Bewoonbare sone

Bewoonbare sone is in sterrekunde ’n term wat gebruik word vir die streek om ’n ster waarin ’n planeet of maan met genoeg atmosferiese druk vloeibare water op sy oppervlak kan hê. Die term word gebruik vir toestande soos wat op die Aarde nodig is vir lewe – aangesien water noodsaaklik is vir alle bekende lewensvorme, word planete in dié sone beskou as die belowendste plekke vir lewe in die ruimte. Die terme "ekosfeer" en "vloeibarewatergordel" is in 1953 deur Hubertus Strughold en Harlow Shapley onderskeidelik gebruik.Richard J. Hugget, Geoecology: an evolutionary approach. pg 10 Daar word ook soms van "lewensone" of "Gouelokkies-sone" gepraat.The Goldilocks Zone  – Nasa

Die term bewoonbare sone word soms meer algemeen gebruik vir verskeie streke wat moontlik die een of ander vorm van lewe kan huisves. Een voorbeeld is die "galaktiese bewoonbare sone", wat in 1995 deur die sterrekundige Guillermo Gonzalez uitgedink is en dui op die afstand vanaf die galaktiese middel, gebaseer op ons Sonnestelsel se posisie in die Melkweg. As meer as een bewoonbare sone ter sprake is, word die interseksie van die sones gebruik vir die plek waar daar die grootste moontlikheid van lewe is.

Die ligging van ’n planeet of maan in die ster se bewoonbare sone en ’n byna-sirkelvormige wentelbaan is maar twee van die kriteria vir bewoonbaarheid. Dit is teoreties moontlik dat lewe buite die bewoonbare sone kan voorkom. Die term "Gouelokkies-sone" word dikwels gebruik vir aardagtige planete met toestande wat min of meer met dié op Aarde ooreenstem. Die naam kom van die verhaal Die Drie Beertjies, waarin ’n dogtertjie kies tussen die drie bakkies pap. Sy ignoreer die twee wat te groot, te klein, te warm of te koud is en kies die een wat "net reg" is. Net so is ’n planeet in die Gouelokkies-sone nie te naby of nie te ver van ’n ster om vloeibare water op sy oppervlak te kan hê nie. Tientalle planete is al in bewoonbare sones gevind, hoewel hulle almal heelwat groter as die Aarde is – moontlik omdat groter planete makliker is om waar te neem. Daar is moontlik tans minstens 500 miljoen sulke planete in die Melkweg.

Bewoonbare sones is egter nie stabiel nie. Gedurende ’n ster se leeftyd verander en verskuif die sone.The Fast Fertile Universe and the Unstable Habitable Zone P. Gabor-sterrewag, Vatikaanstad 2010 Hemelliggame in die sone is tipies baie na aan die ster en is dus meer blootgestel aan ongunstige invloede soos getykragte en stervlamme. Saam met galaktiese bewoonbaarheid sorg dié en ander faktore vir ’n teenoorgestelde teorie van interstellêre "dooie gebiede" waar lewe nie kan voorkom nie. Sommige wetenskaplikes glo die teorie is te simplisties en steun neem toe vir ekwivalente sones om sterre waar ander oplosmiddels (soos ammoniak en metaan) in ’n stabiele vloeibare vorm kan voorkom. Dit kan bevordelik wees vir alternatiewe biochemie.Could Alien Life Exist in the Methane Habitable Zone? Keith Cooper, Astrobiology MagazineDate: 16 November 2011 Daar is waarskynlik ook talle potensiële habitats buite die bewoonbare sone in onderaardse oseane van vloeibare vloeistowwe, soos oseane van ammoniak of metaan.Alien life may life in various habitable zones  Ray Villard news.discovery.com 18 November 2011

 Vasstelling van sones 
duimnael|Voorspellings van die bewoonbare sone van die Sonnestelsel. Die uitgebreide sone waarbinne ’n hemelliggaam vloeibare water kan hê, word deur groen aangedui. Die kerngebied word in ’n donkerder groen aangedui.
Verder weg van die bewoonbare sone van ’n ster sal ’n planeet of maan te koud wees vir vloeibare water en dit sal dus vries. ’n Hemelliggaam wat te naby aan die ster is, se water sal kook of in die atmosfeer verlore raak. Vloeibare water word as baie belangrik beskou omdat dit op Aarde lewe onderhou.

 Binne die Sonnestelsel 
Ramings vir die bewoonbare sone in die Sonnestelsel wissel van 0,725 tot 3 astronomiese eenhede (AE), na gelang van verskillende wetenskaplike modelle.

Die bepaling van ons bewoonbare sone word bemoeilik deur verskeie faktore. Hoewel die aphelion van die planeet Venus en die hele wentelbane van die maan, die planeet Mars en die dwergplaneet Ceres binne die bewoonbare sone val, bepaal die onderskeie atmosfeerdrukke van dié liggame, eerder as die bewoonbare sone, die moontlikheid van vloeibare water. In Venus se geval is die amosfeerdruk heeltemal te hoog en ’n uiterse kweekhuiseffek laat die oppervlaktemperatuur geweldig styg. In Mars se geval is die atmosfeerdruk te laag, hoewel seisoenale watervloei teen Mars se warm hange nie uitgesluit kan word nie. Die maan en Ceres het feitlik geen atmosfeer nie en daarom kan vloeibare water nie op hulle voorkom nie.

Dit is egter moontlik dat liggame met ’n digter atmosfeer as die Aarde verder weg in die bewoonbare sone (dalk soos Gliese 667 Cd of Gliese 581 d) vloeibare water kan hê.

 Buite die Sonnestelsel 
Sterrekundiges gebruik skynbare magnitude, ligsterkte en solêre vloed saam met die omgekeerde kwadratewet om die bewoonbare sones van sterre te bepaal. Die middel van die sone word bepaal as die afstand wat ’n eksoplaneet van die ster af sal moet wees om die regte hoeveelheid energie te kry om vloeibare water te onderhou. ’n Ster met byvoorbeeld 25% van die Son se ligsterkte se bewoonbare sone sal gesentreer wees by 0,50 AE, terwyl ’n ster met twee keer die Son se ligsterkte se bewoonbare sone gesentreer sal wees by sowat 1,4 AE.

 Ander faktore 
 Oorsprong van water 
duimnael|300px|Die Aarde se hidrosfeer. Water bedek 71% van die Aarde se oppervlak.
Vir ’n planeet om ’n hidrosfeer te hê, moet die water ’n oorsprong hê. ’n Ligging in die bewoonbare sone waarborg nie dat die planeet ’n oorsprong van water sal hê nie. Daar is verskeie teorieë oor waar water op die Aarde vandaan kom. Moontlike bronne kan wees botsings met ysliggame, die vrystelling van gas, die teenwoordigheid van waterhoudende minerale en fotolise.

Nog ’n teorie is dat ’n ysliggaam in ’n bewoonbare sone kan inbeweeg en die ys op sy oppervlak dan smelt.

 Atmosfeer 
Voldoende atmosfeerdruk moet bestaan vir die moontlikheid van water op ’n hemelliggaam. Die liggaam moet dus genoeg massa en swaartekrag hê dat atmosfeerdruk voortdurend aangevul word. As die swaartekrag te klein is, sal enige moontlike water sublimeer en meer waarskynlik in die ruimte verlore gaan, soos wat vermoedelik op Mars gebeur het. As die druk te hoog is, sal dit water saampers tot ’n soliede toestand ongeag die temperatuur.

Die atmosfeer van ’n planeet reguleer ook die temperatuur. As ’n uiterse kweekhuiseffek plaasvind, kan dit te warm raak, soos op Venus. Die Aarde se atmosfeer word aangevul deur vulkane, die koolstofsiklus en biologiese prosesse. Ander prosesse is op ander planete waargeneem, soos die uitruil van atmosfeer tussen Saturnus en sy maan Enkelados deur geisers, asook tussen Io en die ander mane van Jupiter.

 Wentelbaan 
Die wentelbane van die Aarde en die ander planete in die Sonnestelsel is rofweg sirkelvormig. Die Aarde se wentelbaan laat die temperatuur stabiel bly. Baie eksoplanete het egter sonderlinge wentelbane, sodat sommige van hulle hulle soms buite die bewoonbare sone bevind. ’n Voorbeeld is Venus en 16 Cygni Bb. Die onstabiliteit van sulke temperature sal die vloeibaarheid van water beïnvloed. Dit is nog nie bekend of lewe by sulke uiterste toestande sal kan aanpas nie, indien dit enigsins sal kan begin.

Planete se wentelbaan kan mettertyd verander: ysplanete en mane kan oor ’n lang tydperk nader aan ’n ster beweeg en dan meer bewoonbaar raak wanneer die ys smelt.

 Ruimteweer 
duimnael|links|’n Magnetosfeer kan onder meer nodig wees vir water.
Ruimteweer, veral sterstraling en –variasie, kan ’n planeet se vermoë beïnvloed om water te onderhou. Venus en Mars is voorbeelde van planete wat ’n beduidende en relatief vinnige verlies van oppervlakwater kon ondervind het. Atmosferiese ontsnapping kan veroorsaak word deur ’n wisselwerking met die sterwind, en dit kan daartoe lei dat die atmosfeerdruk te laag word. Fotolise kan ook atmosferiese water in ligter gasse omsit. Die twee prosesse kan ook saam plaasvind en so ’n planeet se hidrosfeer heeltemal verwyder.

Die elektromagnetiese straling van sterre kan ook gevaarlik wees vir ingewikkelde lewe op ’n planeet in die bewoonbare sone. Veral in die geval van rooi dwerge, wat meestal opvlamsterre is, kan vlamaktiwiteit ’n beskadigende uitwerking hê en daarom word die bewoonbare sones van dié soort sterre steeds ondersoek.

’n Planeet kan soos die Aarde ’n inherente verdedigingsmeganisme nodig hê teen die uitwerking van ruimteweer, soos ’n kombinasie van magnetosfere, atmosfere en geologiese siklusse om die instandhouding van water moontlik te maak.

 Getykragte 
Sterre kleiner as die Son kan bewoonbare sones baie nader aan die ster hê en planete in die sone sal blootgestel wees aan groter getye wat askanteling kan verwyder en dus ’n gebrek aan seisoene tot gevolg hê. Dit kan lei tot baie kouer pole en ’n warmer ewenaar, en water kan mettertyd wegkook. ’n Maan wat om ’n gasreus in die bewoonbare sone wentel, kan ’n stabieler klimaat vir water hê.

 Ster-evolusie 
duimnael|regs|’n Kunstenaarsvoorstelling van die Son wat sy rooireusfase binnegaan, soos gesien vanaf die Aarde. Alle vorme van lewe op Aarde sal dan uitgewis wees.
Gedurende die leeftyd van ’n ster verskuif en verander die bewoonbare sone. Ster-evolusie kan oor ’n kwessie van miljoene jare enorme klimaatsveranderinge veroorsaak en die planeet uit die bewoonbare sone laat skuif. Sterre wat die einde van hul leeftyd bereik, sit uit en kan die temperatuur van ysplanete laat styg. So kan gas vrygestel en water gesmelt word. Die tyd in die bewoonbare sone hang af van die soort ster. Die Aarde sal byvoorbeeld na verwagting binne ’n miljard jaar uit die Son se bewoonbare sone beweeg wanneer die Son sy rooireusfase binnegaan.

Die sone om sterre buite die hoofreeks kan langer stabiel bly. In die geval van rooi dwerge kan die sone verskeie miljarde jare lank stabiel bly.

 Galaktiese sone 
Die idee dat ’n planetêre stelsel se posisie in ’n sterrestelsel belangrik is vir die ontwikkeling van lewe het gelei tot die begrip "galaktiese bewoonbare sone", wat in 1995 deur Guillermo Gonzalez uitgedink is.Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee, Peter Ward, The Galactic Habitable Zone I. Galactic Chemical Evolution, 12 Mar 2001 Daar is egter ook teenstand teen dié begrip.

Volgens dié teorie moet sonnestelsels na genoeg aan die middel van die sterrestelsel lê waar voldoende vlakke van swaar elemente die vorming van rotsagtige planete moontlik maak. Dit sluit nie lewe op gasreuse of ander reuseplanete uit nie, maar lewe op gasplanete soos Jupiter en Saturnus word tans beskou as minder waarskynlik. Aan die ander kant kan koolstofgebaseerde lewe veiliger wees ver weg van die middel van ’n sterrestelsel omdat skadelike hoëfrekwensiestraling daar minder sal wees.

Die meeste sterre in die middel van sterrestelsels is ou, onstabiele en sterwende sterre; min of geen nuwe sterre vorm dus daar nie. Sommige ouer spiraalsterrestelsels het nie veel gas en stof naby die galaktiese middel nie en daarom vorm hulle minder sterre. Dit is onwaarskynlik dat rotsplanete dan sal vorm, aangesien planete uit dieselfde soorte newels as sterre gevorm word.

Daar word geglo die bewoonbare sone in die Melkweg is ’n stadig uitbreiende gebied sowat 25 000 ligjare van die middel. Dit is sowat 6 000 ligjare breed en bevat sterre van rofweg 4 miljard tot 8 miljard jaar oud. Ander stelsels kan groter of kleiner bewoonbare sone hê, of geen.

 Kritiek 
duimnael|150px|Die ontdekking van koolwaterstofmere op Saturnus se maan Titan werp twyfel op die beginsel van bewoonbare sones.
 Die begrip "bewoonbare sone" word deur Ian Stewart en Jack Cohen gekritiseer in hul boek Evolving the Alien. Die eerste rede is dat so ’n teorie van die veronderstelling uitgaan dat lewe in die ruimte dieselfde vereistes het as lewe op Aarde. Ander omstandighede kan volgens hulle daartoe lei dat daar lewe op planete buite die bewoonbare sone is. Die tweede rede is Sagan se oortuiging dat lewe ook moontlik is op reuseplanete soos Jupiter. Lewe kan uiterste omstandighede weerstaan en dus hoef toestande nie "net reg" te wees nie.Evolving the Alien deu Ian Stewart en Jack Cohen

 Wisselende vlakke van vulkaniese aktiwiteit, maaneffekte en selfs radioaktiewe verval kan ’n invloed op bestraling en hittevlakke hê en moontlike toestande vir lewe verander. En hoewel lewe op Aarde moontlik sal kan aanpas by omstandighede op Jupiter se maan Europa, is dit veel onwaarskynliker dat lewe in die eerste plek daar sal ontstaan, of dat die mens daarheen sal kan trek en sonder gevorderde tegnologie sal kan oorleef. Dus het ’n planeet wat uit ’n bewoonbare sone beweeg, ’n groter moontlikheid van lewe as ’n planeet wat in die sone inbeweeg.

 Nes die atmosferiese druk ’n invloed kan hê op die vloeibaarheid van water, kan die aanwesigheid van opgeloste stowwe, soos soute of ammoniak (’n sterk teenvriesmiddel),  die vriespunt van water verlaag. Die Aarde se oseane het ’n hoë soutinhoud, wat keer dat hulle vries. Saam met ’n kweekhuiseffek kan dié faktore daartoe lei dat sekere planete buite die bewoonbare sone die regte toestande vir vloeibare water het.

 Sien ook 
 SETI
 20px Sterrekundeportaal</small>

 Verwysings 

 Eksterne skakels 
 Simulator vir bewoonbare sones
 The Habitable Exoplanets Catalog (Universiteit van Puerto Rico)
 The Habitable Zone Gallery
 The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight (Habitable Zone)
 The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight (Galactic Habitable Zone)
 "Stars and Habitable Planets" by SolStation
  Nasa: Die Gouelokkies-sone 

15px Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Kategorie:Teoretiese fisika
Kategorie:Buiteaardse lewe