääartikkeli: Planeettojen pintalämpötilat

Tärkein elinkelpoisen vyöhykkeen rajoja määräävä tekijä on tähden säteilyntuotto eli luminositeetti. Tämä johtuu siitä, että esimerkiksi Maan lämpö on pääosin peräisn kekustähtemme Auringon säteilystä. Näin ollen Aurinkoa kirkkaampi tähti nostais Maan keskilämpötilaan. Ja myös. Jos Maa kiertäisi lähempänä aurinkoa, täällä olisi kuumempaa.

Auringon tai muun tähden säteilyn voimakkuus pienenee neliöllisesti etäisyyden kasvaessa tähdestä poispäin. Täsmällisemmin voidaan sanoa, että tietyllä etäisyydellä tähdestä tähden säteilyn voimakkuus pinta-alayksikköä kohti pienenee suhteessa etäisyyden neliöön. Tämä tarkoittaa sitä, että esimerkiksi kaksi kertaa kauempana tähden säteily on neljä kertaa heikompi, koska kahden neliö 2*2 on neljä. Ja myös tähden säteilyn voimakkuus pinta-alayksikköä kohti tietyllä etäisyydellä kasvaa suhteessa tähden säteilyvoimakkuuden neliöjuureen. Näin puolen auringon tehoisen tähden Maata vastaava etäisyys on 1/(neliöjuuri 2) AU eli 0,707 AU.

Tämä tarkoittaa sitä, että jos Maan etäisyys Auringosta on 1 AU, ja niin Auringon säteily 2 AU:n päässä on 1/4 siitä mitä Maassa. 1/2 Au:n päässä Aurinko paistaa neljä kertaa suuremmalla säteilyteholla.

Näin ollen, jos vaikkapa Marsin etäisyys Auringosta on 1,524 AU, se saa Auringolta 0,43 kertaisen määrän säteilyä kuin Maa, koska 0,43 on luvun 1,524 neliöjuuren käänteisluku.

Jos Marsiin haluttaisiin saada sama säteilymäärä kuin Maahan, Auringon olisi kirkastuttava noin 2,3-kertaiseksi.

Niinpä Maata vastaava etäisyys tähdelle, jonka kokonaissäteilyntuotto eli bolometrinen luminositeetti tunnetaan, voidaan laksea kaavasta.

missä

on elokehän keskietäisyys tähdestä,

on tähden luminositeetti, ja

on Auringon luminositeetti.

[muokkaa] Maan lämpötilavaaatimukset

Maan lämpötilan on pysttävä tietyissä rajoissa. Muuten siitä kiehuu vesi pois, alkaa planeetan korventava kasvihuone-ilmiö tai kylmemmässä tapauksessa maa jäätyy lumipalloksi.

Maan keskilämpötila on saattanut olla liitukaudella 6–15 °C nykyistä korkeampi eli 21–30 °C. Maapallolla esiintyy aavikoilla yli 45 °C helteitä. Maapallo jäätyy viimeistään 40–60 °C pakkasessa pinnaltaan kokonaan, mahdollisesti jo -15 °C:ssä.

[muokkaa] Planeetan jäätyminen

Pääartikkeli: Lumipallo-Maa

Mikhail Budykon 1969 tekemien tutkimusten mukaan Maa jäätyy kokonaan, jos jäätiköt etenevät jääkaudella keskimäärin 50 leveysasteelle.^[15] tai 25-30 leveysasteella. ^[16] Nyt ne ovat noin 72 leveysasteella, ja jääkaudella olivat 62-54 leveysasteella. Kun jäätiköt kasvavat yli kriittisen rajan, niiden Auringon säteilyä heijastava vaikutus jäähdyttää Maata, niin että se lisää jäätiköiden kasvua, ja lopulta koko Maa on jäässä. Tämä voisi tapahtua kun Maa on 1,01-1,02 AU:n päässä Auringosta.

Mutta tästä riippumatta S. Franck, A. Block, W. von Bloh, C. Bounama, H. -J. Schellnhuber and Y. Svirezhev ovat julkaiseet tutkimuksen, jonka mukaan optimaalinen etäisyys Maan tyyppiselle planeetalle olisi 1,08 AU^[17].

Jos planeetan lämpötila laskee -15:een -60 c:een, planeetta jäätyy. Tämän rajan takana vain tulivuoritoiminnasta johtuva ilmakehän kasvava hiilidioksidipitoisuus voi kasvihuone-ilmiöllään nostaa planeetan pintalämpötilan ennalleen. Hiilidioksidikin jäätyy, jos Auringon säteily laskee 0,53:een nykyisestä. Tämä aiheuttaa palautumattoman jäätymisen. Jos planeetalla kuitenkin on 8 barin hiilidioksidikaasukehä, Auringon säteily voisi laskea 0,36:een maan säteilymäärästä, ja elämää voisi silti olla. Marsilla, joka saa Auringon säteilystä 0,32 maan säteilymäärästä, tiedetään joskus olleen nestemäistä vettä. Tosin Marsilla ei voi olla pitkään paksua kaasukehää johtuen sen pienestä painovoimasta.

[muokkaa] Kasvihuone-ilmiö

Pääartikkeli: Karkaava kasvihuone-ilmiö

Noin 33 °C asteessa planeetan keskilämpötila alkaa nousta vedestä haihtuvan vesihöyryn takia merkittävästi.^[18]

Jos planeetta kuumenee jostain syystä tarpeeksi niin meristä alkaa haihtua huomattavia määriä vettä. Vesihöyry taas on merkittävä kasvihuonekaasu, joka taas nostaa maan lämpötilaa, joka taas haihduttaa lisää vettä. Näin tapahtuu karkaava kasvihuone-ilmiö. Toisaalta ainakin tiettyyn rajaan asti tämä lisää pilvisyyttä, joka laskee Maan pintalämpötilaa.

Jos on riittävän kuumaa, valtamerien kiehuminen luo niin suuren määrän vesihöyryä, että sen aiheuttama kasvihuone-ilmiö kuumentaa Maan pätsiksi jossa on jopa 1500 °C.^[19] Tällöin karbonaattikiviin sitoutunut hiilidioksidi vapautuu. Samalla vesihöyry karkaa avaruuteen hajottuaan hapeksi ja vedyksi. ^[20] Toinen vapautuva kasvihuonekaasu on syvämeren klatraattikivien metaani. Kasvihuone-ilmiö on karannut Venuksessa, jonka keskilämpötila on 460 °C.

Karkaava kasvihuoneilmiö voisi käynnistyä Maassa jos auringon säteilyteho kasvaisi 1,1 kertaiseksi nykyisestä. Tämä vastaa Maan siirtämistä 0,95 AU:n päähän auringosta.^[21]

[muokkaa] Jatkuvasti asuinkelpoinen vyöhyke

Teoreettinen elinkelpoinen vyöhyke. Aurinkoa massiivisemmilla ja kuumemmilla tähdillä elinkalpoine vyöhylke on kauempana, kylmemmillä, pienemmillä ja punaisemmilla tähdillä lähempänä.

Pääartikkeli: Auringonkaltainen tähti

Elämän kehitys on evoluutioajatusten mukaan hyvin hidasta ja vie laskutavasta riippuen 500-4500 mijoonaa vuotta. Maassa monisoluisten eliöiden pohjat aitotumaiset ilmestyivät melko kauan aikaa sen jälkeen, kun alkeistumaiset bakteerit ilmestyivät. Aitotumaisten kehitys suuriksi monisoluisiksi vei pitkän ajan, ja älyelämän kehitys vei vielä tästä eteenpäin vaihtelevien arvioiden mukaan ainakin noin 600-700 miljoonaa vuotta.

Aurinko on tyypin G2V tähti, eli spektriluokan G2 pääsarjan tähti, jonka absoluuttinen kirkkaus on 4,8 ja ikä noin 4500 miljoonaa vuotta. alussa auringon kirkkaus oli noin 70% nykyisestä, ja Maa pysyi lämpimänä luultavasti nykyistä suuremman ilmakehän hiilidioksidi- ja metaanipitoisuuden kasvihuonevaikutuksen takia. Auringon kirkastuminen on vuosimiljardien aikana lähentänyt Maata kohti asuinkelpoisen vyöhykkeen sisäreunaa^[22].

Maasta arvellaan tulevan elämälle liian kuuma paikka joskus 1500 miljoonan vuoden kuluessa, kun Aurinko kirkastuu. Aurinkoa jonkin verran kirkkaammat keltaiset alijättiläiset ovat kehittyneet pois pääsarjasta. Esimerkiksi Beta Hydri on liian vanha elämälle.

Aurinkoa huomattavasti kuumemmat, raskaammat tähdet kehittyvät nopeasti pois pääsarjasta ja säteilevät elämälle ja ehkä planeetan kaasukehällekin vaarallista ultraviolettisäteilyä sitä enemmän, mitä kuumempi tähti on. Näin ollen siniset spektriluokkien O ja B pääsarjan tähdet eivät omista elinkelpoista vyöhykettä, niin kuin ei melko varmasti myöskään tyypin A pääsarjan tähdet^[23].

Aurinkoa huomattavasti kylmemmillä tähdillä, varsinkin punaisilla kääpiöillä oletetaan vuorovesilukkiutumisen mahdollisesti estävän tai ainakin rajoittavan planeettojen elinkelpoisuutta. Lisäksi oletetaan planeettojen massan olevan verrannollisia keskustähden massaan. Näin alle 0,4 Auringon massaiselta tähdeltä ei ehkä useinkaan löytyisi elinkelpoisia planeettoja. On myös väitetty pienimassaisten tähtien planeettojen jäätyvän helposti yhteyttämisen alkaessa. Kiistely avaruudessa hyvin yleisten punaisten kääpiöiden soveltuvuudesta elinkelpoisille planeetoille jetkuu yhä tutkijoiden parissa.

Jatkuvasti elinkelpoinen vyöhyke lienee varmasti suunnilleen pääsarjan tähdillä, joiden spektriluokka on F8V–K2V. Näitä on 49 lähimmästä tähdestä vain neljä eli noin 8% ja sadasta noin 10 eli 10%^[24]. Jos halutaan pelata varman päälle, Auringon kaltaiseksi tähdeksi voidaan sanoa pääsarjan tähteä, jonka spektriluokka on G. kaikein varmimpia ehdokkaita elämälle ovat Auringon kaksoset, yksinäiset luokan G2 spektrityypin pääsarjan tähdet, joiden hyvin monet eri ominaisuudet ovat lähellä Auringon vastaavia ominaisuuksia. Tunnetuin Auringon kaksonen on 18 Scorpii. Gliesen 4388 lähitähden joukossa on vain 49 G2V-tyypin tähteä joista kaikki eivät liene tarkkaan ottaen Auringon kaksosia. ^[25][26].

[muokkaa] Kaksoistähdet

Kaksoistähdissä kaksi tähteä kiertää toisiaan. Suurin osa kaikista auringon tyyppisistä tähdistä on kaksoistähtien komponentteja: kaksoistähtiä kaikista 0,5–1,5 auringon massaisista tähdistä on noin 65 %. Aikaisemmin väitettiin, ettei kaksoistähdille voi syntyä planeettoja. Nykyisten tutkimusten mukaan voi, ja planeettojen radat pysyvät kohtalaisen vakaina, jos tähdet ovat joko aivan lähekkäin tai kohtuullisen kaukana toisistaan. Vakaa vyöhyke tähden ympärillä ulottuu siinä 1/5–1/7 päähän tähtien välimatkoista, tai ulkopuolelle 5x–7x päähän. Varmasti epävakaita ovat radat, jotka ovat 1/3 - 3,5 tähden välimatkan päässä.^[27] Lisäksi on otettava huomioon, että jotkut teoriat vaativat Maata komeetoilta suojelevan Jupiterin Maata huomattavasti ulommas.

Nämä kriteerit täyttäviä tähtiä on noin 2/3 kaksoistähdistä. Erään toisen arvion mukaan viidellä prosentilla kaksoistähdistä voisi molempia tähtiä kiertää yhtä aikaa elinkelpoisessa vyöhykkeessä planeetta. Yksittäisiä tähtiä voisi kiertää planeetta 50 prosentissa tapauksista. Jos on kaksi tähteä, jotka kiertävät toisiaan 1 AU:n päässä, jonkinlaisia ratoja voi olla jo 2,5 AU:n päässä tähtien yhteisestä massakeskipisteestä. Esiplanetaariset kiekot näyttävät kaksoistähdillä olevan yhtä yleisiä kuin yksinäisillä tähdillä. Havaintojen mukaan esiplanetaarisia kiekkoja on eniten hyvin lähekkäisillä ja erillisillä kaksoistähdillä. Niillä nuorilla tähdillä joiden väli on 0-3 AU, ja myös niillä joiden väli on 50-500 AU on kiekkoja. Kaksoistähdillä, joiden väli on 3-50 AU, ei ole esiplanetaarisia kiekkoja.^[28]

[muokkaa] Elinkelpoinen vyöhyke galaksissa eli GHZ

Galaktinen elinkelpoinen vyöhyke (engl. Galactic Habitable Zone, GHZ) on se alue galaksissa, joka on tarpeeksi kaukana galaksin ytimestä, jotta korkean tähtitiheyden aiheuttamat tähtien keskinäiset ohitukset, galaksiytimen mustan aukon ympäristöstä tuleva säteily tai supernovien purkaukset eivät aiheuta vaaraa elämälle. Galaktisen elokehän ulkorajan määrittelee vastaavasti vaatimus, että alueella pitää olla saatavilla riittävästi raskaita alkuaineita (terrestriaalisten) planeettojen muodostumiseen tähtien ympärille.

Paras ympäristö planeettojen syntymiseen saattaa olla kierteisgalaksi. Pallomaiset tähtijoukot ovat metalliköyhiä ja tähtitiheitä. Tämän takia niissä ei ehkä ole planeettoja, ja jos on, tähtien väliset törmäykset häiritsevät planeettakuntien kehitystä ja vakautta ainakin ulkoplaneettojen osalta. Elliptiset galaksit ja pienet galaksit ovat metalliköyhiä. Magellanin pilvissä metallipitoisuus on 10–40 %.

Galaktisen elokehän määrittelyn tarkat reunaehdot kuten gammapurkausten vaikutukset ekosysteemeihin tunnetaan vielä huonosti, ja vyöhykkeen arvioiminen onkin erittäin vaikeaa. Omassa galaksissamme, Linnunradassa, elokehän on arvioitu olevan keskimäärin noin 25 000 valovuoden eli kahdeksan kiloparsekin etäisyydellä galaksin keskustasta. Galaktisen elokehän sijaintiin vaikuttaa suuresti galaksin koko, tyyppi ja keskimääräinen kemiallinen koostumus, joten muissa galakseissa elokehän sijainti voi poiketa paljonkin Linnunradan vastaavasta tai se voi jopa puuttua kokonaan.

[muokkaa] Katso myös

• Astrobiologia
• Elinkelpoinen planeetta
• Asuinkelpoinen planeetta
• Auringontyyppinen tähti
• Auringonkaltainen tähti
• Auringon kaksonen
• Pääsarja
• Planeettojen pintalämpötilat
• Maan säteilytalous
• Vuorovesilukkiutuminen
• Aurinkokunta
• Aurinko
• Maa
• Eksoplaneetta
• Elämän synty
• vaihtoehtoinen biokemia

[muokkaa] Lähteet

[muokkaa] Aiheesta muualla

• Mikhail I. Budyko's Ice-Albedo Feedback Model
• Exoplanet Habitable Zone Candidates