Planetêre bewoonbaarheid

Planetêre bewoonbaarheid is die mate waarin 'n planeet of natuurlike satelliet 'n omgewing kan ontwikkel en handhaaf vir die bestaan van lewe. Lewe kan regstreeks op 'n planeet of maan ontstaan of van 'n ander planeet daarheen verplaas word deur 'n hipotetiese proses bekend as panspermie. Omgewings hoef nie lewe te bevat om beskou te word as bewoonbaar nie en aanvaarde bewoonbare sones is nie die enigste gebiede waarin lewe kan ontstaan nie.

Omdat die bestaan van lewe buite die Aarde onbekend is, is planetêre bewoonbaarheid grootliks 'n ekstrapolasie van toestande op Aarde en die eienskappe van die Son en Sonnestelsel wat gunstig lyk vir lewe om te floreer. Van besondere belang is dié faktore wat komplekse, veelsellige organismes op Aarde onderhou en nie net eensellige organismes nie. Navorsing en teorieë in dié verband is 'n komponent van verskeie natuurwetenskappe, soos sterrekunde, planetêre wetenskap en die opkomende dissipline astrobiologie.

'n Absolute vereiste vir lewe is 'n energiebron, en die idee van planetêre bewoonbaarheid sluit in dat baie ander kriteria nagekom moet word, soos geofisiese, geochemiese en astrofisiese kriteria, voordat 'n hemelliggaam lewe kan onderhou. Nasa het die belangrikste bewoonbaarheidskriteria bepaal as "uitgebreide streke van vloeibare water, toestande wat gunstig is vir die versameling van organiese molekules en energiebronne wat metabolisme handhaaf". In Augustus 2018 het navorsers berig waterwêrelde kan lewe onderhou.

Aanduiders van bewoonbaarheid en biosignature moet vertolk word binne 'n planetêre en omgewingsverband. In die bepaling van die bewoonbaarheidspotensiaal van 'n liggaam fokus studies op sy samestelling, wenteleienskappe, atmosfeer en moontlike chemiese wisselwerkings. 

Belangrike stereienskappe sluit in massa en ligsterkte, stabiele veranderlikheid en hoë metaalinhoud. Rotsagtige, nat aardplanete en mane met die potensiaal van aardagtige chemie is 'n primêre fokus van astrobiologiese navorsing, hoewel alternatiewe biochemie en ander soorte hemelliggame in meer spekulatiewe bewoonbaarheidsteorieë ondersoek word. 

Die idee dat ander planete benewens die Aarde dalk lewe kan onderhou, is antiek. Dit is egter histories 'n filosofiese idee, eerder as een wat op wetenskap gegrond is. In die laat 20ste eeu is twee deurbrake in die veld gedoen. Die waarneming en robotverkenning van ander planete en mane in die Sonnestelsel het kritieke inligting verskaf oor die definiëring van kriteria vir bewoonbaarheid en gelei tot aansienlike geofisiese vergelykings tussen die Aarde en ander liggame. 

Die ontdekking van eksoplanete, wat in die vroeë 1990's begin het en daarna uitgebrei is, het verdere inligting verskaf vir die studie van moontlike buiteaardse lewe. Dié bevindings het bevestig dat die Son nie uniek onder sterre is in die huisvesting van planete nie en het navorsing oor bewoonbaarheid na buite die Sonnestelsel uitgebrei.

Geskiedenis
Hoewel die Aarde die enigste plek in die heelal is wat sover bekend lewe huisves, dui die bewoonbare sones om ander sterre, die ontdekking van duisende eksoplanete en nuwe insigte in die ekstreme habitats op Aarde waar organismes bekend as ekstremofiele aangetref word, dat daar baie meer bewoonbare plekke in die heelal kan wees as wat voorheen geglo is. 

Op 4 November 2013 het sterrekundiges na aanleiding van data van die Kepler-ruimteteleskoop bekend gemaak daar kan in die Melkweg tot 40 miljard aardgrootte-eksoplanete in die bewoonbare sones van sonagtige sterre en rooidwerge wees. Sowat 11 miljard van hulle kan om sonagtige sterre voorkom. Die naaste sodanige planeet kan volgens wetenskaplikes 12 ligjare van die Son af wees. Teen Junie 2021 is altesaam 59 moontlik bewoonbare eksoplanete ontdek.

In Augustus 2021 is 'n nuwe soort bewoonbare planeet, oseaanplanete, ontdek: "warm planete wat met oseane bedek is en 'n waterstofryke atmosfeer het". Sulke planete kan dalk binnekort deur aardgebaseerde en ruimteteleskope soos die James Webb-ruimteteleskoop bestudeer word vir biosignature.


Geskikte sterstelsels
'n Begrip van planetêre bewoonbaarheid begin met die gasheerster. Die klassieke bewoonbare sone word slegs bepaal deur die ster se oppervlaktoestande. 'n Metabolisme wat nie van die sterlig afhanklik is nie, kan egter steeds buite dié sone bestaan in vloeibare water in die binnekant van die planeet.

Onder beskerming van SETI se Projek Phoenix het die wetenskaplikes Margaret Turnbull en Jill Tarter "HabCat" (of die Katalogus vir Bewoonbare Sterstelsels) in 2002 ontwikkel. Die katalogus is geskep deur die uitsifting van die byna 120 000 sterre in die groter Hipparcos-katalogus in 'n kerngroep van 17 000 sterre met moontlik bewoonbare planete. Die seleksiekriteria wat gebruik is, verskaf 'n goeie beginpunt vir 'n begrip van astrofisiese faktore wat nodig is vir sulke planete.  

Volgens resultate wat in Augustus 2015 gepubliseer is, kan baie groot sterrestelsels gunstiger wees vir die vorming en ontwikkeling van bewoonbare planete is kleiner stelsels soos die Melkweg.

Wat 'n planeet bewoonbaar maak, is veel ingewikkelder as dat die planeet op die regte afstand van sy gasheerster is sodat water op sy oppervlak vloeibaar kan wees: Verskeie geofisiese en geodinamiese aspekte en die straling en plasmaomgewing van die gasheerster kan die evolusie van planete en lewe beïnvloed indien lewe ontstaan het. Vloeibare water is 'n noodsaaklikheid, maar nie die enigste kriterium vir lewe soos ons dit ken nie: Bewoonbaarheid is 'n funksie van talle omgewingstoestande.

Spektraalklas

Die spektraalklas van 'n ster dui op sy fotosferiese temperatuur, wat (vir hoofreekssterre) afhang van sy algehele massa. Die spektraalomvang van bewoonbare sterre word beskou as "laat F" of "G" tot "middel-K". Dit stem ooreen met temperature van effens meer as 7 000 K tot so min as 4 000 K (6 700 °C tot 3 700 °C). Die Son, 'n klas G2-ster by 5 777 K, val goed binne dié perke. Dit is die spektraalklas van tussen sowat 5% en 10% van sterre in die Melkweg. Sulke "middelklas"-sterre het 'n paar belangrike eienskappe vir planetêre bewoonbaarheid:

 Hulle bestaan minstens 'n paar honderd miljoen jaar, wat beteken lewe het tyd om te ontwikkel. Baie helder hoofreekssterre soos die "O"-klas en baie lede van die "B"-klas bestaan vir korter as 500 miljoen jaar en in buitengewone gevalle korter as 10 miljoen jaar. (Lewe op Aarde het blykbaar ontstaan sowat 500 miljoen jaar ná sy vorming.)
 Hulle straal genoeg hoëfrekwensie-ultravioletstrale uit om 'n belangrike atmosferiese dinamika te skep soos die vorming van osoon, maar nie so baie dat ionisasie lewe in die beginstadium kan vernietig nie.
 Hulle het genoeg straling by golflengtes wat bevorderlik vir fotosintese is.
 Vloeibare water kan bestaan op die oppervlak van planete wat ver geenoeg van hulle af wentel dat hulle nie 'n sinchroniese rotasie het nie.

Sterre van klas K kan lewe dalk langer ondersteun as die Son. 

Of sterre van klas M (rooidwerge) of dowwer as laat klas K ook geskik is om lewe op hulle planete moontlik te maak, is dalk die belangrikste ope vraag in die hele veld van planetêre bewoonbaarheid, gegewe hulle lang lewe.

In September 2012 is die ontdekking van twee planete om Gliese 163 aangekondig. Een van hulle, Gliese 163 c, met 'n massa van omtrent 6,9 keer dié van die Aarde en effens warmer, is vermoedelik in die bewoonbare sone van die ster.

'n Onlangse studie dui daarop dat koeler sterre wat meer lig in die infrarooi en naby-infrarooi uitstraal, warmer planete kan hê met minder ys. Dié golflengtes word deur die planete se ys en kweekhuisgasse geabsorbeer en bly warmer.

In 'n studie in 2020 is bevind die helfte van sonagtige sterre kan rotsagtige, moontlik bewoonbare planete hê. Die navorsers het geraam die naaste planeet in die bewoonbare sone van 'n G- of K-tipe ster is sowat 20 ligjare van die Son af, en daar is moontlik sowat 4 van hulle binne 32,6 ligjare.

Stabiele bewoonbare sone

Die bewoonbare sone (BS) is 'n ronde, hol streek om 'n ster waar planete vloeibare water op hulle oppervlak het. 'n "Stabiele" BS het twee faktore. Eerstens moet die omvang van die sone nie oor tyd baie varieer nie. Alle sterre word helderder namate hulle ouer word, en dus migreer 'n BS na buite. As dit egter te vinnig gebeur, byvoorbeeld om 'n ster met 'n baie groot massa, kan die planete te kort in die BS bly vir lewe om te ontstaan. Dit is nie maklik om die omvang van 'n BS te bereken nie, want faktore soos 'n CNO-siklus kan die ligsterkte beïnvloed. Aannames oor die atmosferiese toestande en geologie het dus net so 'n groot invloed op die omvang van die sone as sterevolusie: Die voorgestelde parameters van die Son se BS het byvoorbeeld grootliks gefluktueer.

Tweedens moet geen liggaam met 'n groot massa, soos 'n gasreus, in of naby die BS voorkom en die vorming van aardgrootteliggame verhinder nie. So lyk dit byvoorbeeld of materie in die asteroïdegordel nie planete gevorm het nie weens die baanresonansies met Jupiter; as dié reuseplaneet verskyn het in die streek wat nou tussen die wentelbane van Venus en Mars lê, sou die Aarde feitlik vir seker nie tot sy huidige vorm ontwikkel het nie. 'n Gasreus in die BS kan egter onder die regte omstandighede bewoonbare mane hê.

Lae sterveranderlikheid

Veranderings in ligsterkte kom algemeen in alle sterre voor, maar die omvang daarvan wissel baie. Die meeste sterre is relatief stabiel, maar 'n aansienlike minderheid veranderlike sterre ondergaan skielike en intense toenames in ligsterkte en dus in die hoeveelheid energie wat uitgestraal word na liggame in 'n wentelbaan. Dié sterre word beskou as swak kandidate vir planete wat lewe onderhou, want die veranderings in hulle voorspelbaarheid en energie-uitset kan 'n negatiewe invloed op organismes hê: Lewende organisme wat by 'n sekere temperatuuromvang aangepas het, sal nie oorleef wanneer die temperatuur baie wissel nie. Verder gaan verhogings in ligsterkte gewoonlik gepaard met enorme dosisse gammastrale en X-strale wat dodelik kan wees. Die atmosfeer van hemelliggame kan sulke uitwerkings versag, maar die atmosfeer van planete om veranderlike sterre word dalk nie gehandhaaf nie omdat die wisselings in energie-uitset dié beskermende lae voortdurend kan wegstroop.

Die Son is in dié verband, nes in baie ander, redelik goedaardig: Die wisselings tussen sy minimum en maksimum energie-uitset is rofweg 0,1% oor sy sonsiklus van 11 jaar. Daar is sterk (maar nie onbetwiste nie) bewyse dat selfs klein veranderings in die Son se ligsterkte in die historiese tydperk aansienlike uitwerkings op die Aarde se klimaat gehad het: Die "Klein Ystyd" van die middel van die 2de millennium kon byvoorbeeld 'n relatiewe langtermynafname in die Son se ligsterkte veroorsaak het. 

'n Ster hoef dus nie 'n ware veranderlike ster te wees dat ligsterkte bewoonbaarheid nadelig beïnvloed nie. Van die bekende sonagtige sterre stem 18 Scorpii baie met die Son ooreen; 'n verskil is egter die omvang van die sonsiklus, wat baie groter vir 18 Scorpii is, en dit maak lewe om dié ster waarskynlik onmoontlik

Hoë metaalinhoud

Hoewel verreweg die meeste materiaal in 'n ster waterstof en helium is, is daar ook 'n groot verskeidenheid ander, swaarder elemente (in sterrekunde word hulle metale genoem). 'n Aansienlike hoeveelheid van die metale in 'n ster kom van die newel waaruit die ster gevorm het. 

'n Kleiner hoeveelheid metale maak die vorming van planete onwaarskynliker. Enige planeet wat wel om 'n metaalarm ster vorm, sal moontlik 'n klein massa hê en dus ongunstig vir lewe wees. Spektroskopiese studies van stelsels met eksoplanete tot dusver bevestig die verhouding tussen 'n hoë metaalinhoud en planeetvorming. Dié verhouding beteken ook bewoonbare stelsels sal waarskynliker voorkom om sterre van jonger generasies aangesien ouer sterre, wat in die vroeë heelal gevorm het, 'n laer metaalinhoud het.

Planetêre eienskappe
Aanduiders van bewoonbaarheid en biosignature moet vertolk word in 'n planetêre en omgewingsverband. Of 'n planeet bewoonbaar sal wees, hang af van die reeks gebeure wat tot sy vorming gelei het. Dit kan insluit die vervaardiging van organiese molekules in molekulêre wolke en protoplanetêre skywe, die bykoms van materiale tydens en ná akkresie en die posisie van die wentelbaan in die planetêre stelsel. 

Die belangrikste aanname vir bewoonbare planete is dat hulle 'n aardplaneet is. Sulke planete wat amper so groot soos die Aarde is, sal hoofsaaklik saamgestel wees uit silikaatrotse en sal nie die gasagtige buitelae versamel het wat om gasreuse voorkom nie. Die moontlikheid dat lewe in die buitenste wolklae van reuseplanete kan vorm, is egter nog nie vir seker uitgesluit nie. (Carl Sagan het voorgestel dat die wolke van Jupiter dalk lewe huisves.) Dit word egter as onwaarskynlik beskou, omdat hulle geen oppervlak het nie en hulle swaartekrag enorm is. Die natuurlike satelliete van reuseplanete is egter steeds geldige kandidate vir die huisvesting van lewe.

In Februarie 2011 het die span van die Kepler-ruimteteleskoop 'n lys van 1 235 kandidate vir eksoplanete gepubliseer, insluitende 54 wat in die bewoonbare sone kan lê. Ses van die kandidate op dié lys is kleiner as twee keer die Aarde se grootte. Geskoei op dié bevindings, voorspel die Keplerspan daar kan "minstens 500 miljard" planete in die Melkweg wees, waarvan "minstens 500 miljoen" in die bewoonbare sone lê.

In die ontleding van omgewings wat bevorderlik vir lewe kan wees, word gewoonlik 'n onderskeid gemaak tussen eenvoudige, eensellige organismes soos balterieë en Archaea, en komplekse Metazoa (diere). Eenselligheid gaan meerselligheid voor in enige hipotetiese stamboom. Waar eensellige lewe ontstaan, hoef komplekse lewe nie noodwendig te volg nie. Die planetêre eienskappe hier onder word beskou as noodsaaklik vir lewe in die algemeen, maar in elke geval vorm meersellige lewe moeiliker as eensellige lewe.

Massa en grootte
Planete met 'n klein massa is om twee redes swak kandidate vir lewe. Eerstens maak hulle kleiner swaartekrag dit moeilik om 'n atmosfeer te behou. Molekules bereik makliker 'n ontsnappingsnelheid en raak in die ruimte verlore weens die sonwind en botsings. Planete sonder 'n dik atmosfeer het nie die materie wat nodig is vir oerbiochemie nie, het min isolasie en swak hitteverspreiding oor hulle hele oppervlak (Mars, met sy dun atmosfeer, is byvoorbeeld kouer as wat die Aarde sou gewees het as dit ewe ver van die Son af was) en verskaf minder beskerming teen meteoroïdes en hoëfrekwensiebestraling. 'n Atmosfeer wat minder dig as 0,006 keer dié van die Aarde is, kan ook nie water in vloeibare vorm op die planeet hou nie. Daarbenewens verminder die laer druk die omvang van die temperature waarby water 'n vloeistof is.

Tweedens het kleiner planete 'n kleiner deursnee en dus 'n groter verhouding van oppervlakte tot volume. Sulke liggame is geneig om die energie vinniger te verloor wat ná hulle vorming oor is en raak geologies dood, sonder die vulkane, aardbewings en tektoniese aktiwiteit wat die oppervlak voorsien van lewe-onderhoudende materiaal en die atmosfeer met temperatuurmoderateurs soos koolstofdioksied. Veral plaattektoniek lyk uiters belangrik, ten minste op die Aarde. Nie net hersikleer die proses belangrike chemikalieë en minerale nie, dit bevorder ook biodiversiteit deur kontinentvorming en toenemende omgewingskompleksiteit, en help die konvektiewe selle skep wat nodig is vir die opwekking van die Aarde se magneetveld.Ward, pp. 191–220

"Klein massa" is deels 'n relatiewe begrip. Die Aarde het 'n klein massa as dit met die gasreuse in die Sonnestelsel vergelyk word, maar dit is die grootste, wat deursnee en massa betref, en die digste van al die aardplanete. Dit is groot genoeg om slegs deur sy swaartekrag 'n atmosfeer te behou en dat sy gesmelte kern 'n hitte-enjin bly wat die diverse geologie op sy oppervlak aandryf. Mars, daarenteen, is geologies amper (of heeltemal) dood en het 'n groot deel van sy atmosfeer verloor. Die afleiding kan dus gemaak word dat die laer massalimiet vir bewoonbaarheid iewers tussen dié van Mars en die Aarde en Venus lê: 0,3 aardmassas is al as 'n skeidslyn voorgestel. 

Daar is egter buitengewone gevalle: Jupiter se maan Io (wat kleiner as al die aardplanete is) is vulkanies aktief vanweë die swaartekragstres wat deur sy wentelbaan geskep word, en sy buurman Europa het dalk 'n vloeibare oseaan onder sy ysige kors, ook vanweë die krag wat deur Jupiter opgewek word.

'n Groter planeet het waarskynlik ook 'n groot ysterkern. Dit skep 'n magneetveld wat die planeet beskerm teen die sonwind en kosmiese straling wat andersins die atmosfeer sou wegstroop en lewende organismes met geïoniseerde deeltjies sou bombardeer. Massa is nie die enigste kriterium vir die skep van 'n magneetveld nie, want die liggaam moet ook vinnig genoeg roteer om 'n dinamo-effek in sy kern te skep. Dit is 'n belangrike deel van die proses.

Wentelbaan en rotasie
Soos met ander kriteria, is stabiliteit die grootste oorweging in die bepaling van die uitwerking van die wentelbaan en rotasie op planetêre bewoonbaarheid. Baaneksentrisiteit is die verhouding wat die wentelbaan se afwyking van 'n sirkelvorm beskryf. Hoe groter die eksentrisiteit, hoe groter die temperatuurwisselings op die oppervlak. Hoewel lewende organismes aanpasbaar is, kan hulle net soveel variasie uitstaan, veral as die fluktuasies oorvleuel met die vries- en kookpunt van die planeet se belangrikste biotiese oplosmiddel (wat op die Aarde water is). 

As die Aarde se oseane byvoorbeeld sou wissel tussen die vries- en kookpunt, sou lewe soos ons dit ken moeilik ontwikkel het. Hoe ingewikkelder die organisme, hoe groter die sensitiwiteit vir temperatuur.Ward, pp. 122–123. Die Aarde se wentelbaan is feitlik heeltemal sirkelvormig, met 'n eksentrisiteit van minder as 0,02; ander planete in die Sonnestelsel, met die uitsondering van Mercurius, se eksentrisiteit is net so klein.

Bewoonbaarheid word ook beïnvloed deur die struktuur van die planeetstelsel om 'n ster. Die evolusie en stabiliteit van sulke stelsels word bepaal deur swaartekragdinamika. Data van die eksentrisiteit van eksoplanete het die meeste navorsers verbaas: 90% se eksentrisiteit is groter as wat in die Sonnestelsel voorkom, en die gemiddelde is 'n volle 0,25. Dit beteken al val 'n planeet in die bewoonbare sone, sal dit net 'n klein deel van sy wentelbaan in die sone bly.

'n Planeet se beweging om sy draaias moet ook aan sekere standaarde voldoen. Die eerste aanname is dat 'n planeet gematigde seisoene moet hê. As daar egter 'n klein of geen ashelling is nie, sal seisoene nie voorkom nie en sal een van die belangrikste stimulante vir 'n biosferiese dinamika afwesig wees. Die planeet sal ook kouer wees as wanneer daar 'n aansienlike helling is: As die grootste intensiteit van straling altyd binne 'n paar grade van die ewenaar is, kan warm weer nie na die pole beweeg nie en 'n planeet se klimaat sal oorheers word deur kouer polêre weerstelsels.

As 'n planeet 'n baie groot helling het, sal seisoene ekstreem wees en dit moeilik maak vir 'n biosfeer om homeostase te bereik. Die Aarde se ashelling is nou (in die Kwartêr) groter as in die verlede, en dit vind aansluiting by minder ys op die pole, warmer temperature en minder seisoenale variëteit. Wetenskaplikes weet nie of dié neiging onbepaald sal voortduur met verdere toenames in ashelling nie (sien Sneeubalaarde).

Die presiese invloede van dié veranderings kan tans net met rekenaarmodelle geraam word, en studies het gewys selfs groot hellings van tot 85 grade sluit nie lewe heeltemal uit nie, solank kontinentale oppervlakke nie seisoenaal die hoogste temperature bereik nie. Nie net die gemiddelde helling moet in ag geneem word nie, maar ook die wisselings oor tyd. Die Aarde se helling het oor 41 000 jaar gewissel tussen 21,5 en 24,5 grade. 'n Meer drastiese wisseling, of 'n baie korter tydperk, sou te groot klimaatsveranderings teweeggebring het.

Dit lyk of die Maan 'n uiters belangrike rol speel om die Aarde se klimaat te verander om sy ashelling te stabiliseer. Daar is al voorgestel 'n satelliet so groot soos die Maan is nie net behulpsaam nie, maar noodsaaklik om stabiliteit te verskaf. Dié mening bly omstrede.

In die geval van die Aarde, is die Maan groot genoeg en wentel dit op so 'n manier dat dit aansienlik bydra tot oseaangetye, wat weer help om die groot wateroseane om te roer. Dié maankragte help nie net om te keer dat die oseane stagneer nie, maar speel ook 'n kritieke rol in die aarde se dinamiese klimaat.

Geologie
Konsentrasies radionukliede in aardplanete kan uiters belangrik wees vir die bewoonbaarheid van aardagtige planete. Sulke planete met groter hoeveelhede kom waarskynlik 'n voortdurende dinamo kort vir 'n aansienlike deel van hulle bestaan, en dié met kleiner hoeveelhede kan dikwels geologies onaktief wees. 

Planetêre dinamo's skep sterk magneetvelde wat dikwels nodig kan wees vir lewe om te ontwikkel of voortbestaan omdat hulle planete beskerm teen die sonwind en kosmiese straling. Die elektromagnetiese emissiespektra van sterre kan gebruik word om dié te identifiseer wat waarskynlik bewoonbare, aardagtige planete onderhou. Radionukliede word vermoedelik geskep deur seldsame sterprosesse soos die vereniging van neutronsterre.

Nog geologiese eienskappe wat noodsaaklik kan wees, is dalk sommige wat die planeet se hitte en magneetveld vorm. Van hulle is onbekend of word nie goed verstaan nie, en word ondersoek deur planetêre wetenskaplikes, geochemici en ander.

Geochemie
Daar word algemeen aanvaar enige buiteaardse lewe wat kan bestaan, sal gebaseer wees op dieselfde basiese biochemie as die lewe op Aarde. Die vier belangrikste elemente vir lewe hier is koolstof, waterstof, suurstof en stikstof, wat algemeen in die ruimte voorkom. Basiese biogeniese verbindings, soos baie eenvoudige aminosure soos glisien, is in meteoriete en in die interstellêre ruimte gevind. 

Diè vier elemente maak saam meer as 96% van die Aarde se biomassa uit. Koolstof het 'n ongeëwenaarde vermoë om met homself te verbind en 'n enorme verskeidenheid ingewikkelde en gevarieerde strukture te vorm, wat dit 'n ideale materiaal maak vir die ingewikkelde meganismes wat lewende selle vorm. Waterstof en suurstof, in die vorm van water, is die oplosmiddel waarin biologiese prosesse plaasvind en waar die eerste reaksies plaasgevind het wat tot die ontstaan van lewe gelei het. Die energie wat vrygestel word in die vorming van kragtige kovalente bindings tussen koolstof en suurstof, beskikbaar deur die oksidasie van organiese verbindings, is die brandstof van alle ingewikkelde lewensvorme. Dié vier elemente saam maak aminosure uit, wat weer die boustene is van proteïene, die stof van lewende weefsel. Daarbenewens is nie swael (wat nodig is vir die bou van proteïene) of fosfor (nodig vir die vorming van DNS, RNS en die adenosienfosfate noodsaaklik vir metabolisme) skaars nie.

Groot hoeveelhede van 'n stof in die ruimte dui nie noodwendig op 'n groot hoeveelheid in planete nie; van die vier "lewenselemente" is net een, suurstof, volop in die aardkors. Dit kan deels verduidelik word aan die hand daarvan dat van dié elemente, soos waterstof en stikstof, en hulle eenvoudigste en algemeenste verbindings, soos koolstofdioksied, koolstofmonoksied, metaan, ammoniak en water, gasagtig is by hoë temperature. In die warm streek naby die Son kon dié vlugtige verbindings nie 'n belangrike rol gespeel het in die geologiese vorming van planete nie. Hulle is eerder vasgevang onder die nuut gevormde korse, wat grootliks bestaan het uit rotsagtige, nievlugtige verbindings soos silika ('n verbinding van silikon en suurstof, wat die groot hoeveelheid daarvan in die aardkors verduidelik). 

Die ontgassing van vlugtige verbindings deur die eerste vulkane sou bygedra het tot die vorming van die planete se atmosfeer. Vulkaniese ontgassing sou egter nie rekenskap kon gee vir die hoeveelheid water in die Aarde se oseane nie. Verreweg die meeste van die water – en waarskynlik koolstof – wat nodig is vir lewe moes van die buitenste Sonnestelsel gekom het, weg van die Son se hitte, waar dit ys sou gebly het. Komete wat in die vroeë jare van die Sonnestelsel se bestaan teen die Aarde gebots het, sou enorme hoeveelhede water na die Aarde gebring het, asook die ander vlugtige verbindings wat nodig is vir lewe, en sou so bygedra het tot die ontstaan van lewe op Aarde.

Hoewel daar dus rede is om te glo die vier "lewenselemente" behoort elders volop te wees, het 'n bewoonbare stelsel moontlik ook 'n voorraad wentelende liggame op lang termyn nodig om die nodige stowwe na die binneste planete te bring. Sonder komete sou lewe soos ons dit ken dalk nie op Aarde bestaan het nie.

Mikro-omgewings en ekstremofiele


'n Belangrike kwalifikasie vir kriteria vir bewoonbaarheid is dat net 'n klein deel van 'n planeet lewe hoef te onderhou. Astrobioloë ondersoek dikwels "mikro-omgewings". Ekstremofiele is organismes op Aarde wat in nisomgewings voorkom onder strawwe omstandighede wat gewoonlik as vyandelik vir lewe beskou word. Hulle is gewoonlik (maar nie altyd nie) eensellig en kan in watertemperature van bo 100 °C in hidrotermiese bronne oorleef.

Die ontdekking van lewe onder ekstreme omstandighede het die definisies van bewoonbaarheid gekompliseer, maar ook navorsers opgewonde gemaak omdat dit die bekende omvang van lewensomstandighede vergroot het. So kan 'n planeet wat andersins die lewe kan onderhou nie, dit wel doen in 'n diep, skaduryke skeur of 'n vulkaniese grot. Net so kan 'n terrein vol kraters 'n skuilplek bied aan primitiewe lewensvorme. Die Lawn Hill-krater in Australië word bestudeer as 'n astrobiologiese analogie. Navorsers glo die vinnige vulling met sediment het 'n beskermde mikro-omgewing geskep vir mikrobiese organismes. Soortgelyke omstandighede kon in die geskiedenis van Mars bestaan het.

Omgewings op Aarde waar lewe "onmoontlik" is, is steeds nuttig vir astrobioloë omdat dit die perke definieer van wat organismes kan deurstaan. Die hartjie van die Atacamawoestyn, wat algemeen as die droogste plek op Aarde beskou word, lyk of dit nie lewe kan onderhou nie en dit word juis om daardie rede deur Nasa en die ESA ondersoek: Dit verskaf 'n analogie vir Mars, en die voggradiënte aan sy kante is ideaal vir die bestudering van die grens tussen steriliteit en bewoonbaarheid. 

Ekologiese faktore
Die twee huidige ekologiese benaderings tot die voorspelling van moontlike bewoonbaarheid gebruik 19 of 20 omgewingsfaktore, met 'n klem op die beskikbaarheid van water, temperatuur, die teenwoordigheid van voedingstowwe, 'n energiebron en beskerming teen die Son se ultraviolet en kosmiese straling.

Alternatiewe sterstelsels
In die bepaling van die moontlikheid van buiteaardse lewe het sterrekundiges lank gefokus op sterre soos die Son. Omdat sulke planetêre stelsels skaars blyk te wees, het hulle op ander stelsels begin konsentreer.

Daar word geglo sterre van klas F, G, K en M kan moontlik planete met lewe hê. Sowat die helfte van sterre so groot soos die Son kan 'n aardplaneet hê wat dalk vloeibare water op sy oppervlak het, volgens navorsing met Nasa se Kepler-ruimteteleskoop.

Dubbelsterre

Algemene ramings is dat 50% of meer van sterre deel van dubbelsterstelsels is. Dit is dalk effens oordrewe, want swaar en helder sterre is geneig om in sulke stelsels voor te kom en hulle is maklik om waar te neem en te katalogiseer. 'n Presieser ontleding dui daarop dat dowwer sterre gewoonlik alleen voorkom en dat tot twee derdes van sterre dus enkelsterstelsels is.

Die skeiding van twee sterre in 'n dubbelsterstelsel kan van minder as 1 AE (die gemiddelde afstand tussen die Son en die Aarde) tot verskeie honderd AE wees. In laasgenoemde geval sal die swaartekraguitwerking van die sterre op 'n planeet se kans op lewe nie groot wees nie, tensy die wentelbane baie eksentriek is. As die skeiding egter baie klein is, sal 'n stabiele wentelbaan onmoontlik wees, soos wanneer 'n planeet se afstand na sy primêre ster meer is as sowat 'n vyfde van sy naaste afstand van die ander ster. 

Of planete om 'n dubbelster sal vorm, was lank onseker omdat swaartekrag met die vorming van sterre kan inmeng. Teoretiese werk deur Alan Boss by die Carnegie-instituut het gewys gasreuse kan net so maklik om dubbelsterre as om enkelsterre vorm.

Die bestudering van Alpha Centauri, die naaste stergroep aan die Son, wys dubbelsterre hoef nie geïgnoreer te word in die soeke na planete met lewe nie. Centauri A en B is op hulle naaste 11 AE van mekaar, en albei behoort stabiele bewoonbare sones te hê. 'n Studie het gewys die wentelbaan van 'n planeet binne sowat 3 AE van enige van die sterre kan redelik stabiel bly. Die bewoonbare sone oor 4,5 miljard jaar vir Centauri A is konserwatief bereken tussen 1,2 en 1,3 AE, en dié vir Centauri B tussen 0,73 en 0,74 AE: albei binne die sterre se stabiele sone.

Rooidwerge
Enige planeet om 'n rooidwerg sal nader aan die ster moet wentel om temperature soos op Aarde te hê, en dit sal moontlik lei tot 'n sinchroniese rotasie. Klas M-sterre (rooidwerge) word beskou as moontlike gashere van bewoonbare planete, selfs dié met opvlammings soos Proxima. Om die bewoonbaarheid van rooidwerge te bepaal, sal help om vas te stel hoe algemeen lewe in die Melkweg dalk is, want hulle maak sowat 70% tot 90% van alle sterre in die sterrestelsel uit. Daar moet egter in ag geneem word dat opvlammings die bewoonbaarheid van eksoplanete nadelig sal beïnvloed omdat dit hulle atmosfeer kan wegstroop.

Grootte

Sterrekundiges het rooidwerge baie jare lank uitgeskakel as moontlik gashere van bewoonbare planete. Hulle klein grootte (van 0,08 tot 0,45 sonmassas) beteken hulle kernreaksie verloop baie stadig en hulle straal baie min lig uit (van 3% tot 0,01% van sonlig). Enige planeet om 'n rooidwerg sal baie na aan die ster moet wentel om dieselfde temperature as op Aarde te hê; van 0,3 AE (net binne Mercurius se wentelbaan) tot 0,032 AE vir 'n ster soos Proxima Centauri (so 'n wêreld sal 'n jaar van net 6,3 dae hê). Op so 'n afstand sal die planeet 'n sinchroniese rotasie hê, waar die een kant altyd na die ster wys en die ander kant altyd weg. Die enigste manier waarop die helfte van die lewe nie sal doodkook en die ander helfte doodvries nie, sal wees as die planeet 'n atmosfeer het wat dik genoeg is om die ster se hitte van die dagkant na die nagkant te versprei, of as daar 'n gasreus in die bewoonbare sone is met 'n bewoonbare maan wat na die planeet wys in plaas van na die ster. Dit sal 'n nog ewerediger verspreiding oor die planeet tot gevolg hê. Daar is lank geglo so 'n dik atmosfeer sal keer dat lig van die ster die oppervlak bereik en dus fotosintese sal verhinder.

Navorsing het egter die moontlike teendeel bewys. Studies deur Robert Haberle en Manoj Joshi van Nasa se Ames-navorsingsentrum in Kalifornië het gewys die planeet se atmosfeer (as dit kweekhuisgasse en water insluit) hoef net 100  millibar te wees sodat die atmosfeer die hitte na die nagkant sal oordra. Dit is binne die vlakke wat vir fotosintese vereis word, hoewel water aan die nagkant in sekere modelle steeds gevries kan wees. 

Ander beperkende faktore
Die grootte van 'n ster is nie die enigste beperkende faktor vir lewe nie. Op 'n rooidwerg sal fotosintese aan die nagkant onmoontlik wees omdat die planeet daar nooit sonlig sal kry nie. Aan die dagkant, waar die son nooit opkom of ondergaan nie, sal gebiede in die skaduwees van berge altyd in die skadu wees. Fotosintese sal bemoeilik word omdat 'n rooidwerg die meeste van sy lig in die infrarooi uitstraal, terwyl sigbare lig op Aarde vir fotosintese nodig is. 

Daar is 'n moontlike positiewe kant aan dié scenario. Baie ekostelsels op Aarde gebruik chemosintese eerder as fotosintese, en dit sal moontlik wees op 'n rooidwerg. 'n Statiese posisie van die primêre ster verwyder die nodigheid vir plante om hulle blare altyd na die ster te draai, om veranderende skadu/sonpatrone te hanteer of om te verander van fotosintese na gestoorde energie in die nag. Vanweë die gebrek aan 'n dag-nagsiklus sal veel meer energie op 'n gegewe stralingsvlak beskikbaar wees.

Rooidwerge is veranderliker en gewelddadiger as hulle stabieler, groter eweknieë. Hulle het dikwels stervlekke wat hulle uitgestraalde lig vir maande op 'n slag met tot 40% kan verminder, terwyl hulle op ander tye enorme opvlammings het wat hulle ligsterkte binne minute kan verdubbel. Sulke variasies kan baie skadelik vir lewe wees, want dit sal nie net komplekse organiese molekules kan vernietig nie, maar ook groot dele van die planeet se atmosfeer wegblaas.

Om die ondersteuning van lewe op 'n planeet om 'n rooidwerg moontlik te maak, sou 'n vinnig roterende magneetveld nodig wees om die planeet teen die opvlammings te beskerm. 'n Planeet met 'n sinchroniese rotasie roteer baie stadig en kan nie 'n geodinamo in sy kern skep nie. Die gewelddadige opvlammings in 'n rooidwerg se lewensilus duur na raming net sowat 1,2 miljard jaar. As 'n planeet egter ver genoeg van die ster af vorm om 'n sinchroniese rotasie te vermy en dan na die ster se bewoonbare sone migreer ná die onstuimige aanvanklike tydperk, sal lewe dalk kan ontwikkel. 

Waarnemings van die 7 miljard tot 12 miljard jaar oue Barnard se Ster wys selfs ou rooidwerge kan aansienlike opvlammings hê. Daar is lank geglo Barnard se Ster het min aktiwiteit, maar in 1998 het sterrekundiges 'n intense opvlamming waargeneem.

Lang bestaan
Rooidwerge het een voordeel bo groter sterre wat die moontlikheid van lewe betref: hulle lang bestaan. Dit het op Aarde 4,5 miljard geduur voordat die mens ontstaan het en as huidige toestande stabiel bly, kan lewe nog vir 1 miljard tot 2,3 miljard jaar  moontlik wees. Rooidwerge bestaan biljoene jare omdat kernfusie baie stadig plaasvind, wat beteken lewe kan baie langer bestaan.

Klas F-sterre
Dit is onseker of klas F-sterre (geelwitdwerge) planete met lewe sal kan hê. Hulle bestaan 3 miljard tot 8 miljard jaar (teenoor geeldwerge soos die Son se 9 miljard tot 15 miljard jaar. Hulle het ook hoër ultravioletvlakke. F0-sterre (7 400 K, 1,6 sonmassa, 1,7 sonradius, ~7 sonligsterktes) word deur baie sterrekundiges beskou as die grootste en swaarste sterre wat bewoonbare planete kan hê. 

'n Planeet in die bewoonbare sone wat dieselfde afstand van 'n klas F-ster af wentel as die Aarde van die Son, sal 2,5 keer ('n F9-ster) tot 7,1 keer ('n F0-ster) soveel ultravioletstraling as die Aarde kry.

Klas K-sterre
klas K-sterre (oranjedwerge) sal die nodige toestande vir lewe kan verskaf  en kan planete met 'n groter bewoonbaarheid as die Aarde hê. Hulle straling in die nie-UV-spektrum is groot genoeg om die regte temperatuur vir vloeibare water op die oppervlak van planete tot gevolg te hê. Hulle sal ook langer as die Son in die hoofreeks bly omdat hulle hulle waterstof stadiger verbrand. Dit sal 'n langer tyd toelaat vir lewe om te vorm en ontwikkel.  

Die planete se bewoonbare sone, 0,1-0,4 tot 0,3-1,3 AE, na gelang van die grootte van die ster, is dikwels ver genoeg om 'n sinchroniese rotasie te voorkom, en die sonopvlammings sal klein genoeg wees dat lewe dit sal oorleef.

Sterre met 'n groot massa
Volgens onlangse navorsing kan baie swaar sterre, wat groter massas as ~100 sonmassas het, dalk planetêre stelsels van honderde planete so groot soos Mercurius in die bewoonbare sone hê. Sulke stelsels sal ook bruindwerge en sterre met 'n klein massa (~0,1-0,3 sonmassa) hê. 

Sterre van swaarder as 'n paar somassas sal egter te kort bestaan vir die planete om af te koel, en beslis te kort vir 'n stabiele biosfeer om te ontwikkel. Swaar sterre word dus uitgeskakel as gashere vir planete met lewe.


Neutronsterre
'n Bewoonbare planeet wat om 'n neutronster wentel, moet tussen een en 10 keer die massa van die Aarde hê. As die planeet ligter is, sal hy sy atmosfeer verloor. Die atmosfeer sal ook dik genoeg moet wees om die intense X-strale wat die ster uitstraal, om te skakel in hitte op sy oppervlak. Dit sal dan die regte temperatuur vir lewe hê.

'n Sterk genoeg magneetveld sal die planeet teen die sterk sterwinde beskerm en die planeet se atmosfeer vir 'n paar miljard jaar bewaar. So 'n planeet sal ook vloeibare water op sy oppervlak kan hê.

Sterre ná die hoofreeks
Aanvanklik is geglo die evolusie van 'n ster tot 'n rooireus sal enige planeetstelsel, indien dit bestaan, onbewoonbaar maak. Nuwer navorsing dui egter daarop dat 'n ster van 1 sonmassa wat 'n rooireus word, vir miljarde jare 'n bewoonbare planeet sal kan hê op 2 AE, of vir tot 100 miljoen jaar op 9 AE. Dit sal dalk genoeg tyd wees dat lewe kan ontwikkel. Ná die rooireusfase sal so 'n ster vir nog 'n miljard jaar 'n bewoonbare sone tusen 7 en 22 AE hê. 

Latere ondersoeke het dié scenario verfyn en gewys hoe 'n bewoonbare sone vir 'n ster van 1 sonmassa kan duur van 100 miljoen jaar vir 'n planeet met 'n wentelbaan soos Mars s'n tot 210 miljoen jaar vir een op dieselfde afstand van die ster as wat Saturnus van die Son af is. Die maksimum tyd (370 miljoen jaar) is vir planete op die afstand van Jupiter. Planete om 'n ster van 0,5 sonmassa in soortgelyke wentelbane as Saturnus en Jupiter sal egter vir onderskeidelik 5,8 miljard en 2,1 miljard jaar in die bewoonbare sone wees. Vir sterre van 'n groter massa as dié van die Son sal dié tye aansienlik korter wees.

Sien ook
 Buiteaardse lewe
 Bewoonbare sone
 Geskiedenis van die Aarde

Verwysings

Bibliografie



Nog leesstof

 Cohen, Jack en Ian Stewart. Evolving the Alien: The Science of Extraterrestrial Life, Ebury Press, 2002. 
 (2021-01-26) Kepler-22b, the Oceanic Exoplanet - "Finding a New Earth", Nasa.

 Fogg, Martyn J., ed. "Terraforming" (entire special issue) Journal of the British Interplanetary Society, April 1991
 Fogg, Martyn J. Terraforming: Engineering Planetary Environments, SAE International, 1995. 
 Gonzalez, Guillermo en Richards, Jay W. The Privileged Planet, Regnery, 2004. 
 Grinspoon, David. Lonely Planets: The Natural Philosophy of Alien Life, HarperCollins, 2004.
 Lovelock, James. Gaia: A New Look at Life on Earth. 
 Schmidt, Stanley and Robert Zubrin, eds. Islands in the Sky, Wiley, 1996. 
 Webb, Stephen If The Universe Is Teeming With Aliens ... Where Is Everybody? Fifty Solutions to the Fermi Paradox and the Problem of Extraterrestrial Life New York: Januarie 2002 Springer-Verlag 

Skakels
 The Habitable Zone Gallery
 Planetary Habitability Laboratory (UPR Arecibo)
 The Habitable Exoplanets Catalog (PHL/UPR Arecibo)
 David Darling encyclopedia
 General interest astrobiology
 Sol Station

Kategorie:Lewe
Kategorie:Eksoplanete
Kategorie:Astrofisika