Tähteä ympäröivä elämänvyöhyke

Elämä Maan pinnalla on mahdollista, koska se kiertää lämmittävää Aurinkoa, joka lämmittää Maata teholla 1 370 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:n lämpötiloja, ja jotkut jäkälät jonkin verran pakkasta.

Melkoisen optimistisesti on ajateltu elinkelpoisen vyöhykkeen olevan Auringolle noin 0,7–1,6/1,75 AU eli kattavan Venuksen ja Marsin.[4][5]. Äärirajat vyöhykkeelle ovat eri tutkijoiden mukaan 0,5[6] – 3[7] AU. Eräs arvio sijoittaa elinkelpoisen vyöhykkeen etäisyydelle 0,8–1,6 AU.[8] Kolmannen optimistisen 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 (monesti 0,95 AU) ja ulkoraja jäätymisen takia 1,01–1,02 AU.[9] Mutta kaikkein pessimistisin arvio väittää Maan kiertävän lähellä elinkelpoisen vyöhykkeen sisärajaa, joka olisi 0.99 AU[10]. Toisen hyvin pessiimistisen arvion mukaan ulkoraja olisi 1,01 AU[11].

Monesti käytetään Kastingin arviota, jossa sisäraja on 0,95 kasvihuone-ilmiön takia ja ulkoraja 1,37 AU jäätymisen takia.

Planeetan lämpötila riippuu monesta tekijästä: Keskustähden säteilyntuotosta ja etäisyydestä keskustähdestä, josta käsin yleensä elinkelpoista vyöhykettä tarkastellaan. Mutta planeetan lämpötilaan vaikuttavat yleensä myös valonheijastuskyky ja kasvihuone-ilmiö.

Myös planeetan radan soikeus, pyöriminen ja akselin kallistuma luovat vuoden- ja vuorokaudenaikoja. Planeetalla olevan veden määrä vaikuttaa mannerten ja merien määrään ja jakaumaan, kaasukehän kosteuteen ja pilvisyyteenkin. Pilvisyys vaikuttaa planeetan valonheijastuskykyyn ja lämpötilaan. Kaasukehän kosteus lisää kasvihuone-ilmiötä. Kaasukehän tiheys ja koostumus vaikuttavat muun muassa kasvihuone-ilmiöön ja veden olomuotoon ja näin lämpötilaan.

Jos kaasukehän paine on suurempi, elinkelpoinen vyöhyke on noin 0,1 AU aurinkoa lähempänä. Vähävetisillä, pääosin mentereesta koostuvalla avikkoplaneetalla nestemäistä vettä voi olla napojen lähellä, jos Maan etäisyys olisi 0,75 AU.

Vuonna 1953 Hubertus Strughold määritteli elinkelpoisen vyöhykkeen "ekosfäärin". Samana vuonna Harlow Shapley kirjoitti nestemäisen veden vyöhykkeestä. Tämän vyöhykkeen esittelivät myös Philip Morrison ja Giuseppe Cocconi SETI-aiheisessa tutkimusartikkelissaan vuonna 1959. Samoihin aikoihin sitä tutki myös Su-Shu Huang[12], joka väitti asuttavien planeettojen olevan harvinaisia moninkertaisilla tähdillä painovoimahäiriöiden vuoksi. Vuonna 1961 Frank Drake teki käsitteestä tunnetun Draken yhtälön yhteydessä. Vuonna 1964 planeettojen elinkelpoisuutta käsittelevän tutkimuksen julkaisi Stephen H. Dole[13], ja Isaac Asimov kiinnostui planeettojen elinkelpoisuudesta. 2000-luvulla Peter Ward, Donald Brownlee ja Guillermo Gonzalez toivat esille ja syvensivät galaktisen elinkelpoisen vyöhykkeen ajatusta.

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.[14][15] Hartin mielestä olennainen elinkelpoista vyöhykettä määrittävä tekijä tähden säteilyn lisäksi oli sen pysyvyys suunnilleen samana sen ajan, minkä tutkijat arvioivat elämän kehityksen vaativan.[16][17] Hart ei ottanut huomioon karbonaatti-silikaatti-sykliä, joka kierrättää kasvihuonekaasu hiilidioksidin hiiltä.[12]

Nykyään tutkijat ovat taipuvaisia 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[18], joka esittää minimiarvioksi elinkelpoiselle vyöhykkeelle 0,95–1,15 AU ja hieman optimistisemmaksi arvioksi 0,95–1,37 AU.

Tärkein elinkelpoisen vyöhykkeen rajoja määräävä tekijä on tähden säteilyntuotto eli luminositeetti. Tämä johtuu siitä, että esimerkiksi Maan lämpö on pääosin peräisin keskustähtemme Auringon säteilystä. Näin ollen Aurinkoa kirkkaampi tähti nostaisi Maan keskilämpötilaa. Myös jos Maa kiertäisi lähempänä aurinkoa, täällä olisi kuumempaa.

Auringon tai muun tähden säteilyn voimakkuus pinta-alaa kohti eli intensiteetti on kääntäen verrannollinen etäisyyden neliöön. Esimerkiksi puolen Auringon tehoisen tähden säteilyn voimakkuus on Maata vastaavalla tasolla ${\displaystyle {\frac {1}{\sqrt {2}}}\approx 0{,}7}$ AU:n etäisyydellä.

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

${\displaystyle d_{\rm {AU}}={\sqrt {L_{\rm {tahti}}/L_{\rm {Aurinko}}}}}$

missä

${\displaystyle d_{\rm {AU}}\,}$ on elokehän keskietäisyys tähdestä,

${\displaystyle L_{\rm {tahti}}\,}$ on tähden luminositeetti, ja

${\displaystyle L_{\rm {Aurinko}}\,}$ on Auringon luminositeetti.

Maan lämpötilan on pysyttävä 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. (40–60?)

Pääartikkeli: Lumipallo-Maa

Mikhail Budykon vuonna 1969 tekemien tutkimusten mukaan Maa jäätyy kokonaan, jos jäätiköt etenevät jääkaudella keskimäärin 50. leveysasteelle.[21] tai 25.–30. leveysasteelle.[22] 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, mikä se lisää jäätiköiden kasvua, ja lopulta koko Maa on jäässä. Tämä voisi tapahtua, kun Maa on 1,01–1,02 AU:n päässä Auringosta.

Tästä riippumatta S. Franck, A. Block, W. von Bloh, C. Bounama, H. -J. Schellnhuber ja Y. Svirezhev ovat julkaisseet tutkimuksen, jonka mukaan optimaalinen etäisyys Maan tyyppiselle planeetalle olisi 1,08 AU.[23]

Jos planeetan lämpötila laskee liikaa, planeetta jäätyy. Tämän rajan takana vain tulivuoritoiminnasta johtuva ilmakehän kasvava hiilidioksidipitoisuus voi kasvihuoneilmiöllään nostaa planeetan pintalämpötilan ennalleen. Hiilidioksidikin jäätyy, jos Auringon säteily laskee 0,53:een nykyisestä. Tämä aiheuttaa palautumattoman jäätymisen, koska kiinteä hiilidioksidi ei kykene ylläpitämään kasvihuoneilmiötä. 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.

Pääartikkeli: Karkaava kasvihuone-ilmiö

Keskilämpötilan noustessa yli noin 33 °C, se alkaa nousta vesistöistä haihtuvan vesihöyryn takia merkittävästi.[9]

Jos planeetta kuumenee jostain syystä tarpeeksi, meristä alkaa haihtua huomattavia määriä vettä. Vesihöyry on merkittävä kasvihuonekaasu, joka taas nostaa planeetan 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 1 500 °C.[24] Tällöin karbonaattikiviin sitoutunut hiilidioksidi vapautuu. Samalla vesihöyry karkaa avaruuteen hajottuaan hapeksi ja vedyksi.[25] Toinen vapautuva kasvihuonekaasu on syvämeren klatraattikivien metaani. Kasvihuoneilmiö 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.[9]

Jos planeetan kaasunpaine pinnalla on suurempi kuin Maassa, tähden elinkelpoinen vyöhyke on leveämpi[26].

Pääartikkeli: Vuorovesi-Venus

Vuorovesi-ilmiö tuottaa voimakkaana jatkuvaa tulivuoritoimintaa, joka purkaa kuumentavia kasvihuonekaasuja. Punaiset kääpiöt tuottavat elinkelposile vyöhykkeelle suuren vuorovesivoiman. Niinpä ainakaan keveimmillä punaisilla kääpiöillä ei tämän mukaan olisi elinkelpoista vyöhykettä lainkaan[27].

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.[33] 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.[33]