Αστροβιολογία, με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών by m_maroulis

ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΠΑΤΡΩΝ ΣΧΟΛΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΕΠΙΣΤΗΜΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ

ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ

Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Εμμανουήλ Μαρούλης Προπτυχιακός Φοιτητής (Α.Μ. 4960)

ΕΠΙΒΛΕΠΩΝ: Βασίλειος Σ. Γερογιάννης, Καθηγητής

Πάτρα 2015

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Αφιέρωση Αφιερωμένη η εργασία αυτή στον πατέρα μου και στην μητέρα μου για τα ανεπανάληπτα φοιτητικά χρόνια που μου χάρισαν.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Ευχαριστίες Θα ήθελα να ευχαριστήσω τον επιβλέποντα καθηγητή μου Κ. Βασίλειο Γερογιάννη για την καθοδήγησή του ώστε να ολοκληρωθεί η εργασία αυτή, την οικογένεια μου που πάντα με στηρίζει στις επιλογές μου και τους φίλους μου για τα διασκεδαστικά διαλείμματα που μου προσφέρουν σε κάθε μας συνάντηση!

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Περίληψη Στην παρακάτω εργασία θα γίνει αναφορά πάνω σε ένα μικρό κομμάτι ενός μεγαλύτερου κλάδου της αστροφυσικής, αυτού της αστροβιολογίας. Αρχικά γίνεται μια σύντομη περιγραφή της δημιουργίας ενός αστέρα, όπως ο ΄Ηλιος, και του πλανητικού συστήματος που μας φιλοξενεί. Στην συνέχεια εξηγούνται τα αίτια που μετατρέπουν ένα περιβάλλον μέσα στο σύμπαν μας σε κατοικήσιμο· με την δυνατότητα δηλαδή να φιλοξενήσει ζωή. Το νερό παραμένει το κύριο συστατικό για να καθοριστεί αν ένα περιβάλλον μπορεί να είναι κατοικήσιμο για τις μορφές ζωής που γνωρίζουμε. Μπορεί να υπάρξει σε έναν μεγάλο αριθμό ουράνιων σωμάτων, όμως πιστεύεται ότι απαιτείται η αλληλεπίδραση του νερού σε υγρή μορφή με διάφορα πετρώματα και με το φως, ώστε να προκύψει το φαινόμενο της ζωής. Συνεπώς ένα πρώτο κύριο χαρακτηριστικό είναι να γίνουν κατανοητές οι κλιματικές συνθήκες που επιτρέπουν στην επιφάνεια του πλανήτη την ύπαρξη του νερού σε υγρή μορφή, υπό μια κατάλληλη ατμόσφαιρα. Ενώ ένα δεύτερο χαρακτηριστικό είναι η βαθύτερη κατανόηση των διαδικασιών που καθορίζουν την σύσταση και την εξέλιξη των ατμοσφαιρών στους εξωπλανήτες. Επιπρόσθετα, γίνεται μια ανάλυση πάνω στις πιθανότητες εύρεσης μορφών ζωής πέρα από την Γη. Σε ένα κομμάτι της εργασίας προτείνεται (σύμφωνα με την μελέτη του Νίκου Πράντζου) ένα ενοποιημένο πλαίσιο ανάλυσης της εξίσωσης του Drake και του παραδόξου του Fermi, το οποίο επιτρέπει μια ταυτόχρονη και ποσοτική μελέτη αυτών των δυο. Η ανάλυση αυτή βασίζεται στην απλοποιημένη μορφή της εξισώσεως του Drake και ενός απλού σχεδίου για την αποικιοποίηση του Γαλαξία, το οποίο φαίνεται να είναι μια λογική επιλογή για κάποιον μακράς διαρκείας πολιτισμό, ώστε να αποκτηθούν γνώσεις για άλλες τυχόν μορφές ζωής. Ωστόσο, εκτός από την αναζήτηση κατοικήσιμων περιβαλλόντων και μορφών ζωής εκτός του Ηλιακού Συστήματος, είναι σημαντικό να αναφερθούν μερικοί πλανήτες και φεγγάρια στο δικό μας πλανητικό σύστημα, όπου ίσως να διέθεταν, ή να διαθέτουν ή ακόμα και να μπορέσουν να διαθέσουν στο μέλλον, κάποιο κατοικήσιμο περιβάλλον για την ανάπτυξη της ζωής. Τέλος, παρουσιάζονται οι τρέχων δημοφιλέστεροι μέθοδοι ανακάλυψης εξωπλανητών και γίνεται μια μικρή αναφορά στην διαδικασία της γεωποίησης· όπου αντί να αναζητείται κάποιο κατοικήσιμο περιβάλλον μακριά από το Ηλιακό 5

6 Σύστημα, ίσως υπάρχει η δυνατότητα τεχνητής δημιουργίας των απαραίτητων συνθηκών (σε κάποιον πλανήτη ή φεγγάρι) για την επιβίωση της ζωής όπως την γνωρίζουμε.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Περιεχόμενα 1 Εισαγωγή

2 Πλανητική Φυσική 2.1 Η γέννηση ενός αστέρα . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 Η δημιουργία του Ηλιακού συστήματος . . . . . . . 2.3 Κατοικησιμότητα και νερό σε έναν πλανήτη . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.3.1 ῾῾Τι είναι αυτό που κάνει έναν πλανήτη ιδανικό για ζωή;᾿᾿ . . . . . . . . . . . . . . 2.3.2 Τέσσερις τάξεις κατοικήσιμων πλανητών . . 2.4 Η ῾῾κατάλληλη᾿᾿ απόσταση από έναν αστέρα . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.4.1 Το εσωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης 2.4.2 Το εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης 2.4.3 Γύρω από άλλους αστέρες . . . . . . . . . . 2.4.4 Εξερευνώντας την κατοικησιμότητα με την κλιματικών μοντέλων . . . . . . . . . . . . 2.5 Η απαραίτητη ατμόσφαιρα σε έναν πλανήτη . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.5.1 Κατοικησιμότητα και ατμοσφαιρική απώλεια 2.5.2 Κατοικησιμότητα και γεωλογική δραστηριότητα . . . . . . . . . . . . . . . .

13 . . . . . . . 13 . . . . . . . 14 . . . . . . . 18 . . . . . . . 19 . . . . . . . 20 . . . . . . . . . . . . . . . . χρήση . . . .

. . . . . . . . 3D . .

23 23 24 26

. 27

. . . . . . . 31 . . . . . . . 31 . . . . . . . 33

3 Η Ζωή στο Σύμπαν μας 3.1 Η εξίσωση του Drake . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2 Το παράδοξο του Fermi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2.1 Η προϊστορία και η αρχική ιστορία του παραδόξου . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2.2 Μια ρητή διατύπωση . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2.3 Το παράδοξο του Fermi υπό τους όρους της εξίσωσης του Drake . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

. . . .

37 . 39 . 47 . 47 . 48 . 49

ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ 3.3

Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά 3.3.1 Ερμής και Αφροδίτη . . . . . 3.3.2 ΄Αρης . . . . . . . . . . . . . 3.3.3 Δήμητρα . . . . . . . . . . . 3.3.4 Το σύστημα του Δία . . . . 3.3.5 Το σύστημα του Κρόνου . .

. . . . . .

4 Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών 4.1 Η μέθοδος της Ακτινικής Ταχύτητας . . . . . . . 4.2 Η μέθοδος της Φωτομετρίας Διέλευσης . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2.1 Διαμορφώσεις ανακλάσεων/εκπομπών (μη αναγνωρίσιμες άμεσες ανιχνεύσεις) . . 4.2.2 Διακυμάνσεις του φωτός εξαιτίας της σχετικιστικής ακτινοβολίας . . . . . . . . 4.2.3 Διακυμάνσεις του φωτός εξαιτίας των ελλειψοειδών παραλλαγών . . . . . . . . . 4.3 Μέθοδοι με βάση τις χρονικές διακυμάνσεις . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3.1 Διακυμάνσεις στο χρονοδιάγραμμα ενός πάλσαρ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3.2 Συχνότητα παλμών μεταβλητών αστέρων . 4.3.3 Η μέθοδος χρονικών μεταβολών διέλευσης 4.4 Η μέθοδος του βαρυτικού φακού . . . . . . . . . 4.5 Η μέθοδος της άμεσης φωτογράφησης . . . . . . 4.6 Η διαδικασία της Γεωποίησης . . . . . . . . . . . 4.6.1 Η διαδικασία της παρα-γεωποίησης . . . . 5 Επίλογος - Συμπεράσματα

. . . . . .

57 58 59 61 62 65

69 . . . . . . . . 70 . . . . . . . . 73 . . . . . . . . 77 . . . . . . . . 78 . . . . . . . . 79 . . . . . . . . 80 . . . . . . . . . . (TTV) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . .

80 81 81 83 85 88 89 91

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Κατάλογος Σχημάτων 2.1 2.2

Κλασική κατοικήσιμη ζώνη και Κύρια ατμοσφαιρική σύσταση . . 27 Στιγμιότυπα της επιφανειακής θερμοκρασίας . . . . . . . . . . . 30

3.1 3.2

3.5 3.6 3.7 3.8 3.9 3.10 3.11 3.12 3.13 3.14 3.15 3.17 3.16 3.18

Γεμίζοντας τον Γαλαξία με πολιτισμούς. . . . . . . . . . . . . . Οι μέσες αποστάσεις μεταξύ των πολιτισμών ως συνάρτηση του ολικού αριθμού τους στον Γαλαξία. . . . . . . . . . . . . . . . . Διάγραμμα του fBIOT EC με το L. . . . . . . . . . . . . . . . . . Χρόνος προετοιμασίας για νέες αποστολές και χρόνος διαστημοπλοίου . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Η επέκταση των πολιτισμών που δραστηριοποιούνται στο διάστημα Το παράδοξο του Fermi σε πίνακα του L συναρτήσει του fBIOT EC Αφροδίτη . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ΄Αρης . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ο ρομποτικός εξερευνήτης της NASA, Phoenix Mars Lander . Δήμητρα . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ιώ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ευρώπη . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Γανυμήδης . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Καλλιστώ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Εγκέλαδος . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Επιφάνεια του Τιτάνα . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Τιτάνας . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Φεγγάρια του Ηλιακού Συστήματος . . . . . . . . . . . . . . .

51 53 54 58 59 60 61 62 63 63 64 65 66 66 67

4.1 4.2 4.3 4.4 4.5

Η μέθοδος της διέλευσης . . . . . . . Η μέθοδος του βαρυτικού φακού . . . Η μέθοδος της άμεσης φωτογράφησης Αριθμός εντοπισμένων πλανητών . . . Η διαδικασία της γεωποίησης . . . . .

73 83 85 86 88

3.3 3.4

. . . . .

43 44 45

ΚΑΤΑΛΟΓΟΣ ΣΧΗΜΑΤΩΝ

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Κεφάλαιο 1 Εισαγωγή Η αστροβιολογία είναι η μελέτη για την προέλευση, την εξέλιξη, την διανομή, και το μέλλον της ζωής στο σύμπαν: είτε πρόκειται για εξωγήινη ζωή, είτε για την ζωή εδώ στην Γη. Σε αυτό το διεπιστημονικό πεδίο συμπεριλαμβάνεται η αναζήτηση για τυχόν κατοικήσιμα περιβάλλοντα μέσα στο Ηλιακό μας Σύστημα και για κατοικήσιμους πλανήτες έξω από αυτό· η αναζήτηση για ορισμένα αποδεικτικά στοιχεία προβιοτικής χημείας· η έρευνα που γίνεται από διάφορα εργαστήρια και πεδία για την προέλευση και την αρχική εξέλιξη της ζωής εδώ στην Γη, καθώς και μελέτες για την δυνατότητα που έχει η ζωή να προσαρμοστεί σε δύσκολες προκλήσεις πάνω στην Γη και στο διάστημα. Η αστροβιολογία θέτει ένα από τα πιο πολυσυζητημένα ερωτήματα στον πλανήτη, ῾῾Υπάρχει ζωή πέρα από την Γη;᾿᾿ και ῾῾Πώς μπορούμε να την ανιχνεύσουμε αν όντως υπάρχει;᾿᾿. Μέχρι στιγμής η Γη είναι το μόνο μέρος στο σύμπαν μας όπου γνωρίζουμε πως μπορεί και φιλοξενεί ζωή. Ωστόσο, πρόσφατες εξελίξεις στην πλανητική φυσική άλλαξαν θεμελιώδεις υποθέσεις που υπήρχαν για την πιθανότητα ύπαρξης ζωής στο σύμπαν, ανεβάζοντας τις εκτιμήσεις για τις κατοικήσιμες ζώνες γύρω από τους αστέρες. Ενώ μαζί με την συνεχή ανακάλυψη εκατοντάδων εξωηλιακών πλανητών και νέων γνώσεων πάνω στα ακραία περιβάλλοντα εδώ στην Γη, υποδεικνύεται ότι ίσως υπάρχουν πολύ περισσότερα κατοικήσιμα μέρη στο σύμπαν απ΄ ότι θεωρούσαμε πως ήταν δυνατό να υπάρχουν μέχρι προσφάτως. Τον Νοέμβριο του 2013, σύμφωνα με τους αστρονόμους αναφέρθηκε - αξιοποιώντας δεδομένα που συλλέχθηκαν από την διαστημική αποστολή Kepler - ότι ίσως να υπάρχουν γύρω στα 40 δισεκατομμύρια πλανήτες1 με παρόμοιο μέγεθος με την Γη, οι οποίοι θα βρίσκονται σε τροχιά μέσα στις λεγόμενες κατοικήσιμες ζώνες αστέρων - παρόμοιων με τον ΄Ηλιο - και ερυθρών νάνων, μέσα στον Γαλαξία μας. Από αυτούς υπολογίζεται πως περίπου οι 11 δισεκατομμύρια πλα1

μέχρι στιγμής έχουν βρεθεί 5450 εξωηλιακοί πλανήτες, από τους οποίους 1838 είναι επιβεβαιωμένοι, ενώ 3612 βρίσκονται ακόμα υπό μελέτη για να επιβεβαιωθούν.

Εισαγωγή

νήτες ίσως βρίσκονται σε τροχιά γύρω από αστέρες που μοιάζουν με τον ΄Ηλιο και ο πιο κοντινός από αυτούς τους πλανήτες - σύμφωνα με τους επιστήμονες - βρίσκεται 12 περίπου έτη φωτός2 μακριά από εμάς. Πώς όμως δημιουργούνται όλοι αυτοί οι πλανήτες; και ποια είναι τα εργαλεία που τους καθιστούν κατάλληλους να φιλοξενήσουν κάποιο είδος ζωής στην επιφάνεια τους;

΄Ενα έτος φωτός είναι η απόσταση που διανύει το φως σε κενό χώρο μέσα σε ένα έτος και ισοδυναμεί περίπου με εννιάμισι τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Κεφάλαιο 2 Πλανητική Φυσική 2.1

Η γέννηση ενός αστέρα

΄Ενας σπειροειδής γαλαξίας, όπως ο δικός μας Γαλαξίας, μπορεί να περιέχει αστέρια, υπολείμματα αστέρων, και διάχυτο μεσοαστρικό υλικό1 αερίων και σκόνης. Μέσα σε αυτό το μεσοαστρικό υλικό μπορούν να υπάρξουν περιοχές, όπου λόγω της μεγάλης πυκνότητας και του μεγέθους τους, δημιουργούνται γιγαντιαία μοριακά νέφη που αποτελούνται κυρίως από μοριακό υδρογόνο (H2 ). Μερικές φορές αυτά τα νέφη τα αποκαλούμε και αστρικά βρεφοκομεία, διότι σε αυτές τις περιοχές ενός γαλαξία μπορεί να δημιουργηθεί ένας πρωτοαστέρας. Ο πρωτοαστέρας είναι μια μεγάλη μάζα που δημιουργείται από την συστολή των αερίων σε ένα μοριακό νέφος. Η φάση αυτή του πρωτοαστέρα αποτελεί το αρχικό στάδιο στην διαδικασία για την γέννηση ενός αστέρα και για έναν αστέρα παρόμοιας μάζας με τον ΄Ηλιο διαρκεί γύρω στα 10.000.000 χρόνια. Ξεκινά με έναν υψηλής πυκνότητας πυρήνα μέσα στο μοριακό νέφος και τελειώνει με τον σχηματισμό ενός αστέρα, ο οποίος δεν βρίσκεται στην κύρια ακολουθία ακόμη. Στο στάδιο αυτό, όπου ο αστέρας δεν βρίσκεται ακόμα στην κύρια ακολουθία, αρχίζει να προσαυξάνει την μάζα του αιχμαλωτίζοντας την γύρω μεσοαστρική σκόνη και τα αέρια που το περιβάλουν. Κατά την διάρκεια αυτής της προσαύξησης της μάζας του, το υδρογόνο στον πυρήνα του δεν έχει ακόμα ξεκινήσει την καύση. ΄Οταν ο αστέρας γίνει ορατός, (με άλλα λόγια, έχει καθαρίσει την γύρω περιοχή από την μεσοαστρική σκόνη και τα αέρια, και τα έχει διασκορπίσει στην περιβάλλουσα περιοχή ως ένα δίσκο από αέρια και σκόνη) τότε έχει αποκτήσει σχεδόν όλη του την μάζα και ξεκινάει η καύση του υδρογόνου στον πυρήνα του, με αποτέλεσμα την ένταξή του στην κύρια ακολουθία των αστέρων. 1

Το μεσοαστρικό υλικό είναι η ύλη που υπάρχει μεταξύ των αστρικών συστημάτων μέσα σε έναν γαλαξία και αποτελείται κυρίως από υδρογόνο (κατά 70%) και ήλιο.

2.2

Πλανητική Φυσική

Η δημιουργία του Ηλιακού συστήματος

Το Ηλιακό σύστημα προφανώς δημιουργήθηκε από τον δίσκο αερίων και σκόνης που βρισκόταν σε τροχιά γύρω από τον νεαρής ηλικίας ΄Ηλιο. Ο δίσκος αυτός αποτελούταν από υλικό (κυρίως υδρογόνο) που συσσωρεύτηκε λόγω των βαρυτικών δυνάμεων και αποτέλεσε το προπλανητικό υλικό. Η σύνθεση (αναλογικά με την μάζα) αυτού του αρχικού προπλανητικού υλικού ήταν περίπου 74% υδρογόνο και 24% ήλιο, με όλα τα άλλα βαρέα στοιχεία να περιλαμβάνονται στο υπόλοιπο 2% της μάζας. Αυτή είναι η σύνθεση των συστατικών του ΄Ηλιου και των περισσοτέρων αστέρων, καθώς και του μεσοαστρικού υλικού σε έναν γαλαξία σήμερα, όπου πιστεύεται πως 5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, όταν δημιουργήθηκε το Ηλιακό σύστημα, βρισκόταν στα ίδια ποσοστά. Ο δίσκος των ατόμων και των μικρών στερεών σωματιδίων, που βρίσκονταν σε τροχιά γύρω από τον νεαρό ΄Ηλιο, είχαν μια φυσική τάση να συσπειρώνονται. ΄Ετσι προκλήθηκε η συμπύκνωση μεγαλύτερων στερεών αντικειμένων από ότι τους αρχικούς κόκκους σκόνης που υπήρχαν. Με το πέρασμα του χρόνου, αυτά τα μεγάλου μεγέθους αντικείμενα μεταμορφώθηκαν πρώτα σε μέγεθος χιονόμπαλας και ύστερα σε μέγεθος μπάλας του μπάσκετ, με αποτέλεσμα να δημιουργηθούν ακόμα μεγαλύτερου μεγέθους σώματα. Ο ρυθμός με τον οποίο μεγάλωναν αυτά τα αντικείμενα αυξάνονταν συνεχώς, έως ότου ο δίσκος μετατράπηκε σε μια συλλογή από πλανητιδίων, ή αλλιώς προπλανητικών σωμάτων, που η διάμετρός τους κυμαινόταν έως μερικά χιλιάδες χιλιόμετρα. Κατά την διάρκεια αυτής της διαδικασίας της συμπύκνωσης μερικά στοιχεία εκδιώχθηκαν λόγω της θερμότητας, συγκεκριμένα στο εσωτερικό Ηλιακό σύστημα. Τα ελαφρύ, πτητικά (με άλλα λόγια αυτά που εξατμίζονται εύκολα) στοιχεία ήταν λιγότερο πιθανό να παγιδευτούν στην στερεά τους κατάσταση. Επομένως, τα πλανητίδια που δημιουργήθηκαν στο εσωτερικό του Ηλιακού συστήματος δεν περιείχαν μεγάλες ποσότητες ελαφρών στοιχείων όπως το υδρογόνο και το ήλιο. Τα πλανητίδια συγκρούονταν μεταξύ τους περιστασιακά, συχνά με μικρές σχετικές ταχύτητες, διότι βρίσκονταν σε τροχιά γύρω από τον ΄Ηλιο κατά την ίδια διεύθυνση και σχεδόν με την ίδια ταχύτητα σε δεδομένη απόσταση από τον ΄Ηλιο. ΄Ετσι, αυτές οι συγκρούσεις οδήγησαν στην συνένωσή τους, ή στο να κολλήσουν μεταξύ τους, και τελικά στο να παραχθούν οι σημερινοί πλανήτες. Ολόκληρη η φάση της συμπύκνωσης πιστεύεται ότι έγινε σε σχετικά μικρό διάστημα, λαμβάνοντας υπόψιν τα μεγέθη των αστρονομικών προτύπων, και ότι οι πλανήτες δημιουργήθηκαν μέσα στα πρώτα 100 εκατομμύρια χρόνια από την γέννεση του ΄Ηλιου. Ας σημειώσουμε ότι οι πλανήτες που δημιουργήθηκαν στο εσωτερικό τμήμα του Ηλιακού συστήματος ξεκίνησαν με μικρό ποσοστό των πτητικών στοιχείων, εφόσον αυτά τα στοιχεία δεν μπόρεσαν να συμπυκνωθούν στην στερεά τους μορφή εξ αρχής, λόγω των υψηλών θερμοκρασιών που επικρατούσαν σε

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.2 Η δημιουργία του Ηλιακού συστήματος

αυτή την περιοχή του Ηλιακού συστήματος. Στο εξωτερικό τμήμα του Ηλιακού συστήματος, όμως, η θερμοκρασία ήταν αρκετά χαμηλή έτσι ώστε το υδρογόνο και το ήλιο μπόρεσε να παγιδευτεί από τους πλανήτες. Συνεπώς οι γιγάντιοι πλανήτες (τύπου Διός2 ) ξεκίνησαν με μια ριζικά διαφορετική σύσταση από ότι οι πετρώδεις πλανήτες3 . Η ικανότητα των κρύων εξωτερικών πλανητών να παγιδεύουν αυτά τα άφθονα αέρια, τους έδωσε πολύ μεγαλύτερες αρχικές μάζες από ότι είχαν οι εσωτερικοί πλανήτες. Προφανώς, λόγω αυτών των μεγαλύτερων μαζών που είχαν, κατάφεραν να αιχμαλωτίσουν βαρυτικά επιπλέον ποσότητες αερίων που βρίσκονταν στο χώρο γύρω τους. Με αποτέλεσμα, να εξελιχθούν σε πολύ μεγαλύτερα σώματα σε μέγεθος και μάζα από ότι οι εσωτερικοί πλανήτες, και επιπλέον με διαφορετική σύσταση. Στο εσωτερικό τμήμα του Ηλιακού συστήματος, σε κοντινή απόσταση από τον ΄Ηλιο, δημιουργήθηκαν ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις, αποτρέποντας την αιχμαλώτιση των γύρω αερίων και σκόνης. Ακόμα, η υψηλή θερμοκρασία που είχε αποκτήσει το υλικό αυτό, το καθιστούσε δυσκολότερο στο να παγιδευτεί από κάποιον πλανήτη. Αυτό είχε ως αποτέλεσμα την δημιουργία της τάξης των εσωτερικών πλανητών, οι οποίοι περιέχουν κυρίως βαρύτερα στοιχεία, είναι πιο πυκνοί και πετρώδεις, και της τάξης των εξωτερικών πλανητών, οι οποίοι είναι κατά πολύ μεγαλύτεροι σε μέγεθος και μάζα, χαμηλότερης θερμοκρασίας και περιέχουν άφθονες ποσότητες ελαφρών αερίων. Το παγιδευμένο υλικό που περιέβαλλε τους εξωτερικούς πλανήτες, διαμορφώθηκε με μια παρόμοια διαδικασία σε εκτενή συστήματα δακτυλίων και φεγγαριών, ενώ οι εσωτερικοί πλανήτες έτειναν να μην έχουν σημαντικούς δορυφόρους (με εξαίρεση την περίπτωση της Γης και του ΄Αρη). Δεδομένου, όμως, ότι οι μικροί δορυφόροι του ΄Αρη πιθανών να είναι αστεροειδείς που έχουν συλληφθεί, το σύστημα Γης-Σελήνης είναι μοναδικό μεταξύ των εσωτερικών πλανητών και ίσως θα έπρεπε να θεωρείται όχι ως ένα σύστημα πλανήτη-δορυφόρου, αλλά ως ένας διπλός πλανήτης. Οι αστεροειδείς, οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον ΄Ηλιο στην περιοχή μεταξύ του ΄Αρη και του Δία, μαζί με μερικά ακόμα απομακρυσμένα σώματα (συμπεριλαμβανομένου και του Πλούτωνα) πιστεύεται ότι είναι πλανητίδια που επέζησαν χωρίς να ενωθούν με κάποιον από τους μεγαλύτερους πλανήτες. ΄Ετσι αυτά τα σώματα, μαζί με τους κομήτες, αντιπροσωπεύουν το πρωτόγονο υλικό από τις αρχικές μέρες της δημιουργίας τους Ηλιακού συστήματος. ΄Ολοι οι πλανήτες, με πολλούς από τους δορυφόρους τους, καθώς και οι μεγαλύτεροι από τους αστεροειδείς, έχουν σχήμα σφαιρικό. Το σχήμα αυτό 2 Τύπου Διός ή Αέριους πλανήτες ονομάζουμε τους πλανήτες που είναι όμοιοι με τον Δία (Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας). Επιπλέον αυτοί οι πλανήτες ανήκουν στους εξωτερικούς. 3 Γεωειδείς ή πετρώδεις πλανήτες ονομάζουμε τους πλανήτες που είναι όμοιοι με την Γη (Ερμής, Αφροδίτη, Γη, ΄Αρης). Επιπλέον αυτοί οι πλανήτες ανήκουν στους εσωτερικούς.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

καθορίζεται κυρίως από την δύναμη της βαρύτητας που δρα προς το κέντρο των σωμάτων. Η δύναμη της βαρύτητας πιέζει προς τα μέσα, τα σώματα, από όλες τις μεριές, καταλήγοντας στην συμπίεση του εσωτερικού τους. Καθώς το υλικό στο εσωτερικό των πλανητών συμπιέζεται, δημιουργείται μια πίεση που δρα αντίθετα από την βαρύτητα και τελικά σταματάει την συστολή του σώματος. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα να σμιλευτεί το σώμα σε ένα σφαιρικό σχήμα, που είναι πυκνότερο στο κέντρο του από ότι είναι στις εξωτερικές περιοχές του. Ενώ παράλληλα, υπάρχει ισορροπία μεταξύ της δύναμης της βαρύτητας και της πίεσης που έχει δημιουργηθεί σε οποιοδήποτε σημείο του. Μόνο εάν υπάρξει και κάποιο άλλο είδος δύναμης, για να αντισταθεί στην βαρύτητα, το σώμα θα καταλήξει να έχει ακαθόριστο σχήμα. Στα πολύ μικρά αντικείμενα (αστεροειδείς μικρού μεγέθους ή τα μικροσκοπικά φεγγάρια), η δύναμη του υλικού από το οποίο είναι φτιαγμένα μπορεί να ξεπερνάει την δύναμη της βαρύτητας που δρα προς τα μέσα, επιτρέποντας τους να διατηρήσουν το ακαθόριστο (μη σφαιρικό) σχήμα τους. ΄Ετσι, μερικά από τα μικροσκοπικά αντικείμενα στο Ηλιακό σύστημα έχουν ακαθόριστα σχήμα, ενώ όλα τα μεγάλα είναι σφαιρικά. Κατά την δημιουργία ενός πλανήτη, η βαρυτική δύναμη που τον συμπίεζε συνεχώς, προκάλεσε τελικά την αύξηση της θερμοκρασίας στο εσωτερικό του. Ακόμη, ραδιενεργά υλικά στο εσωτερικό των πλανητών απελευθέρωσαν επιπλέον θερμότητα κατά την διάρκεια της διάσπασής τους, βοηθώντας έτσι να παραμένει ο πυρήνας θερμός μέχρι και στις μέρες μας. Σε έναν πετρώδη πλανήτη η θερμότητα αυτή βοήθησε το εσωτερικό να παραμείνει μερικώς ρευστό για μεγάλες περιόδους μέσα στον χρόνο. Κάτι το οποίο με την σειρά του επέτρεψε στους όγκους των βαρύτερων στοιχείων (όπως ο σίδηρος, το νικέλιο, το κοβάλτιο, και τα πολύ βαρύτερα όπως ο μόλυβδος, το ουράνιο, κτλ) να βυθιστούν στο κέντρο του πλανήτη. Μέσα από αυτή την διαδικασία, η οποία ονομάζεται φάση της διάκρισης, κάθε πετρώδης πλανήτης απέκτησε έναν συμπαγή πυρήνα αποτελούμενο κυρίως από σίδηρο και νικέλιο. Σε μερικούς από αυτούς τους πλανήτες (συμπεριλαμβανομένου της Γης, του Ερμή και της Αφροδίτης), ο πυρήνας παραμένει ακόμα μερικώς ρευστός, ενώ σε άλλους (πιθανόν στον ΄Αρη και στην Σελήνη) έχει ψυχθεί αρκετά ώστε να θεωρηθεί στέρεος. Οι εξωτερικοί πλανήτες, καθώς απαρτίζονται από ελαφρύ αέρια, παρέμειναν ρευστοί μέσα στο εσωτερικό τους. ΄Ετσι, αυτοί οι πλανήτες δεν έχουν στέρεες επιφάνειες, και η φάση της διάκρισης κατάφερε να διαχωρίσει τα βαρέα στοιχεία πλήρως· σχηματίζοντας μικρούς, συμπαγείς, στέρεους πυρήνες βαθιά στο εσωτερικό τους. Αυτοί οι πλανήτες πιστεύεται ότι παρέμειναν αμετάβλητοι από τις πρώτες μέρες της δημιουργίας τους, ενώ οι πετρώδεις πλανήτες συνεχίζουν να παραμένουν γεωλογικά ενεργοί ακόμα και σήμερα. Αυτά είναι τα βασικά στοιχεία των σύγχρονων παραλλαγών της θεωρίας του νεφελώματος των Kant και Laplace. Οι περισσότερες από τις ιδέες που αναπτύσσονται απορρέουν φυσιολογικά από έννοιες που έχουν διαμορφωθεί

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.2 Η δημιουργία του Ηλιακού συστήματος

στη σύγχρονη εποχή και από υπολογισμούς που έχουν γίνει σχετικά με την κατάρρευση περιστρεφόμενων, βαρυτικά δέσμιων, μεσοαστρικών νεφών. ΄Εχουν υποθετικό χαρακτήρα, αλλά όχι σε ακραίο βαθμό. Η υπόθεση του νεφελώματος δεν απαιτεί ασυνήθιστες φυσικές διεργασίες ή συνθήκες που θα ήταν μοναδικές για τη δική μας μικρή γωνιά του σύμπαντος. Επομένως, ο σχηματισμός ενός ηλιακού συστήματος πιθανόν είναι ένα αρκετά συνηθισμένο συμβάν!

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.3

Πλανητική Φυσική

Κατοικησιμότητα και νερό σε έναν πλανήτη

Συνοψίζοντας τα προηγούμενα, η διαδικασία για την δημιουργία των πλανητών είναι ένα συνηθισμένο γεγονός, που μπορεί να λάβει μέρος σε οποιονδήποτε γαλαξία. Συγκεκριμένα, στον δικό μας Γαλαξία, μελέτες έχουν δείξει ότι πλανήτες αρκετά μικροί σε μέγεθος, ώστε να έχουν στην επιφάνεια τους νερό σε στερεά ή υγρή μορφή, πρέπει να βρίσκονται σε αφθονία. Για παράδειγμα, σύμφωνα με δεδομένα από την ανακάλυψη πλανητών με την μέθοδο ακτινικής ταχύτητας και με μια απλή παρέκταση της πλανητικής διανομής, έχει προβλεφθεί ότι το 23% των αστέρων φιλοξενούν κάποιον πλανήτη παρόμοιας μάζας με την Γη (που κυμαίνεται από 0,5 έως 2,0 φορές την μάζα της Γης) και έχει υπολογιστεί πως περίπου 50% ή περισσότεροι από τους νάνους αστέρες τύπου Μ4 πρέπει να έχουν πετρώδεις πλανήτες (>1-10 φόρες την μάζα της Γης) με τροχιακές περιόδους μεταξύ 10 και 100 ημερών. Παρομοίως, χρησιμοποιώντας δεδομένα μόνο από τους πρώτους 4 μήνες του διαστημικού τηλεσκοπίου Kepler, εκτιμήθηκε ότι η συχνότητα των αστέρων που παρατηρεί το Kepler, και έχουν πλανήτες με διάμετρο μικρότερη από την διπλάσια διάμετρο της Γης και με σύντομη περίοδο, μικρότερη από 50 ημέρες, είναι περίπου 13%. Είναι πιθανό όμως το πραγματικό ποσοστό των αστέρων με πετρώδεις πλανήτες να είναι πολύ μεγαλύτερο! Μερικά ενδιαφέροντα συστήματα με πιθανούς πετρώδεις πλανήτες (με μάζες <10 φορές της μάζας της Γης) κοντά στην λεγόμενη κατοικήσιμη ζώνη είναι τα: Gliese 581, HD 85512b, Gliese 667Cc, HD 40307g και Kepler-22b. Ανάμεσα σε όλους αυτούς τους πολυπληθής πλανήτες όμως, ποιο είναι αυτό το χαρακτηριστικό που τους εξοπλίζει, ώστε να γίνουν κατάλληλοι για την έναρξη και την εξέλιξη της ζωής στην επιφάνειά τους; Ας εξερευνηθούν λοιπόν μερικές από τις επιστημονικές έρευνες και συζητήσεις που είναι σχετικές πάνω σε αυτό το ερώτημα. Δίνοντας έμφαση στην μακροχρόνια κατοικησιμότητα που είναι αναγκαία πιθανόν για την ζωή· είτε για να μπορέσει να μεταβάλλει αυτή το περιβάλλον, με αποτέλεσμα να μπορεί να ανιχνευθεί από απόσταση, είτε να φτάσει σε ένα τεχνολογικό επίπεδο που θα μπορεί να χρησιμοποιήσει τα ραδιοσήματα και θα είναι ανιχνεύσιμη από την Γη, όπως υποθέτει η εξίσωση του Drake5 .

Είναι κατά πολύ, οι πιο συνήθης αστέρες της κύριας ακολουθίας με πολύ χαμηλή φωτεινότητα. 5 Υπάρχει εκτενής αναφορά για την εξίσωση του Drake σε παρακάτω κεφάλαιο.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.3 Κατοικησιμότητα και νερό σε έναν πλανήτη

2.3.1

῾῾Τι είναι αυτό που κάνει έναν πλανήτη ιδανικό για ζωή;᾿᾿

Με μοναδικό βιώσιμο παράδειγμα τον πλανήτη μας, και με ένα είδος ζωής για να καθορίσουμε τα απαραίτητα συστατικά, το να απευθύνουμε την παραπάνω ερώτηση, χρειάζεται να κάνουμε συσχέτιση πάρα πολλών επιστημονικών γνώσεων, αλλά και να έχουμε εμπιστοσύνη σε καθαρά θεωρητικές μελέτες. Προφανώς η απάντηση εξαρτάται από το είδος της ζωής που θέλουμε να εξετάσουμε. Η ζωή όπως την γνωρίζουμε χρησιμοποιεί πάντα μόρια με βάση τον άνθρακα και το νερό ως διαλύτη, χωρίς καμία εξαίρεση! Πράγματι, η εμπειρία μας εδώ στην Γη, μας έμαθε ότι η ζωή έχει ως απαίτηση το νερό, ανεξάρτητα από την θερμοκρασία και την πίεση. Οι ζωντανοί οργανισμοί μπορούν να υπάρξουν και να ευδοκιμήσουν σχεδόν σε όλες τις συνθήκες πάνω στην Γη, εάν το νερό είναι διαθέσιμο. Αντίστροφα, κανένα πλάσμα δεν μπορεί να ῾῾ζήσει᾿᾿ (με άλλα λόγια να έχει μεταβολική δραστηριότητα) χωρίς την ύπαρξη νερού6 . ΄Ομως, κάποιος μπορεί να κάνει υποθέσεις σε μορφές ζωής βασισμένες στην αμμωνία, στο συμπυκνωμένο μεθάνιο ή ακόμα και σε αλληλεπιδράσεις των ιόντων πλάσματος. Μολαταύτα, εξερευνώντας το ευρύ πεδίο της μοντέρνας χημείας και δίνοντας προκλήσεις στους πιο ανοιχτόμυαλους χημικούς αποκαλύπτεται ότι με την παρόν γνώση μας είναι δύσκολο να φανταστούμε κάποια εναλλακτική χημεία που να πλησιάζει τον συνδυασμό της ποικιλομορφίας, της ευελιξίας και της ταχύτητας που παρέχεται από την βιοχημεία με βάση το νερό. Αυτό απορρέει λόγο της μοναδικής ικανότητας του άνθρακα να δημιουργεί περίπλοκα είδη, και των μοναδικών χαρακτηριστικών του νερού ως διαλύτης (έχει μεγάλη διπολική ροπή, την ικανότητα να σχηματίζει δεσμούς υδρογόνου, να σταθεροποιεί μακρομόρια, να προσανατολίζει υδροφοβικά - υδροφιλικά μόρια, κτλ). Ο άνθρακας είναι από τα πιο συνήθης στοιχεία στον Γαλαξία μας. ΄Ενας εκπληκτικά μεγάλος αριθμός μορίων, που χρησιμοποιούνται στην σύγχρονη βιοχημεία εδώ στην Γη (συμπεριλαμβανομένων των αμινοξέων), συναντάται στο μεσοαστρικό υλικό, στις ατμόσφαιρες και στις επιφάνειες των πλανητών, στους κομήτες, στους αστεροειδείς και μετεωρίτες, καθώς και στους κόκκους σκόνης στον χώρο μεταξύ των πλανητών. Μέσα σε αυτό το πλαίσιο, ως αρχικός ορισμός της κατοικησιμότητας είναι η παρουσία του νερού. ΄Ισως αυτό να είναι λίγο 6 Θα ήταν ενδιαφέρον να γίνει αναφορά στα βραδύπορα. Κάποια μικροσκοπικά ζώα, τα οποία δεν ξεπερνούν τα 1,5 χιλιοστά. Ζουν στον πλανήτη μας πολύ περισσότερο απ΄ ότι εμείς, περίπου 500 εκατομμύρια χρόνια! Μπορούν να βρεθούν παντού στον πλανήτη, από τις παγωμένες κορυφές των υψηλότερων βουνών και μέσα στα ῾῾καζάνια᾿᾿ των ενεργών ηφαιστείων, έως και στα υδροθερμικά φρεάτια του ωκεανού, στα βάθη της θάλασσας. Επιβιώνουν σε περιβάλλοντα με θερμοκρασίες κοντά στο απόλυτο μηδέν αλλά και στους 151 o C. Είναι τόσο ανθεκτικά που μπορούν να αντέξουν χίλιες φορές περισσότερη ακτινοβολία από όλα τα άλλα ζώα, και να επιβιώσουν μια δεκαετία χωρίς νερό, καθώς και στο κενό του διαστήματος!

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

στενόμυαλο, αλλά εάν μπορούν να εξαχθούν αισιόδοξα αποτελέσματα εστιάζοντας μόνο εκεί, τότε ῾῾ οτιδήποτε άλλο έχουμε αγνοήσει θα εξυπηρετήσει στο να διευρύνουμε τις γνώσεις μας στην βιολογική αρένα᾿᾿ (Sagan 1996). Αφ΄ ετέρου, μπορεί να υποστηριχτεί ότι το νερό από μόνο του ίσως να μην είναι επαρκές, και να είναι απαραίτητα μερικά επιπλέον στοιχεία και μια πηγή ενέργειας (χημικής βαθμίδωσης ή φωτός) για την στήριξη των μορφών ζωής. Ωστόσο, κατά τα τελευταία χρόνια, η ανακάλυψη μιας πολύ μεγάλης ποικιλομορφίας ακροφίλων7 εδώ στην Γη, υποδηλώνει ότι για κάθε χημική βαθμίδα, που είναι δυνατό να φανταστεί κανείς, μπορεί να στηριχτεί κάποιο είδος μορφής ζωής. ΄Ετσι λοιπόν, η φαινομενική ταχεία εμφάνιση της ζωής (η οποία φαίνεται να υπήρχε στην Γη, όσο πίσω στον χρόνο και αν κοιτάξουμε) προτείνει ότι ίσως η ζωή είναι ένα κοινό φαινόμενο από την στιγμή που θα είναι διαθέσιμο ένα κατάλληλο, με νερό, περιβάλλον. Το νερό είναι άφθονο στον Γαλαξία μας και αναμένεται να αποτελεί μέρος των γεωειδών πλανητών από την στιγμή της δημιουργίας τους. Πρακτικά, η πρωταρχική δυσκολία που συναντάμε για να έχουμε το νερό σε υγρή μορφή, είναι να βρίσκεται στο σωστό εύρος της θερμοκρασίας και της πίεσης. Οι πιέσεις πρέπει να είναι σημαντικά υψηλότερες από το τριπλό σημείο του νερού (κοντά στα 6.1 mb) και οι θερμοκρασίες πρέπει να κυμαίνονται μεταξύ του σημείου πήξης (0 o C, ή χαμηλότερα λόγω διαλυμένων αλάτων) και του σημείου βρασμού, το οποίο εξαρτάται από την πίεση. Η ζωή στον πλανήτη μας για να εξελιχθεί από ένα απλό βακτήριο στις περίπλοκες μορφές που συναντάμε σήμερα, χρειάστηκαν να περάσουν περίπου 3 δισεκατομμύρια χρόνια! Ας μην γίνει εδώ αναφορά για την εγγενής δυσκολία της βιολογικής εξέλιξης και του γεγονότος ότι χρειάζεται ῾῾πολύ τύχη᾿᾿ για να δημιουργηθούν έμβιοι οργανισμοί όπως τα ζώα. Παρ΄ όλα αυτά, είναι εντυπωσιακό το γεγονός ότι αξιολογώντας τις πιθανότητες, όπως στην εξίσωση του Drake, για την ύπαρξη κάποιου πλανήτη που να φιλοξενεί σε περίπλοκη μορφή - ή ακόμα και ευφυή - ζωή, πρέπει να εκτιμήσουμε την συχνότητα ύπαρξης των πλανητών, όπου μπορούν να παρέχουν συνεχώς ένα κατοικήσιμο περιβάλλον για δισεκατομμύρια χρόνια.

2.3.2

Τέσσερις τάξεις κατοικήσιμων πλανητών

Μερικοί επιστήμονες, σε αναφορές τους για τους παράγοντες που είναι σημαντικοί για την εξέλιξη ενός κατοικήσιμου πλανήτη, όπου να ομοιάζει με την Γη, έχουν προτείνει την ταξινόμηση τεσσάρων περιβαλλόντων με νερό σε υγρή μορφή. Κάτι το οποίο είναι πολύ χρήσιμο στην διάρθρωση της επιστημονικής 7 Είναι μια κατηγορία μικροβίων που ζουν σε ακραίες συνθήκες στην Γη, οι οποίες θα ήταν επιβλαβής σε άλλες μορφές ζωής.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.3 Κατοικησιμότητα και νερό σε έναν πλανήτη

συζήτησης περί κατοικησιμότητας. Μια λίγο πιο απλουστευμένη εκδοχή αυτών των τάξεων είναι η εξής: Τα Τάξης Ι περιβάλλοντα εκπροσωπούν πλανήτες μου μοιάζουν αναλογικά με την Γη, όπου οι αστρικές και οι γεωφυσικές συνθήκες επιτρέπουν την ύπαρξη νερού και ηλιακού φωτός στην επιφάνεια του πλανήτη. Το φως είναι σημαντικό διότι ο πιο παραγωγικός φυσικός τρόπος για να τροφοδοτηθεί με ενέργεια ένας οργανισμός είναι είτε χρησιμοποιώντας το ηλιακό φως μέσα από την φωτοσύνθεση, είτε με την διαδικασία της πέψης κάποιου οργανισμού που χρησιμοποιεί την φωτοσύνθεση (τουλάχιστον για την ζωή όπως την ξέρουμε). Στην Γη, ακόμα και οικοσυστήματα που βρίσκονται κάτω από την επιφάνεια της, αντλούν ενέργεια από την φωτοσύνθεση. Επίσης, κοινότητες που υπάρχουν σε υδροθερμικές πηγές στα μεγάλα βάθη της θάλασσας αντλούν ενέργεια από την αντίδραση του H2 S της πηγής με το O2 που υπάρχει στο περιβάλλοντα νερό. Ωστόσο, το O2 προκύπτει από την φωτοσύνθεση που γίνεται στην επιφάνεια του πλανήτη, με αποτέλεσμα αυτά τα οικοσυστήματα να είναι απολύτως εξαρτώμενα από αυτήν την διαδικασία. Πρέπει να γίνει αναφορά όμως και σε τρία οικοσυστήματα που έχουν βρεθεί και είναι εντελώς ανεξάρτητα από την φωτοσύνθεση, όμως έχουν περιορισμένους μεταβολισμούς. Τα Τάξης ΙΙ περιβάλλοντα συμπεριλαμβάνουν σώματα που αρχικά επικρατούσαν συνθήκες παρόμοιες με την Γη, όμως δεν κατάφεραν να διατηρήσουν στην επιφάνεια τους το νερό σε υγρή μορφή, λόγω αστρικών ή γεωφυσικών συνθηκών. Ο ΄Αρης, πιθανόν και η Αφροδίτη, είναι παραδείγματα αυτής της τάξης πλανητών. Σε τέτοιου είδους πλανήτες, είναι λογικό να υποθέσουμε πως θα μπορούσε να εμφανιστεί ζωή, και πως ίσως να έχει μεταναστεύσει στα περιορισμένα περιβάλλοντα που έχουν απομείνει στον πλανήτη, από την στιγμή που δεν μπόρεσαν να συγκρατήσουν το νερό σε υγρή μορφή στην επιφάνεια τους. Στον ΄Αρη, για παράδειγμα, θεωρείται ότι σε υδροφορείς βαθιά κάτω από την επιφάνεια του πιθανόν να υπάρχουν υπολείμματα ζωής. Ενώ στην Αφροδίτη, πιθανολογείται η ύπαρξη εξωτικών μορφών ζωής σε σταγόνες από σύννεφα στην ανώτερη ατμόσφαιρα. Τα Τάξης ΙΙΙ περιβάλλοντα είναι πλανητικά σώματα όπου φιλοξενούν ωκεανούς από νερό κάτω από την επιφάνεια τους και μπορούν να αλληλεπιδράσουν άμεσα με έναν πλούσιο σε πυρίτιο πυρήνα. Τέτοιες περιπτώσεις αναμένεται να υπάρχουν σε πλανήτες που είναι πλούσιοι σε νερό και βρίσκονται πολύ μακριά από τον αστέρα τους, ώστε να να επιτρέπουν την ύπαρξη νερού σε υγρή μορφή στην επιφάνεια τους. Παρ΄ όλα αυτά, μπορούν να έχουν νερό σε υγρή μορφή κάτω από την επιφάνεια τους λόγω της γεωθερμικής θερμότητας. ΄Ενα παράδειγμα τέτοιου περιβάλλοντος μπορεί να είναι η Ευρώπη, ένας από τους φυσικούς δορυφόρους του Δία, η οποία έχει μόλις το ένα εκατοστό της μάζας της Γης και σχεδόν καθόλου ατμόσφαιρα. ΄Ομως, μπορεί και θερμαίνεται έντονα λόγω της εσωτερικής παραμόρφωσης από τις παλιρροϊκές δυνάμεις. Σε τέτοιους κόσμους,

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

μολαταύτα, όχι μόνο δεν είναι διαθέσιμο το φως ως πηγή ενέργειας, αλλά και το οργανικό υλικό που πέφτει με τους μετεωρίτες (το οποίο είναι απαραίτητο συστατικό για την έναρξη της ζωής με βάση ορισμένων σεναρίων) μπορεί να μην φτάσει εύκολα στο νερό που είναι κάτω από την επιφάνεια. Ωστόσο, η αλληλεπίδραση με πυριτικά υλικά και η υδροθερμική δραστηριότητα, που πιστεύεται ότι είναι εξίσου σημαντική για την προέλευση της ζωής, είναι δυνατόν να υπάρχουν.

Τα Τάξης IV περιβάλλοντα είναι κόσμοι πλούσιοι σε νερό, όπου έχουν ωκεανούς ή αποθέματα από νερό σε υγρή μορφή πάνω από ένα στρώμα πάγου. Πράγματι, ακόμα και αν οι περισσότεροι πλανήτες αναμένεται να έχουν ένα πυριτικό πυρήνα περικλειόμενο από ένα στρώμα νερού, αν αυτό το στρώμα είναι αρκετά παχύ, το νερό στην βάση του θα βρίσκεται σε στέρεα μορφή (μορφές πάγου) λόγω των υψηλών πιέσεων. Ο Γανυμήδης και η Καλλιστώ είναι πιθανά παραδείγματα αυτής της τάξης, διότι οι ωκεανοί τους πιστεύεται ότι είναι εγκλωβισμένοι μεταξύ δύο παχέων στρωμάτων από πάγο. Υπό τέτοιες συνθήκες, η εμφάνιση της ζωής μπορεί να είναι εξαιρετικά δύσκολη, επειδή τα απαραίτητα συστατικά για την δημιουργία της ζωής πιθανόν να είναι ελλειπή. Η έλλειψη μιας πετρώδους υποδομής θεωρείται ως ένα τόσο σοβαρό περιορισμό όπου οι ῾῾Ωκεάνιοι Πλανήτες᾿᾿ με τους ωκεανούς τους να βρίσκονται πάνω από ένα στρώμα πάγου τοποθετούνται στην Τάξη IV, ακόμη και αν το νερό βρίσκονταν σε υγρή μορφή στην επιφάνεια των πλανητών και εκτεθειμένο, επομένως, στο φως και σε μετεωρικές συγκρούσεις.

Λαμβάνοντας υπόψιν αυτές τις τέσσερις ταξινομήσεις, φαίνεται αρκετά δύσκολο να φανταστούμε ανώτερες μορφές ζωής (όπως τις γνωρίζουμε εδώ στην Γη) να κατοικούν σε οποιοδήποτε άλλον πλανήτη, εκτός και αν αυτός βρίσκεται στα Τάξης Ι κατοικήσιμα περιβάλλοντα. Επιπλέον, εάν ένας πλανήτης μπορεί να φιλοξενήσει ζωή κάτω από την επιφάνεια του, τότε η βιόσφαιρα πιθανόν να μην μπορούσε να μεταβάλει ολόκληρο το πλανητικό περιβάλλον ώστε να γίνει παρατηρήσιμη, ή ακόμα και να χτίσει ραδιοτηλεσκόπια. Συνεπώς, το να ανακαλύπταμε ένα τέτοιου είδους ζωής σε κάποιον εξωπλανήτη θα ήταν εξαιρετικά δύσκολο!

Σε αυτό το πλαίσιο, η έννοια των κατοικήσιμων εξωπλανητών περιορίζεται συνήθως στην επιφανειακή κατοικησιμότητα, και ο όρος ῾῾Κατοικήσιμη Ζώνη᾿᾿ συνήθως ορίζεται ως το εύρος των τροχιακών αποστάσεων των πλανητών από τον αστέρα τους, έτσι ώστε να έχουν την δυνατότητα να διατηρήσουν το νερό σε υγρή μορφή στην επιφάνεια τους.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.4 Η ῾῾κατάλληλη᾿᾿ απόσταση από έναν αστέρα

2.4

Η ῾῾κατάλληλη᾿᾿ απόσταση από έναν αστέρα

Το βασικό σημείο αναφοράς για την εκτίμηση της κατοικήσιμης ζώνης δόθηκε στο αριστουργηματικό έργο των Kasting, Whitmire και Raynolds (1993). Επιπλέον, μια πιο σύγχρονη περιγραφή της κατοικήσιμης ζώνης έγινε διαθέσιμη από τον Selsis et al. (2007), στο πλαίσιο της αξιολόγησης τους για την κατοικησιμότητα των πλανητών που βρίσκονταν σε τροχιά γύρω από το άστρο Gliese 581. Οι περισσότερες μελέτες που εξακολουθούν να καθορίζουν την ῾῾Κλασική κατοικήσιμη ζώνη᾿᾿ βασίζονται σε κλιματικά μοντέλα μιας διάστασης (1D). Αυτά αξιολογούν την κατοικησιμότητα από έναν ολόκληρο πλανήτη σύμφωνα με τον υπολογισμό των μέσων παγκόσμιων συνθηκών που επικρατούν, χρησιμοποιώντας μια ενιαία ατμοσφαιρική στήλη εμπλουτισμένη με την μέση παγκόσμια ροή.

2.4.1

Το εσωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης

Το κλασικό εσωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης είναι η απόσταση στην οποία το νερό είναι εντελώς εξατμισμένο ή, αλλιώς, λόγω των θερμών ατμοσφαιρικών συνθηκών επιτρέπεται στο νερό να φτάσει στην ανώτερη ατμόσφαιρα του πλανήτη. Εκεί, μπορεί πολύ γρήγορα να διαχωριστεί από την υπεριώδη ακτινοβολία, με το υδρογόνο να διαφεύγει στο διάστημα8 . Από τον παραπάνω ορισμό λοιπόν, το εσωτερικό άκρο της δικής μας κατοικήσιμης ζώνης δεν μπορεί να είναι πολύ μέσα από την τρέχων τροχιά της Γης, εξαιτίας ενός αποσταθεροποιητικού μηχανισμού που αποκαλούμε ανεξέλεγκτο φαινόμενο του θερμοκηπίου. Αν ένας πλανήτης με νερό σε υγρή μορφή στην επιφάνεια του ῾῾μετακινηθεί᾿᾿ προς τον αστέρα του, η επιφάνεια του θερμαίνεται, αυξάνοντας έτσι τις ποσότητες του νερού που εξατμίζεται στην ατμόσφαιρα. Αυτό το εξατμισμένο νερό ενισχύει έντονα το φαινόμενο του θερμοκηπίου, το οποίο με την σειρά του, τείνει να θερμαίνει ακόμα περισσότερο την επιφάνεια του πλανήτη. Με βάση απλών 1D υπολογιστικών μοντέλων, έχει βρεθεί ότι σε έναν πλανήτη, σαν την Γη, περιφερόμενο γύρω από έναν αστέρα, σαν τον ΄Ηλιο, οι ωκεανοί του θα εξατμίζονταν πλήρως σε απόσταση 0,84 αστρονομικών μονάδων9 (AU). Ωστόσο, έχει δειχθεί επίσης ότι η στρατόσφαιρα θα γινόταν πλήρως κορεσμένη από το εξατμισμένο νερό σε μόλις 0,95 AU, οδηγώντας στην απώλεια όλου του νερού. Προφανώς, 8 Η Γη μπορεί και διατηρεί το νερό της λόγω της ψυχρής παγίδευσης του νερού στην τροπόπαυση 9 Μία αστρονομική μονάδα είναι όσο η απόσταση από την Γη στον ΄Ηλιο. Περίπου 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

αυτό το όριο της απώλειας του νερού είναι από τις πρωταρχικές φυσικές ανησυχίες του εσωτερικού άκρου της κατοικήσιμης ζώνης. Παρ΄ όλα αυτά, υπάρχουν αρκετές αβεβαιότητες και το όριο των 0,95 AU θεωρείται συντηρητικό, κυρίως λόγω ότι η ανάδραση από τα σύννεφα παραλείπεται. Θεωρώντας ότι τα σύννεφα μπορούν να προστατέψουν έναν πλανήτη με το να αυξήσουν το αλμπέντο10 του έως και 80% (αυτό αντιστοιχεί περίπου σε μια συνεχή και παχιά νεφοκάλυψη), ένας κατοικήσιμος πλανήτης σε απόσταση σχεδόν 0,5 AU από τον ΄Ηλιο μπορεί να είναι εφικτός. Φυσικές διεργασίες, όμως, που να επιτρέπουν την διατήρηση νερού σε υγρή μορφή σε περίπου 0,4 AU είναι πολύ δύσκολο να τις φανταστεί κάποιος και γι΄ αυτό είναι μια υπερβολική τιμή.

2.4.2

Το εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης

Το κλασικό εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης είναι το όριο στο οποίο πέρα από αυτό το νερό είναι πλήρως παγωμένο στην επιφάνεια του πλανήτη. Υπολογίζοντας αυτό το όριο με ένα κλασικό μοντέλο του κλίματος της Γης με την σημερινή ατμόσφαιρα που έχει, υποδηλώνει πως βρίσκεται πολύ κοντά στην τωρινή τροχιά της Γης εξαιτίας ισχυρών θετικών αναδράσεων στην θερμοκρασία που σχετίζεται με την διαδικασία ενός ανεξέλεγκτου παγετώνα. Μια χαμηλότερη τιμή της ηλιακής ροής που προσπίπτει στον πλανήτη, μειώνει τις θερμοκρασίες στην επιφάνεια του και συνεπώς αυξάνει την επιφάνεια που καλύπτεται από χιόνι και πάγο. Οδηγώντας με άλλα λόγια στην αύξηση της λευκαυγείας του πλανήτη, η οποία τείνει να μειώνει ακόμα περισσότερο την επιφανειακή θερμοκρασία (Francois 2014). Στην πραγματικότητα, στην Γη υπάρχει μια μακροπρόθεσμη σταθεροποίηση της επιφανειακής θερμοκρασίας και των επιπέδων του διοξειδίου του άνθρακα (CO2 ) λόγω του κύκλου άνθρακα-πυριτίου. Το ίδιο μπορεί να συμβεί και σε άλλους πλανήτες, υποθέτοντας φυσικά ότι είναι γεωλογικά ενεργοί και συνεχώς παράγουν ή ανακυκλώνουν το CO2 , καθώς και ότι σχηματίζονται ανθρακικά άλατα υπό την παρουσία του νερού σε υγρή μορφή στην επιφάνεια του πλανήτη. Κατά συνέπεια, το CO2 συσσωρεύεται έως ότου η γεωλογική πηγή έλθει σε ισορροπία από την βύθιση του CO2 από το νερό σε υγρή μορφή, κάτι το οποίο επιβεβαιώνει την παρουσία του νερού σε αυτήν την μορφή. Μέσα σε αυτό το πλαίσιο, μπορεί κάποιος να καθορίσει το εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης ως το όριο όπου μια ρεαλιστική ατμόσφαιρα - από άποψη σύστασης και θερμικής δομής - μπορεί να διατηρήσει την επιφάνεια του πλανήτη αρκετά ζεστή ώστε να επιτρέψει την ύπαρξη του νερού σε υγρή μορφή. Τα πιο πιθανά αέρια του θερμοκηπίου σε έναν κατοικήσιμο πλανήτη είναι το 10 Αλμπέντο ή λευκαύγεια είναι το ποσοστό από την εισερχόμενη ακτινοβολία που ανακλάται πίσω στο διάστημα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.4 Η ῾῾κατάλληλη᾿᾿ απόσταση από έναν αστέρα

CO2 και φυσικά το H2 O. Ενώ άλλα πιθανά αέρια σε μια αναγωγική ατμόσφαιρα είναι η αμμωνία (N H3 ) ή το μεθάνιο (CH4 )· όμως φωτοδιασπώνται πολύ γρήγορα, επομένως θα πρέπει να προφυλάσσονται από την υπεριώδη (UV) ηλιακή ακτινοβολία ή να παράγονται από μια συνεχή πηγή ή διαδικασία ανακύκλωσης. Αποδεικνύεται τελικά ότι ίσως μια παχιά ατμόσφαιρα CO2 να είναι από τις πιο αποτελεσματικές λύσεις για να παραμένει ένας πλανήτης θερμός. Αυτό δεν οφείλεται μόνο στις ιδιότητες του ίδιου του αερίου του CO2 . Πράγματι, το φαινόμενο του θερμοκηπίου σε μια καθαρά αέρια ατμόσφαιρα είναι περιορισμένο, και συγκεκριμένα, το να προσθέτονται ολοένα και περισσότερα αέρια του θερμοκηπίου για να διατηρηθεί ένας πλανήτης θερμός δεν θα δουλέψει επ΄ αορίστων. Η υπέρυθρη αδιαφάνεια τείνει να κορεστεί, ενώ παράλληλα η απορροφούμενη ηλιακή ενέργεια μειώνεται εξαιτίας της αύξησης της λευκαυγείας λόγω της σκέδασης κατά Rayleigh. Αν λάβουμε υπόψη μια ατμόσφαιρα CO2 χωρίς σύννεφα (με την πίεση του νερού να καθορίζεται από την θερμοκρασία), το κλασικό εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης βρίσκεται σε απόσταση 1,67 AU από έναν αστέρα όπως είναι ο τωρινός μας ΄Ηλιος (με την πίεση του CO2 γύρω στα 8 bar). Πιο πρόσφατα έργα δείχνουν ότι η τιμή αυτή είναι πολύ μεγάλη, διότι η αδιαφάνεια του αερίου του CO2 πιθανόν να υπερεκτιμήθηκε στο μοντέλο από τον Kasting και τους συνεργάτες του (1993). Μολαταύτα, λαμβάνοντας υπόψη τις ραδιενεργές επιπτώσεις των παγωμένων συννέφων του CO2 , τα οποία τείνουν να σχηματίζονται σε παχιές ατμόσφαιρες CO2 , επιτρέπουν περαιτέρω αύξηση των θερμοκρασιών στην επιφάνεια του πλανήτη χάρη στο ῾῾σκεδαζόμενο᾿᾿ φαινόμενο του θερμοκηπίου. Σύμφωνα λοιπόν με αυτή την διαδικασία, το εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης επεκτάθηκε στις 2,5 AU. Ωστόσο, χρειάζονται περισσότερο ρεαλιστικές προσομοιώσεις όπου επιλύουν χωρικά τον σχηματισμό και την επίδραση των νεφών για να μπορέσουμε να επιβεβαιώσουμε αυτή την τιμή. Μέχρι τώρα πάντως, η τιμή των 2,5 AU μπορεί να θεωρηθεί ως ένα αισιόδοξο άνω όριο για πλανήτες που μοιάζουν με την Γη (με άλλα λόγια, έχοντας μια ατμόσφαιρα που να αποτελείται κυρίως από CO2 , N2 και H2 O) (Francois 2014). Πρόσφατα, εξερευνήθηκαν οι πιθανές συνθήκες που πρέπει να επικρατούν σε ένα πολύ διαφορετικό είδος πλανητών, τις υπέρ-Γαίες! Αυτοί οι πλανήτες θα μπορούσαν να έχουν διατηρήσει ένα μέρος των πρωταρχικών μιγμάτων των H2 − He, τα οποία συσσωρεύτηκαν κατά την δημιουργία τους. ΄Εδειξαν ότι η φασματική διαδικασία της απορρόφησης που προκαλείται από συγκρούσεις των μορίων, επιτρέπει στο μοριακό υδρογόνο να δράσει ως ένα μη συμπυκνώσιμο αέριο του θερμοκηπίου και ότι ένα στρώμα ή δεκάδες στρώματα από καθαρό υδρογόνο θα μπορούσαν να διατηρήσουν τις επιφανειακές θερμοκρασίες πάνω από το σημείο πήξης του νερού· σε αποστάσεις πέρα από την κλασική κατοικήσιμη ζώνη που καθορίζεται από ατμόσφαιρες του CO2 , έως και 10 AU από έναν αστέρα που να μοιάζει με τον ΄Ηλιο μας. Το πρόβλημα με αυτό το σε-

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

νάριο είναι όμως ότι ένα περιβάλλον πλούσιο σε υδρογόνο τείνει είτε να χάσει το υδρογόνου του στο διάστημα πολύ γρήγορα μετά την δημιουργία του πλανήτη, είτε να παραμένει πολύ πυκνό, αποτρέποντας έτσι το νερό να υγροποιηθεί λόγω της υψηλής επιφανειακής πίεσης που διατηρεί. Ως εκ τούτου, το ποσοστό των πλανητών που μένουν με την σωστή ατμόσφαιρα πιθανόν να είναι αρκετά μικρό. Παρ΄ όλα αυτά, πολυάριθμοι εξωπλανήτες πέρα από την ῾῾κλασική᾿᾿ κατοικήσιμη ζώνη, οι οποίοι πράγματι χάνουν την πρωταρχική τους ατμόσφαιρα, περνούν από κάποιες παροδικές περιόδους όπου θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί ωκεανοί στην επιφάνεια τους. ΄Ομως η διάρκεια αυτών των κατοικήσιμων συνθηκών θα κυμαινόταν από χιλιάδες έως μερικά εκατομμύρια χρόνια11 .

2.4.3

Γύρω από άλλους αστέρες

Τα όρια της κατοικήσιμης ζώνης που δόθηκαν παραπάνω για συστήματα όπως το Ηλιακό μας Σύστημα μπορούμε να τα επεκτείνουμε και σε πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από άλλους αστέρες. Κάτι τέτοιο μπορεί να γίνει εφικτό με την κλιμάκωση των τροχιακών αποστάσεων στην ίδια φωτεινότητα του αστέρα με τον ΄Ηλιο, η οποία εξαρτάται έντονα από την μάζα του αστέρα (βλέπε Σχήμα 2.1, σελ 27). Ωστόσο, οι αστέρες, που είναι μικρότεροι από τον ΄Ηλιο, με χαμηλότερες θερμοκρασίες, εκπέμπουν το μέγιστο της ακτινοβολίας τους σε μεγαλύτερα μήκη κύματος (κόκκινο και κοντινό υπέρυθρο), όπου η ακτινοβολία είναι λιγότερο πιθανό να ανακλαστεί από την ατμοσφαιρική σκέδαση κατά Rayleigh και μια ατμόσφαιρα πλούσια σε νερό είναι περισσότερο απορροφητική. Υπό τέτοιες συνθήκες, ο πλανήτης θερμαίνεται αποτελεσματικότερα και τα άκρα της κατοικήσιμης ζώνης μετατοπίζονται ανάλογα (Σχήμα 2.1). Πράγματι, μικροί αστέρες τύπου Μ με μάζες 0,1 - 0,5 φορές εκείνη του ήλιου, είναι ιδιαίτερα ενδιαφέρον, διότι αποτελούν περίπου το 75% των αστρικών πληθυσμών του Γαλαξία μας και έχουν μια αμελητέα εξέλιξη μέσα σε 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, η ῾῾συνεχής᾿᾿ κατοικήσιμη ζώνη τους είναι πανομοιότυπη με εκείνη που είχαν λίγο μετά την δημιουργία τους. Δίνοντας έτσι στους πλανήτες που θα μπορούσαν να φιλοξενήσουν ζωή την ευκαιρία να την εξελίξουν με το πέρασμα του χρόνου. Οι γεωειδής πλανήτες, μάλιστα, που περιφέρονται γύρω από αστέρες Μ τύπου είναι πιο εύκολο να εντοπιστούν! Εν τούτοις, για να υπολογίσουμε την κατοικησιμότητα σε αυτούς τους πλανήτες των παραπάνω αστέρων, χρειάζεται να απευθυνθούμε σε αρκετά εξωτικά προβλήματα, όπως για παράδειγμα τον παλιρροϊκό συντονισμό ή κλείδωμα (σε αυτήν την ακραία 11 Συγκρίνοντας αυτό το χρονικό διάστημα όμως με το διάστημα που χρειάστηκε η ζωή εδώ στον πλανήτη μας για να ευδοκιμήσει, καταλαβαίνουμε πως δεν είναι αρκετό! Επομένως η αναζήτηση μας για κάποιο βιώσιμο περιβάλλον θα πρέπει να συνεχιστεί λαμβάνοντας υπόψη τα χρονικά όρια όπου ένας πλανήτης μπορεί να διατηρήσει το κατοικήσιμο περιβάλλον του.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.4 Η ῾῾κατάλληλη᾿᾿ απόσταση από έναν αστέρα

περίπτωση η μια πλευρά του πλανήτη αντικρίζει πάντα τον αστέρα)12 , ενεργές αστρικές εκλάμψεις, και την ατμοσφαιρική απόδραση που θα συζητηθεί παρακάτω. Αστέρες που είναι μεγαλύτεροι από τον ΄Ηλιο βρίσκονται σε πολύ μικρότερο αριθμό μέσα στον Γαλαξία μας και έχουν μικρότερη διάρκεια ζωής. Αν υποθέσουμε ότι χρειάζονται 2 δισεκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστούν περίπλοκοι οργανισμοί (με την δυνατότητα να χτίσουν ραδιοτηλεσκόπια), τότε πρέπει να λάβουμε υπόψη μας αστέρες με μάζα μικρότερη από 1,5 φορές εκείνη του ΄Ηλιου μας! Μια τέτοια μεγάλη αστρική μάζα επηρεάζει επίσης τα ποσοστά της ακτινοβολίας που παράγονται από το άστρο και η κατοικήσιμη ζώνη αλλάζει ανάλογα (Francois 2014).

Σχήμα 2.1: Η κλασική κατοικήσιμη ζώνη (αριστερά) και η κύρια ατμοσφαιρική σύσταση (δεξιά) μιας ατμόσφαιρας σε αναλογία με αυτή της Γης ως συνάρτηση της απόστασης από τον μητρικό αστέρα. Η θεωρεία της κλασικής κατοικήσιμης ζώνης υποθέτει ότι οι γεωφυσικοί κύκλοι θα ρυθμίσουν την ποσότητα του ατμοσφαιρικού CO2 και το φαινόμενο του θερμοκηπίου ώστε να αντισταθμιστεί η ασθενέστερη ροή της ακτινοβολίας όταν ο αστέρας βρίσκετε μακριά. Χωρίς αυτό, η κατοικήσιμη ζώνη θα ήταν εδώ μια λεπτή μπλε γραμμή. Στα δεξιά, η γραμμή με τις διακεκομμένες τελείες αναπαριστά την επιφανειακή θερμότητα του πλανήτη και οι διακεκομμένες γραμμές αντιπροσωπεύουν το εσωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης. Η γκρι ζώνη αντιπροσωπεύει την αβεβαιότητα που σχετίζεται λόγο των επιδράσεων των παγωμένων νεφών CO2 . Πηγή: Francois Forget, On the probability of habitable planets, arXiv:1212.0113 [astro-ph.EP].

2.4.4

Εξερευνώντας την κατοικησιμότητα με την χρήση 3D κλιματικών μοντέλων

Πριν από το 2011, σχεδόν όλες οι μελέτες για την κατοικησιμότητα πραγματοποιήθηκαν χρησιμοποιώντας απλά συναγωγικά μοντέλα εκπομπής, σταθερής κατάστασης σε 1D, τα οποία προσομοίωναν τις μέσες παγκόσμιες συνθήκες. 12 Κάτι αντίστοιχο έχει συμβεί και στο σύστημα Γης-Σελήνης. Γι΄ αυτό το λόγο μπορούμε να δούμε πάντα την μια πλευρά του φεγγαριού μας.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

Εξαιρέσεις σε αυτόν τον κανόνα υπήρξαν χρησιμοποιώντας είτε παραμετροποιημένα μοντέλα ισορροπημένης ενέργειας (energy-balanced models, ή αλλιώς EBMs) τα οποία μελετούν την αλλαγή στην επιφανειακή θερμοκρασία σύμφωνα με το γεωγραφικό πλάτος μόνο, είτε προσομοιώσεις Γήινων κλιματικών μοντέλων τριών διαστάσεων (3D). Σε πολλές περιπτώσεις τα 1D μοντέλα μπορεί να μην είναι επαρκή για να υπολογίσουν την κατοικησιμότητα ενός πλανήτη. Το επόμενο βήμα σε αυτήν την έρευνα θα ήταν, λοιπόν, να χρησιμοποιηθούν 3D παγκόσμια κλιματικά μοντέλα (GCMs), τα οποία είναι απαραίτητα για να κατανοήσουμε πραγματικά την κατοικησιμότητα σε έναν πλανήτη. Πρώτον, επιτρέπουν την προσομοίωση τοπικών κατοικήσιμων συνθηκών λόγω των ημερήσιων και εποχιακών κύκλων· κάτι το οποίο επιτρέπει να ερευνηθεί η σημασία της κατοικήσιμης ζώνης με μεγαλύτερη ακρίβεια από ότι θα ήταν δυνατόν με μια μέση παγκόσμια προσομοίωση. Επίσης μας βοηθούν να καταλάβουμε καλύτερα την διανομή και το αντίκτυπο των νεφών, τα οποία αποτελούν κύρια σημασία στο εσωτερικό, αλλά και στο εξωτερικό άκρο της κατοικήσιμης ζώνης, όπως αναφέρθηκε παραπάνω. Τέλος, τα 3D μοντέλα επιτρέπουν να γίνουν προβλέψεις για τους πόλους ενός πλανήτη, καθώς και για την μεταφορά της ενέργειας στην σκοτεινή πλευρά του13 μέσω της ατμόσφαιρας ή των ωκεανών. Αυτό είναι απαραίτητο ώστε να αξιολογηθεί αν το νερό στον πλανήτη ή το CO2 στην ατμόσφαιρα του θα καταρρεύσει στην σκοτεινή πλευρά ενός παλιρροϊκά κλειδωμένου πλανήτη, ή αν θα συμβεί το ίδιο στους πόλους κάποιου πλανήτη έχοντας μικρή κλίση στον άξονα περιστροφής του. Στο Ηλιακό μας Σύστημα, το κλίμα στους περισσότερους πλανήτες μπορεί πλέον να προβλεφθεί χρησιμοποιώντας τέτοια παγκόσμια κλιματικά μοντέλα (GCMs). Πράγματι, ένα πλήρες GCM μπορεί να θεωρηθεί ως ένας ῾῾πλανητικός προσομοιωτής᾿᾿ ο οποίος έχει σαν στόχο να προσομοιώσει ένα ολοκληρωμένο περιβάλλον έχοντας ως βάση μόνο κάποιες παγκόσμιες εξισώσεις. Αυτά τα μοντέλα αναπτύχθηκαν αρχικά για την Γη, ως προβλέψεις αριθμητικών ατμοσφαιρικών καιρικών μοντέλων (σχεδιασμένα να προβλέπουν τον καιρό για τις επόμενες μερικές μέρες) και παγκόσμιων κλιματικών μοντέλων (σχεδιασμένα να προσομοιώνουν πλήρως το κλιματικό σύστημα και την εξέλιξή του μακροπρόθεσμα). Τέτοιου είδους μοντέλα χρησιμοποιούνται σήμερα σε πολλαπλές εφαρμογές, συμπεριλαμβανομένου του GPS, της σύνδεσης μεταξύ των ωκεανών ή των γεωλογικών κύκλων του CO2 , της φωτοχημείας, της αφομοίωσης των δεδομένων για να δημιουργηθεί μια κλιματική βάση δεδομένων που προέρχεται από μετρήσιμα δεδομένα, κτλ. Εξαιτίας, λοιπόν, των φυσικών εξισώσεων που είναι φτιαγμένα πλήρως τα μοντέλα αυτά (αντί κάποιων εμπειρικών πα13 Σκοτεινή πλευρά ενός πλανήτη ονομάζουμε την πλευρά εκείνη που την δεδομένη στιγμή δεν φωτίζεται από τον μητρικό του αστέρα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.4 Η ῾῾κατάλληλη᾿᾿ απόσταση από έναν αστέρα

ραμέτρων), αρκετές ομάδες επιστημόνων σε ολόκληρο τον κόσμο μπόρεσαν επιτυχώς να προσαρμόσουν αυτές τις εξισώσεις σε άλλους γεωειδείς πλανήτες ή δορυφόρους. Για παράδειγμα, μια ομάδα στο ῾Laboratoire de Meteorologie Dynamique᾿ προσάρμοσε το Γήινο ῾῾LMDZ᾿᾿ μοντέλο στον ΄Αρη, στον Τιτάνα, στην Αφροδίτη και θα συνεχίσουν για τον Τρίτωνα και τον Πλούτωνα. Αυτά τα μοντέλα χρησιμοποιούνται για να προβλέψουμε και να προσομοιώσουμε τους πτητικούς κύκλους, την ατμοσφαιρική φωτοχημεία, τα νέφη και τα αερολύματα, παλιότερα κλίματα που υπήρξαν στον πλανήτη και για ακόμη περισσότερες εφαρμογές! Τον τελευταίο καιρό, έχει αναπτυχθεί ένα καινούριο είδος κλιματικού μοντέλου, το οποίο είναι αρκετά ευέλικτο ώστε να προσομοιώσει το ευρύ φάσμα των συνθηκών που μπορούν να υπάρξουν σε κάποιον γεωειδές εξωπλανήτη, συμπεριλαμβανομένων οποιωνδήποτε ατμοσφαιρικών μειγμάτων αερίου, νεφών και αερολυμάτων για κάθε μέγεθος πλανητών, και γύρω από οποιονδήποτε αστέρα. Στην πράξη, τα GCMs προσομοιώνουν (α) την κίνηση της ατμόσφαιρας συμπεριλαμβανομένης της θερμότητας με βάση των υδροδυναμικών εξισώσεων, (β) την θέρμανση και ψύξη της ατμόσφαιρας και της επιφάνειας του πλανήτη από την Ηλιακή και θερμική ακτινοβολία, (γ) την αποθήκευση και διάχυση της θερμότητας κάτω από την επιφάνεια του πλανήτη, (δ) την μεταφορά της θερμότητας με ρεύματα, καθώς και (ε) τον σχηματισμό, την μεταφορά και των επιδράσεων της ακτινοβολίας από τα νέφη και τα αερολύματα που ίσως είναι παρόν. Επιπλέον επίπεδα περιπλοκότητας μπορεί να περιλαμβάνουν τον σχηματισμό/εξάχνωση πάγου, αλληλεπιδράσεις των ωκεανών, και μέχρι ακόμα την επίδραση της βλάστησης και της βιόσφαιρας εφόσον υπάρχει! Τα (α), (γ) και (δ) είναι διαδικασίες σε παγκόσμιο επίπεδο σχεδόν, που μάθαμε από την μελέτη του Ηλιακού Συστήματος πως οι αντίστοιχες αντιπροσωπευτικές παραμετροποιήσεις μπορούν να εφαρμοστούν χωρίς αλλαγές στους περισσότερους από τους γεωειδές πλανήτες. Οι εξισώσεις μεταφοράς της ακτινοβολίας είναι επίσης παγκόσμιες, όμως μια από τις προκλήσεις, για να γίνει εφικτή η προσομοίωση για τα 3D κλίματα σε έναν νέο πλανήτη, είναι να αναπτυχθεί ένας κώδικας για την μεταφορά της ακτινοβολίας, αρκετά γρήγορος για τις 3D προσομοιώσεις και ευέλικτος ώστε να μοντελοποιεί οποιοδήποτε ατμοσφαιρικό ῾῾κοκτέιλ᾿᾿, ή μια παχιά ατμόσφαιρα, με ακρίβεια. Αυτό το μοντέλο εφαρμόζεται τώρα για την καλύτερη κατανόηση του ορίου της κατοικήσιμης ζώνης. Για παράδειγμα, έχει εφαρμοστεί με σκοπό να εξερευνηθεί η κατοικησιμότητα του πλανήτη Gliese 581d, ο οποίος ανακαλύφθηκε το 2007. Ο Gliese 581d δέχεται 35% λιγότερη αστρική ενέργεια από ότι ο ΄Αρης και είναι πιθανώς κλειδωμένος σε παλιρροϊκό συντονισμό, με εξαιρετικά χαμηλή ακτινοβολία από τον αστέρα του στους πόλους και ίσως με την μια του πλευρά να παραμένει μονίμως στο σκοτάδι. Υπό τέτοιες συνθήκες ήταν άγνωστο εάν οποιοδήποτε κατοικήσιμο κλίμα στον πλανήτη θα μπορούσε να αντεπεξέλθει έναν παγκόσμιο παγετώνα ή μια

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

ατμοσφαιρική κατάρρευση. Τα 1D μοντέλα δεν μπορούσαν να δώσουν πειστικά αποτελέσματα. ΄Ετσι εφαρμόστηκαν τριών διαστάσεων (3D) κλιματικές προσομοιώσεις, οι οποίες έδειξαν πως ο Gliese 581d, για ένα ευρύ φάσμα εύλογων υποθέσεων, θα μπορούσε να έχει μια σταθερή ατμόσφαιρα και στην επιφάνειά του νερό σε υγρή μορφή, κάνοντάς τον έτσι την πρώτη επιβεβαιωμένη υπέρΓαία14 εντός της κατοικήσιμης ζώνης. Λαμβάνοντας υπόψιν τον σχηματισμό νεφών από CO2 και παγωμένου νερού, έχει βρεθεί ότι ατμόσφαιρες με πάνω από 10 bar CO2 και ποικίλες ποσότητες άλλων αερίων (όπως για παράδειγμα N2 ) μπορούν να αποδώσουν παγκόσμιες μέσες θερμοκρασίες πάνω από 0 o C τόσο για την ξηρά όσο και για τους ωκεανούς (βλέπε Σχήμα 2.2). Παρομοίως, έχει εφαρμοστεί το 3D LMD παγκόσμιο κλιματικό μοντέλο ώστε να εξερευνηθεί το πιθανό κλίμα σε θερμούς παλιρροϊκά κλειδωμένους πλανήτες όπως είναι ο Gliese 581c και ο HD 85512b. Με την ίδια αστρική ροή, ένας πλανήτης όπως η Γη δεν θα ήταν κατοικήσιμος λόγω της αστάθειας του φαινοΣχήμα 2.2: Στιγμιότυπα της επιφανεια- μένου του θερμοκηπίου. Σε έναν παλιρροκής θερμοκρασίας από 3D προσομοιώσεις ϊκά κλειδωμένο πλανήτη, έχει βρεθεί ότι παγκόσμιων κλιματικών μοντέλων για τον δύο σταθερά κλιματικά καθεστώτα μποεξωηλιακό πλανήτη Gliese 581d, υποθέτοντας ότι έχει μια ατμόσφαιρα CO2 που ρούν να υπάρξουν. Το ένα είναι η κλασική φτάνει τα 20 bar και τρεις δυνατές τι- κατάσταση όπου όλο το νερό έχει εξατμιμές περιστροφής. Τέτοιες 3D προσομοι- στεί και το άλλο είναι μια συνεπτυγμένη ώσεις βοηθούν στην καλύτερη κατανόη- κατάσταση όπου το νερό έχει συλληφθεί ση για την κατοικησιμότητα των εξωπλασε μόνιμες ψυχρές παγίδες (με άλλα λόγια νητών, αν και είναι απαραίτητο να γίνουν πολλές υποθέσεις για την φύση της α- στην σκοτεινή πλευρά του πλανήτη). Εάν τμόσφαιράς τους. Πηγή: Francois Forget, μπορεί να συσσωρευτεί ένα παχύ στρώμα On the probability of habitable planets, από πάγο εκεί, ροές πάγου που οδηγούarXiv:1212.0113 [astro-ph.EP]. νται από την βαρύτητα και γεωθερμικές ροές βοηθούν στην ύπαρξη μακράς διαρκείας νερού σε υγρή μορφή στο άκρο και (ή) στο κάτω μέρος του στρώματος πάγου, πιο μέσα στο εσωτερικό άκρο της κλασικής κατοικήσιμης ζώνης. 14

Υπέρ-Γαίες ονομάζουμε τους εξωπλανήτες που έχουν 2-10 φορές την μάζα της Γης.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.5 Η απαραίτητη ατμόσφαιρα σε έναν πλανήτη

2.5

Η απαραίτητη ατμόσφαιρα σε έναν πλανήτη

Η παραμονή ενός πλανήτη στην κατοικήσιμη ζώνη προφανώς δεν είναι από μόνη της επαρκής ώστε να μπορέσει να διατηρεί συνεχώς το νερό σε υγρή μορφή πάνω στην επιφάνεια του. Είναι απαραίτητη η ύπαρξη μιας ατμόσφαιρας η οποία έχει την δυνατότητα να συγκρατεί την επιφανειακή πίεση και θερμοκρασία (μέσα από τον μηχανισμό του φαινομένου του θερμοκηπίου) μέσα στην σωστή διακύμανση για δισεκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο, οι διαδικασίες που καθορίζουν την ατμοσφαιρική εξέλιξη σε έναν πλανήτη είναι ακόμα σχεδόν άγνωστες! Αυτός είναι και ο κύριος λόγος της αβεβαιότητας που εισέρχεται όσον αφορά τον υπολογισμό για την πιθανότητα ενός πλανήτη να είναι κατοικήσιμος. Παρακάτω δίνονται δυο παραδείγματα διαδικασιών όπου δείχνουν πως η περίπτωση της Γης ίσως αποτελεί κάποια ιδιαιτερότητα παρά κάποια καθολικότητα.

2.5.1

Κατοικησιμότητα και ατμοσφαιρική απώλεια

Η πρώτη διαδικασία που διέπει την μακράς διαρκείας εξέλιξη μιας ατμόσφαιρας είναι η ατμοσφαιρική απώλεια στο διάστημα. Το πιο σημαντικό ρόλο σε αυτή την διαδικασία διεκδικεί η βαρύτητα και η θερμοκρασία στο εξώτερο στρώμα της ατμόσφαιρας (εξώσφαιρα)· εκεί όπου τα μόρια της ατμόσφαιρας μπορούν να διαφύγουν από το βαρυτικό πεδίο του πλανήτη εάν έχουν την κατάλληλη ταχύτητα, με άλλα λόγια, εάν η θερμοκρασία στην εξώσφαιρα είναι αρκετά υψηλή15 . Η θερμοκρασία στην εξώσφαιρα δεν ρυθμίζεται από την ολική ηλιακή ακτινοβολία που θερμαίνει την επιφάνεια και την κατώτερη ατμόσφαιρα του πλανήτη. Αντί αυτού, εξαρτάται από την ροή των ενεργητικών ακτινοβολιών και την ροή του πλάσματος από τον αστέρα (ειδικότερα από την ακραία υπεριώδη ακτινοβολία που απορροφάται από την ανώτερη ατμόσφαιρα). Ρυθμίζεται επιπλέον και από την ικανότητα των ατμοσφαιρικών μορίων να ψύχονται μέσο της ακτινοβολίας στο διάστημα με την εκπομπή υπέρυθρης ακτινοβολίας. Πιο απλοποιημένα, αέρια του φαινομένου του θερμοκηπίου όπως είναι το CO2 μπορούν να ψυχθούν αποτελεσματικά, ενώ άλλα αέρια όπως είναι το N2 δεν μπορούν. Για να συγκρατήσει την ατμόσφαιρά του ένας πλανήτης και να παραμείνει κατοικήσιμος, πρέπει να είναι αρκετά μεγάλος και συνεπώς να ασκεί μια αρκετά μεγάλη βαρύτητα, ώστε να έχει την δυνατότητα να αποτρέψει τα μόρια της ατμόσφαιράς του να διαφύγουν όταν αυτά θερμανθούν από τις ηλιακές ροές. Προφανώς, η Σελήνη, η οποία βρίσκεται στην κατοικήσιμη ζώνη όπως και η Γη, είχε πολύ μικρό μέγεθος για να συντηρήσει κάποια ατμόσφαιρά. Το 15 Ας σημειωθεί πως σε ορισμένες περιπτώσεις η διαφυγή των μορίων από την ατμόσφαιρα μπορεί να είναι αποτέλεσμα χημικών αντιδράσεων ή αλληλεπιδράσεων με τον αστρικό άνεμο.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

ίδιο φαίνεται να αληθεύει και για τον ΄Αρη, παρά το γεγονός ότι βρίσκεται σε μεγαλύτερη απόσταση από τον ΄Ηλιο και ότι η ατμόσφαιρά του από CO2 θα αποτελούσε μια πολύ καλή εξώσφαιρα λόγω της ψύξης των μορίων μέσο της ακτινοβολίας. Συγκεκριμένα, το όριο μεγέθους για έναν κατοικήσιμο πλανήτη γύρω από τον ΄Ηλιο μας μάλλον πρέπει να είναι κάπου μεταξύ αυτού του ΄Αρη και της Γης, αν και θα εξαρτώταν επίσης από την σύσταση της ατμόσφαιρας. Για παράδειγμα, έχει αποδειχθεί ότι εάν η Γη είχε μια ατμόσφαιρα πλούσια σε άζωτο και με την σύστασή της όπως είναι την σημερινή εποχή, όταν ακόμα ήταν νέα πριν από 3.8 δισεκατομμύρια χρόνια, η ατμόσφαιρά της θα είχε χαθεί μέσα σε μερικά εκατομμύρια χρόνια· λόγω των συνθηκών της ακραίας υπεριώδους ακτινοβολίας και των ηλιακών ανέμων που αναμένονται να επικρατούν κατά την διάρκεια της περιόδου στην οποία ο ΄Ηλιος ήταν ακόμα ένας νέος αστέρας. Ως εκ τούτου, έχουμε καταλήξει στο συμπέρασμα πως μια ποσότητα CO2 , τουλάχιστον δύο τάξεων μεγέθους υψηλότερη από τα σημερινά επίπεδα, ήταν αναγκαία στην αρχική σύσταση της πλούσιας σε άζωτο ατμόσφαιρας· έτσι ώστε να ψυχθεί και να περιοριστεί επαρκώς η ανώτερη ατμόσφαιρα καθώς και να προστατευθεί από την ολική καταστροφή. ΄Εχει ενδιαφέρον πόσο συνεπής είναι το παραπάνω συμπέρασμα με το γεγονός ότι μια αυξημένη συγκέντρωση του CO2 φαίνεται να είναι απαραίτητη στα αρχικά στάδια της Γης ώστε να αντισταθμίζεται η χαμηλότερη φωτεινότητα από τον νεαρό ΄Ηλιο και έτσι να λύνεται το παράδοξο του αμυδρού νεαρού ΄Ηλιου16 . Μια μεγάλη πλειοψηφία των αστέρων στον Γαλαξία μας είναι μικρότερα από τον ΄Ηλιο. Εντός της κατοικήσιμης ζώνης σε τέτοιους αστέρες, και συγκεκριμένα σε συστήματα με νάνους αστέρες τύπου Μ, η ατμοσφαιρική απώλεια μπορεί να είναι ισχυρότερη λόγο ότι για δεδομένη ολική αστρική ροή, οι ενεργητικές ακτινοβολίες και το οι ροές πλάσματος είναι σχετικά ισχυρότερες εξαιτίας της αστρικής δραστηριότητας. Υπό τέτοιες συνθήκες, για να συγκρατήσει την ατμόσφαιρά του ένας πλανήτης, ίσως είναι απαραίτητη μια βαρύτητα σημαντικά υψηλότερη από αυτή της Γης· ειδικά αν η ατμόσφαιρα εξελιχθεί σε μια πλούσια σε N2 ατμόσφαιρα νωρίς στην διάρκεια ύπαρξης στης. Ωστόσο, εάν η βαρύτητα είναι αρκετά μεγάλη, ένα άλλο πρόβλημα μπορεί και να προκύψει· ο πλανήτης ίσως να μην έχει την δυνατότητα να ξεφορτωθεί την πρωτο-ατμόσφαιρά του που είναι πλούσια σε υδρογόνο. Με άλλα λόγια, με ένα στερεό σώμα ελαφρώς πιο μεγάλο από αυτό της Γης, μια πιθανή υπερ-γαία ίσως και να παραμείνει εξολοκλήρου όπως είναι ο Ποσειδώνας. Με μια εξαιρετικά μεγάλη ποσότητα H2 -He όπου θα απέτρεπε τον σχηματισμό του νερού σε υγρή μορφή με το να διατηρείται μια υψηλή πίεση στην επιφάνεια του πλανήτη. 16 Το παράδοξο αυτό υποδεικνύει ότι σε νεαρή ηλικία ο ΄Ηλιος μας θα είχε μόλις το 70% της σημερινής του έντασης της ακτινοβολίας με αποτέλεσμα, με τις τότε περιβαλλοντολογικές συνθήκες, να μην ήταν δυνατή η ύπαρξη ωκεανών στον πλανήτη μας.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.5 Η απαραίτητη ατμόσφαιρα σε έναν πλανήτη

Ενδιαφέρον παρατηρησιακές αποδείξεις που είναι σχετικές με αυτό το θέμα παρέχονται από τα χαρακτηριστικά κάποιων υπερ-Γαίων από ᾿που οι ακτίνες και οι μάζες τους έχουν μετρηθεί. Ο Kepler-11b και ο Kepler-11f φαίνεται να έχουν μάζες ∼ 4.3 MΓης και ∼ 2.3 MΓης καθώς και ακτίνες ∼ 1.97 RΓης και ∼ 2.61 RΓης αντίστοιχα, το οποίο οδηγεί σε μέσες πυκνότητες των 3.1 και 0.7 gr cm−3 . Η υπερ-Γαία με το όνομα Gliese 1214b, που έχει ακτίνα ∼ 2.68 RΓης και μάζα ∼ 6.55 MΓης , έχει μια αντιπροσωπευτική τιμή της πυκνότητας που είναι 1.87 gr cm−3 . Αυτές οι πυκνότητες υποδεικνύουν σημαντικές ποσότητες ελαφρών αερίων όπως είναι το H και το He ή πιθανόν H2 O και H. Μήπως λοιπόν αυτές οι υπερ-Γαίες δεν μπόρεσαν να χάσουν την αρχική τους πρωτο-ατμόσφαιρα και πρέπει να θεωρούνται ῾῾μίνι-Ποσειδώνες᾿᾿; Πράγματι, οι μόνες παρατηρήσιμες υπερ-Γαίες με υψηλότερες πυκνότητες, όπου υποδεικνύουν πετρώδες σώματα, όπως είναι οι CoRoT-7b, Kepler-10b, Kepler-18b και Kepler-20b είναι πολύ κοντά στον αστέρα τους, σε μια απόσταση όπου αναμένεται να υπάρχει ισχυρή ατμοσφαιρική απώλεια (Francois 2014). Εν ολίγοις, δεν είναι αδύνατο (ή παράξενο) η Γη μας να απόλαυσε το σωστό μέγεθος, το σωστό τύπο μητρικού αστέρα και την σωστή ανώτερη ατμοσφαιρική σύσταση μέσα στην διάρκεια της ιστορίας της, ώστε να συγκρατήσει μια ῾῾Καλή᾿᾿ ατμόσφαιρα (10−1 −102 bars) για δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ ταυτόχρονα ήταν σε θέση να χάσει γρήγορα τις πρωταρχικές της πλούσιες ποσότητες υδρογόνου που είχε. Γύρω από άλλους αστέρες, όπως είναι οι ενεργοί αστέρες τύπου Μ, ίσως είναι πιο κατάλληλο ένα μεγαλύτερο μέγεθος πλανήτη με ισχυρότερη βαρύτητα· έτσι ώστε να διατηρηθεί μια ατμόσφαιρα κατάλληλη για να φιλοξενήθει νερό σε υγρή μορφή στην επιφάνεια του και πιθανόν διαφορετικές μορφές ζωής.

2.5.2

Κατοικησιμότητα και γεωλογική δραστηριότητα

Η κλασική θεωρεία της κατοικησιμότητας, έτσι όπως περιγράφεται στην υποενότητα 2.4.2, και με τον τρέχων ορισμό της κατοικήσιμης ζώνης, βασίζεται στην παραδοχή ότι υπάρχει μια μακράς διαρκείας σταθεροποίηση στην επιφανειακή θερμοκρασία και στα επίπεδα CO2 του πλανήτη, λόγω του κύκλου άνθρακα-πυριτίου. Χωρίς αυτή την σταθεροποίηση, η Γη δεν θα ήταν κατοικήσιμη, και η κατοικήσιμη ζώνη θα είχε σημαντικά μικρότερο μέγεθος. Στην Γη, η αργή αύξηση των ηλιακών ροών πάντα εξισορροπούνταν από μια μείωση στο φαινόμενο του θερμοκηπίου· και ξαφνικές μεταβολές του κλίματος προς έναν παγκόσμιο παγετώνα πιστεύεται ότι αντισταθμιζόταν από το φαινόμενο του θερμοκηπίου, λόγω του CO2 , χωρίς την διακοπή της ύπαρξης των μορφών ζωής. Το κλειδί της διαδικασίας που επιτρέπει τον κύκλο άνθρακα-πυριτίου στην

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

Γη, και γενικά την μακρά διαρκείας ανακύκλωση των ατμοσφαιρικών συστατικών (τα οποία είναι χημικά παγιδευμένα στην επιφάνεια του πλανήτη μας) είναι οι τεκτονικές πλάκες. Αυτό είναι ένα ιδιόμορφο σύστημα που προκαλείται από την μεταγωγή του μανδύα, η οποία είναι αποτέλεσμα της γεωθερμικής βαθμίδας της θερμότητας και της ψύξης της επιφάνειας. Πόσο πιθανή είναι όμως η ύπαρξη τεκτονικών πλακών και σε κάποιον άλλο πλανήτη; Είναι η γεωφυσική σταθεροποίηση του κλίματος, που είναι απαραίτητη για την διατήρηση της ζωής, ένα σπάνιο φαινόμενο; Στο Ηλιακό μας Σύστημα, οι Γήινες τεκτονικές πλάκες είναι μοναδικό φαινόμενο και η προέλευσή του δεν είναι εντελώς κατανοητή. ΄Αλλοι πετρώδεις πλανήτες ή δορυφόροι χαρακτηρίζονται από μια μοναδική άκαμπτη πλάκα που περιβάλλει τον πλανήτη, και ίσως αυτό να είναι το προκαθορισμένο σύστημα στους περισσότερους εξωηλιακούς πετρώδεις πλανήτες. Οι τεκτονικές πλάκες είναι μια περίπλοκη διαδικασία που αρχικά χρειάζεται η λιθοσφαιρική κατάρρευση, παραμόρφωση και καταβύθιση17 . Για να καταστεί ικανή η ύπαρξη των τεκτονικών πλακών, δυο συνθήκες έχουν προταθεί: 1) Οι τάσεις συναγωγής του μανδύα να είναι αρκετά ισχυρές ώστε να ξεπεράσουν την λιθοσφαιρική αντίσταση και να επιτρέψουν στην πλάκα να σπάσει και 2) οι πλάκες να είναι πυκνότερες (με άλλα λόγια ψυχρότερες) από την βαθύτερη ασθενόσφαιρα, ώστε να οδηγηθούν σε καταβύθιση. Σε πλανήτες μικρότερους από την Γη (όπως για παράδειγμα ο ΄Αρης), η ταχέα εσωτερική ψύξη αντιστοιχεί σε μια αδύναμη τάση συναγωγής και σε μια παχιά λιθόσφαιρα, και επιπλέον αναμένεται να μην είναι δυνατή η διατήρηση των τεκτονικών πλακών μακροπρόθεσμα. Σε μεγαλύτερους πλανήτες (όπως για παράδειγμα τις υπερ-Γαίες), μελέτες έχουν φτάσει σε διαφορετικές απόψεις. Από την μια μεριά, έχει δειχθεί πως όσο η πλανητική μάζα αυξάνεται, η μεταγωγή θα πρέπει να είναι πιο έντονη, μετατρέποντας την λιθόσφαιρα ολοένα και σε λεπτότερο στρώμα (και συνεπώς μειώνοντας την λιθοσφαιρική ισχύς), ενώ ταυτόχρονα αυξάνονται οι τάσεις μεταγωγής (οφειλόμενες στις μεγαλύτερες ταχύτητες του μανδύα). Τέτοιες συνθήκες πολύ πιθανόν να οδηγούν στην δημιουργία των τεκτονικών πλακών. Από την άλλη μεριά, με βάση κάποιες αριθμητικές εφαρμογές σε προσομοιώσεις για τον μανδύα, έχει δειχθεί πως η αύξηση της πλανητικής ακτίνας ενεργεί στην μείωση του λόγου των τάσεων μεταγωγής προς την λιθοσφαιρική αντίσταση. Μερικές έρευνες έχουν καταλήξει ότι οι υπερμεγέθης Γαίες είναι πιθανό να βρίσκονται σε ένα καθεστώς με ένα ῾῾στάσιμο᾿᾿ κάλυμμα στον μανδύα τους παρά να έχουν τεκτονικές πλάκες. Ποιος όμως έχει δίκιο πάνω σε αυτό το θέμα; Πράγματι, η θερμοτεκτονική εξέλιξη των γεωειδών πλανητών είναι ένας περίπλοκος συνδυασμός φαινομένων, τα οποία δεν έχουν μοντελοποιηθεί με ακρίβεια προς το παρόν. Για παράδειγμα, τα περισσότερα μοντέλα που αναφέρ17 Η λιθόσφαιρα είναι το άκαμπτο στρώμα που δημιουργεί τις πλάκες, οι οποίες περιλαμβάνουν τον φλοιό και το ανώτερο τμήμα του μανδύα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

2.5 Η απαραίτητη ατμόσφαιρα σε έναν πλανήτη

θηκαν προηγουμένως δεν λαμβάνουν υπόψιν το γεγονός πως στις υπερ-Γαίες, η πολύ υψηλή εσωτερική πίεση αυξάνει το ιξώδες κοντά στο σύνορο του πυρήνα με τον μανδύα. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα ένα ῾῾βραδύ᾿᾿ καθεστώς μεταγωγής στο κατώτερο τμήμα του μανδύα αυτών των πλανητών, το οποίο ελαττώνει την δυνατότητα τεκτονικών πλακών. Η επίδραση του μεγέθους στην πυκνότητα και καταβύθιση της τεκτονικής πλάκας δεν έχει ακόμα μελετηθεί. Οι μέχρι τώρα μελέτες επισημαίνουν ότι ίσως η Γη να στάθηκε πολύ ῾῾τυχερή᾿᾿ στο να βρίσκεται στο ακριβώς εύρος του σωστού μεγέθους (εντός μερικών ποσοστών) που επιτρέπει την ύπαρξη τεκτονικών πλακών. Επιπλέον δείχνουν ότι, ίσως, η περίπτωση της Γης να είναι όντως ένα σπάνιο φαινόμενο το οποίο ελέγχεται από πολλούς παράγοντες. Στην Αφροδίτη για παράδειγμα, πιστεύεται πως ο μανδύας της είναι ξηρότερος από τον μανδύα της Γης, και επομένως περισσότερο ιξώδης, κάνοντας την λιθόσφαιρά της να είναι πιο παχιά. Συνεπώς, ένας από τους σημαντικότερους παράγοντες που επηρεάζουν την ύπαρξη τεκτονικών πλακών είναι η παρουσία του νερού στην επιφάνεια του πλανήτη. Οι τεκτονικές πλάκες μπορούν επίσης να εξαρτώνται ισχυρά από το ιστορικό και την εξέλιξη του πλανήτη. Χρησιμοποιώντας τελευταίας τεχνολογίας μοντέλα που συνδυάζουν την μεταγωγή του μανδύα με τις τεκτονικές πλάκες, έχει βρεθεί ότι μπορούν να υπάρξουν πολλαπλοί τρόποι δημιουργίας τεκτονικών πλακών για τις ισοδύναμες τιμές των πλανητικών παραμέτρων· εξαρτώμενες από κάποιο συγκεκριμένο γεωλογικό και κλιματικό ιστορικό. Είναι ενδιαφέρον πως η ύπαρξη αυτών των ῾῾πολλαπλών τρόπων᾿᾿ για την δημιουργία των τεκτονικών πλακών, για τις ισοδύναμες τιμές των παραμέτρων, είναι η αιτία όπου πολλές διαφορετικές ομάδες καταλήγουν σε διαφορετικά αποτελέσματα όσον αφορά την κατάσταση της τεκτονικής για πετρώδεις εξωηλιακούς πλανήτες, μεγαλύτερους από την Γη. Επιπλέον προσθέτει μια εξαιρετική περιπλοκότητα στην ερώτηση για το αν ένας πετρώδης εξωηλιακός πλανήτης θα έχει τεκτονικές πλάκες. Οι συνεχιζόμενες έρευνες ανίχνευσης εξωπλανητών σύντομα θα επιβεβαιώσουν την μεγάλη συχνότητα των πετρωδών πλανητών μέσα στην κατοικήσιμη ζώνη. Θεωρητικές 3D κλιματικές μελέτες, οι οποίες επωφελούνται από την εμπειρία μας στην μοντελοποίηση επίγειων ατμοσφαιρών στο Ηλιακό μας Σύστημα, θα μας επιτρέψουν (με έναν βαθμό ακρίβειας) να εκτιμήσουμε αν το νερό σε υγρή μορφή μπορεί να είναι σταθερό στην επιφάνεια αυτών των σωμάτων. Μολαταύτα, θα πρέπει ακόμη να κάνουμε υποθέσεις για τις ατμόσφαιρες αυτές. Ευτυχώς, ελπίζεται για το μέλλον πως θα είναι δυνατό να γίνουν γνωστά περισσότερα για τις ατμόσφαιρες των εξωπλανητών χάρη στις φασματικές και τηλεσκοπικές παρατηρήσεις. ΄Ενα σημαντικό βήμα θα πραγματοποιηθεί μέσα στην επόμενη δεκαετία από τα διαστημικά τηλεσκόπια όπως είναι το James Webb Space Telescope (JWST) ή το ECHO, καθώς και από επίγειες τηλεσκοπικές παρατηρήσεις χρησιμοποιώντας νέας γενιάς τηλεσκόπια όπως είναι το European Extremely Large Telescope (Ευρωπαϊκό Εξαιρετικά Μεγάλο Τηλεσκόπιο). Αυ-

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πλανητική Φυσική

τά τα έργα θα έχουν την ιδιαίτερη δυνατότητα να εκτελέσουν φασματοσκοπικές μετρήσεις στην ατμόσφαιρα εξωπλανητών που διέρχονται μπροστά από τον αστέρα τους, όπως φαίνονται από την Γη. Παρ΄ όλα αυτά, ο χαρακτηρισμός των ατμοσφαιρών πετρωδών πλανητών μέσα ή κοντά στην κατοικήσιμη ζώνη θα παραμείνει μια πρόκληση. Επιπλέον, ο αριθμός των παρατηρήσιμων πλανητών στην κατάλληλη απόσταση θα είναι πολύ χαμηλός. Ωστόσο, πολύ πριν από την στιγμή που θα γίνει δυνατό να ανιχνευθεί και να χαρακτηριστεί ένας πραγματικά κατοικήσιμος πλανήτης, οι πρώτες παρατηρήσεις για την ατμόσφαιρα κάποιου πετρώδη εξωπλανήτη, θα επιτρέψουν να γίνει μια τεράστια πρόοδος στην διαδικασία για την εκτίμηση της πιθανότητας της ζωής (και ειδικότερα της εξελιγμένης ζωής) οπουδήποτε αλλού στο σύμπαν.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Κεφάλαιο 3 Η Ζωή στο Σύμπαν μας Οι σκέψεις για εξωγήινη ζωή έχουν γίνει πίσω στο παρελθόν έως ακόμη και από την ελληνική αρχαιότητα. Το κυρίως επιχείρημα για την ύπαρξη μορφών ζωής και ευφυών όντων πέρα από την Γη είχε διατυπωθεί με σαφήνεια από τον Μετρόδωρο, που ήταν μαθητής του Επίκουρου, τον 3ο αιώνα Π.Χ.: ῾῾Το να θεωρήσουμε την Γη ως το μόνο κατοικημένο κόσμο μέσα σε έναν άπειρο χώρο θα ήταν τόσο παράλογο, όσο το να ισχυριστούμε πως σε ένα χωράφι σπαρμένο ολόκληρο με σπόρους σιταριού, μόνο ένας από αυτούς θα ανθήσει!᾿᾿. Η ιδέα του χώρου να είναι άπειρος, με έναν άπειρο αριθμό ατόμων να τον κατοικεί και να συνθέτουν τα διάφορα αντικείμενα, ήταν το κύριο συστατικό της ατομικής φιλοσοφίας του Λεύκιππου, του Δημόκριτου και του Επίκουρου. Το ίδιο επιχείρημα επικαλείται ουσιαστικά αμετάβλητο ακόμα και στις μέρες μας από τους υποστηρικτές της εξωγήινης ευφυίας (extraterrestrial intelligence, αλλιώς ETI), παρ΄ όλο που η έννοια του άπειρου δεν χρησιμοποιείται πλέον1 . ΄Εχει αντικατασταθεί όμως από τον Γαλαξία μας, ο οποίος περιέχει 100 δισεκατομμύρια αστέρες. Ο αριθμός αυτός θεωρείται από μερικούς -κυρίως αστρονόμους- ότι είναι αρκετά μεγάλος ώστε να κάνει το επιχείρημα του Μετρόδωρου εφαρμόσιμο στον Γαλαξία, ενώ μερικοί άλλοι -κυρίως βιολόγοι- δεν εντυπωσιάζονται τόσο από τον αριθμό αυτόν και παραμένουν σκεπτικοί όσον αφορά την ETI. Στο δεύτερο μισό του 20ου αιώνα, η συζήτηση για την ETI διαμορφώθηκε κυρίως γύρω από το παράδοξο του Fermi και την εξίσωση του Drake. Η εξίσωση αυτή προτάθηκε το 1961 από τον Αμερικανό αστρονόμο Frank Drake και από τότε έγινε το κύριο ποσοτικό εργαλείο στην εκτίμηση των πιθανοτήτων για μια ράδιο-επικοινωνία με ETI (CETI), όπου οι πρωταρχικές εκτιμήσεις ήταν υπερβολικά αισιόδοξες. Το παράδοξο που αναφέρθηκε, διατυπώθηκε το 1950 1 Αυτό διότι είναι δύσκολο να γίνει κατανοητό και μπορεί να οδηγήσει σε παράδοξα, όπως για παράδειγμα σε ένα άπειρο σύμπαν, τα πάντα -ακόμα και οι εαυτοί μας- μπορούν να υπάρξουν σε άπειρο αριθμό αντιγράφων.

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

από τον Ιταλό φυσικό Enrico Fermi, όμως παρέμεινε σχεδόν άγνωστο έως το 1975, όπου και ξανά έγινε αναφορά σε αυτό από τον D. Viewing, ενώ επιπλέον ανακαλύφθηκε εκ νέου και από τον M. Hart. Στην συνοπτική του μορφή, αντιτίθεται με ένα υγιές σκεπτικό στις αισιόδοξες απόψεις για ETI και έχει ως εξής: ῾῾(Εάν υπάρχουν τόσες πολλές ευφυείς μορφές ζωής), που βρίσκονται;᾿᾿. Παρακάτω θα γίνει αναφορά για μια κοινή ανάλυση της εξίσωσης του Drake και του παράδοξου του Fermi, η οποία έγινε από τον Νίκο Πράντζο (2014) και επιτρέπει μια ταυτόχρονη και ποσοτική μελέτη αυτών των δυο. Η ανάλυση είναι βασισμένη σε μια απλοποιημένη μορφή της εξίσωσης του Drake και σε ένα απλό σχέδιο για την αποικιοποίηση του Γαλαξία μας. Φαίνεται πως για κάποιον επαρκώς μακράς διαρκείας πολιτισμό, η αποικιοποίηση του Γαλαξία είναι η μόνη λογική επιλογή ώστε να αποκτήσει γνώσεις για άλλες μορφές ζωής. Το επιχείρημα αυτό επιτρέπει να καθοριστεί μια περιοχή στις παραμέτρους της εξίσωσης του Drake όπου το παράδοξο του Fermi γίνεται ισχυρότερο (῾῾Ισχυρό Παράδοξο του Fermi᾿᾿).

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.1 Η εξίσωση του Drake

3.1

Η εξίσωση του Drake

Στην αρχική της διατύπωση, η εξίσωση του Drake έχει ως εξής: N = R∗ fp ne fl fi fT L

(3.1)

όπου το R∗ είναι ο ρυθμός με τον οποίο δημιουργούνται νέοι αστέρες στον Γαλαξία (με άλλα λόγια ο αριθμός των αστέρων ως προς την μονάδα του χρόνου), το fp είναι το κλάσμα των αστέρων με πλανητικά συστήματα, το ne είναι ο μέσος αριθμός των πλανητών γύρω από έναν αστέρα, το fl είναι το κλάσμα των πλανητών όπου έχει αναπτυχθεί ζωή, το fi είναι το κλάσμα των πλανητών όπου έχει αναπτυχθεί ευφυές ζωή και το fT είναι το κλάσμα των πλανητών όπου φιλοξενούν τεχνολογικούς πολιτισμούς. Προφανώς, τα N και L είναι στενά συνδεδεμένα μεταξύ τους· εάν το N είναι ο αριθμός των πολιτισμών που μπορούν να έχουν ράδιο-επικοινωνία, τότε το L είναι η μέση διάρκεια της φάσης της ράδιο-επικοινωνίας αυτών των πολιτισμών (και όχι η ολική διάρκεια ζωής τους, όπως δηλώνεται εσφαλμένως μερικές φορές). Από την άλλη μεριά, εάν το N θεωρείται πως είναι ο αριθμός των τεχνολογικών πολιτισμών ή των πολιτισμών που δραστηριοποιούνται στο διάστημα, τότε το L αντιπροσωπεύει την διάρκεια αυτής της φάσης. Παρ΄ όλο που δεν δηλώνεται ρητά, ο τύπος του Drake προφανώς αντιστοιχεί στην ισοδύναμη λύση μιας εξίσωσης παρόμοιας με την πολύ γνωστή εξίσωση της ραδιενέργειας dN/dt = −N/L, όπου το N είναι ο αριθμός των ραδιενεργών πυρήνων και L η διάρκεια ζωής τους. Σε μια σταθερή κατάσταση, όπου ο ρυθμός παραγωγής P ισούται με τον ρυθμό διάσπασης D = dN/dt = −N/L, έχουμε ότι N = P L. Σε παρόμοιο πνεύμα, το προϊόν όλων των όρων του τύπου του Drake εκτός από το L μπορούν να μεταφραστούν ως τον ρυθμό παραγωγής P πολιτισμών που μπορούν να έχουν ράδιο-επικοινωνίες (ή τεχνολογικών πολιτισμών ή πολιτισμών που δραστηριοποιούνται στο διάστημα) στον Γαλαξία. Πρέπει να σημειωθεί ότι ο χρόνος δεν εμφανίζεται ρητά στους όρους της εξίσωσης του Drake. Αυτό ίσως είναι λίγο ελλιπές, εφόσον ενδιαφερόμαστε για τον αριθμό των πολιτισμών N (t0 ) που ίσως υπάρχουν την σημερινή εποχή, ενώ οι αστέρες που φιλοξενούν τέτοιους πολιτισμούς έχουν σχηματιστεί σε χρόνο t0 − T , όπου το T είναι πιθανός ένα ουσιώδη κλάσμα της ηλικίας του Γαλαξία (T ∼4.5 Gyr2 στην περίπτωση του δικού μας πολιτισμού)· με άλλα λόγια έχουν σχηματιστεί σε έναν χρόνο όπου ο ρυθμός δημιουργίας νέων αστέρων R∗ (t0 − T ) ήταν, ίσως, πολύ διαφορετικός από ότι είναι στις μέρες μας αυτός ο ρυθμός R∗ (t0 ). Μολαταύτα, στην περίπτωση του Γαλαξία μας, ο οποίος είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας τύπου Sbc, υπάρχουν πειστικές αποδείξεις για μια ῾῾ήρεμη᾿᾿ εξέλιξη με έναν σχεδόν σταθερό ρυθμό για δισεκατομμύρια χρόνια. 2

Το 1 Gyr = με ένα δισεκατομμύριο έτη.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Σε αυτή την περίπτωση, ο μέσος ρυθμός δημιουργίας των αστέρων <R> δια την ηλικία του Γαλαξία A∼10 Gyr μπορεί να θεωρηθεί ως μια αρκετά καλή προσέγγιση του R∗ (t) σε οποιαδήποτε χρονική στιγμή t και, κατά συνέπεια, η ισοδύναμη λύση προσεγγίζει αρκετά την πραγματική κατάσταση. Ας σημειωθεί πως η λύση με N < 1 είναι αποδεχόμενη σε αυτή την περίπτωση, εννοώντας πως το διάστημα ∆t μεταξύ του οποίου προκύπτουν δύο τέτοιοι πολιτισμοί στον Γαλαξία είναι μεγαλύτερο από την μέση διάρκεια τους L· αλλιώς διατυπωμένα, υπάρχει μόνο ένας πολιτισμός στον Γαλαξία όπου αναδύεται σε χρόνο t και διαρκεί περίπου L, όμως ο επόμενος πολιτισμούς αναδύεται σε χρόνο t + ∆t με το ∆t > L. Από την άλλη μεριά, αν το R∗ (t) ποικίλει σε μεγάλο βαθμό με τον χρόνο, όπως για παράδειγμα στους ελλειπτικούς γαλαξίες (οι οποίοι έχουν σχηματίσει πρακτικά όλους τους αστέρες τους στα πρώτα Gyr), η ισοδύναμη λύση δεν εφαρμόζεται και αντί του τύπου του Drake ίσως πρέπει απλώς να χρησιμοποιηθεί η σχέση: t−T N (t) = N∗ e− L όπου το N∗ είναι ο ολικός αριθμός των αστέρων στον γαλαξία που δημιουργήθηκαν στα πρώτα Gyr. Στα πενήντα χρόνια από την διατύπωση της εξίσωσης του Drake, ένα αρκετά δημοφιλές ῾῾παιχνίδι᾿᾿ μεταξύ των επιστημόνων συνίστατο στο να προσδίδει εύλογες αριθμητικές τιμές στους διάφορους όρους της εξίσωσης, ώστε να εκτιμηθεί το N . ΄Οπως ήταν αναμενόμενο, οι εκτιμήσεις από διαφορετικούς συγγραφείς διέφεραν έως και αρκετές τάξεις μεγέθους: ο A. C. Cameron (1963) είχε βρει γύρω στους N = 2×106 πολιτισμούς, σχεδόν ο ίδιος αριθμός N = 106 που είχε βρει ο Sagan (1966), ενώ ο von Hoenrer (1962) και ο Jones (1981) είχαν εκτιμήσει τον αριθμό των πολιτισμών να είναι N < 100. Είναι σημαντικό να προσεχθεί ότι ο μέσος αριθμός των τιμών στα αρχικά χρόνια ήταν ουσιαστικά μεγαλύτερος από τον αντίστοιχο που βρέθηκε στα χρόνια που ακολούθησαν. Σε μερικές περιπτώσεις, επιπλέον όροι προσθέτονταν στους πρωτότυπους ώστε να αντιπροσωπεύσουν νέες αστρονομικές παράμετροι ή κάποια ενδιάμεσα βήματα στην ανάπτυξη ενός πολιτισμού· ακόμη έγιναν έως και στατιστικές επεξεργασίες, για να υπολογιστεί η διασπορά στις τιμές τον σχετικών παραμέτρων. Παρά την εμφανή πολυπλοκότητα αυτών των προσπαθειών, το ῾῾παιχνίδι᾿᾿ είναι κάπως ανούσιο, διότι μέχρι και μερικά χρόνια πριν μόνο το R∗ (t0 ) μπορούσε να εκτιμηθεί από τις παρατηρήσεις. Τα τελευταία όμως χρόνια έγιναν διαθέσιμα στατιστικά δεδομένα με σκοπό την εκτίμηση του δεύτερου και του τρίτου όρου της εξίσωσης. Οι επόμενοι τέσσερις όροι θα παραμείνουν άγνωστοι προς το παρόν, εκτός και αν βρεθεί κάποια καλή θεωρεία σχετικά με την εμφάνιση της ζωής, της ευφυίας και της τεχνολογίας, ή ακόμα καλύτερα μέχρι να ανιχνευθούν τέτοια φαινόμενα πέρα από την Γη3 . Ωστόσο, παρ΄ όλη την 3

Αν γίνει αυτό όμως λίγοι πια θα ενδιαφέρονται για την εξίσωση του Drake, αφού ο κύριος

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.1 Η εξίσωση του Drake

ανικανότητα να υπολογιστεί πλήρως και με ακρίβεια το N (το οποίο μπορεί να έχει, εξ ορισμού, οποιαδήποτε τιμή μεταξύ του 1 και του 108 ), η εξίσωση του Drake είναι εξαιρετικά χρήσιμη, καθώς παρέχει ένα πλαίσιο που επιτρέπει τον σχηματισμό γνώσεων και σκέψεων για ένα πολύ περίπλοκο φαινόμενο, όπως είναι η ανάπτυξη της ζωής και της ευφυίας μέσα στον Γαλαξία μας. Παρακάτω, σύμφωνα με την ανάλυση που κάνει ο Νίκος Πράντζος (2014) θα αναφερθεί μια διαφορετική προσέγγιση της εξίσωσης του Drake από ότι τις προηγούμενες. Αντί να προστεθούν επιπλέον όροι στην εξίσωση 3.1, οι επτά όροι της θα συμπτυχθούν σε μόνο τρεις. Ο σκοπός που γίνεται αυτό είναι ώστε να απεικονιστούν ποσοτικά κάποιες εφαρμογές του αριθμού N για την SETI4 και τους CETI και ώστε να χρησιμοποιηθεί το ίδιο πλαίσιο για μια ποσοτική εκτίμηση του παράδοξου του Fermi. Για τον λόγο αυτό η εξίσωση του Drake ξανά γράφεται ως εξής: N = RAST RO fBIOT EC L

(3.2)

όπου το RAST RO = R∗ fp ne αντιπροσωπεύει τον ρυθμό των κατοικήσιμων πλανητών (ο οποίος καθορίζεται μέσα από την αστροφυσική) και το fBIOT EC = fl fi fT αντιπροσωπεύει το προϊόν όλων των χημικών, βιολογικών και κοινωνικών παραγόντων που οδηγούν στην ανάπτυξη ενός τεχνολογικού πολιτισμού. Προφανώς, fBIOT EC ≤ 1· η μέγιστη δυνατή τιμή που μπορεί να πάρει είναι fBIOT EC = 1 και χρειάζεται fl = fi = fT = 1 (ένας μάλλον απίθανος αισιόδοξος συνδυασμός!), όμως δεν υπάρχει περιορισμός για την κατώτερη τιμή του. Ο αστροφυσικός παράγοντας RAST RO αναμένεται να είναι λογικά περιορισμένος σύντομα στο μέλλον. Πράγματι, ο πρώτος όρος του, R∗ , έχει ήδη περιοριστεί από τις παρατηρήσεις μας στον Γαλαξία, σε ∼ 4 αστέρες ανά έτος. Ωστόσο παλιότερα, η μέση τιμή του ήταν πιθανόν υψηλότερη κατά έναν παράγοντα του 2-3, γι΄ αυτό το λόγο επιλέγεται μια τιμή των 5 αστέρων ανά έτος (M /yr)5 η οποία αντιπροσωπεύει έναν μέσο ρυθμό παραγωγής αστέρων R∗ =<R>∼ 10 αστέρες ανά έτος. Αυτός ο ρυθμός παραγωγής των αστέρων αναπαράγει αρκετά καλά τις μάζες των αστέρων 5×1010 M ή τον αριθμό των αστέρων (1011 ) μέσα στον Γαλαξία μας, εάν υποτεθεί πως η ηλικία του Γαλαξία μας είναι A ∼ 10 Gyr. Μόλις το 10% αυτών των αστέρων είναι κατάλληλοι για να φιλοξενήσουν κατοικήσιμους πλανήτες, διότι η μάζα τους πρέπει να είναι μικρότερη από 1.1 M , με άλλα λόγια να έχουν μια επαρκώς μακράς διαρκείας ζωή (και να περνούν περισσότερα από 4.5 Gyr ως αστέρες της κύριας ακολουθείας), στόχος θα έχει επιτευχθεί! 4 Το ακρώνυμο SETI αντιστοιχεί σε Search for Extraterrestrial Intelligence, με άλλα λόγια στην αναζήτηση για εξωγήινη ευφυΐα. 5 Με το σύμβολο M συμβολίζουμε την μάζα του ΄Ηλιου.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

και μεγαλύτερη από 0.7 M , ώστε να κατέχουν γύρω τους μια κατοικήσιμη ζώνη έξω από την ῾῾παλιρροϊκά κλειδωμένη περιοχή᾿᾿. Από την άλλη μεριά, οι στατιστικές που είναι διαθέσιμες προς στιγμήν για τους έξω-ηλιακούς πλανήτες υποδηλώνουν ότι περίπου το 13% των εξετασμένων αστέρων κατέχουν υπέρΓαίες, πλανήτες που, όπως αναφέρθηκε σε προηγούμενη ενότητα, έχουν ένα εύρος μάζας 3-30 M⊕ 6 . Θα ήταν καλό να ληφθεί υπόψιν ότι αυτό το ποσοστό περιγράφει τους παράγοντες fp και ne στην εξίσωση του Drake, οι οποίοι αντιπροσωπεύουν τους αστέρες που έχουν συνεχώς κατοικήσιμους πλανήτες (με άλλα λόγια, πλανήτες που μοιάζουν με την Γη και βρίσκονται σε τροχιά συνεχώς γύρω από τον αστέρα τους, εντός της κατοικήσιμης ζώνης). Αυτή είναι μια αρκετά αισιόδοξη εκτίμηση, με το μόνο προτέρημα της ότι υπαγορεύει ένα εύλογο ανώτερο όριο για το τμήμα αυτών των αστέρων. Σε συνδυασμό με τον προαναφερθείς ρυθμό δημιουργίας των 0.7-1.1 M αστέρων, οδηγεί στην τιμή του RAST RO = 0.1 κατοικήσιμους πλανήτες ανά έτος7 . Θα υιοθετηθεί, λοιπόν, αυτή η τιμή εδώ και θα γίνει μια διερεύνηση για τις υπόλοιπες παραμέτρους fBIOT EC και L, οι οποίες είναι προς το παρόν άγνωστες. Ως μια πρώτη προσέγγιση, θα υποτεθεί πως ο Γαλαξιακός δίσκος μπορεί να περιγραφτεί ως ένα κύλινδρος με ακτίνα RG = 12kpc8 και ύψος h = 1kpc, όπου οι N πολιτισμοί από την εξίσωση του Drake είναι ομοιόμορφα διανεμημένοι. Εξισώνοντας τον όγκο του Γαλαξιακού κυλίνδρου V = πRG 2 h με το άθροισμα των N όγκων σφαιρών με μέση ακτίνα r που είναι κατειλημμένοι από κάθε πολιτισμό (σχήμα 3.1), μπορεί να εξαχθεί η μέση απόσταση μεταξύ δυο πολιτισμών ως: 3V 1 )3 D = 2r = 2( 4πN για την περίπτωση που D < h. Στην περίπτωση ενός χαμηλού αριθμού πολιτισμών (ας πούμε N < 1000) αποδεικνύεται ότι D > h και μια πιο κατάλληλη έκφραση για το D είναι η εξής: RG D = 2r = 2 √ N Οι τιμές των μέσων αποστάσεων D ως συνάρτηση του αριθμού των πολιτισμών N φαίνεται στο σχήμα 3.2. Για λιγότερους από χίλιους πολιτισμούς οι τυπικές αποστάσεις είναι μεγαλύτερες από 3000 έτη φωτός, ενώ για 10 εκατομμύρια πολιτισμούς οι αποστάσεις μεταξύ τους είναι της τάξης των 100 Με το σύμβολο M⊕ συμβολίζουμε την μάζα της Γης. Δεχόμενοι αυτή την τιμή προκύπτει ένας κατοικήσιμος πλανήτης κάθε 10 χρόνια! 8 Το pc είναι μονάδα μέτρησης και ισούται με 3.26 έτη φωτός, ή αλλιώς με περίπου 31 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. Επομένως 12 kpc=39120 έτη φωτός ή 372000 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. 6 7

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.1 Η εξίσωση του Drake

Σχήμα 3.1: Γεμίζοντας τον Γαλαξία με N πολιτισμούς, οι οποίοι έχουν μια μεταξύ τους απόσταση περίπου D. Πηγή: Nikos Prantzos, A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph].

ετών φωτός. Ας σημειωθεί όμως ότι το N είναι ο αριθμός των πολιτισμών που συνυπάρχουν στον Γαλαξία κατά την διάρκεια L. Για κάθε αριθμό N υπάρχει μια ελάχιστη τιμή του LM IN , που αντιπροσωπεύει το fBIOT EC = 1 στην εξίσωση 3.2 για την τιμή του RAST RO = 0.1 ανά έτος· η αντίστοιχη καμπύλη φαίνεται επίσης στο σχήμα 3.2. Προφανώς, η επικοινωνία μεταξύ γειτονικών πολιτισμών επιβάλει να έχουν διάρκεια L μεγαλύτερη από την διπλάσια τιμή του χρόνου D/c (όπου το c είναι η ταχύτητα του φωτός) των ραδιοκυμάτων. Με μια επιθεώρηση στο σχήμα 3.2 είναι φανερό ότι εάν υπάρχουν λιγότεροι από μερικοί εκατοντάδες συνυπάρχοντες πολιτισμοί στον Γαλαξία, η φάση της ράδιο-εκπομπής τους πρέπει να διαρκέσει περισσότερο από 104 χρόνια ώστε να γίνει εφικτή η ράδιο-επικοινωνία μεταξύ τους. Είναι ανάγκη να σημειωθεί ότι αυτές οι τιμές προϋποθέτουν όλοι οι πολιτισμοί να έχουν παρόμοιες τιμές για το L, με άλλα λόγια η διασπορά ∆L στο L να είναι πολύ μικρότερη από το ίδιο το L. Αυτό όμως δεν πρέπει να είναι το ζήτημα. Πρόσφατα, έχουν εφαρμοστεί στατιστικές επεξεργασίες, όσον αφορά το ∆L∼L, και κανονικές διασπορές· για κάθε περίπτωση ωστόσο, η άγνωστη μέση τιμή του L έχει σημαντικότερο ρόλο απ΄ ότι την εξίσου άγνωστη μορφή της διασποράς του. Επομένως, πρέπει να γίνει εστίαση μόνο στην μέση τιμή του L, αφήνοντας τις περιπτώσεις μιας στατιστικής επεξεργασίας για κάποια μελλοντική μελέτη. Για την υιοθετημένη τιμή του RAST RO , μια δοσμένη τιμή του N (και έτσι μια αντιπροσωπευτική τιμή του D) αναπαριστά μια γραμμή στο διάγραμμα του fBIOT EC με το L (σχήμα 3.3), με N = 2 να είναι το χαμηλότερο όριο για μια επικοινωνία. Ο χρόνος που απαιτείται για μια τέτοια επικοινωνία, συμπεριλαμβανομένου της ανταλλαγής ραδιοσημάτων, είναι T = 2D/c. Η προϋπόθεση για την ραδιοεπικοινωνία (T < L) οριοθετείται στο διάγραμμα του fBIOT EC με το L από τα αριστερά, σύμφωνα με: N > 48RG 2 h/L3 2 N > 16RG

για D < h για D > h

και

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Σχήμα 3.2: Οι μέσες αποστάσεις D (συνεχείς καμπύλη) μεταξύ των πολιτισμών συναρτήσει του ολικού αριθμού τους N στον Γαλαξία, υποθέτοντας ότι είναι ομοιόμορφα διασκορπισμένοι μέσα στον Γαλαξιακό Δίσκο όπως στο σχήμα 3.1. Η άνω καμπύλη LM IN ικανοποιεί συγχρόνως τις συνθήκες L = N/0.1 (για RAST RO = 0.1 και fBIOT EC = 1) και L = 2D/c (για μια αμφίδρομη επικοινωνία μεταξύ γειτονικών πολιτισμών). Πηγή: Nikos Prantzos, A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph].

Σε αυτές τις εκφράσεις, οι αποστάσεις εκφράζονται σε έτη φωτός και οι διάρκειες σε έτη, επιτρέποντας έτσι να παραλείψουμε την ταχύτητα του φωτός (c = 1). Μια επιθεώρηση στο σχήμα 3.3 φανερώνει ότι, από την υιοθετημένη τιμή για RAST RO = 0.1 κατοικήσιμοι πλανήτες ανά έτος (ως άνω όριο), οι επικοινωνία μεταξύ των πολιτισμών είναι εφικτή μόνο για αυτούς που περνούν τουλάχιστον 10000 έτη στην φάση της ράδιο-επικοινωνίας. Εάν fBIOT EC = 1, τότε υπάρχουν περίπου 1000 τέτοιοι πολιτισμοί στον Γαλαξία και οι πιθανότητες που έχουμε ώστε να ῾῾κρυφακούσουμε᾿᾿ κάποια επικοινωνία των κοντινότερων γειτόνων μας δεν είναι αμελητέες. ΄Ομως, εάν fBIOT EC = 10−3 , τότε υπάρχουν μόνο λίγοι πολιτισμοί στον Γαλαξία και οι πιθανότητες για να ῾῾κρυφακούσουμε᾿᾿ φαίνεται να είναι ασήμαντες. Βεβαίως, όσο μεγαλύτερη η διάρκεια της φάσης της ράδιοεπικοινωνίας, τόσο μεγαλύτερο είναι το N (για την ίδια τιμή του fBIOT EC ) και οι παραπάνω πιθανότητες βελτιώνονται αρκετά. Μολαταύτα, πρέπει να σημειωθεί ότι υπάρχει μια μεγάλη περιοχή (για όλους τους πολιτισμούς που έχουν L < 10000 έτη, ανεξάρτητα από το fBIOT EC ) όπου οι επικοινωνίες είναι αδύνατο να συμβούν ή δεν υπάρχει δεύτερος πολιτισμός που να εκπέμπει ραδιοκύματα στον Γαλαξία για την διάρκεια του L.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.1 Η εξίσωση του Drake

Σχήμα 3.3: Η παράμετρος του fBIOT EC = fL fI fC (= κοινωνικο-βιολογικός παράγων) με το L (η μέση διάρκεια ζωής ενός τεχνολογικού πολιτισμού). Οι υπολογισμοί έγιναν με την υπόθεση ότι η τιμή του RAST RO = R∗ fp ne = 0.1 κατοικήσιμους πλανήτες ανά έτος για τον αστρονομικό παράγοντα της εξίσωσης του Drake. Αυτό οδηγεί στις τιμές του αριθμού N των τεχνολογικών πολιτισμών, οι οποίοι ενδεικνύονται από τις παράλληλες διαγώνιες γραμμές. Για N = 2 είναι η μικρότερη δυνατή τιμή όπου επιτρέπει την αμφίδρομη επικοινωνία κατά την διάρκεια L. Η σκιασμένη περιοχή επιτρέπει την αμφίδρομη επικοινωνία μεταξύ δυο πολιτισμών κατά την διάρκεια L· με άλλα λόγια ικανοποιεί την συνθήκη L > 2D/c, όπου το D είναι η μέση απόσταση μεταξύ των πολιτισμών (βλέπε σχήματα 3.1 και 3.2) και c η ταχύτητα του φωτός. Πηγή: Nikos Prantzos, A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph].

Επομένως, σύμφωνα με τα παραπάνω, κάποιος μπορεί να καταλήξει στο συμπέρασμα ότι είναι σχεδόν απίθανο να επικοινωνήσουμε με (ή έστω να ῾῾κρυφακούσουμε᾿᾿) πολιτισμούς είτε παρόμοιους με τον δικό μας (όπου L∼100 έτη ραδιοεκπομπής) ή τουλάχιστον που εκπέμπουν ραδιοκύματα για μερικά χιλιάδες έτη. Μόνο οι πολιτισμοί που εκπέμπουν σε πολύ μεγαλύτερες χρονικές κλίμακες έχουν κάποιες πιθανότητες να ανιχνευτούν από τα προγράμματά μας SETI. Από την άλλη μεριά όμως, για την περίπτωση που το fBIOT EC < 10−2 ίσως χρειαστεί

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

να περάσουν χιλιάδες έτη9 ψάχνοντας για ραδιοσήματα, χωρίς αποτέλεσμα, από την στιγμή που θα ήμασταν μόνοι στον Γαλαξία για την συγκεκριμένη περίοδο. ΄Οπως έχει ήδη τονιστεί, αυτά τα νούμερα αντιπροσωπεύουν την αισιόδοξη περίπτωση για RAST RO = 0.1 κατοικήσιμους πλανήτες ανά έτος. Είναι προφανές ότι τέτοιες σκέψεις θα επηρεάσουν την στρατηγική με την οποία οποιοσδήποτε εξωγήινος πολιτισμός θα ξεκινήσει την αναζήτηση για ῾῾τα αδέλφια᾿᾿ του. Σε αυτό το σημείο, θα ήταν καλό να αναφερθεί πως είναι μάταιο να προσπαθεί κανείς να φανταστεί το είδος των επικοινωνιών που μπορεί να έχουν τεχνολογικοί πολιτισμοί μεγαλύτερης ηλικίας από τον δικό μας, κατά μερικούς αιώνες! Συγκεκριμένα, το πρόβλημα για το εάν γίνονται κατανοητά εξωγήινα μηνύματα, είχε πάρει σοβαρή έκταση τις δεκαετίες του ΄60 και του ΄70 από τους σοβιετικούς αστρονόμους· όμως φαίνεται να απουσιάζει από τις πρόσφατες βιβλιογραφίες πάνω σε αυτό το θέμα.

Στην περίπτωση που το fBIOT EC < 10−5 ίσως χρειαστούν ακόμα και εκατομμύρια έτη!

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.2 Το παράδοξο του Fermi

3.2

Το παράδοξο του Fermi

Σε αυτή την ενότητα θα εκτιμηθεί εκ νέου το παράδοξο του Fermi σύμφωνα με το πλαίσιο των παραμέτρων της εξίσωσης Drake. Η προέλευση αυτού του διάσημου παραδόξου έχει τεκμηριωθεί από τον Eric Jones το 1985 στην αναφορά του για το Los Alamos. Φαίνεται ότι ο Fermi σχημάτισε την ερώτηση ῾῾Που είναι οι υπόλοιποι;᾿᾿ κατά την διάρκεια μιας συζήτησης το καλοκαίρι του 1950 στο Los Alamos, ενώ έπαιρνε το γεύμα του με τους συναδέλφους του Emil Konopinsky, Herbert York και Edward Teller. Η αρχική ιστορία της ερώτησης συνδέεται με τον Sthephen Webb στο βιβλίο του ῾῾Που είναι οι υπόλοιποι;᾿᾿, το οποίο ίσως αποτελεί, έως τις μέρες μας, την πιο ολοκληρωμένη έρευνα πάνω στις λύσεις που έχουν προταθεί για την επίλυση του παραδόξου. Ο Webb παρέχει έναν λεπτομερή απολογισμό των πρωταρχικών ιδεών για το παράδοξο, συμπεριλαμβανομένου της ανακάλυψής του νωρίτερα από τον Ρώσο πατέρα της αστροναυτικής K. Tsiolkovski το 1933, της ανεξάρτητης ανακάλυψής του εκ νέου από τον M. Hart το 1975 και της αναγνώρισής του ως παράδοξο από τον D. Viewing το 1975. Σε αναγνώριση αυτών των πρόωρων συνεισφορών, για την συζήτηση πάνω σε αυτό το θέμα, ο Webb το αποκαλεί το παράδοξο των ῾῾Tsiolkovski-Fermi-Hart-Viewing᾿᾿. Παρ΄ όλα αυτά, για διευκολία στο κείμενο έχει επικρατήσει ο μικρότερος όρος, ως ῾῾παράδοξο του Fermi᾿᾿. Παρακάτω, θα παραχωρηθεί αρχικά κάποιο συμπληρωματικό υλικό πάνω στην προϊστορία και την αρχική ιστορία του παραδόξου του Fermi. Στην συνέχεια, θα παρουσιαστεί με πιο επίσημο τρόπο, καθιστώντας σαφές τις βασικές του υποθέσεις, και τελικά θα αναλυθεί με τον ίδιο τρόπο όπως προηγουμένως για την CETI, με άλλα λόγια, από την άποψη των όρων του fBIOT EC στην εξίσωση του Drake.

3.2.1

Η προϊστορία και η αρχική ιστορία του παραδόξου

Η βασική ιδέα του ῾῾παραδόξου᾿᾿ είχε ήδη σχηματιστεί περισσότερο από τρεις αιώνες πριν, μολονότι ήταν με έναν ασαφή τρόπο. Το 1686, ο Γάλλος συγγραφέας Bernard le Bovier de Fontenelle (ο οποίος αργότερα έγινε γραμματέας στην Γαλλική Ακαδημία Επιστημών) δημοσιοποίησε το πετυχημένο βιβλίο του Entretiens sur la Pluralite des Mondes (Συζητήσεις για την ποικιλία των κόσμων), το οποίο συχνά θεωρείται το πρώτο δημοφιλές επιστημονικό βιβλίο και είναι γραμμένο στην μορφή διαλόγων μεταξύ του συγγραφέα και μιας γοητευτικής και ανεπιτήδευτης μαρκησίας. Η μαρκησία αντιμετωπίζει τον ισχυρισμό του συγγραφέα, ότι ῾῾Ευφυή όντα υπάρχουν και σε άλλους κόσμους, όπως για παράδειγμα στην Σελήνη᾿᾿, με την απάντηση ότι ῾῾ Εάν όντως έχουν έτσι τα πράγματα, οι κάτοικοι της Σελήνης θα είχαν ήδη έρθει σε εμάς έως τώρα᾿᾿. Ο

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Fontenelle μπορούσε μόνο να υποστηρίξει ότι ο χρόνος για να τελειοποιήσουν τα ταξίδια στο διάστημα οι κάτοικοι της Σελήνης ήταν πιθανώς πολύ μεγάλος και αποκρίθηκε ως ῾῾μέχρι αυτή την στιγμή ίσως να πειραματίζονται οι ίδιοι· όταν θα είναι περισσότερο ικανοί και έμπειροι, μπορεί και να τους δούμε... εξ΄ άλλου οι Ευρωπαίοι έφτασαν στην Αμερική μετά από 6000 χρόνια᾿᾿10 . Να σημειωθεί ότι το επιχείρημα του Fontenelle για τον χρόνο είναι απόλυτα συμμετρικό μεταξύ των κατοίκων της Γης και της Σελήνης, όπου είχαν και οι δύο το πολύ 6000 έτη για να τελειοποιήσουν τα διαστημικά ταξίδια. ΄Ομως, δεν υπάρχει καμία ένδειξη για το αν ο ένας από τους δύο πολιτισμούς είναι ποιο εξελιγμένος από τον άλλο· Επιπλέον, η απουσία των ανθρώπων από την Σελήνη στην Γη δεν θα μπορούσε πραγματικά να θεωρηθεί έκπληξη, από την στιγμή που οι ίδιοι οι γήινοι δεν είχαν επισκεφτεί την Σελήνη. Το μοντέρνο επιχείρημα από τον Fermi υποθέτει, υπό την αρετή της αρχής του Κοπέρνικου11 , ότι μερικοί από τους εξωγήινους πολιτισμούς είναι (κατά πολύ) παλαιότεροι από ότι ο δικός μας και συνεπώς είχαν αρκετό χρόνο ώστε να διαδοθούν στον Γαλαξία και να φτάσουν τον πλανήτη μας, ενώ ο πολιτισμός μας είναι ανίκανος να καταφέρει κάτι παρόμοιο στις μέρες μας. Για περισσότερα από δέκα χρόνια μετά από αυτή την διάσημη συζήτηση την ώρα του γεύματος στο Los Alamos, φαίνεται πως δεν υπήρξε γραπτό ίχνος της ερώτησης του Fermi. Το συντομότερο ίχνος είναι μια υποσημείωση σε ένα έγγραφο που δημοσιεύτηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο C. Sagan το 1963: ῾῾Αυτή η δυνατότητα έχει εγερθεί ξανά στο παρελθόν· για παράδειγμα, από τον Enrico Fermi, σε μια συζήτηση που έγινε σε ένα πολύ γνωστό δείπνο στο Los Alamos κατά την διάρκεια του Β΄ Παγκοσμίου πολέμου, όταν διατύπωσε το πρόβλημα με τις λέξεις ΄που είναι οι υπόλοιποι;῎᾿. Λίγα χρόνια μετά, η φράση ῾῾Που είναι οι υπόλοιποι;᾿᾿, αποδόθηκε στον Enrico Fermi, χωρίς όμως κανένα σχόλιο εμφανίστηκε στο βιβλίο του I. Shklofski και του C. Sagan ῾῾Ευφυής Ζωή στο Σύμπαν᾿᾿. Προφανώς, ο Sagan συνειδητοποίησε ότι αυτή η ερώτηση ίσως έχει κάποιες βαθιές επιπτώσεις στην προσπάθεια για την CETI, αλλά δεν μπόρεσε ή δεν ήθελε να συλλογιστεί πάνω σε αυτές.

3.2.2

Μια ρητή διατύπωση

Κάθε παράδοξο βασίζεται σε τουλάχιστον μια μη έγκαιρη υπόθεση. Η λογική διατύπωση του παραδόξου του Fermi έχει ως εξής: 1. Ο πολιτισμός μας δεν είναι ο μόνος τεχνολογικός πολιτισμός στον Γαλαξία. 10 Στις μέρες του Fontenelle, πίστευαν ότι το σύμπαν ήταν 6000 ετών, βασιζόμενοι σε βιβλικές καταγραφές. 11 Η αρχή του Κοπέρνικου αναφέρει ότι οι άνθρωποι δεν βρίσκονται σε προνομιακή θέση στο Σύμπαν.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.2 Το παράδοξο του Fermi

2. Ο πολιτισμός μας είναι σε κάθε τρόπο ένας ῾῾μέσο πολιτισμός᾿᾿, ή αλλιώς τυπικός. Συγκεκριμένα, δεν είναι ο πρώτος που εμφανίστηκε στον Γαλαξία, δεν είναι ο πιο τεχνολογικά προηγμένος, και δεν είναι ο μόνος που αναζητά να εξερευνήσει τον κόσμο και να έρθει σε επικοινωνία με άλλους πολιτισμούς. 3. Τα διαστρικά ταξίδια, αν και είναι αδύνατο να συμβούν για εμάς στις μέρες μας, δεν είναι δύσκολο να ολοκληρωθούν από πολιτισμούς που είναι λίγο πιο προηγμένοι από τον δικό μας. Ορισμένοι εξωγήινοι πολιτισμοί έχουν τελειοποιήσει αυτό το είδος ταξιδιών και έχουν αναλάβει ένα γαλαξιακό πρόγραμμα αποικιοποίησης, είτε με ή χωρίς την βοήθεια αυτοαντιγραφόμενων ρομπότ. 4. Η γαλαξιακή αποικιοποίηση είναι μια σχετικά γρήγορη επιχείρηση και θα μπορούσε να επιτευχθεί σε ένα σχετικά μικρό κλάσμα της ηλικίας του Γαλαξία (σε λιγότερο από μερικά εκατοντάδες εκατομμύρια έτη). Εάν οι υποθέσεις (1) και (4) είναι έγκυρες, μπορεί κάποιος να συμπεράνει ότι ῾῾θα έπρεπε να είναι εδώ᾿᾿. Οι υποστηρικτές των ETI απορρίπτουν τουλάχιστον μια υπόθεση από τις παραπάνω, είτε την (3), είτε την (4), και μερικοί φτάνουν να απορρίψουν ακόμα και την (2), με σκοπό να διασώσουν την κύρια υπόθεση (1). Σε αντίθεση με τους αντιπάλους τους, οι οποίοι για να υποστηρίξουν την αληθοφάνεια των (3) και (4), απορρίπτουν εντελώς την (2) υπόθεση. Υπό την αρετή της αρχής του Κοπέρνικου, η υπόθεση (1) θα πρέπει να απορριφθεί τότε. Φυσικά, αν η αρχή του Κοπέρνικου δεν είναι εφαρμόσιμη στην υπόθεση (2), η υπόθεση (1) μπορεί ακόμα να διασωθεί (με ποιο τίμημα όμως!). Τα περισσότερα επιχειρήματα για την συζήτηση πάνω στο παράδοξο του Fermi είναι κοινωνικής φύσεως και αφορούν τις παραπάνω υποθέσεις (2) και (4). Παρακάτω έχει υποτεθεί ότι οι υποθέσεις (1) και (3) είναι έγκυρες και θα διερευνηθούν οι επιπτώσεις της (4) υπόθεσης, μέσα στο πλαίσιο της εξίσωσης του Drake (εξίσωση 3.2), όπως αναφέρθηκε στην προηγούμενη ενότητα.

3.2.3

Το παράδοξο του Fermi υπό τους όρους της εξίσωσης του Drake

Το παράδοξο του Fermi έχει εξερευνηθεί ποσοτικά με την βοήθεια διαφόρων τεχνικών, χρησιμοποιώντας την δυναμική του πληθυσμού12 , την ανάλυση της διήθησης ή τις μεθόδους Monte Carlo. Ανάλογα με τις υποκείμενες υποθέσεις, 12 Η δυναμική του πληθυσμού είναι ένας κλάδος από τις επιστήμες που μελετούν τους έμβιους οργανισμούς, ο οποίος μελετάει τις βραχυπρόθεσμες και τις μακροπρόθεσμες αλλαγές στο μέγεθος και στην ηλικιακή σύνθεση των πληθυσμών και των βιολογικών και περιβαλλοντικών συνθηκών που επηρεάζουν τις αλλαγές αυτές.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

βρίσκονται διαφορετικά αποτελέσματα πάνω στην χρονική κλίμακα της Γαλαξιακής αποικιοποίησης. Στις περισσότερες περιπτώσεις, οι χρονικές κλίμακες βρέθηκαν να είναι μικρότερες από την ηλικία του Γαλαξία, τεκμηριώνοντας επομένως το παράδοξο του Fermi, ενώ σε μερικές άλλες περιπτώσεις βρέθηκαν πολύ μεγαλύτερες τιμές. Πράγματι, έχει δειχθεί ότι καμία από τις υποκείμενες υποθέσεις των προαναφερθέν μοντέλων είναι αρκετά ισχυρές ώστε καταστήσουν τα συμπεράσματα αληθοφανές. Παρακάτω παρουσιάζεται το παράδοξο του Fermi (σύμφωνα με την ανάλυση του Νίκου Πράντζου 2014) με έναν απλό τρόπο, τοποθετώντας το με την ίδια μορφή όπως εκείνη της εξίσωσης του Drake στο σχήμα 3.3. Υποθετικά μιλώντας, μόλις ένας πολιτισμός τελειοποιήσει τις τεχνικές που είναι απαραίτητες για ένα διαστρικό ταξίδι, τότε ξεκινάει μία πλήρη αποικιοποίηση-εξερεύνηση της γειτονιάς του για μια περίοδο L. Η αποικιοποίηση προχωράει με έναν κατευθυνόμενο τρόπο, με άλλα λόγια, αφορά μόνο αστέρες που φιλοξενούν κοντινούς κατοικήσιμους πλανήτες, οι οποίοι έχουν ανιχνευτεί πριν από την εκτόξευση των διαστημοπλοίων. Σύμφωνα με την συζήτηση στην προηγούμενη ενότητα, το άνω όριο του ολικού αριθμού τέτοιων ῾῾Ενδιαφερόντων Αστέρων᾿᾿ στον Γαλαξία (υποθέτοντας ότι RAST RO = 0.1 ανά έτος) είναι nI ∼109 αστέρες, δηλαδή το ένα εκατοστό του ολικού αριθμού των αστέρων στον Γαλαξία· η μέση πυκνότητά τους είναι τότε ρ = 6×10−5 αστέρες ανά κυβικό έτος φωτός (lyr3 ) και οι μέσες αποστάσεις τους είναι d∼31 lyr. Το μέτωπο της αποικιοποίησης επεκτείνεται προς τα έξω με μια μέση ταχύτητα υ = βc. Διαστημόπλοια αποστέλλονται σε νέους αστέρες, όχι μόνο από τον μητρικό πλανήτη, αλλά επίσης και από τους αποικιοκρατούμενους πλανήτες, μέσα σε ένα χρονικό διάστημα tP REP από την ίδρυση της αποικίας. Αυτό δίνει αρκετό χρόνο στους αποίκους να εγκατασταθούν στον νέο πλανήτη και να ετοιμάσουν την επόμενη αποστολή αποικιοποίησης. Ας σημειωθεί ότι η υ είναι η αποτελεσματική ταχύτητα του μετώπου της αποικιοποίησης και όχι η ταχύτητα των διαστρικών διαστημοπλοίων· η τελευταία δίνεται από την υSHIP = d/(d/υ−tP REP ) και πρέπει να είναι μεγαλύτερη από την υ. Στο σχήμα 3.4 παρουσιάζονται δυο διαφορετικές στρατηγικές αποικιοποίησης μέσα σε αυτό το πλαίσιο. Στον άνω πίνακα, η ταχύτητα του διαστημοπλοίου είναι καθορισμένη ως υSHIP = 0.15c, επομένως ο χρόνος που χρειάζεται για να διασχίσει την διαστρική απόσταση d ένα διαστημόπλοιο, είναι tSHIP = d/υSHIP = 206 yr και ο χρόνος προετοιμασίας για τις καινούριες αποστολές είναι tP REP = 31000, 2900 και 103 έτη (yr) για ταχύτητες επέκτασης υ/c = 0.001, 0.01 και 0.1, αντίστοιχα. Ο κάτω πίνακας αντιπροσωπεύει την περίπτωση που ο χρόνος προετοιμασίας είναι καθορισμένος ως tP REP = 250 yr ή είναι ίσος με τον χρόνο που χρειάζεται το διαστημόπλοιο tSHIP · και στις δυο περιπτώσεις οι χρόνοι του διαστημοπλοίου βρίσκεται να είναι περίπου tSHIP ∼d/υ, με άλλα λόγια είναι αρκετά μεγάλες για τις χαμηλές τιμές της υ. Συνεπώς μόνο διαστημόπλοια

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.2 Το παράδοξο του Fermi

Σχήμα 3.4: Ο χρόνος προετοιμασίας για τις νέες αποστολές για μια δεδομένη ταχύτητα του διαστημοπλοίου (άνω πίνακας) και ο χρόνος του διαστημοπλοίου για έναν δεδομένο χρόνο προετοιμασίας (κάτω πίνακας). Πηγή: Nikos Prantzos, A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph].

γενεών μπορούν να χρησιμοποιηθούν για ένα τέτοιο εγχείρημα (εκτός και αν ο χρόνος ζωής των εξωγήινων είναι τουλάχιστον όσο και ο χρόνος tSHIP ). Στον άνω πίνακα του σχήματος 3.5 παρατίθεται η ακτίνα r = υt του μετώπου της αποικιοποίησης ως συνάρτηση του χρόνου για τις ίδιες τρεις τιμές της ταχύτητας β = 0.1, 0.01 και 0.001, αντίστοιχα. Στον μεσαίο πίνακα παρουσιάζονται οι αριθμοί των ῾῾Ενδιαφερόντων Αστέρων᾿᾿ που περικλείονται από το μέτωπο της αποικιοποίησης μετά από χρόνο t, με άλλα λόγια n(t) = ρ 4π/3 (υt)3 . Ο ρυθμός των νέων αστέρων που εξερευνώνται ανά μονάδα χρόνου dn/dt = ρ υ 4πr2 φαίνεται στον κάτω πίνακα του σχήματος 3.5. Για β = 0.1, μερικοί χιλιάδες ῾῾Ενδιαφέροντες Αστέρες᾿᾿ έχουν εξερευνηθεί ανά έτος κατά το τέλος της Γαλαξιακής αποικιοποίησης, ενώ για β = 0.001 μόνο μερικοί αστέρες εξερευνώνται κάθε έτος. Σε όλες τις περιπτώσεις, ο ρυθμός εξερεύνησης είναι μικρότερος στον αρχικό χρόνο του εγχειρήματος, ενώ ο μέσος ρυθμός των αποικιοκρατούμενων πλανητών είναι προφανώς nI /L. Ο ρυθ-

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

μός των νέων αστέρων φαίνεται να είναι μεγάλος, αλλά πρέπει να υπενθυμιστεί ότι υποθετικά επισκέπτονται πρώτα από μηχανικούς διαστημικούς εξερευνητές που έχουν εκτοξευθεί από όλους τους νέους αστέρες οι οποίοι έχουν ανακαλυφθεί σε προηγούμενο χρονικό βήμα· Ο αριθμός του τελευταίου είναι λίγο μικρότερος από τον προηγούμενο του, έτσι ώστε μόνο 1.1-1.2 διαστημόπλοια ανά αποικιοκρατούμενο πλανήτη χρειάζεται να εκτοξευθούν ακόμα περαιτέρω έξω, με σκοπό να διατηρηθεί συνεχής η ταχύτητα του μετώπου της αποικιοποίησης. Δυο αιώνες είναι σίγουρα αρκετοί για κάθε αποικία ώστε να ετοιμαστεί και να εκτοξεύσει μερικά νέα διαστημόπλοια. Επομένως, βρίσκεται ότι η πλήρης εξερεύνηση του Γαλαξία από έναν μόνο πολιτισμό, και των απογόνων του, θα πρέπει να παίρνει περίπου ∆T = 4×105 , 4×106 και 4×107 έτη για τις τιμές του β = 0.1, 0.01 και 0.001, αντίστοιχα (βλέπε σχήμα 3.4). Ακόμη και αν μερικές αποικίες εντός της σφαίρας επέκτασης σβήσουν, οι σφαίρες δεν είναι απαραίτητο να μείνουν μερικώς κενές για μεγάλο χρονικό διάστημα, εφόσον μερικές από τις ενεργές αποικίες θα έχουν την δυνατότητα να αποστείλουν νέα διαστημόπλοια πίσω και να αναβιώσουν αυτές τις αποικίες. Το μοντέλο που υιοθετήθηκε εδώ για την επέκταση ενός πολιτισμού στον Γαλαξία αντιπροσωπεύει το λεγόμενο ῾῾Μοντέλο των Κοραλλιών᾿᾿, όπου περιγράφει πως τα κοράλλια μεγαλώνουν και επεκτείνονται στην θάλασσα. Το ίδιο μοντέλο, για παράδειγμα, έχει παρουσιαστεί στο βιβλίο ῾῾Η ζωή στο Σύμπαν᾿᾿ (των Bennet και Shostak 2007), και έχει χρησιμοποιηθεί σε μια προσπάθεια με σκοπό να παρέχει μια στατιστική περιγραφή ενός γαλαξιακού πολιτισμού. Λαμβάνοντας υπόψιν τις δυο υποθέσεις, εισάγεται ένας παράγοντας k = 1/2 μπροστά από την συνάρτηση που καθορίζει την ταχύτητα του διαστημοπλοίου, έτσι ώστε να συμπεριλαμβάνει τους ελιγμούς στις κινήσεις των διαστημοπλοίων (όπου μερικές φορές αποικούν αστρικά συστήματα που είχαν αφήσει προηγουμένως πίσω τους ή αναβιώνουν χαμένες αποικίες). Εισάγοντας αυτόν τον παράγοντα αλλάζουν λίγο τα αριθμητικά αποτελέσματα που παρουσιάζονται εδώ. Εναλλακτικά, τα αποτελέσματα παραμένουν ίδια, υπό την υπόθεση όμως ότι η ταχύτητα είναι διπλάσια από τις τιμές που υιοθετήθηκαν. Η ανάλυση του σχήματος 3.5 αφορά την αποικιοποίηση του Γαλαξία στην περίπτωση ενός μοναδικού αποικιοκρατικού πολιτισμού, ξεκινώντας από ένα μοναδικό σημείο στον Γαλαξία (εδώ υποτέθηκε ότι το σημείο βρίσκονταν κοντά στο κέντρο του Γαλαξία, αλλά τα αποτελέσματα δεν θα διέφεραν και πολύ αν είχε επιλεχτεί κάποιο άλλο τυχαίο σημείο). Στο σχήμα 3.6 επεκτείνεται η ανάλυση στην περίπτωση των N ανεξάρτητων πολιτισμών - όπως δίνονται από τον τύπο του Drake - με μια παρόμοια μορφή με αυτή που υιοθετήθηκε για την ανάλυση των CETI στο σχήμα 3.3. Εξετάζεται εάν ο Γαλαξιακός όγκος μπορεί να συμπληρωθεί μέσα σε χρόνο L από N = RAST RO fBIOT EC L σφαίρες ακτίνας r = βcL, όπου το β = 0.1, 0.01 και 0.001. Αν μπορεί να συμπληρωθεί, τότε κάθε γωνιά του Γαλαξία θα πρέπει να την έχει επισκεφτεί τουλάχιστον ένας από

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.2 Το παράδοξο του Fermi

Σχήμα 3.5: Η επέκταση των πολιτισμών που δραστηριοποιούνται στο διάστημα με μια σταθερή ταχύτητα υ = βc, με β = 0.1, 0.01 και 0.001 αντίστοιχα. ΄Ανω πίνακας: Η ακτίνα του σφαιρικού μετώπου επέκτασης ως συνάρτηση του χρόνου. Μεσαίος πίνακας: Ο αριθμός n των ῾῾Ενδιαφερόντων Αστέρων᾿᾿ (με άλλα λόγια το 10% των αστέρων με εύρος μάζας 0.7-1.1 M , υποθέτοντας ότι φιλοξενούν κατοικήσιμους πλανήτες) που περικλείονται από την σφαίρα ακτίνας r = υt. Κάτω πίνακας: Ο αντιπροσωπευτικός ρυθμός dn/dt των νέων αστέρων που εξερευνώνται κάθε έτος για τις ίδιες τρεις τιμές του β. Σε όλους τους πίνακες, οι καμπύλες σταματούν όταν φτάσουν τον ολικό αριθμό n0 = 109 των ῾῾Ενδιαφερόντων Αστέρων᾿᾿. Οι κλίσεις των καμπύλων διαφέρουν όταν η ακτίνα r του μετώπου της επέκτασης γίνει μεγαλύτερος από το πάχος h του Γαλαξιακού δίσκου. Πηγή: Nikos Prantzos, A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph]. τους N πολιτισμούς μέσα από την φάση της δραστηριοποίησης του στο διάστημα και το παράδοξο του Fermi να έχει ισχύ για τις αντιπροσωπευτικές τιμές των fBIOT EC και L. Εδώ, πρέπει να σημειωθεί ότι ο χρόνος ζωής L αντιπροσωπεύει έναν μοναδικό πολιτισμό και συμπεριλαμβάνει όλες τις αποικίες των απογόνων του· δηλαδή, οι αποικίες δεν υπολογίζονται ως διαφορετικοί πολιτισμοί, εφόσον δεν προέκυψαν από κάποιον ανεξάρτητο τρόπο. Μερικά αποτελέσματα παρουσιάζονται στο σχήμα 3.6. Εξαρτώμενη από το β και το L, η πλήρης αποικιοποίηση του Γαλαξία από τους N πολιτισμούς ίσως

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Σχήμα 3.6: Το παράδοξο του Fermi παρουσιάζεται στον πίνακα του L συναρτήσει του fBIOT EC , υπό τους όρους των παραγόντων της εξίσωσης του Drake. Στην σκιασμένη περιοχή, οι πολιτισμοί που δραστηριοποιούνται στο διάστημα ίσως εξερευνούν/αποικούν συλλογικά σε ολόκληρο τον Γαλαξία εντός της μέσης διάρκειας L, υποθέτοντας ότι το μέτωπο της αποικιοποίησης επεκτείνεται με μια μέση ταχύτητα υ/c = 0.1, 0.01 και 0.001, αντίστοιχα (οι παχιές γραμμές, με την κλίση να αλλάζει σε κάθε σημείο όταν η επέκταση του μετώπου κάθε πολιτισμού γίνει μεγαλύτερο από το υιοθετημένο ύψος του δίσκου, με άλλα λόγια για N ∼1000). Το παράδοξο του Fermi εφαρμόζεται στην σκιασμένη περιοχή. Η περιοχή όπου το παράδοξο έχει μεγάλη ισχύ (Strong Fermi Paradox) συζητείται στο κείμενο. Πηγή: Nikos Prantzos, A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph].

να είναι ή μπορεί και να μην είναι εφικτή μέσα σε διάρκεια L. Για παράδειγμα, στην υπέρ-αισιόδοξη περίπτωση όπου το fBIOT EC = 1, γύρω στους χίλιους πολιτισμούς θα χρειαζόταν, περίπου, μόνο 104 χρόνια για να αποικίσουν συλλογικά τον Γαλαξία με υ/c = 0.1, ενώ ένας μοναδικός πολιτισμός θα χρειαζόταν εκατό φορές περισσότερο χρόνο. Για τις τιμές του fBIOT EC και L έξω από την σκιασμένη περιοχή, το παράδοξο του Fermi δεν είναι πλέον παράδοξο: οι πολιτισμοί είναι είτε πολύ σπάνιοι , είτε έχουν μικρή διάρκεια ζωής, ώστε να αποικίσουν πλήρως τον Γαλαξία μέσα στην διάρκεια L της φάσης όπου εξερευνούν το διάστημα. Εντός της σκιαγραφημένης περιοχής, το παράδοξο του Fermi έχει ισχύ, εφόσον τέτοιοι πολιτισμοί, εξ ορισμού, αποικούν τον Γαλαξία και θα έπρεπε ήδη να μας είχαν ανακαλύψει. Στην περίπτωση του μικρού αριθμού των πολιτισμών, κάθε μια από τις κοινωνιολογικές ιδέες που έχουν προταθεί για να εξηγήσουν το παράδοξο του

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.2 Το παράδοξο του Fermi

Fermi μπορούν να είναι έγκυρες: πράγματι, μερικοί πολιτισμοί μπορεί να μην τελειοποιήσουν ποτέ τα διαστημικά τους ταξίδια, ή να μην επιθυμούν ποτέ να δημιουργήσουν αποικίες ή να εγκαταλείψουν την προσπάθεια τους για αποικιοποίηση λίγο μετά αφού την ξεκίνησαν ή ακόμα και να διαταράξουν άλλους, λιγότερο ώριμους, πολιτισμούς, κτλ. Μολαταύτα, τέτοια επιχειρήματα φαίνεται να είναι λιγότερο εύλογα στην περίπτωση ενός μεγάλου αριθμού ανεξάρτητων πολιτισμών. Πρέπει να υποτεθεί λοιπόν, κάπως αυθαίρετα, ότι για N > 100 τέτοια κοινωνιολογικά επιχειρήματα μπορεί να ισχύουν για μερικούς, όχι όμως για την πλειοψηφία των πολιτισμών. Πρέπει επιπλέον να υποτεθεί, με έναν εξίσου αυθαίρετο τρόπο, ότι η ταχύτητα της επέκτασης υ/c = 0.01 του μετώπου της αποικιοποίησης είναι πολύ πιο λογική (αλλιώς, λιγότερο απαιτητική) από την υ/c = 0.1. Αυτές οι υποθέσεις καθορίζουν μια περιοχή στον πίνακα του L συναρτήσει του fBIOT EC (οριοθετημένο προς τα κάτω από το N = 100 και προς τα αριστερά από υ/c = 0.01) όπου το παράδοξο του Fermi είναι αναμφισβήτητα σε μια σταθερή βάση (ισχυρό παράδοξο του Fermi), ενώ η κατάσταση είναι λιγότερο προφανές για την εναπομείνασα σκιαγραφημένη περιοχή (αδύναμο παράδοξο Fermi). Ο Ostriker και ο Turner το 1986 υποστήριξαν ότι, ακόμη και αν είναι συνήθεις οι τεχνολογικά προηγμένοι πολιτισμοί, είναι απίθανο να έχει καταληφθεί πλήρως ο Γαλαξίας· διότι σε κάποια στιγμή κατά την διάρκεια της επέκτασης τους, οι αμοιβαίες αλληλεπιδράσεις μεταξύ τους θα μείωνε τον ρυθμό της αποικιοποίησης, αφήνοντας έτσι κάποιες περιοχές του Γαλαξία ακατοίκητες για περιόδους της τάξης του L. Αυτά τα επιχειρήματά τους τα βασίζουν σε μια μαθηματική ανάλυση που προκύπτει από διάφορες ιδέες για την θεωρητική οικολογία και προτείνουν ότι η Γη ίσως να βρίσκεται σε μια τέτοια ακατοίκητη περιοχή, ως εκ τούτου παρέχοντας άλλη μια εξήγηση για το παράδοξο του Fermi. Κάπως αντί-διαισθητικά, θα έλεγε κανείς, υποστηρίζουν ότι η περιπλοκότητα του συστήματος που περιγράφει την επέκταση των πληθυσμών επιτρέπει να προβλεφθεί η συμπεριφορά της με έναν αρκετά λογικό βαθμό αυτοπεποίθησης. Δυστυχώς, με το τρέχων επίπεδο των γνώσεων μας, είναι πραγματικά αδύνατο να γνωρίζουμε εάν μια Γαλαξιακή αποικιοποίηση περιγράφεται καλύτερα από απλά μοντέλα (όπως το μοντέλο των ῾῾Κοραλλιών᾿᾿ που υιοθετήθηκε εδώ) ή από πιο εξελιγμένα και περίπλοκα μοντέλα. Μια επιθεώρηση στα σχήματα 3.3 και 3.6 δείχνει ότι οι σκιαγραφημένες περιοχές (όπου επιτρέπουν τις CETI και την πλήρη αποικιοποίηση του Γαλαξία, αντίστοιχα) είναι παρόμοιου μεγέθους, με άλλα λόγια αντιπροσωπεύονται από το ίδιο εύρος τιμών των fBIOT EC και L. Αυτό συμβαίνει παρόλο το γεγονός ότι οι ταχύτητα για επικοινωνία είναι c, ενώ η μέγιστες ταχύτητες για το μέτωπο της αποικιοποίησης είναι υ = 0.1 c (στην πιο αισιόδοξη περίπτωση). Ο λόγος που γίνεται αυτό είναι διότι οι CETI εμπλέκουν τουλάχιστον δυο σήματα που ανταλλάσσονται μέσα σε αποστάσεις D = 2r (βλέπε σχήμα 3.1), με άλλα λόγια,

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

σε μια ολική απόσταση 4r που διανύεται με ταχύτητα c, κάτι το οποίο παίρνει μόλις το 40% του χρόνου που χρειάζεται το μέτωπο της αποικιοποίησης για να διανύσει την ακτίνα r με μια ταχύτητα υ = 0.1 c. Αυτή η διαφορά του παράγοντα με ∼2 μεταξύ των ταχυτήτων των φορέων της επικοινωνίας (δηλαδή τα ηλεκτρομαγνητικά σήματα ενάντια στα διαστημόπλοια) είναι μόλις ορατή στις σκιαγραφημένες περιοχές των σχημάτων 3.3 και 3.6. Παρόλο που η αποστολή και η λήψη ραδιοσημάτων είναι σίγουρα πιο εύκολο επιχείρημα από την εκτόξευση διαστημοπλοίων, το δεύτερο δεν πρέπει να είναι δύσκολο για έναν τεχνολογικό πολιτισμό που έχει ηλικία a > 104 έτη (η μικρότερη ηλικία ώστε να υπάρξουν λογικές πιθανότητες για CETI σύμφωνα με το σχήμα 3.3). Υποθέτοντας ότι τέτοιου είδους πολιτισμοί επιθυμούν να ανακαλύψουν κάποιο διαφορετικό είδος ζωής (είτε ευφυής, είτε όχι), τότε αφήνουν ερωτήματα για το τι είδους δράση θα υιοθετήσουν: θα μείνουν ικανοποιημένοι με ένα πρόγραμμα εκπομπής/λήψης ραδιοσημάτων, ή θα αναλάβουν μια σοβαρή προσπάθεια αποικιοποίησης στον Γαλαξία; Το αρχικό, παρόλο που είναι λιγότερο απαιτητικό, ίσως να μην παρέχει αποτελέσματα για αρκετά παραπάνω από 104 έτη (ακόμα και εκατομμύρια έτη, στην περίπτωση που υπάρχουν μόνο λίγοι τέτοιοι πολιτισμοί στον Γαλαξία την δεδομένη περίοδο). Ενώ στην δεύτερη περίπτωση, ακόμα και με τον μικρό ρυθμό της 0.01 c, μέσα στην ίδια περίοδο, θα μπορούσαν να επισκεφτούν δεκάδες χιλιάδες αστέρες που ίσως να φιλοξενούν ενδιαφέρον μορφές ζωής, ή ακόμα και τόσο ανεπτυγμένους πολιτισμούς όσο οι αρχαίοι Αιγύπτιοι ή ΄Ελληνες, όπου δεν έχουν την δυνατότητα για ράδιο-επικοινωνία. Προφανώς, τα οφέλη θα είναι κατά πολύ περισσότερα στην τελευταία περίπτωση, ωθώντας έτσι τους περισσότερους τεχνολογικούς πολιτισμούς (εάν όχι όλους), που είναι μεγαλύτεροι από 103 έτη, να αναλάβουν ένα σοβαρό πρόγραμμα διαστρικής εξερεύνησης. ΄Εστω και εάν μερικοί από αυτούς εγκαταλείψουν το πρόγραμμα για διάφορους λόγους, η προσπάθεια των γειτόνων τους θα μπορούσαν να αντισταθμίσουν την κατάσταση.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.3 Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

3.3

Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

Στο Ηλιακό μας Σύστημα υπάρχουν ορισμένα σώματα που έχουν προταθεί για το ενδεχόμενο να διατηρούν ένα περιβάλλον το οποίο θα μπορούσε να φιλοξενήσει εξωγήινη ζωή, και πιο συγκεκριμένα σώματα με πιθανούς ωκεανούς κάτω από την επιφάνεια τους. Ωστόσο, εξαιτίας της έλλειψης κατοικήσιμων περιβαλλόντων πέρα από την Γη, εάν ανακαλυφθεί ζωή κάπου αλλού στο Ηλιακό Σύστημα, οι αστροβιολόγοι προτείνουν ότι πολύ πιθανό να είναι στην μορφή των αρκοφίλων μικροοργανισμών. Ορισμένοι υποθέτουν ότι η Αφροδίτη και ο ΄Αρης, μερικοί φυσικοί δορυφόροι που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον Δία και τον Κρόνο, και ακόμα μερικοί κομήτες ίσως έχουν εξειδικευμένα περιβάλλοντα όπου ενδέχεται να υπάρχει ζωή. ΄Ενα θαλάσσιο περιβάλλον κάτω από την επιφάνεια ενός φεγγαριού του Δία, της Ευρώπης μπορεί και να είναι το πιο κατάλληλο στο Ηλιακό Σύστημα, εκτός της Γης, για την ανάπτυξη πολυκύτταρων οργανισμών. Σύμφωνα με την θεωρεία της Πανσπερμίας, οποιαδήποτε μορφή ζωής μέσα στο Ηλιακό Σύστημα ίσως να έχει κοινή καταγωγή. Εάν βρεθεί εξωγήινη ζωή πάνω σε κάποιο άλλο σώμα μέσα στο Ηλιακό Σύστημα, τότε θα μπορούσε να έχει προέλθει από την Γη, ακριβώς όπως και η ζωή στην Γη θα μπορούσε να είχε προέλθει από κάπου αλλού (εξωγέννηση). Η πρώτη γνωστή αναφορά για τον όρο Πανσπερμία έγινε στα γραπτά του 5ου αιώνα π.Χ. από τον ΄Ελληνα φιλόσοφο Αναξαγόρα. Τον δέκατο ένατο αιώνα ο όρος αυτό ξανά επανεμφανίστηκε σε μια ποιο μοντέρνα μορφή από αρκετούς επιστήμονες, συμπεριλαμβανομένων οι Jons Jacob Berzelius (1834), Kelvin (1871), Hermann von Helmholtz (1879) και κάπως αργότερα, οι Svante Arrhenius (1903), Sir Fred Hoyle (1915-2001) και Chandra Wickramasinghe (γεννημένη το 1939) ήταν σημαντικοί υποστηρικτές της υπόθεσης, οι οποίοι υποστήριξαν περαιτέρω ότι μορφές ζωής συνεχίζουν να εισέρχονται στην ατμόσφαιρα της Γης, και ίσως να είναι η αιτία για ορισμένα ξεσπάσματα επιδημιών, νέων ασθενειών, και την γενετική καινοτομία που είναι απαραίτητη για την μακροεξέλιξη13 . Το ενδεχόμενο της καθοδηγούμενης Πανσπερμίας αφορά την σκόπιμη μεταφορά των μικροοργανισμών στο διάστημα, όπου στάλθηκαν στην Γη για να ξεκινήσει η ζωή εδώ, ή ενδεχομένως η αποστολή τους από την Γη σε νέα αστρικά συστήματα ώστε να ξεκινήσει η ζωή σε επιπλέον μέρη. Ο βραβευμένος με Νόμπελ Francis Crick, μαζί με τον Leslie Orgel πρότειναν ότι οι ῾῾σπόροι᾿᾿ της ζωής μπορεί να έχουν σκοπίμως διαδοθεί από κάποιον προηγμένο εξωγήινο πολιτισμό, όμως λαμβάνοντας υπόψιν έναν αρχικό ῾῾κόσμο από RNA᾿᾿ ο Crick 13 Η μακροεξέλιξη είναι η εξέλιξη πάνω σε μια κλίμακα που χωρίζεται από διαφορετικές γενετικές δεξαμενές. Η μελέτες της μακροεξέλιξης εστιάζονται στις αλλαγές που συμβαίνουν στο επίπεδο των ειδών.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

επισήμανε αργότερα ότι η ζωή είναι πιο πιθανό να έχει προέλθει από την Γη14 . Παρακάτω θα γίνει αναφορά στα σώματα του Ηλιακού μας Συστήματος όπου ενδέχεται είτε να φιλοξενούν ή να μπορούν να φιλοξενήσουν κάποια μορφή ζωής, είτε θα μπορούσαν να είχαν φιλοξενήσει στο παρελθόν.

3.3.1

Ερμής και Αφροδίτη

Ο Ερμής, γενικά, δεν θεωρείται ως ένας πλανήτης κατάλληλος για να φιλοξενήσει ζωή σε οποιοδήποτε στάδιο της ιστορίας του. Αυτό μπορεί εύκολα να διαπιστωθεί λόγο της θέσης του στο Ηλιακό Σύστημα. Βρίσκεται πολύ κοντά στον ΄Ηλιο, με αποτέλεσμα να έχει υψηλές θερμοκρασίες στην επιφάνεια του, καθώς επίσης να διατηρεί μια ξηρή και σχεδόν ανύπαρκτη ατμόσφαιρα. Συνεπώς, οποιαδήποτε ακτινοβολία, προσπίπτει στην επιφάνεια του δίχως να μπορεί να φιλτραριστεί, καθιστώντας έτσι απίθανη την ύπαρξη και επιβίωση κάποιου οργανισμού. Η Αφροδίτη είναι εξίσου αφιλόξενη, κάτι το οποίο είναι μια έκπληξη εφόσον φαίνεται να έχει αρκετά κοινά χαρακτηριστικά με την Γη. ΄Εχει παρόμοιο μέγεθος και μάζα με την Γη, και επιπλέον βρίσκεται μόλις 28% πιο κοντά στον ΄Ηλιο απ΄ ότι η Γη. Παρ΄ όλα αυτά, η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης δεν περιέχει σχεδόν καθόλου υδρατμούς και αποτελείται από 96.5% διοξείδιο του άνθρακα. Η ατμόσφαιρά της είναι 100 φορές πιο ογκώδες από της Γης, το οποίο σημαίνει ότι η ατμοσφαιρική πίεση στην επιφάνεια της Αφροδίτης είναι περίπου 90 φορές εκείνη της Γης. Το διοξείδιο του άνθρακα στην ατμόσφαιρά της δρα ως ένα αέριο του θερμοκηπίου, με αποτέλεσμα η επιφάνεια της Αφροδίτης έχει μια μέση θερμοκρασία 460o C· είναι αρκετά ζεστή δηλαδή για να λιώσει ο μόλυβδος, ο κασσίτερος ή ο ψευδάργυρος. ΄Εχουν γίνει όμως ορισμένες αποστολές προς την επιφάνειά της, όπου αρκετά σοβιετικά, μη επανδρωμένα, διαστημόπλοια προσγειώθηκαν εΣχήμα 3.7: Απεικόνιση πιτυχώς και πρόλαβαν να αποστείλουν πίσω σε εμάς της Αφροδίτης. Πηγή: δεδομένα από τις συνθήκες που επικρατούν. Λόγο http://lcogt.net/spacebook/ της ζέστης και της πίεσης στην επιφάνεια της Αφροpossibilities-and-search-life- δίτης, μολαταύτα, κάθε ένα από αυτά τα ρομποτικά our-solar-system/ διαστημόπλοια επιβίωσαν το πολύ μερικές ώρες, πριν να απενεργοποιηθούν και να καταστραφούν από τις 14 Είναι πραγματικά ενδιαφέρον να αναφερθεί πως στις 20 Αυγούστου του 2014, Ρώσοι κοσμοναύτες ισχυρίστηκαν ότι βρήκαν θαλάσσιο πλαγκτόν να ζει στην έξω μεριά της επιφάνειας των παραθύρων του Διεθνή Διαστημικού Σταθμού, χωρίς να μπορούν να εξηγήσουν πως βρέθηκε εκεί!

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.3 Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

ακραίες συνθήκες. Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι η Αφροδίτη πιθανώς είχε νερό κάποια στιγμή στο παρελθόν, όμως οι συνθήκες στην ατμόσφαιρά της προκάλεσαν ένα ανεξέλεγκτο φαινόμενο του θερμοκηπίου και έτσι όλο το νερό εξατμίστηκε και διέφυγε στο διάστημα. Ορισμένοι ωστόσο, όπως οι Carl Sagan, David Grinspoon, Geoffrey A. Landis και Dirk Schulze-Makuch υποστήριξαν ότι ίσως να μπορούν να υπάρξουν ορισμένα μικρόβια σε σταθερά επίπεδα νεφών, περίπου 50 km πάνω από την επιφάνεια της Αφροδίτης, βασιζόμενοι στην υπόθεση μιας βάσης φιλόξενου κλίματος και της χημικής αστάθειας.

3.3.2

΄Αρης

Πολλοί από τους επιστήμονες ανά τους αιώνες ήταν περίεργοι για το αν υπάρχει ζωή στον ΄Αρη. Το 1877, ο Ιταλός αστρονόμος Giovanni Schiaparelli παρατήρησε τον ΄Αρη από το τηλεσκόπιο του και πρόσεξε κάτι στην επιφάνειά του, όπου πίστεψε πως ήταν κανάλια. Ο Αμερικανός αστρονόμος, Percival Lowell, μετέφρασε την λέξη ῾῾κανάλι᾿᾿ σε διώρυγα, και την έλαβε ως απόδειξη ότι ευφυές ζωή, ικανή να δημιουργήσει μεγάλες διώρυγες, όντως υπάρχει στην ΄Αρη! ΄Αλλοι αστρονόμοι παρατήρησαν ότι οι παγωμένοι πόλοι του ΄Αρη αλλάζουν μέγεθος ανάλογα με τις εποχές, και επίσης ολόκληρο το χρώμα του πλανήτη φαίνεται να ποικίλλει αναλόγως. Αρχικά πιστεύονταν ότι αυτές οι εποχές πρέπει να είναι όπως οι εποχές στην Γη, και πως οι αλλαγές στο χρώμα σηματοδοτούσαν την ύπαρξη φυτών που άλλαζαν χρώμα. Πλέον σήμερα γνωρίζουμε ότι οι αλλαγές αυτές στο χρώμα γίνονται λόγο των περιοδικών Σχήμα 3.8: Απεικόνιση του ΄Αρη. αμμοθυελλών που συμβαίνουν και είναι αρκετά Πηγή: μεγάλες για να καλύψουν τεράστιες περιοχές http://lcogt.net/spacebook/ possibilities-and-search-life-ourτης επιφάνειας του πλανήτη. solar-system/ Πολλές από τις αποστολές, συμπεριλαμβανομένων των Mariners 4,6,7 και 9, των δορυφόρων Viking 1 και 2, των Mars Pathfinder 1 και 2, Mars Global surveyor, Mars Odyssey, Mars Express, Spirit, Opportunity, Mars Reconnaissance Orbiter, και Phoenix, τέθηκαν σε τροχιά γύρω από τον ΄Αρη και μερικά από αυτά πράγματι προσγειώθηκαν στην επιφάνεια του πλανήτη σε αναζήτηση για σημάδια ζωής. Παρ΄ όλο που ο ΄Αρης ίσως ήταν κατάλληλος για να φιλοξενήσει ζωή στο παρελθόν, οι μέχρι τώρα έρευνες δεν έχουν φέρει στο προσκήνιο αποδείξεις για την ύπαρξη ζωής στο παρελθόν ή στο παρόν. Νερό σε υγρή μορφή πιστεύεται ευρέως ότι υπήρξε στην επιφάνεια του στο παρελθόν, όπως ακόμα

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

και τώρα ίσως να υπάρχει κάτω από την επιφάνειά του. Πιθανόν, μπορεί επιπλέον να βρεθεί ως πολύ λεπτές ταινίες άλμης στα πρώτα μερικά εκατοστά του χώματος σε ορισμένες περιοχές, κατά την διάρκεια ενός μέρους του έτους. Ακόμη, το πως προέκυψαν τα βιο-ίχνη Μεθανίου στην ατμόσφαιρα του ΄Αρη δεν έχει εξηγηθεί σαφώς προς το παρόν, αν και έχουν προταθεί μερικές αβιοτικές υποθέσεις. Τον Ιούλιο του 2008, χρησιμοποιώντας εργαστηριακά τεστ επάνω στο ρομποτικό εξερευνητή της NASA, Phoenix Mars Lander ανιχνεύτηκε νερό σε ένα δείγμα με χώμα από την επιφάνεια του. Αυτό έγινε με την βοήθεια του ρομποτικού χεριού του εξερευνητή όπου μετέφερε το δείγμα σε ένα όργανο που ανιχνεύει ατμούς, οι οποίοι προκαλούνται από με την αύξηση της θερμοκρασίας στα δείγματα. Επίσης, από φωτογραφίες που τραβήχτηκαν με την βοήθεια του Mars Global Surveyor το 2006, αποδεικνύεται ότι προσφάτως (μεταξύ εντός 10 ετών) υπήρξε ροή κάποιου υγρού στην ψυχρή επιφάνειά του. Επιπρόσθετα, υπάρχουν αποδείξεις για ένα θερμότερο και υγρότερο παρελθόν του ΄Αρη όπως κοίτες ποταμών που έχουν στερέψει, πολικοί πάγοι, ηφαίστεια, και ορυκτά που σχηματίζονται υπό την παρουσία νερού. Μολαταύτα, ακόμα και με τις τρέχων συνθήκες που επικρατούν στον ΄Αρη είναι δυνατόν να υποστηριχτεί ζωή στην επιφάνειά του· καθώς έχει βρεθεί μέσω του εργαστηριακού προσομοιωτή συνθηκών του ΄Αρη (Mars Simulation Laboratory, MSL), όπου συντηρείται από το Γερμανικό αεροδιαστημικό κέντρο (German Aerospace Center, DLR), πως λειχήνες μπορούν επιτυχώς να επιβι-

Σχήμα 3.9: Ο ρομποτικός εξερευνήτης της NASA, Phoenix Mars Lander σε δράση στην επιφάνεια του ΄Αρη. Στην εικόνα φαίνονται τα ηλιακά πάνελ και το ρομποτικό χέρι του εξερευνητή όπου περιέχει δείγμα από το έδαφος του ΄Αρη. Η φωτογραφία πάρθηκε στις 10 Ιουνίου του 2008. Πηγή: http://i.kinja-img.com/gawker-media/image/upload/s-rGmTGxDf--/17m8kamx0fc04jpg.jpg

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.3 Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

ώσουν σε αυτές τις συνθήκες. Τον Ιούνιο του 2012, οι επιστήμονες ανέφεραν ότι μετρώντας την αναλογία των επιπέδων Υδρογόνου και Μεθανίου στον ΄Αρη μπορεί να βοηθήσει ώστε να προσδιοριστεί η πιθανότητα για ζωή εκεί. Σύμφωνα με τους επιστήμονες λοιπόν, ῾῾...χαμηλά ποσοστά H2 /CH4 (χαμηλότερα από περίπου 40) υποδεικνύει ότι πιθανώς υπάρχει όντως ζωή και είναι ακόμα ενεργή!᾿᾿. Τον Δεκέμβριο του 2013, έγινε αναφορά από την NASA ότι σύμφωνα με τις αποδείξεις που έχει μαζέψει το Curiosity όσο εξερευνάει την περιοχή Aeolis Palus, ο κρατήρας του Gale περιείχε μια αρχαία λίμνη με γλυκό νερό, η οποία θα μπορούσε να είναι ένα φιλόξενο περιβάλλον για την μικροβιακή ζωή. Τέλος, τον Ιανουάριο του 2014, η NASA ανέφερε ότι οι τρέχων μελέτες στον ΄Αρη που γίνονται από τους ρομποτικούς εξερευνητές Curiosity και Opportunity θα επικεντρωθούν στην αναζήτηση αρχαίας ζωής, συμπεριλαμβανομένης μιας βιόσφαιρας βασισμένη σε αυτοτροφικούς, χημειοτροφικούς και χημειοαυτοτροφικούς μικροοργανισμούς, καθώς και αρχέγονου νερού, περιλαμβάνοντας πεδιάδες που σχετίζονται με αρχαία ποτάμια και λίμνες και θα μπορούσαν να είναι κατοικήσιμες. Η αναζήτηση για κατοικησιμότητα, ταφονομία (σχετιζόμενη με τυχόν απολιθώματα), και οργανικού άνθρακα στον πλανήτη ΄Αρη είναι ο τρέχων πρωταρχικός στόχος της NASA. Πρέπει να αναφερθεί παρ΄ όλα αυτά ότι τα μέχρι τώρα πειράματα και οι εξερευνήσεις που έχουν γίνει δεν έχουν φέρει θετικά αποτελέσματα για την απόδειξη ύπαρξης κάποιου οργανισμού.

3.3.3

Δήμητρα

Η Δήμητρα είναι ένας νάνος πλανήτης εντός της ζώνης των αστεροειδών, στον οποίο επιβεβαιώθηκε πρόσφατα από το Herschel Space Observatory ότι έχει υδρατμούς στην ατμόσφαιρά του. Επιπλέον έχει ανιχνευτεί και έχει φωτογραφηθεί πάγος στην επιφάνειά του. Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι από τις φασματοσκοπικές παρατηρήσεις έχει φανεί ότι η Δήμητρα αποτελείται κατά ένα μεγάλο ποσοστό από πάγο νερού, που σε ποσότητα είναι ίσως περισσότερο απ΄ όσο το σύνολο του γλυκού νερού που υπάρχει στη Γη. Συνεπώς, η παρουσία νερού, και οι θερμοκρασίες στον πλανήτη αυτόν έχει οδηγήσει πολλούς στο να θεωρήσουν πως η ζωή θα ήταν εφικτή στην επιφάνεια της Δήμητρας. Τέλος, η διαστημοσυσκευή Dawn της NASA μπήκε σε τροχιά γύρω από την Δήμητρα στις 6 Μαρτίου του 2015 και έτσι παρατηρήθηκε πως δύο περιοχές που διακρίνονται με την

Σχήμα

3.10: Απεικόνιση της Δήμητρας. Πηγή: http://i.space.com/images/i/ 000/045/873/i02/ceresbright-spot-companiondawn.jpg?1424887723

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

υψηλή λευκαύγεια μέσα στον κρατήρα (βλέπε το σχήμα 3.10), οφείλονται θεωρητικά στην ανακλαστικότητα από την παρουσία πάγου ή αλάτων.

3.3.4

Το σύστημα του Δία

Βασισμένος σε παρατηρήσεις, ο Carl Sagan την δεκαετία του ΄60 και του ΄70 υπολόγισε τις συνθήκες για μια υποθετική μακροσκοπική μορφή ζωής, έχοντας ως βάση τα αμινοξέα, που θα μπορούσε να επιβιώσει στην ατμόσφαιρα του Δία. Παρ΄ όλα αυτά, οι συνθήκες αυτές φαίνεται να μην επιτρέπουν τον τύπο της ενθυλάκωσης που είναι απαραίτητος για την μοριακή βιοχημεία, συνεπώς η ύπαρξη ζωής είναι απίθανη. Το σύστημα του Δία περιέχει όμως τουλάχιστον 66 φεγγάρια, από τα οποία τα περισσότερα είναι σχετικά μικρά. ΄Εχει ωστόσο 4 μεγάλους φυσικούς δορυφόρους, τους επονομαζόμενους δορυφόρους του Γαλιλαίου, οι οποίοι είναι συναρπαστικοί για τους αστροβιολόγους διότι μερικοί από αυτούς ίσως έχουν περιβάλλοντα κατάλληλα για να φιλοξενήσουν ζωή. Πιστεύεται ότι ίσως υπάρχουν θερμαινόμενοι υπόγειοι ωκεανοί από νερό βαθιά κάτω από την επιφάνεια τριών δορυφόρων του Γαλιλαίου, της Ευρώπης, του Γανυμήδη και της Καλλιστώς. Η αποστολή EJSM/Laplace σχεδιάζεται για να καθορίσει την κατοικησιμότητα σε αυτά τα περιβάλλοντα. Ωστόσο, η Ευρώπη φαίνεται να είναι ο κύριος στόχος για την ανακάλυψη ζωής. Παρακάτω θα γίνει μια μικρή αναφορά για κάθε ένα από αυτούς τους δορυφόρους του Δία. Η Ιώ είναι ο κοντινότερος δορυφόρος του Γαλιλαίου στον Δία και βρίσκεται σε τροχιά συντονισμού με τον Γανυμήδη και την Ευρώπη. Για κάθε μια περιφορά του Γανυμήδη γύρω από τον Δία, η Ευρώπη κάνει δύο και η Ιώ τέσσερις. Οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις μεταξύ αυτών των φεγγαριών και του Δία προκαλούν τεράστιες παλιρροϊκές δυνάμεις που δρουν στην επιφάνεια της Ιώς, έχοντας ως αποτέλεσμα την ισχυρή γεωλογική δραστηριότητα στην Ιώ. Ο αριθμός των ενεργών ηφαιστείων μετέτρεψε την Ιώ σε έναν εντεΣχήμα 3.11: Απεικόνιση λώς ξηρό πλανήτη, και έτσι είναι απίθανο να βρεθεί ζωή εκεί. της Ιώς. Πηγή: http://lcogt.net Η Ευρώπη είναι ο επόμενος δορυφόρος του Γαλι/spacebook/possibilitiesλαίου από τον Δία και είναι πολύ διαφορετική από την and-search-life-our-solarΙώ. Η επιφάνειά της φαίνεται πως καλύπτεται από ένα system/ παχύ στρώμα πάγου και λόγο της συμπεριφοράς του μαγνητικού πεδίου της, οι αστρονόμοι υποπτεύονται πως κάτω από αυτό το στρώμα πάγου υπάρχει ένας παγκόσμιος ωκεανός αλμυρού νερού. Το νερό πιθανώς παραμένει σε υγρή μορφή εξαιτίας της αύξησης της θερμοκρασίας από τις παλιρροϊκές αλληλεπιδράσεις μεταξύ της Ευρώπης,

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.3 Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

Σχήμα 3.12: Απεικόνιση της Ευρώπης. Πηγή: http://lcogt.net/spacebook/possibilitiesand-search-life-our-solar-system/ του Δία και των άλλων μεγάλων φεγγαριών. Ωστόσο, δεν είναι ξεκάθαρο το πόσο παχύ είναι το στρώμα του πάγου ή πόσο βαθύς είναι ο ωκεανός αυτός. Ο συνδυασμός του πάγου και του νερού αποτελούν πιθανώς ένα κέλυφος που έχει πάχος μεταξύ 70 και 170 km και βρίσκεται πάνω από μία πετρώδη επιφάνεια. Ο πάγος πιστεύεται ότι έχει πάχος γύρω στα 3-4 km και σε μερικά σημεία ακόμα και έως 25 km. Επιπλέον, εάν υπάρχουν υδροθερμικά φρεάτια στον πάτο του ωκεανού, θα μπορούσαν να θερμάνουν τον πάγο και θα μπορούσαν να είναι ικανά να υποστηρίξουν πολυκύτταρους μικροοργανισμούς. Η υπόθεση για ζωή στην Ευρώπη ενισχύθηκε σημαντικά προσφάτως (το 2011), όταν ανακαλύφθηκε η ύπαρξη τεράστιων λιμνών εντός του παγωμένου κελύφους της. Τα περιβάλλοντα αυτά μπορεί να είναι παρόμοια με κάποιες από τις λίμνες που βρίσκονται κάτω από τον πάγο της Ανταρκτικής, όπου και εξερευνώνται και πιθανώς να περιέχουν μορφές ζωής. Οι επιστήμονες έχουν βρει ότι παγόβουνα που εμφανίζονται γύρω από αυτές τις λίμνες φαίνεται να καταρρέουν μέσα τους, ως εκ τούτου, παρέχοντας έναν μηχανισμό με τον οποίο χημικές ουσίες που είναι σημαντικές για τον σχηματισμό της ζωής, δημιουργούνται σε ηλιόλουστες περιοχές στην επιφάνεια της Ευρώπης και μεταφέρονται στο εσωτερικό της.

Σχήμα 3.13: Απεικόνιση του Γανυμήδη. Πηγή: http://lcogt.net/spacebook/possibilitiesand-search-life-our-solar-system/

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Επιπρόσθετα, στις 11 Δεκεμβρίου του 2013, η NASA ανέφερε την ανίχνευση ῾῾Αργιλικών ορυκτών᾿᾿ (συγκεκριμένα φυλλοπυριτικών ορυκτών) στην παγωμένη επιφάνεια της, τα οποία σχετίζονται συχνά με οργανικά συστατικά. Η παρουσία αυτών των ορυκτών, σύμφωνα με τους επιστήμονες, ίσως να προέκυψε ως αποτέλεσμα από την σύγκρουση κάποιου αστεροειδή ή κομήτη. Ο Γανυμήδης, ο οποίος είναι από τους μεγαλύτερους φυσικούς δορυφόρους στο Ηλιακό Σύστημα, φαίνεται επίσης να έχει έναν ωκεανό αλμυρού νερού κάτω από την παγωμένη επιφάνειά του. Ωστόσο, η ενέργεια από τις παλιρροϊκές αλληλεπιδράσεις μεταξύ του Γανυμήδη και των άλλων δορυφόρων του Γαλιλαίου δεν είναι αρκετή για να διατηρήσει το αλμυρό νερό σε υγρή μορφή, και οι αστρονόμοι υποθέτουν ότι το νερό ίσως παραμένει σε υγρή μορφή, λόγο ενός πυρήνα από ρευστό σίδηρο στο εσωτερικό του και της μόνωσης από τον πάγο, οποίος έχει πάχος εκατοντάδες χιλιόμετρα. Επιπλέον, φαίνεται να υπάρχει μια πολύ λεπτή ατμόσφαιρα σ΄ αυτόν τον δορυφόρο. Τέλος, θα κλείσει η αναφορά αυτή για το σύστημα του Δία με την Καλλιστώ. Η Καλλιστώ είναι ο τέταρτος σε σειρά από τον Δία από τους δορυφόρους του Γαλιλαίου και παρ΄ όλου που δεν βρίσκεται σε τροχιά συντονισμού με τον Δία, ώστε να προκληθεί η παλιρροϊκή ενέργεια που εκλαμβάνονται οι άλλοι δορυφόροι, φαίνεται να έχει επίσης έναν ωκεανό σε υγρή μορφή κάτω από ένα παχύ στρώμα πάγου. Το νερό σε υγρή μορφή πολύ πιθανόν να περιέχει αμμωνία και άλατα διαλυμένα μέσα του, χαμηλώνοντας έτσι το σημείο πήξης του νερού. Ακόμη, πιστεύεται ότι ίσως εκλύεται θερμότητα από ραδιενεργά στοιχεία στα πετρώματα της Καλλιστώς, η οποία φαίνεται να είναι αρκετή ώστε να διατηρήσει το νερό σε υγρή μορφή.

Σχήμα 3.14: Απεικόνιση της Καλλιστώς. Πηγή: http://lcogt.net/spacebook/possibilities-and-search-life-our-solar-system/

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.3 Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

3.3.5

Το σύστημα του Κρόνου

Παρ΄ όλο που ο Κρόνος θεωρείται από τους αστρονόμους αφιλόξενος για την ευδοκιμία της ζωής, κατέχει 62 φυσικούς δορυφόρους· οι οποίοι κυμαίνονται σε μέγεθος από ένα μόλις χιλιόμετρο ή λιγότερο, έως το μεγαλύτερο φεγγάρι στο Ηλιακό Σύστημα, τον Τιτάνα, ο οποίος είναι μεγαλύτερος και από τον πλανήτη Ερμή! Αρκετοί από αυτούς τους δορυφόρους, συμπεριλαμβανομένων του Εγκέλαδου και του Τιτάνα, έχουν μερικά χαρακτηριστικά που τους καθιστά ενδιαφέροντες για τους αστροβιολόγους και πιστεύεται ότι κατέχουν πιθανά περιβάλλοντα για την ανάπτυξη της ζωής. Ο Εγκέλαδος έχει ορισμένες συνθήκες που ευνοούν την ύπαρξη ζωής, όπως γεωθερμική δραστηριότητα και υδρατμούς, καθώς επιπλέον πιθανούς ωκεανούς κάτω από πάγο, οι οποίοι θερμαίνονται λόγο των παλιρροϊκών αλληλεπιδράσεων με τον Κρόνο και τους άλλους δορυφόρους. ΄Εχει λευκό χρώμα και ανακλά σχεδόν το 100% του φωτός που προσπίπτει στην επιφάνειά του. Ο διαστημικός εξερευνητής Cassini κατά την πτήση του μέσα από έναν θερμοπίδακα πάγου και αερίων του Εγκέλαδου, το 2005, ανίχνευσε άνθρακα, υδρογόνο, άζωτο και οξυγόνο· όλα τους στοιχεία κλειδιά για την υποστήριξη έμβιων οργανισμών. Η μέση θερμοκρασία του δορυφόρου στην επιφάνεια του είναι αρκετά χαμηλή, όμως η θερμοκρασία και η πυκνότητα γύρω από τους θερμοπίδακες υποδεικνύουν ένα θερμότερο και υδαρή περιβάλλον κάτω από την επιφάνεια του. Ωστόσο, δεν έχουν βρεθεί σημάδια ζωής προς το παρόν. Ο Τιτάνας είναι ο μοναδικός φυσικός δορυφόρος στο Ηλιακό Σύστημα που έχει μια σημαντική ατμόσφαιρα. Η ατμόσφαιρά του έχει 1.5 φορές περισσότερη ατμοσφαιρική πίεση από αυτή της Γης και αποτελείται κυρίως από άζωτο και μικρές ποσότητες μεθανίου. Το αν υπάρχει ζωή στο Τιτάνα, είναι προς το παρόν μια ανοικτή ερώτηση και ένα θέμα για επιστημονική αξιολόγηση και έρευνα. Ο

Σχήμα 3.15: Απεικόνιση του Εγκέλαδου. Πηγή: http://www.esa.int/Our Activities/Space Science/Cassini-Huygens/ Icy moon Enceladus has underground sea

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Τιτάνας είναι κατά πολύ ψυχρότερος από την Γη, με μέση θερμοκρασία περίπου −180o C, και στερείται της επιφάνειας του από νερό σε υγρή μορφή. Κάτι το οποίο οδήγησε πολλούς επιστήμονες να θεωρήσουν ότι η ζωή εκεί είναι απίθανη. Από την άλλη μεριά, η πυκνή ατμόσφαιρά του είναι χημικά ενεργή και πλούσια σε ενώσεις του άνθρακα. Στην επιφάνειά του υπάρχει μεθάνιο και αιθάνιο σε υγρή και σε στερεά μορφή, δημιουργώντας ωκεανούς και λίμνες από αυτά τα στοιχεία· επιπλέον, ρυθμίζοντας το κλίμα και προκαλώντας καιρικά φαινόμενα, όπως η βροχή! Ωστόσο δεν έχει παρατηρηθεί το φαινόμενο του κεραυνού ακόμα, όμως μέσα από την πορεία δισεκατομμυρίων ετών, ίσως να υπήρχε χρόνος ώστε να αναπτυχθούν αμινοξέα και άλλες περίπλοκες μορφές μορίων. Το ενδιαφέρον είναι ότι μερικοί επιστήμονες πιστεύουν πως αυτά τα στοιχεία σε υγρή μορφή, θα μπορούσαν να αντικαταστήσουν το νερό σε έμβια κύτταρα, δημιουργώντας έτσι μια εντελώς νέα βάση για την ζωή! Τον Ιούνιο του 2010, οι επιστήμονες που ανέλυσαν τα δεδομένα από την αποστολή CassiniHuygens, ανέφεραν μερικές ανωμαλίες στην ατμόσφαιρα και κοντά στην επιφάνεια του Τιτάνα, οι οποίες θα μπορούσαν να είναι συνεπείς με την παρουσία οργανισμών που παράγουν μεθάνιο. Μολαταύτα, θα μπορούσε, εναλλακτικά, να ερμηνευτεί ως το αποτέλεσμα άβιων χημικών και μετεωρο- Σχήμα 3.17: Απεικόνιση της λογικών διαδικασιών. Η αποστολή αυτή (Cassini- επιφάνειας του Τιτάνα. Πηγή: http://i.imgur.com/ Huygens) δεν ήταν εξοπλισμένη για να διερευνήσει RK51OeP.png άμεσα την ύπαρξη μικρο-οργανισμών ή να παρέχει μια λεπτομερή απογραφή των πολύπλοκων οργανικών ενώσεων· συνεπώς είναι αδύνατον να γνωρίζουμε αν όντως υπάρχει ζωή στην επιφάνεια του Τιτάνα. Πρέπει να αναφερθεί όμως πως μια υποθετική κυτ-

Σχήμα 3.16: Απεικόνιση του Τιτάνα. Πηγή: http://en.wikipedia.org/wiki/Titan (moon)

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

3.3 Εξερευνώντας την δική μας γειτονιά

Σχήμα 3.18: Εδώ παρουσιάζονται μερικά επιλεγμένα φεγγάρια του Ηλιακού Συστήματος σε σχέση με το μέγεθος της Γης. Δεκαεννέα απ΄ αυτά είναι αρκετά μεγάλα ώστε να έχουν σφαιρικό σχήμα, και ένα, ο Τιτάνας, διατηρεί μια σημαντική ατμόσφαιρα. Πηγή: http://en.wikipedia.org/wiki/List of natural satellites

ταρική μεμβράνη, κατάλληλη να λειτουργεί σε υγρό μεθάνιο, έχει εργαστηριακά μοντελοποιηθεί! Επομένως, δεν θα μας παραξένευε αν στο μέλλον όντως ανακαλύπτονταν ένα διαφορετικό είδος ζωής, που έχει ως βάση το μεθάνιο, στην επιφάνεια του Τιτάνα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Η Ζωή στο Σύμπαν μας

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Κεφάλαιο 4 Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών Η εξερεύνηση μόνο της δικής μας ῾῾γωνιάς᾿᾿ στον Γαλαξία, όπως αναφέρθηκε στο προηγούμενο κεφάλαιο, προσφέρει κάποιες λιγοστές πιθανότητες για την εύρεση είτε μορφών ζωής πέρα από την Γη, είτε ενός περιβάλλοντος ικανού να μας φιλοξενήσει. Παρ΄ όλα αυτά, οι ελπίδες για την ανακάλυψη ζωής, ή περιβαλλόντων που θα μπορούσαν να υποστηρίξουν ζωή, δεν χάνονται ανάμεσα στους δισεκατομμύρια αστέρες του Γαλαξία μας. ΄Ενα μεγάλο ποσοστό από αυτούς τους αστέρες, όπως αναφέρθηκε σε προηγούμενη ενότητα, πιστεύεται ότι διαθέτει το δικό του πλανητικό σύστημα. Πώς όμως είναι δυνατόν να ανακαλυφθούν αυτοί οι μακρινοί και ενδιαφέροντες κόσμοι; Κάθε πλανήτης έχει μια εξαιρετικά αχνή πηγή φωτός σε σχέση με την αντίστοιχη του μητρικού του αστέρα. Σε αυτήν την εγγενή δυσκολία προστίθεται επιπλέον η λάμψη που αφήνει ο μητρικός αστέρας και έτσι αυτή η αχνή πηγή φωτός του πλανήτη χάνεται στο τέλος. Για τον λόγο αυτό, λίγοι είναι οι έξω-ηλιακοί πλανήτες που έχουν παρατηρηθεί άμεσα, και ακόμα λιγότεροι όσοι ήταν δυνατόν να διακριθούν από τον μητρικό αστέρα τους. Αντί αυτού, οι αστρονόμοι, γενικώς, έπρεπε να εφεύρουν έμμεσες μεθόδους παρατήρησης εξωηλιακών πλανητών και μερικές από αυτές τις μεθόδους έχουν αποδώσει επιτυχώς αποτελέσματα! Μερικές από τις πιο σημαντικές μεθόδους ανακάλυψης εξωπλανητών θα αναφερθούν στις παρακάτω ενότητες.

4.1

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

Η μέθοδος της Ακτινικής Ταχύτητας

΄Ενας αστέρας, με έναν πλανήτη, θα κινηθεί στην δικιά του μικρή τροχιά σε απόκριση με την βαρύτητα του πλανήτη. Κάτι τέτοιο οδηγεί σε παραλλαγές της ταχύτητας με την οποία ένας αστέρας μετακινείται προς ή μακριά από την Γη· με άλλα λόγια, οι μεταβολές αυτές εκφράζονται στην ακτινική ταχύτητα1 του αστέρα σε σχέση με την Γη. Η ακτινική ταχύτητα μπορεί να εξαχθεί από την μετατόπιση των φασματικών γραμμών του μητρικού αστέρα, λόγο του φαινομένου του Doppler. Η μέθοδος της ακτινικής ταχύτητας μετράει αυτές τις παραλλαγές με σκοπό την επιβεβαίωση της παρουσίας ενός πλανήτη. Η ταχύτητα του αστέρα γύρω από το κέντρο μάζας του συστήματος είναι κατά πολύ μικρότερη από την αντίστοιχη του πλανήτη, διότι η ακτίνα της τροχιάς του αστέρα γύρω από το κέντρο μάζας είναι μικρή. Ωστόσο, μεταβολές στην ταχύτητα της τάξης του 1m/sec ή ακόμα μικρότερες, μπορούν να ανιχνευθούν από τους μοντέρνους φασματογράφους, όπως είναι ο HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) του Ευρωπαϊκού Νοτίου Παρατηρητηρίου (ESO) στο 3.6 μέτρων τηλεσκοπίο που βρίσκεται στο παρατηρητήριο της La silla, στην Χιλή, ή ο HIRES φασματογράφος στα τηλεσκόπια του παρατηρητηρίου του Keck. Μια ιδιαίτερα απλή και φθηνή μέθοδος για την μέτρηση της ακτινικής ταχύτητας είναι η ῾῾Externally Dispersed Interferometry᾿᾿. ΄Εως το 2014, η μέθοδος της ακτινικής ταχύτητας ήταν κατά πολύ, η περισσότερο αποδοτική τεχνική που χρησιμοποιούνταν από τους κυνηγούς πλανητών. Είναι επίσης γνωστή και ως φασματοσκοπία του φαινομένου του Doppler. Η μέθοδος αυτή είναι ανεξάρτητη της απόστασης, όμως απαιτεί υψηλές αναλογίες σήματος/θορύβου ώστε να επιτευχθεί υψηλή ακρίβεια, και έτσι γενικά χρησιμοποιείται μόνο για τους σχετικά κοντινούς αστέρες, που απέχουν περίπου 160 έτη φωτός από την Γη, με σκοπό την εύρεση πλανητών χαμηλής μάζας. Επιπλέον, δεν είναι δυνατόν να παρατηρούνται ταυτόχρονα πολλαπλοί επιλεγμένοι αστέρες από ένα μόνο τηλεσκόπιο. Οι πλανήτες που έχουν μάζα παρόμοια με τον Δία μπορούν να ανιχνευθούν έως και μερικά χιλιάδες έτη φωτός μακριά. Ενώ, είναι πολύ εύκολο να βρεθούν με αυτό τον τρόπο τεράστιοι πλανήτες που βρίσκονται σε κοντινές αποστάσεις με τον αστέρα τους. Ακόμα, οι μοντέρνοι φασματογράφοι μπορούν εξίσου εύκολα να ανιχνεύσουν πλανήτες με μάζα όπως του Δία, οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιά ακόμα και 10 αστρονομικές μονάδες μακριά από τον μητρικό αστέρα, όμως η ανίχνευση αυτών των πλανητών απαιτεί πολλά χρόνια παρατηρήσεων. Επιπρόσθετα, είναι πιο εύκολο να ανιχνευθούν πλανήτες γύρω από χαμηλής μάζας αστέρες για δύο λόγους. Πρώτον, αυτοί οι αστέρες επηρεάζονται περισ1 Ως ακτινική ταχύτητα ονομάζεται η ταχύτητα της ακτινικής κίνησης ενός σώματος. Πρόκειται δηλαδή για την γραμμική ταχύτητα ενός αντικειμένου ως προς τον παρατηρητή, πάνω στην ευθεία που ενώνει τον παρατηρητή με το αντικείμενο.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.1 Η μέθοδος της Ακτινικής Ταχύτητας

σότερο από την βαρυτική έλξη των πλανητών και ο δεύτερος λόγος είναι ότι οι χαμηλής μάζας αστέρες της κύριας ακολουθίας γενικώς περιστρέφονται σχετικά αργά. Η γρήγορη περιστροφή των αστέρων κάνει τα δεδομένα των φασματικών γραμμών να φαίνονται λιγότερο καθαρά, διότι ο μισός αστέρας περιστρέφεται γρήγορα πέρα από το πεδίο όρασης του παρατηρητή, ενώ ο άλλος μισός αστέρας συγκλίνει προς το πεδίο όρασης. Η ανίχνευση πλανητών γύρω από μεγαλύτερης μάζας αστέρων γίνεται ευκολότερη εάν ο αστέρας έχει εγκαταλείψει την κύρια ακολουθία και αυτό διότι με την αλλαγή της φάσης του αστέρα από την κύρια ακολουθία, χαμηλώνει ο ρυθμός περιστροφής του. Μερικές φορές η φασματοσκοπία του φαινομένου του Doppler μπορεί να παράγει λάθος σήματα, κάτι το οποίο είναι σύνηθες όταν υπάρχουν πολλαπλοί πλανήτες στο αστρικό σύστημα ή αν είναι κάποιο σύστημα πολλαπλών αστέρων. Επιπλέον, τα μαγνητικά πεδία και μερικές συγκεκριμένες δραστηριότητες των αστέρων μπορούν με την σειρά τους να είναι αίτια για την ψευδή παραγωγή σημάτων. ΄Οταν κάποιος μητρικός αστέρας έχει πολλαπλούς πλανήτες, τα ψευδή σήματα μπορούν να εμφανιστούν ακόμα και λόγο των μη επαρκών δεδομένων για τις πολλαπλές λύσεις που θα μπορούσαν να εφαρμοστούν από τα δεδομένα που έχουν συγκεντρωθεί, καθώς οι αστέρες, γενικώς, δεν βρίσκονται υπό συνεχή παρακολούθηση. Μερικά από αυτά τα ψευδή σήματα μπορούν να απαλειφθούν αναλύοντας την σταθερότητα του πλανητικού συστήματος, διεξάγοντας την φασματοσκοπική ανάλυση στον μητρικό αστέρα και γνωρίζοντας την περίοδο περιστροφής του και τις περιόδους των κύκλων των αστρικών δραστηριοτήτων του. Οι πλανήτες με τροχιές που παρουσιάζουν μεγάλη κλίση σε σχέση με την ευθεία όρασης που ενώνει την Γη με τον αστέρα παράγει μικρότερες ταλαντεύσεις, και συνεπώς είναι πιο δύσκολο να ανιχνευθούν. ΄Ενα από τα πλεονεκτήματα της μεθόδου της ακτινικής ταχύτητας είναι ότι η εκκεντρότητα της τροχιάς του πλανήτη μπορεί να μετρηθεί άμεσα. ΄Ενα από τα κύρια μειονεκτήματα αυτής της μεθόδου είναι ότι μπορεί να εκτιμήσει μόνο την ελάχιστη μάζα του πλανήτη (Mtrue × sin i).2 Η οπίσθια κατανομή της γωνίας της κλίσης i εξαρτάται από την διανομή της πραγματικής μάζας των πλανητών. Ωστόσο, όταν είναι παρόντες πολλαπλοί πλανήτες στο σύστημα με τις τροχιές τους να βρίσκονται σχετικά κοντά και έχουν επαρκής μάζα, η ανάλυση της τροχιακής σταθερότητας επιτρέπει τον περιορισμό στην μέγιστη μάζα που μπορεί να έχουν αυτοί οι πλανήτες. Η μέθοδος της ακτινικής ταχύτητας μπορεί να χρησιμοποιηθεί για την επιβεβαίωση των ευρημάτων από την μέθοδο της διέλευσης, όπου θα γίνει αναφορά παρακάτω. ΄Οταν χρησιμοποιηθούν και οι δύο μέθοδοι σε συνδυασμό, 2 Το Mtrue είναι η πραγματική μάζα και i είναι η κλίση σε μοίρες. Αν η κλίση είναι 0o ή 180o τότε αντιστοιχεί σε μια τροχιά ῾῾προσόψεως᾿᾿ (η οποία δεν μπορεί να ανιχνευθεί με την μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας), ενώ μια κλίση 90o αντιστοιχεί σε μια τροχιά ῾῾κατόψεως᾿᾿ (στην οποία η πραγματική μάζα είναι ίση με την ελάχιστη μάζα).

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

τότε γίνεται δυνατός ο υπολογισμός της πραγματικής μάζας του πλανήτη. Παρ΄ όλου που η μέθοδος της ακτινικής ταχύτητας του αστέρα δίνει μόνο την ελάχιστη μάζα που μπορεί να έχει ένας πλανήτης, εάν είναι δυνατόν να γίνει διάκριση των φασματικών γραμμών του πλανήτη από των αντίστοιχων του μητρικού του αστέρα, τότε μπορεί να βρεθεί η ακτινική ταχύτητα του ίδιου του πλανήτη, η οποία με την σειρά της δίνει την κλίση της τροχιάς του πλανήτη. Με αυτό επιτρέπεται ο υπολογισμός της πραγματικής μάζας του. Καθώς, επίσης, αποκλείει τα ψευδή σήματα και επιτρέπει την απόκτηση πληροφοριών για την σύσταση του πλανήτη. Για να γίνει εφικτή μια τέτοια ανίχνευση, ο πλανήτης είναι ανάγκη βρίσκεται σε τροχιά γύρω από έναν σχετικά λαμπρό αστέρα, έτσι ώστε να ανακλά ή να επανεκπέμπει ένα μεγάλο ποσό του φωτός.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.2 Η μέθοδος της Φωτομετρίας Διέλευσης

4.2

Η μέθοδος της Φωτομετρίας Διέλευσης

Ενώ από την παραπάνω μέθοδο μπορεί να εξαχθεί η πληροφορία για την μάζα ενός πλανήτη, χρησιμοποιώντας αυτήν την φωτομετρική μέθοδο είναι δυνατόν να καθοριστεί η ακτίνα του πλανήτη. Εάν ένας πλανήτης διασχίσει (διέλθει) μπροστά από τον μητρικό του αστέρα, τότε η παρατηρούμενη οπτική φωτεινότητα του αστέρα πέφτει κατά μια μικρή ποσότητα. Η ποσότητα αυτή του αστέρα που επισκιάζεται εξαρτάται από τα σχετικά μεγέθη του αστέρα και φυσικά του πλανήτη (για παράδειγμα, στην περίπτωση του HD 209458, ο αστέρας επισκιάζεται κατά ένα ποσοστό μεγέθους 1.7%). Αυτή η μέθοδος όμως έχει δύο μεγάλα μειονεκτήματα. Πρώτα απ΄ όλα, οι διελεύσεις αυτές παρατηρούνται μόνο για τους πλανήτες που οι τροχιές τους τυχαίνει να είναι τέλεια ευθυγραμμισμένες από τη σκοπιά των αστρονόμων. Η πιθανότητα ενός πλανητικού επιπέδου τροχιάς να βρίσκεται ακριβώς στο πεδίο της όρασης του αστέρα, είναι ο λόγος της διαμέτρου του αστέρα προς την διάμετρο της τροχιάς (σε μικρούς αστέρες, ένας σημαντικός παράγοντας είναι και η ακτίνα του πλανήτη). Περίπου μόνο το 10% των πλανητών με μικρές τροχιές επιτυγχάνουν τέτοια ευθυγράμμιση, και το κλάσμα μικραίνει για πλανήτες με μεγαλύτερες τροχιές. Για έναν πλανήτη που βρίσκεται σε τροχιά γύρω από έναν αστέρα παρόμοιου μεγέθους με τον ΄Ηλιο, σε απόσταση 1 AU, η πιθανότητα για μια τυχαία ευθυγράμμιση που θα παράγει μια διέλευση είναι 0.47%. Συνεπώς, η μέθοδος αυτή δεν μπορεί να εγγυηθεί πως οποιοσδήποτε συγκεκριμένος αστέρας δεν φιλοξενεί πλανήτες στο σύστημά του. Ωστόσο, με την

Σχήμα 4.1: Αναπαράσταση λειτουργίας της μεθόδου διέλευσης των εξωπλανητών μπροστά από τον αστέρα τους. Το γράφημα κάτω από την εικόνα αναπαριστά τα επίπεδα του φωτός που λαμβάνονται από την Γη καθ΄ όλη την διάρκεια κίνησης του πλανήτη. Πρέπει να παρατηρηθεί ότι όταν ο πλανήτης διέρχεται μπροστά από τον αστέρα, υπάρχει μια πτώση στην ένταση της φωτεινότητας στην καμπύλη του φωτός του αστέρα. Πηγή: http://en.wikipedia.org/wiki/Methods of detecting exoplanets

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

σάρωση μεγάλων περιοχών του ουρανού, περικλείοντας χιλιάδες ή ακόμα και εκατοντάδες χιλιάδες αστέρες με την μια, οι έρευνες για που χρησιμοποιούν την μέθοδο της διέλευσης μπορούν να εντοπίσουν εξωπλανήτες σε έναν ρυθμό που ξεπερνάει τον αντίστοιχο της μεθόδου της ακτινικής ταχύτητας. Αρκετές έρευνες έχουν υιοθετήσει αυτή την προσέγγιση, όπως είναι οι επίγειες MEarth Project και HATNet και οι διαστημικές αποστολές COROT και Kepler. Η μέθοδος της διέλευσης έχει επιπλέον ένα πλεονέκτημα στον εντοπισμό πλανητών που βρίσκονται γύρω από αστέρες οι οποίοι απέχουν μόλις μερικά χιλιάδες έτη φωτός μακριά. Οι πιο απόμακροι πλανήτες που έχουν ανιχνευθεί από το Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search βρίσκονται κοντά στο κέντρο του Γαλαξία. Παρ΄ όλα αυτά, είναι αδύνατον να υπάρξει μια αξιόπιστη συνεχής παρακολούθηση αυτών των αστέρων με την τρέχων τεχνολογία. Δεύτερον, η μέθοδος αυτή υπόκειται σε ένα μεγάλο ποσοστό ψευδών ανιχνεύσεων. Μια μελέτη το 2012 βρήκε ότι το ποσοστό των ψευδών θετικών αποτελεσμάτων για διελεύσεις που παρατηρήθηκαν από την αποστολή Kepler μπορεί να είναι έως και 40% για τα συστήματα με έναν μόνο πλανήτη. Για τον λόγο αυτό, ένας αστέρας με μια μοναδική διέλευση χρειάζεται επιπλέον επιβεβαίωση, συνήθως χρησιμοποιώντας την μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας ή την μέθοδο της τροχιακής διαφοροποίησης της φωτεινότητας. Η μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας είναι ιδιαίτερα απαραίτητη για πλανήτες παρόμοιου μεγέθους με τον Δία ή μεγαλύτερους, αφού αντικείμενα τέτοιου μεγέθους περιλαμβάνουν όχι μόνο πλανήτες, αλλά και καφέ νάνους ή ακόμα και μικρούς αστέρες. Καθώς το ποσοστό των ψευδών θετικών αποτελεσμάτων είναι χαμηλότερο για αστέρες με δύο ή περισσότερους υποψήφιους πλανήτες, μπορούν συχνά να επικυρωθούν χωρίς περαιτέρω εκτενείς παρακολουθήσεις. Μερικοί μπορούν να επιβεβαιωθούν ακόμα και μέσω της μεθόδου χρονικής διακύμανσης της διέλευσης. Ο κλάδος των ερυθρών γιγάντων αστέρων έχει ένα άλλο θέμα στον εντοπισμό πλανητών γύρω από αυτούς. Ενώ οι πλανήτες γύρω από αυτούς του αστέρες είναι πιο πιθανό να διέλθουν από μπροστά τους εξαιτίας του μεγαλύτερου μεγέθους τους, αυτά τα σήματα των διελεύσεων είναι δύσκολο να τα ξεχωρίσει κανείς από την κύρια καμπύλη φωτός του αστέρα, καθώς οι ερυθροί γίγαντες έχουν συχνά παλμούς στην φωτεινότητά τους σε μια περίοδο από μερικών ωρών έως και μερικών ημερών. Αυτό είναι ιδιαίτερα εμφανή στον κλάδο των υπεργιγάντων αστέρων. Επιπρόσθετα, αυτοί οι αστέρες είναι πολύ περισσότερο πιο λαμπροί και οι διερχόμενοι πλανήτες αποκόπτουν ένα πολύ μικρότερο ποσοστό του φωτός που προέρχεται από αυτούς τους αστέρες. Σε αντίθεση, αν ένας αστέρας νετρονίων ή λευκός νάνος έχει πλανήτες στο σύστημά του, θα μπορούσαν να τον αποκρύψουν τελείως, κάτι το οποίο θα ήταν εύκολα παρατηρήσιμο από την Γη. Ωστόσο, λόγο του μικρού μεγέθους τους, η πιθανότητα να ευθυγραμμιστεί ένας πλανήτης με ένα τέτοιο αστρικό υπόλειμμα είναι εξαιρετικά μικρή.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.2 Η μέθοδος της Φωτομετρίας Διέλευσης

Το κύριο πλεονέκτημα αυτής της μεθόδου είναι ότι μπορεί να καθοριστεί το μέγεθος του πλανήτη από την καμπύλη του φωτός, όταν γίνεται η φωτομετρία. Σε συνδυασμό με την μέθοδο ακτινικής ταχύτητας (η οποία καθορίζει την μάζα του πλανήτη) μπορεί να καθοριστεί η πυκνότητα του πλανήτη, και συνεπώς να γίνει γνωστό κάτι για την φυσική δομή του πλανήτη. Οι πλανήτες που μελετήθηκαν και από τις δυο μεθόδους είναι κατά πολύ, οι καλύτερα χαρακτηρισμένοι απ΄ όλους τους γνωστούς εξωπλανήτες. Η μέθοδος της διέλευσης καθιστά επιπλέον δυνατή την μελέτη της ατμόσφαιρας του διερχομένου πλανήτη. ΄Οταν ο πλανήτης διέλθει μπροστά από τον αστέρα, το φως του αστέρα περνάει μέσα από την ανώτερη ατμόσφαιρα του πλανήτη. ΄Ετσι, μελετώντας το υψηλής ευκρίνειας φάσμα του αστέρα προσεκτικά, μπορεί να ανιχνευθούν τα στοιχεία που είναι παρόντα στην ατμόσφαιρα του πλανήτη. Η πλανητική ατμόσφαιρα (ακόμα και ο πλανήτης για το θέμα αυτό) μπορεί επίσης να ανιχνευθεί από την μέτρηση της πόλωσης του φωτός του αστέρα καθώς περνάει από μέσα ή ανακλάται από την ατμόσφαιρα του πλανήτη. Επιπρόσθετα, η δευτερεύον έκλειψη (όταν ο πλανήτης διέρχεται πίσω από τον αστέρα) επιτρέπει τον υπολογισμό της πλανητικής ακτινοβολίας και βοηθά στο να περιοριστεί η εκκεντρότητα του πλανήτη χωρίς την παρουσία άλλων πλανητών. Εάν η φωτομετρική ένταση του αστέρα κατά την διάρκεια της δευτερεύον έκλειψης αφαιρεθεί από την από την ένταση που είχε πριν ή μετά, θα παραμείνει μόνο το σήμα που προκαλείται από τον πλανήτη. Τότε γίνεται εφικτό να μετρηθεί η θερμοκρασία του πλανήτη και ακόμα ίσως να ανιχνευθούν πιθανά σημάδια για τον σχηματισμό νεφών σ΄ αυτόν. Τον Μάρτιο του 2005, δυο ομάδες επιστημόνων πραγματοποίησαν μετρήσεις χρησιμοποιώντας αυτή την τεχνική με την βοήθεια του διαστημικού τηλεσκοπίου Splitzer. Οι δύο ομάδες, από το Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, με επικεφαλής τον David Charbonneau, και από το Goddard Space Flight Center, με επικεφαλής τον L. D. Deming, μελέτησαν τους πλανήτες TrES-1 και HD 209458b αντίστοιχα. Οι μετρήσεις αποκάλυψαν τις θερμοκρασίες των πλανητών, οι οποίες είναι 1060 K (790o C) για τον TrES-1 και περίπου 1130 K (860o C) για τον HD 209458b. Ωστόσο μερικοί πλανήτες έχουν τέτοιες τροχιές όπου διερχόμενοι από τον αστέρα τους δεν εισέρχονται στην δευτερεύον έκλειψη σχετικά με την θέση της Γης. ΄Ενα τέτοιο παράδειγμα πολύ πιθανό (κατά 90%) είναι και ο πλανήτης HD 17156. Μια αποστολή της Γαλλικής Διαστημικής Εταιρίας, η CoRoT, ξεκίνησε το 2006 με σκοπό την αναζήτηση πλανητικών διελεύσεων, τοποθετημένη σε τροχιά έξω από την ατμόσφαιρα της Γης, εκεί που η απώλεια των ατμοσφαιρικών σπινθηρισμών επιτρέπει μια βελτιωμένη ακρίβεια. Η αποστολή αυτή σχεδιάστηκε ώστε να μπορεί να ανιχνεύει πλανήτες που είναι ῾῾λίγο ή αρκετά μεγαλύτεροι από την Γη᾿᾿ και ολοκλήρωσε τον στόχο της ῾῾καλύτερα από το αναμενόμενο᾿᾿, με τις δυο ανακαλύψεις των εξωπλανητών (και οι δύο ήταν του τύπου ῾῾θερμός Δίας᾿᾿)

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

το 2008. Μέχρι τον Ιούνιο του 2013, η αποστολή CoRoT είχε καταμετρήσει 32 εξωπλανήτες, με αρκετούς ακόμα να αναμένεται να επιβεβαιωθούν. ΄Ομως ο δορυφόρος σταμάτησε να μεταδίδει δεδομένα απροσδόκητα τον Νοέμβριο του 2012 (μετά από την παράταση της αποστολής για δύο επιπλέον φορές) και τελικά τέθηκε εκτός λειτουργίας την άνοιξη του 2014.

Τον Μάρτιο του 2009, η αποστολή Kepler της NASA εκτοξεύθηκε με σκοπό να σαρώσει ένα μεγάλο αριθμό αστέρων στον αστερισμό του Κύκνου, έχοντας μια ακρίβεια στις μετρήσεις όπου αναμενόταν να ανιχνεύσει και να χαρακτηρίσει πλανήτες παρόμοιου μεγέθους με την Γη. Η αποστολή αυτή χρησιμοποιεί την μέθοδο της διέλευσης, σαρώνοντας εκατοντάδες χιλιάδες αστέρες στον αστερισμό του Κύκνου, ψάχνοντας για πλανήτες. ΄Ηλπιζαν πως μέχρι το τέλος της αποστολής μετά από 3.5 χρόνια, ο δορυφόρος θα είχε συλλέξει αρκετά δεδομένα ώστε να αποκαλύψει ακόμα και πλανήτες μικρότερου μεγέθους από την Γη. Με την σάρωση αυτή εκατοντάδων χιλιάδων αστέρων ταυτόχρονα, δεν έγινε εφικτή μόνο η ανίχνευση πλανητών παρόμοιου μεγέθους με την Γη, αλλά επίσης δόθηκε η δυνατότητα να μαζευτούν δεδομένα για στατιστικές που αφορούν τον αριθμό τέτοιων πλανητών γύρω από αστέρες που μοιάζουν με τον ΄Ηλιο.

Στις 2 Φεβρουαρίου του 2011, η ομάδα που είναι αρμόδια για την αποστολή Kepler δημοσίευσε μια λίστα 1235 εξωηλιακών υποψήφιων πλανητών, συμπεριλαμβανομένων 54 οι οποίοι ίσως βρίσκονται εντός της κατοικήσιμης ζώνης. Στις 5 Δεκεμβρίου του 2011, η ίδια ομάδα ανακοίνωσε ότι είχαν ανακαλύψει 2326 υποψήφιους πλανήτες, από τους οποίους οι 207 είναι παρόμοιου μεγέθους με την Γη, οι 680 είναι στην κατηγορία των υπέρ-Γαίων, οι 1181 είναι παρόμοιου μεγέθους με τον Ποσειδώνα, οι 203 παρόμοιου μεγέθους με τον Δία και οι 55 ακόμα μεγαλύτεροι από τον Δία! Συγκρίνοντας το με τα σχεδιαγράμματα του Φεβρουαρίου το 2011, ο αριθμός των πλανητών παρόμοιων μεγεθών με την Γη και των υπέρ-Γαίων αυξήθηκε κατά 200% και 140% αντίστοιχα. Επί πλέον, 48 υποψήφιοι πλανήτες βρίσκονται εντός της κατοικήσιμης ζώνης των εξερευνημένων αστέρων, σημειώνοντας μια μικρή μείωση από τα σχεδιαγράμματα του Φεβρουαρίου· αυτό έγινε λόγο των πιο αυστηρών κριτηρίων που χρησιμοποιήθηκαν τον Δεκέμβριο. ΄Εως τον Ιούνιο του 2013, ο αριθμός των υποψήφιων πλανητών αυξήθηκε στους 3278 και μερικοί επιβεβαιωμένοι πλανήτες ήταν μικρότεροι από την Γη, ορισμένοι είχαν παρόμοιο μέγεθος με τον ΄Αρη (όπως ο Kepler-62c) και άλλοι ήταν πιο μικροί ακόμα και από τον Ερμή (όπως ο Kepler37b)!

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.2 Η μέθοδος της Φωτομετρίας Διέλευσης

4.2.1

Διαμορφώσεις ανακλάσεων/εκπομπών (μη αναγνωρίσιμες άμεσες ανιχνεύσεις)

Οι μικρής περιόδου πλανήτες σε κοντινές τροχιές γύρω από τους αστέρες τους υποβάλλονται σε παραλλαγές του ανακλώμενου φωτός, διότι περνάνε μέσα από κάποιες φάσεις που είναι παρόμοιες με της Σελήνης· από πανσέληνο έως την νέα Σελήνη και ξανά τον ίδιο κύκλο. Επιπλέον, καθώς αυτοί οι πλανήτες δέχονται πολύ φως από τον αστέρα τους, θερμαίνονται, με αποτέλεσμα να αποκτούν θερμικές εκπομπές που πιθανόν να είναι ανιχνεύσιμες. Από την στιγμή που τα τηλεσκοπία δεν μπορούν να ξεχωρίσουν τον πλανήτη από τον αστέρα, μπορεί να ανιχνευθεί μόνο ο συνδυασμός του φωτός τους, ενώ παράλληλα η φωτεινότητα του μητρικού αστέρα φαίνεται να αλλάζει σε περιοδικό ρυθμό, με την κάθε τροχιά. Παρ΄ όλο που το φαινόμενο δεν είναι και τόσο αντιληπτό3 , πλανήτες παρόμοιου μεγέθους με τον Δία, έχοντας μια τροχιακή περίοδο μερικών ημερών, είναι ανιχνεύσιμοι από τα διαστημικά τηλεσκόπια όπως είναι το διαστημικό παρατηρητήριο του Kepler. Ακριβώς όπως και με την μέθοδο της διέλευσης, είναι ευκολότερο να ανιχνευθούν οι μεγαλύτερου μεγέθους πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά κοντά στον μητρικό τους αστέρα, από ότι είναι να ανιχνευθούν άλλοι πλανήτες· καθώς οι μεγαλύτεροι πλανήτες αιχμαλωτίζουν περισσότερο φως από τον μητρικό τους αστέρα. ΄Οταν ένας πλανήτης έχει υψηλή λευκαύγεια και βρίσκεται γύρω από έναν σχετικά φωτεινό αστέρα, οι παραλλαγές του φωτός είναι ευκολότερο να ανιχνευθούν στο φάσμα του ορατού φωτός, ενώ οι σκοτεινότεροι πλανήτες ή οι πλανήτες που βρίσκονται γύρω από χαμηλής θερμοκρασίας αστέρες είναι ευκολότερο να ανιχνευθούν στο φάσμα του υπέρυθρου φωτός με αυτή την μέθοδο. Μακροπρόθεσμα, αυτή η μέθοδος ίσως να ανιχνεύσει τους περισσότερους πλανήτες που πρόκειται να ανακαλυφθούν από αυτή την αποστολή, διότι οι παραλλαγές από το ανακλώμενο φως με την τροχιακή φάση είναι αρκετά ανεξάρτητη από την κλίση της τροχιάς του πλανήτη και δεν απαιτεί την διέλευση του πλανήτη μπροστά από τον δίσκο του αστέρα. Προς το παρόν όμως, δεν μπορεί να ανιχνεύσει πλανήτες οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιές προσόψεως σε σχέση με την θέση της Γης, καθώς η ποσότητα του ανακλώμενου φωτός δεν αλλάζει κατά την διάρκεια αυτής της τροχιάς. Η συνάρτηση της φάσης ενός γιγαντιαίου πλανήτη, επιπλέον, έχει εξαρτήσεις από τις θερμικές ιδιότητες του και από την ατμόσφαιρά του, εάν έχει. Ως εκ τούτου, η καμπύλη της φάσης ίσως εμπεριέχει και άλλες ιδιότητες του πλανήτη, όπως είναι το μέγεθος της διασποράς των ατμοσφαιρικών σωματιδίων. ΄Οταν ένας πλανήτης βρεθεί να διέρχεται μπροστά από τον αστέρα του και το μέγεθός του είναι γνωστό, τότε οι παραλλαγές από την καμπύλη της φάσης 3 Η φωτομετρική ακρίβεια που χρειάζεται είναι περίπου ίδια με το να ανιχνευθεί ένας πλανήτης παρόμοιου μεγέθους με την Γη, ο οποίος διέρχεται μπροστά από έναν αστέρα παρόμοιο με τον ΄Ηλιο.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

βοηθούν στον υπολογισμό ή στον περιορισμό της λευκαυγείας του πλανήτη. Ωστόσο, είναι δυσκολότερο να γίνει αυτό με τους πολύ θερμούς πλανήτες, καθώς η λάμψη του πλανήτη μπορεί να παρέμβει στον υπολογισμό της λευκαυγείας του. Θεωρητικά, η λευκαύγεια μπορεί επίσης να βρεθεί και στους πλανήτες που δεν διέρχονται μπροστά από τον αστέρα τους όταν οι παραλλαγές του φωτός παρατηρούνται σε πολλαπλά μήκη κύματος. Με κάτι τέτοιο μπορεί επιπλέον να βρεθεί το μέγεθος του πλανήτη ακόμα και αν ο πλανήτης δεν διέρχεται μπροστά από τον αστέρα. Η πρώτη άμεση ανίχνευση που έγινε ποτέ στο φάσμα του ορατού φωτός που ανακλάται από ένα εξωπλανήτη, έγινε από μια παγκόσμια ομάδα αστρονόμων. Οι αστρονόμοι μελέτησαν το φως από τον 51 Pegasi b, ο οποίος πρέπει να αναφερθεί ότι είναι ο πρώτος εξωπλανήτης που ανακαλύφθηκε γύρω από έναν αστέρα της κύριας ακολουθίας (παρόμοιου με τον ΄Ηλιο), χρησιμοποιώντας τον High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) στο Νότιο Ευρωπαϊκό παρατηρητήριο της La Silla στην Χιλή. Παρομοίως, και οι δύο αποστολές Corot και Kepler μέτρησαν το ανακλώμενο φως από διάφορους πλανήτες. Ωστόσο, αυτοί οι πλανήτες ήταν ήδη γνωστοί από την στιγμή που διέρχονται μπροστά από τον αστέρα τους. Οι πρώτοι πλανήτες που ανακαλύφθηκαν με αυτή την μέθοδο είναι οι Kepler-70b και Kepler-70c, οι οποίοι ανιχνεύθηκαν από την αποστολή Kepler.

4.2.2

Διακυμάνσεις του φωτός εξαιτίας της σχετικιστικής ακτινοβολίας

Μια ξεχωριστή, πρωτοπόρα μέθοδος για την ανίχνευση εξωπλανητών από τις διακυμάνσεις του φωτός χρησιμοποιεί την σχετικιστική ακτινοβολία της παρατηρούμενης ροής του αστέρα, εξαιτίας της κίνησης του. Είναι επίσης γνωστή ως ακτινοβολία του Doppler ή αλλιώς ώθηση του Doppler. Αυτή η μέθοδος προτάθηκε αρχικά από τον Abraham Loeb και τον Scott Gaudi το 2003. Καθώς ο πλανήτης έλκει τον αστέρα με την βαρύτητά του, η πυκνότητα των φωτονίων και συνεπώς η φαινομενική φωτεινότητα του αστέρα αλλάζει από την σκοπιά του παρατηρητή. ΄Οπως με την μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας, μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να καθοριστεί η τροχιακή εκκεντρότητα και η ελάχιστη μάζα του πλανήτη, ενώ παράλληλα είναι ευκολότερο να εντοπιστούν μεγάλοι πλανήτες που βρίσκονται σε κοντινές αποστάσεις από τον αστέρα τους, εφόσον αυτοί οι παράγοντες αυξάνουν την κίνηση του αστέρα. Σε αντίθεση όμως με την μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας, δεν απαιτεί το ακριβές φάσμα του αστέρα και συνεπώς μπορεί να χρησιμοποιηθεί εύκολα για να βρεθούν πλανήτες γύρω από γρήγορα περιστρεφόμενους αστέρες και μακρινότερους αστέρες. ΄Ενα από τα μεγαλύτερα μειονεκτήματα αυτής της μεθόδου είναι ότι η επί-

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.2 Η μέθοδος της Φωτομετρίας Διέλευσης

δραση στις διακυμάνσεις του φωτός είναι εξαιρετικά μικρή. ΄Ενας πλανήτης με μάζα παρόμοιας με του Δία, ο οποίος βρίσκεται σε τροχιά 0.025 AU σε απόσταση από έναν αστέρα όπως ο ΄Ηλιος, είναι μετά βίας ανιχνεύσιμος. Επομένως, είναι κάπως απίθανο να βρεθούν νέοι πλανήτες από αυτή την μέθοδο, καθώς η ποσότητα του εκπεμπόμενου και του ανακλώμενου φωτός από τον πλανήτη είναι συνήθως πολύ μεγαλύτερη απ΄ ότι οι διακυμάνσεις του φωτός εξαιτίας της σχετικιστικής ακτινοβολίας. Μολαταύτα, η μέθοδος αυτή παραμένει χρήσιμη από την στιγμή που επιτρέπει την μέτρηση της πλανητικής μάζας χωρίς την ανάγκη παρακολούθησης δεδομένων που συλλέγονται από τις παρατηρήσεις της ακτινικής ταχύτητας.4

4.2.3

Διακυμάνσεις του φωτός εξαιτίας των ελλειψοειδών παραλλαγών

Οι τεράστιοι πλανήτες μπορούν να προκαλέσουν ελαφρές παλιρροϊκές στρεβλώσεις στους αστέρες που τους φιλοξενούν. ΄Οταν ένας αστέρας έχει ένα ελαφρώς ελλειψοειδές σχήμα, η φαινόμενη φωτεινότητα ποικίλλει ανάλογα με το αν το πεπλατυσμένο μέρος του αστέρα βρίσκεται αντικριστά από την σκοπιά του παρατηρητή. ΄Οπως και με την μέθοδο της σχετικιστικής ακτινοβολίας, βοηθάει στον καθορισμό της ελάχιστης μάζας του πλανήτη και η ευαισθησία του εξαρτάται από την τροχιακή κλίση του πλανήτη. Η έκταση του φαινομένου αυτού μπορεί να έχει μεγαλύτερη επίδραση στην φαινόμενη φωτεινότητα ενός αστέρα, όμως ο κύκλος που αλλάζει η φωτεινότητα είναι ο μισός απ΄ ότι πριν. Επιπρόσθετα, ο πλανήτης μπορεί να παραμορφώσει περισσότερο το σχήμα του αστέρα, εάν ο αστέρας έχει μικρή τιμή του μεγάλου ημιάξονα σε αναλογία με την ακτίνα του και αν η πυκνότητά του είναι χαμηλή. Οπότε, αυτή η μέθοδος είναι περισσότερο κατάλληλη για τον εντοπισμό πλανητών γύρω από αστέρες που έχουν εγκαταλείψει την κύρια ακολουθία.

4 Πρέπει να αναφερθεί πως ο πρώτος πλανήτης που ανακαλύφθηκε χρησιμοποιώντας αυτή την μέθοδο ήταν ο Kepler-76b το 2013.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.3

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

Μέθοδοι με βάση τις χρονικές διακυμάνσεις

Οι πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από αστέρες μπορούν να προκαλέσουν παραλλαγές στην διάρκεια περιοδικών φαινομένων που αφορούν τους αστέρες αυτούς, ή άλλους πλανήτες οι οποίοι βρίσκονται σε τροχιά γύρω από αυτούς τους αστέρες. Παρακάτω παρατίθενται μερικοί μέθοδοι ανακάλυψης εξωπλανητών με βάση τις χρονικές διακυμάνσεις που προκαλούνται εξαιτίας των πλανητών.

4.3.1

Διακυμάνσεις στο χρονοδιάγραμμα ενός πάλσαρ

΄Ενας πάλσαρ είναι ένας αστέρας νετρονίων· με άλλα λόγια ένα μικρό, υπέρπυκνο υπόλειμμα ενός αστέρα που εξερράγη ως ένα σούπερνοβα. ΄Ενα από τα χαρακτηριστικά των πάλσαρ είναι ότι εκπέμπουν ραδιοκύματα εξαιρετικά τακτικά καθώς περιστρέφονται. Επειδή λοιπόν, η εγγενής περιστροφή ενός πάλσαρ είναι τόσο τακτική, οι παραμικρές ανωμαλίες στο χρονοδιάγραμμα που καταγράφονται οι ραδιοπαλμοί του, μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να παρακολουθηθεί η κίνηση του πάλσαρ. ΄Οπως ο οποιοδήποτε συνήθης αστέρας, ένας πάλσαρ κινείται στην δική του μικρή τροχιά εάν φιλοξενεί κάποιον πλανήτη. Επομένως, οι υπολογισμοί που βασίζονται στην παρακολούθηση των χρονικών παλμών του, μπορούν να αποκαλύψουν τις παραμέτρους αυτής της τροχιάς. Αυτή η μέθοδος δεν σχεδιάστηκε αρχικά με σκοπό την εύρεση πλανητών, όμως είναι τόσο ευαίσθητη που την καθιστά ικανή για τον εντοπισμό πολύ μικρότερων πλανητών απ΄ ότι είναι ικανή κάθε άλλη μέθοδος. Μπορεί να εντοπίσει πλανήτες που έχουν έως και μέχρι το ένα δέκατο της μάζας της Γης! Είναι επιπλέον ικανή στο να ανιχνεύει τις αμοιβαίες βαρυτικές διαταραχές μεταξύ των διάφορων μελών ενός πλανητικού συστήματος. Ως εκ τούτου, αποκαλύπτοντας περισσότερες πληροφορίες σχετικά με αυτούς τους πλανήτες που εμπλέκονται και με τις τροχιακές τους παραμέτρους. Επιπρόσθετα, αυτή η μέθοδος μπορεί εύκολα να ανιχνεύσει πλανήτες οι οποίοι βρίσκονται σχετικά μακριά από τον πάλσαρ. Μολαταύτα, η μέθοδος της διακύμανσης του χρονοδιαγράμματος ενός πάλσαρ έχει δύο κύρια μειονεκτήματα: οι πάλσαρ είναι σχετικά σπάνιοι να βρεθούν (είναι πολύ μικροί για να εντοπιστούν σε μαζικό αριθμό, συνεπώς θεωρούνται ως σπάνια ουράνια σώματα) και χρειάζονται ειδικές περιστάσεις ώστε να σχηματιστεί κάποιος πλανήτης γύρω από ένα πάλσαρ. Επομένως είναι μάλλον απίθανο να βρεθεί ένας μεγάλος αριθμός πλανητών με αυτόν τον τρόπο. Επιπλέον, η ζωή όπως την ξέρουμε είναι φύσης αδύνατο να επιβιώσει σε έναν πλανήτη που

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.3 Μέθοδοι με βάση τις χρονικές διακυμάνσεις

βρίσκεται σε τροχιά γύρω από έναν πάλσαρ εξαιτίας της ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας που είναι εξαιρετικά έντονη. Πρέπει να σημειωθεί όμως ότι το 1992 ο Aleksander Wolszczan και ο Dale Frail χρησιμοποίησαν την μέθοδο αυτή με σκοπό να ανακαλύψουν τυχόν πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον πάλσαρ PSR 1257+12. Αυτή η ανακάλυψή τους επιβεβαιώθηκε γρήγορα, κάνοντας την έτσι την πρώτη επιβεβαιωμένη ανακάλυψη πλανητών έξω από το Ηλιακό μας Σύστημα.

4.3.2

Συχνότητα παλμών μεταβλητών αστέρων

΄Οπως γίνεται και με τους πάλσαρ, για κάποια άλλα είδη μεταβλητών αστέρων που είναι αρκετά συνήθης, η ακτινική τους ταχύτητα μπορεί να καθοριστεί καθαρά φωτομετρικά από την μετατόπιση του Doppler της συχνότητας των παλμών τους, χωρίς να χρειαστεί να γίνει φασματοσκοπία. ΄Ομως, αυτή η μέθοδος δεν έχει την ίδια ευαισθησία με την μέθοδο διακύμανσης του χρονοδιαγράμματος ενός πάλσαρ, λόγο ότι η περιοδική δραστηριότητα έχει μεγαλύτερη διάρκεια και είναι λιγότερο τακτική. Το πόσο εύκολο είναι η ανίχνευση ενός πλανήτη γύρω από έναν μεταβλητό αστέρα εξαρτάται από τη περίοδο του παλμού του αστέρα, την συχνότητα των παλμών, την μάζα του πλανήτη και την απόστασή του από τον μητρικό του αστέρα. Αναφορικά, η πρώτη επιτυχής ανακάλυψη με αυτή την μέθοδο, ενός πλανήτη γύρω από έναν παλλόμενο νάνο αστέρα (V391 Pegasi b) έγινε το 2007.

4.3.3

Η μέθοδος χρονικών μεταβολών διέλευσης (TTV)

῾῾Η χρονική μεταβολή᾿᾿ της διέλευσης ερωτά αν κάποια διέλευση ενός πλανήτη γίνεται με αυστηρή περιοδικότητα ή εάν μπορεί να υπάρξει κάποια μεταβολή σε αυτήν. ΄Οταν ανιχνευθούν πολλαπλοί πλανήτες που διέρχονται μπροστά από τον αστέρα τους, μπορούν συχνά να επιβεβαιωθούν από την μέθοδο χρονικών μεταβολών διέλευσης (Transit Timing Variarion, TTV). Αυτή η μέθοδος είναι χρήσιμη για πλανητικά συστήματα πολύ μακριά από τον ΄Ηλιο, όπου οι μέθοδοι της ακτινικής ταχύτητας δεν έχουν την δυνατότητα να τα ανιχνεύσουν λόγο της χαμηλής αναλογίας σήματος/θορύβου. Εάν ένας πλανήτης έχει ανιχνευθεί με την μέθοδο της διέλευσης, τότε οι χρονικές μεταβολές στην διέλευση του παρέχουν μια εξαιρετικά ευαίσθητη μέθοδο, η οποία είναι ικανή να ανιχνεύσει επιπλέον, μη διερχόμενους μπροστά από τον αστέρα, πλανήτες του συστήματος με μάζες συγκρινόμενες της Γης. Είναι ευκολότερο να εντοπιστούν χρονικές μεταβολές διελεύσεων αν οι πλανήτες έχουν σχετικά κοντινές τροχιές και όταν τουλάχιστον ένας από τους πλανήτες είναι τεράστιος σε σχέση με τους άλλους, προκαλώντας έτσι διαταραχές στην τροχιακή περίοδο των άλλων πλανητών.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

Το κύριο μειονέκτημα αυτής της μεθόδου είναι ότι συνήθως δεν μπορούν να εξαχθούν παραπάνω πληροφορίες για τον ίδιο τον πλανήτη. Η χρονική μεταβολή της διέλευσης, όμως, μπορεί να βοηθήσει στο να καθοριστεί η μέγιστη μάζα ενός πλανήτη. Στις περισσότερες περιπτώσεις, μπορεί να επιβεβαιώσει εάν ένα αντικείμενο έχει μια μάζα για τα πλανητικά δεδομένα, αλλά δεν έχει την δυνατότητα να θέσει στενούς περιορισμούς σε αυτήν. Ωστόσο, υπάρχουν μερικές εξαιρέσεις· όπως οι πλανήτες στα συστήματα Kepler-36 και Kepler-88, όπου οι τροχιές τους βρίσκονται αρκετά κοντά ώστε να μπορεί να καθοριστεί με ακρίβεια η μάζα τους. Η πρώτη σημαντική ανίχνευση ενός μη διερχομένου μπροστά από τον αστέρα πλανήτη χρησιμοποιώντας την μέθοδο TTV διεξήχθη από τον δορυφόρο και αποστολή της NASA, Kepler. Ο διερχόμενος πλανήτης Kepler-19b εμφανίζει στοιχεία χρονικών μεταβολών στην διέλευσή του σε ένα εύρος 5 λεπτών και μιας περιόδου 300 ημερών, υποδεικνύοντας την παρουσία ενός δεύτερου πλανήτη, του Kepler-19c, ο οποίος έχει μια περίοδο που είναι σχεδόν πολλαπλάσια σε αναλογία με την περίοδο του διερχομένου πλανήτη. Στους πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από δύο αστέρες, αντί ενός που συνηθίζεται, οι χρονικές μεταβολές της διέλευσης προκαλούνται κυρίως λόγο της τροχιακής κίνησης τον αστέρων αντί των βαρυτικών διαταραχών από άλλους πλανήτες. Αυτές οι μεταβολές καθιστούν δυσκολότερη την ανίχνευση των πλανητών αυτών διαμέσου αυτοματοποιημένων μεθόδων. Παρ΄ όλα αυτά, μόλις ανιχνευθεί κάποιος τέτοιος πλανήτης, τον καθιστά εύκολο στο να επιβεβαιωθεί.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.4 Η μέθοδος του βαρυτικού φακού

4.4

Η μέθοδος του βαρυτικού φακού

Το φαινόμενο του βαρυτικού φακού συμβαίνει όταν το βαρυτικό πεδίο ενός αστέρα δρα όπως ένας φακός, μεγεθύνοντας το φως από κάποιον μακρινό αστέρα στο υπόβαθρο. Το φαινόμενο αυτό παρατηρείται όταν οι δυο αστέρες είναι σχεδόν ευθυγραμμισμένοι και είναι πολύ σύντομο· έχει διάρκεια δηλαδή μερικών εβδομάδων ή ημερών, καθώς οι δυο αστέρες και η Γη κινούνται συνεχώς σχετικά μαζί τους. Ακόμη, έχουν παρατηρηθεί χιλιάδες τέτοια συμβάντα τα τελευταία χρόνια, επομένως, όπως ήταν αναμενόμενο, δεν είναι σπάνιο να χρησιμοποιηθεί αυτή η μέθοδος με σκοπό την ανακάλυψη εξωπλανητών. Εάν ο αστέρας που βρίσκεται κοντύτερα σε σχέση με την θέση μας έχει κάποιον πλανήτη, τότε το βαρυτικό πεδίο του ίδιου του πλανήτη μπορεί να δώσει μια ανιχνεύσιμη συμβολή στο φαινόμενο του βαρυτικού φακού. Από την στιγμή που η μέθοδος αυτή απαιτεί μια σχεδόν απίθανη ευθυγράμμιση, είναι ανάγκη να παρακολουθείται συνεχώς ένας πολύ μεγάλος αριθμός μακρινών αστέρων, έτσι ώστε να ανιχνεύονται οι συμβολές των πλανητικών βαρυτικών φακών σε ένα λογικό ποσοστό. Συνεπώς, η μέθοδος αυτή είναι περισσότερο καρποφόρα για πλανήτες που βρίσκονται μεταξύ της Γης και του κέντρου του Γαλαξία, καθώς το Γαλαξιακό κέντρο παρέχει έναν πολύ μεγάλο αριθμό αστέρων στο υπόβαθρο. Μερικές επιτυχίες στην ανίχνευση εξωπλανητών χρησιμοποιώντας την μέθοδο αυτή χρονολογούνται από το 2002, όταν μια ομάδα Πολωνών αστρονόμων (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak, Bohdan Paczynski και ο Michal Szymanski) ανέπτυξε μια λειτουργική τεχνική. Στην διάρκεια ενός μηνός μόνο εντόπισαν αρκετούς πιθανούς πλανήτες, όμως εξαιτίας κάποιων περιορισμών στις παρατηρήσεις τους δεν ήταν δυνατή η πλήρης επιβεβαίωση των πλανητών αυτών. Ωστόσο, από τότε, αρκετοί εξωη- Σχήμα 4.2: Αναπαράσταση λειλιακοί πλανήτες έχουν επιβεβαιωθεί χρησιμο- τουργίας της μεθόδου του βαρυτικού ποιώντας την μέθοδο του βαρυτικού φακού. φακού. Πηγή: Πρέπει να αναφερθεί επίσης ότι αυτή ήταν η http://en.wikipedia.org/wiki/ πρώτη μέθοδος που είχε την δυνατότητα να Methods of detecting exoplanets ανιχνεύσει πλανήτες με μάζα παρόμοιας της Γης, οι οποίοι βρίσκονταν σε τροχιά γύρω από αστέρες της κύριας ακολουθίας. Σε αντίθεση με άλλες μεθόδους οι οποίες έχουν μια τάση να ανιχνεύουν πλανήτες με μικρές σχετικά τροχιές, η μέθοδος του βαρυτικού φακού είναι πολύ ευαίσθητη στο να εντοπίζει πλανήτες σε απόσταση 1-10 αστρονομικών μονάδων γύρω από αστέρες παρόμοιων με τον ΄Ηλιο. ΄Ενα αξιοσημείωτο μειονέκτημα της μεθόδου αυτής είναι ότι δεν μπορεί να επαναληφθεί διότι δεν υπάρχει πιθανότητα να συμβεί κάποια ευθυγράμμιση ξανά! Επιπλέον, οι πλανήτες

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

που ανιχνεύονται τείνουν να είναι αρκετά kP c (κιλοπαρσέκ) μακρία, οπότε η συνεχής παρακολούθηση με άλλες μεθόδους είναι αδύνατη. Επιπρόσθετα, το μόνο φυσικό χαρακτηριστικό που μπορεί να καθοριστεί από την μέθοδο αυτή είναι χαλαροί περιορισμοί της μάζας του πλανήτη. Οι τροχιακές ιδιότητες τείνουν και αυτές να παραμένουν ασαφείς, καθώς το μόνο τροχιακό χαρακτηριστικό που μπορεί να καθοριστεί άμεσα είναι ο τρέχον μεγάλος ημιάξονας της τροχιάς του από τον μητρικό του αστέρα· κάτι το οποίο μπορεί να είναι παραπλανητικό εάν ο πλανήτης ακολουθεί μια εκκεντρική τροχιά. ΄Οταν ο πλανήτης βρίσκεται μακριά από τον αστέρα του, περνάει μόνο ένα από ένα μικρό τμήμα της τροχιάς του σε μια κατάσταση που τον καθιστά ανιχνεύσιμο από αυτή την μέθοδο, οπότε ούτε η τροχιακή περίοδος είναι εύκολο να καθοριστεί. Είναι επίσης ευκολότερο να εντοπιστούν πλανήτες γύρω από μικρής μάζας αστέρες, εφόσον αυξάνεται ο λόγος της μάζας πλανήτη/αστέρα και συνεπώς το φαινόμενο του βαρυτικού φακού είναι εντονότερο. Τα κύρια πλεονεκτήματα της μεθόδου αυτής είναι ότι μπορεί να ανιχνεύσει πλανήτες με τροχιές παράλληλες στο επίπεδο παρατήρησης από την σκοπιά της Γης και πλανήτες που βρίσκονται γύρω από πολύ μακρινούς αστέρες. ΄Οταν μπορούν να παρατηρηθούν αρκετοί αστέρες στο υπόβαθρο με ακρίβεια, τότε η μέθοδος έχει την δυνατότητα να δείξει πόσο κοινοί είναι τελικά οι πλανήτες με παρόμοια μάζα με την Γη στον Γαλαξία. Οι παρατηρήσεις γίνονται συνήθως με την βοήθεια κάποιων δικτύων ρομποτικών τηλεσκοπίων. Επιπρόσθετα, εκτός από το Ευρωπαϊκό Συμβούλιο Ερευνών (European Research Council), η ομάδα Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) δουλεύει με σκοπό να τελειοποιήσει αυτήν την προσέγγιση. Το πρόγραμμα PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) είναι ακόμα πιο αισιόδοξο, καθώς επιτρέπει την σχεδόν συνεχή κάλυψη του ουρανού με την βοήθεια του παγκόσμιου δικτύου τηλεσκοπίων· παρέχοντας έτσι την ευκαιρία να εντοπιστούν αυτές οι βαρυτικές συμβολές από πλανήτες με μάζες τόσο μικρές όσο και της Γης. Πρέπει να αναφερθεί ότι με αυτή την στρατηγική ανιχνεύθηκε επιτυχώς ο πρώτος χαμηλής μάζας πλανήτης που είχε μια μεγάλη τροχιά και ορίστηκε ως OGLE-2005-BLG-390Lb.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.5 Η μέθοδος της άμεσης φωτογράφησης

4.5

Η μέθοδος της άμεσης φωτογράφησης

΄Οπως αναφέρθηκε προηγουμένως, οι πλανήτες συγκρινόμενοι με τους αστέρες είναι εξαιρετικά αμυδρές πηγές φωτός και οποιοδήποτε ποσότητα φωτός που προέρχεται από αυτούς τείνει να χάνεται μέσα στην λάμψη του μητρικού τους αστέρα. Οπότε γενικά, είναι πολύ δύσκολο να εντοπιστούν και να ξεχωριστούν άμεσα από τον μητρικό τους αστέρα. Οι πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά αρκετά μακριά από τον μητρικό τους αστέρα ώστε να μπορούν να ξεχωρίσουν, ανακλούν μικρές ποσότητες φωτός του αστέρα, επομένως γίνονται αντιληπτοί από την θερμική εκπομπή τους. Είναι ευκολότερο να αποκτηθούν εικόνες όταν το αστρικό σύστημα βρίσκεται σχετικά σε κοντινή απόσταση από τον ήλιο, όταν ο πλανήτης είναι ειδικά μεγάλος (αρκετά μεγαλύτερος από τον Δία), όταν είναι ευρέως χωριστά από τον μητρικό του αστέρα και τόσο θερμός ώστε να εκπέμπει έντονα υπέρυθρη ακτινοβολία. Συνεπώς οι φωτογραφίες έχουν παρθεί στο υπέρυθρο φάσμα, εκεί που ο πλανήτης είναι φωτεινότερος απ΄ ότι Αναπαράσταση είναι στο ορατό φάσμα. Επίσης χρησιμοποι- Σχήμα 4.3: λειτουργίας της μεθόδου της ούνται στεμματογράφοι για να μπλοκάρουν το άμεσης φωτογράφησης. Στην φως του αστέρα, αφήνοντας με αυτόν τον τρόπο εικόνα έχουν φωτογραφηθεί οι εξωπλανήτες γύρω από τον αστέρα τον πλανήτη εκτεθειμένο. Η άμεση φωτογράφηση μπορεί να δώσει HR8799. Πηγή: μόνο χαλαρούς περιορισμούς για την μάζα του http://en.wikipedia.org/wiki/ πλανήτη, η οποία εξάγεται από την ηλικία του Methods of detecting exoplanets αστέρα και την θερμοκρασία του πλανήτη. Η μάζα μπορεί να ποικίλει αρκετά καθώς οι πλανήτες μπορούν να σχηματιστούν ακόμα και αρκετά εκατομμύρια χρόνια από τον σχηματισμό του αστέρα τους. Επίσης, όσο πιο ψυχρός είναι ένας πλανήτης, τόσο μικρότερη πρόκειται να είναι και η μάζα του. Σε κάποιες περιπτώσεις είναι δυνατό να δοθούν λογικοί περιορισμοί για την ακτίνα του πλανήτη, βασιζόμενοι στην θερμοκρασία του, στην φαινόμενη λαμπρότητά του και την απόστασή του από την Γη. Ακόμα, το φάσμα που ανιχνεύεται από την ακτινοβολία των πλανητών δεν χρειάζεται να διαχωριστεί από το αντίστοιχο του αστέρα· κάτι το οποίο διευκολύνει τον καθορισμό των χημικών στοιχείων της σύστασης του. Μερικές φορές απαιτούνται παρατηρήσεις από πολλαπλά μήκη κύματος ώστε να αποκλειστεί η περίπτωση του πλανήτη να είναι ένας καφέ νάνος τελικά. Ενώ ταυτόχρονα, η άμεση φωτογράφηση μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να μετρηθεί με ακρίβεια η τροχιά του πλανήτη γύρω από τον αστέρα. Σε αντίθεση με την πλειοψηφία των άλλων μεθόδων, η άμεση φωτογράφηση λειτουργεί καλύτερα

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

Σχήμα 4.4: Χρησιμοποιώντας διάφορα χρώματα αναπαριστάται ο αριθμός των εντοπισμένων πλανητών από την αντίστοιχη μέθοδο. Με μπλε αναπαριστάται η μέθοδος ακτινικής ταχύτητας, με πράσινο η μέθοδος της διέλευσης, με κόκκινο η μέθοδος της άμεσης φωτογράφησης, με καφέ η μέθοδος του βαρυτικού φακού και με σκούρο κίτρινο η μέθοδος με βάση τις χρονικές διακυμάνσεις. Πηγή: http://en.wikipedia.org/wiki/Methods of detecting exoplanets

στην περίπτωση που ο πλανήτης κινείται στο παράλληλο επίπεδο όπως παρατηρείται από την σκοπιά της Γης και όχι όταν κινείται στο κάθετο επίπεδο. Αυτό συμβαίνει διότι όταν η τροχιά του βρίσκεται στο παράλληλο επίπεδο είναι ευκολότερο ο πλανήτης να παρατηρηθεί καθ΄ όλη την διάρκεια της τροχιάς του, ενώ όταν κινείται στο κάθετο επίπεδο, είναι ευκολότερο να παρατηρηθούν μόνο κατά την διάρκεια του μεγαλύτερου φαινομενικού διαχωρισμού του από τον μητρικό του αστέρα. Οι πλανήτες που ανιχνεύονται διαμέσου της μεθόδου άμεσης φωτογράφησης χωρίζονται προς το παρόν σε δύο κατηγορίες. Οι πρώτοι είναι αυτοί που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από αστέρες πολύ μεγαλύτερους από τον ΄Ηλιο, οι οποίοι είναι αρκετά νέοι και έχουν ακόμα τον πρωτοπλανητικό τους δίσκο. Ενώ οι δεύτεροι είναι πιθανοί υπό-καφέ νάνοι που βρίσκονται γύρω από πολύ αμυδρούς αστέρες ή καφέ νάνους και σε απόσταση τουλάχιστον 100 AU μακριά από τους μητρικούς τους αστέρες. Τέλος, πρέπει να αναφερθεί ότι με την μέθοδο αυτή μπορούν να βρεθούν ακόμα αντικείμενα που έχουν μια μάζα συγκρινόμενη με την πλανητική και δεν είναι δεμένα βαρυτικά με κάποιον αστέρα. Συνοψίζοντας την αποτελεσματικότητα των παραπάνω μεθόδων στην ανα-

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.5 Η μέθοδος της άμεσης φωτογράφησης

κάλυψη εξωηλιακών πλανητών θα έλεγε κανείς πως οι περισσότερο αποτελεσματικές μέθοδοι είναι αυτές της διέλευσης του πλανήτη μπροστά από τον αστέρα και της ακτινικής ταχύτητας. Παρατηρώντας και το αντίστοιχο γράφημα (βλέπε το σχήμα 4.4) γίνεται αντιληπτό πως τα τελευταία χρόνια με την χρήση της μεθόδου της διέλευσης έχουν εντοπίσει οι περισσότεροι εξωπλανήτες από κάθε άλλη μέθοδο. Ενώ η χρήση της μεθόδου της ακτινικής ταχύτητας δίνει σχεδόν σταθερά αποτελέσματα στην ανίχνευση εξωπλανητών καθ΄ όλη την διάρκεια εκμετάλλευσής της. Επίσης φαίνεται καθαρά πως συμβάλλουν και οι άλλες μέθοδοι στην ανίχνευση των εξωπλανητών, αν και σε μικρότερο ρυθμό. Αυτές λοιπόν οι μέθοδοι αποτελούν τις δημοφιλέστερες ανάμεσα σε αρκετές ακόμα, που έχουν ως σκοπό την ανακάλυψη νέων πλανητών (ή ακόμα κόσμων) και κατ΄ επέκταση κατοικήσιμων περιβαλλόντων εκτός του Ηλιακού μας Συστήματος. Τι θα γινόταν όμως αν υπήρχε η δυνατότητα για την διαμόρφωση του περιβάλλοντος στους ήδη υπάρχον πλανήτες ώστε να γίνουν κατοικήσιμοι;

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.6

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

Η διαδικασία της Γεωποίησης

Η γεωποίηση ενός πλανήτη ή φεγγαριού, ή ενός οποιουδήποτε άλλου ουράνιου σώματος είναι η θεωρητική διαδικασία της εκούσιας μορφοποίησης της ατμόσφαιρας, της θερμοκρασίας, της επιφανειακής τοπογραφίας ή της οικολογίας του με σκοπό να παρομοιάζει τις συνθήκες της βιόσφαιρας της Γης και συνεπώς να γίνει ένα κατοικήσιμο περιβάλλον για τις μορφές ζωής της Γης. Ο όρος της ῾῾γεωποίησης᾿᾿ μπορεί να χρησιμοποιηθεί μερικές φορές πιο γενικά ως συνώνυμο της πλανητικής μηχανικής, ωστόσο ορισμένοι θεωρούν ότι λανθασμένα χρησιμοποιείται αυτός ο όρος. Η ιδέα για την γεωποίηση οφείλεται κυρίως σε δύο παράγοντες· την επιστημονική φαντασία και την πραγματική επιστήμη. Η ονομασία του όρου επινοήθηκε από τον Jack Williamson σε μια από τις επιστημονικής φαντασίας ιστορίες του (Collision Orbit), η οποία δημοσιεύτηκε το 1942 στο περιοδικό Astounding Science Fiction, όμως η έννοια της ιδέας ίσως να προηγείται του έργου αυτού. Βασιζόμενοι σε εμπειρίες από την Γη, είναι γνωστό ότι το περιβάλλον ενός πλανήτη μπορεί να τροποποιηθεί σκόπιμα. Μολαταύτα, το κατόρθωμα της δημιουργίας μιας πλανητικής βιόσφαιρας χωρίς περιορισμούς, η οποία μιμείται αυτήν της Γης, σε έναν άλλο πλανήτη μένει ακόμα να επαληθευτεί. Από τα κοντινά μας ουράνια σώματα, ο ΄Αρης είναι αυτός που συχνά θεωρείται ως ο πιο πιθανός υποψήφιος για την διαδικασία της γεωποίησης. Επίσης, για το θέμα αυτό έχουν γίνει πολλές μελέτες σε ότι αφορά την δυνατότητα θέρμανσης του πλανήτη και της τροποποίησης Σχήμα 4.5: Αναπαράσταση της της ατμόσφαιρας, ενώ παράλληλα η NASA έχει διαδικασίας της γεωποίησης στον διεξάγει αρκετές συζητήσεις πάνω στο αντικείμε΄Αρη. νο αυτό. Πρέπει να αναφερθεί ότι αρκετές πιθαΠηγή: νές μέθοδοι για την μορφοποίηση του κλίματος http://en.wikipedia.org/wiki/ Terraforming του ΄Αρη είναι μέσα στα πλαίσια των ανθρωπίνων τεχνολογικών δυνατοτήτων, όμως οι τρέχων οικονομικοί πόροι που απαιτούνται για να γίνει ένα τέτοιο εγχείρημα ξεπερνούν κατά πολύ τα πλαίσια των οικονομικών πόρων οποιασδήποτε κυβέρνησης ή κοινωνίας που είναι πρόθυμη να διαθέσει. Επιπλέον, συχνά γίνεται αντικείμενο συζήτησης οι μεγάλες χρονικές κλίμακες και η πρακτικότητα της γεωποίησης. Ενώ παραμένουν αναπάντητα ερωτήματα σχετικά με την ηθική, την επιμελητεία, την οικονομία, την πολιτική και την μεθοδολογία μορφοποίησης του περιβάλλοντος ενός εξωγήινου κόσμου.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

4.6 Η διαδικασία της Γεωποίησης

4.6.1

Η διαδικασία της παρα-γεωποίησης

Η διαδικασία αυτή είναι γνωστή και ως η έννοια ενός ῾῾παγκόσμιου θόλου᾿᾿, ή αλλιώς μικρότερων θόλων. Η παρα-γεωποίηση συμπεριλαμβάνει την κατασκευή ενός κατοικήσιμου έγκλειστου μέρους (θόλου) πάνω σε έναν πλανήτη, το οποίο τελικά επεκτείνεται ώστε να περιβάλλει όσο περισσότερη ωφέλιμη επιφάνεια του πλανήτη. Το μέρος αυτό θα αποτελείται από μια διαφανή οροφή η οποία θα έχει ύψος ενός ή περισσοτέρων χιλιομέτρων πάνω από την επιφάνεια, μια συμπιεσμένη αναπνεύσιμη ατμόσφαιρα και θα στηρίζεται από ορισμένους πύργους και μερικά καλώδια, που θα μοιράζονται την ένταση ανά τακτά διαστήματα. Οι υποστηρικτές της διαδικασίας αυτής ισχυρίζονται ότι αυτοί οι παγκόσμιοι θόλοι είναι δυνατόν να κατασκευαστούν ακόμα και με την τεχνολογία που ήταν γνωστή ήδη από την δεκαετία του 1960. Με το πρόγραμμα Biosphere 2 έγινε δυνατή η κατασκευή ενός τέτοιου θόλου εδώ στην Γη, ο οποίος εμπεριείχε ένα κατοικήσιμο περιβάλλον. Παρ΄ όλα αυτά το πρόγραμμα αντιμετώπιζε δυσκολίες στην λειτουργία του, συμπεριλαμβανομένης μια απροσδόκητης αύξησης του πληθυσμού μερικών φυτών και ζώων, και μιας χαμηλότερης από το αναμενόμενο παραγωγής οξυγόνου από τα φυτά, απαιτώντας έτσι την επιπλέον συμπλήρωση του οξυγόνου από κάποια εξωτερική πηγή. Η παρα-γεωποίηση έχει αρκετά πλεονεκτήματα σε σύγκριση με την κλασική διαδικασία γεωποίησης. Για παράδειγμα, παρέχει μια άμεση αποπληρωμή στους επενδυτές (αν θεωρηθεί ένα καπιταλιστικό οικονομικό μοντέλο). Παρ΄ όλο που ξεκινάει από μια μικρή περιοχή πάνω στον πλανήτη (από μια πόλη μέσα στον θόλο για παράδειγμα), έχει την δυνατότητα να παρέχει γρήγορα περισσότερο κατοικήσιμο χώρο. Επίσης, με την διαδικασία αυτή είναι δυνατή η προσέγγιση στις απαραίτητες ανάγκες του πληθυσμού στον πλανήτη, επεκτείνοντας την κατοικήσιμη περιοχή μόνο με τον ρυθμό που απαιτείται και μόνο όπου χρειάζεται. Τέλος, η παρα-γεωποίηση μειώνει σημαντικά την ποσότητα της ατμόσφαιρας που είναι απαραίτητο να προστεθεί σε πλανήτες όπως ο ΄Αρης, ώστε τα επίπεδα των ατμοσφαιρικών πιέσεων να παρομοιάζουν αυτά της Γης. Με αυτόν τον τρόπο, χρησιμοποιώντας ένα σκληρό περίβλημα, ακόμα και σώματα τα οποία διαφορετικά θα ήταν ανίκανα να συγκρατήσουν μια οποιαδήποτε ατμόσφαιρα (όπως οι αστεροειδείς), είναι δυνατό να αποκτήσουν κατοικήσιμα περιβάλλοντα. Το περιβάλλον κάτω από ένα τεχνητό παγκόσμιο θόλο, επιπλέον, είναι πιθανότερο να επιδέχεται κάποια τεχνητή χειραγώγηση. Επιπρόσθετα, με την διαδικασία αυτή είναι λιγότερο πιθανό να προκληθούν βλάβες σε οποιεσδήποτε μορφές ζωής που υποθετικά μπορεί να κατοικούν τον πλανήτη, καθώς τα μέρη του πλανήτη έξω από το έγκλειστο μέρος δεν θα επηρεαστούν κανονικά, σε αντίθεση με την γεωποίηση όπου επηρεάζει ολόκληρο τον πλανήτη. Ωστόσο, έχει το μειονέκτημα ότι απαιτούνται τεράστιες ποσότητες κατασκευαστικών δραστηριοτήτων και εξαιρετικά προσεγμένη συντήρηση έπειτα.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Μέθοδοι Ανακάλυψης Εξωπλανητών

Ακόμη, πολύ πιθανό να μην διαθέτει εξ ολοκλήρου έναν ανεξάρτητο κύκλο του νερού, διότι παρ΄ όλο που ίσως είναι εφικτή η δημιουργία βροχόπτωσης σε μια αρκετά υψηλή οροφή, πιθανώς να μην είναι αρκετά επαρκής για την ανάπτυξη της γεωργίας ή ενός κύκλου του νερού. Ακόμη, ένα επιπλέον κόστος θα μπορούσε να συμψηφιστεί για μερικούς αυτοματοποιημένους μηχανισμούς κατασκευών και επισκευών. Επίσης ένας παγκόσμιος θόλος ίσως να είναι περισσότερο επιρρεπής σε κάποια καταστροφική αποτυχία εάν συμβεί μια σοβαρή παραβίαση, ωστόσο ο κίνδυνος αυτός μπορεί να μειωθεί με την διαμερισματοποίηση και άλλες ενεργές προφυλάξεις ασφάλειας. Τέλος, μια από τις κύριες ανησυχίες είναι η πτώση μετεωριτών, διότι χωρίς κάποια εξωτερική ατμόσφαιρα θα έφταναν ανέπαφοι στην επιφάνεια δίχως να καούν και να διαλυθούν.

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Κεφάλαιο 5 Επίλογος - Συμπεράσματα Ανακεφαλαιώνοντας τα παραπάνω, έγινε μια πρώτη προσέγγιση του όρου της Αστροβιολογίας, έτσι ώστε να γίνει κατανοητή η έννοια του όρου. Αν και η έννοια της Αστροβιολογίας εμπερικλείει αρκετά επιστημονικά πεδία, στην παραπάνω εργασία η επικέντρωση ήταν πάνω στην μελέτη των εξωπλανητών· αναζητώντας κατοικήσιμα περιβάλλοντα εντός και εκτός του Ηλιακού συστήματος. Αρχικά έγινε μια σύντομη περιγραφή πάνω στο φαινόμενο της δημιουργίας ενός αστέρα και του πλανητικού του συστήματος. Διαπιστώνοντας παράλληλα πως δεν απαιτούνται κάποιες ιδιαίτερες συνθήκες ώστε να επιτευχθεί η δημιουργία αυτών των συστημάτων, με αποτέλεσμα το φαινόμενο αυτό να αποτελεί ένα σύνηθες φαινόμενο για τους Γαλαξίες. Παρ΄ όλα αυτά, για να υπάρξει ένα κατοικήσιμο περιβάλλον σε κάποιον από τους δισεκατομμύρια πλανήτες του Γαλαξία μας, είναι ανάγκη να επικρατούν κάποιες πολύ απαιτητικές συνθήκες. Η σημαντικότερη απ΄ όλες είναι η ύπαρξη του νερού σε υγρή μορφή στην επιφάνεια του πλανήτη. Σύμφωνα με τα δεδομένα για την ζωή, όπως την γνωρίζουμε, χωρίς το νερό δεν μπορεί να υπάρξει. Για τον λόγο αυτό - σύμφωνα με την εργασία του Francois Forget (2014) - είναι δυνατόν οι πλανήτες να ταξινομηθούν σε τέσσερις κατηγορίες, ανάλογα με τις συνθήκες που επικρατούν στην επιφάνειά τους και την μορφή που διατηρείται το νερό σε αυτούς. Επιπλέον, γίνεται μια αναλυτική αναφορά στην απόσταση που πρέπει να έχει ένας πλανήτης από τον αστέρα του, έτσι ώστε να είναι δυνατή η διατήρηση του νερού σε υγρή μορφή στην επιφάνειά του. Καθορίζεται λοιπόν ένα όριο γύρω από έναν αστέρα, όπου εκεί πιθανός να είναι δυνατή η ύπαρξη ενός κατοικήσιμου περιβάλλοντος. Ανάμεσα στα δυο άκρα αυτών των ορίων ορίζεται επομένως η κατοικήσιμη ζώνη του αστέρα· η οποία, ανάλογα με την φάση εξέλιξης του αστέρα διαθέτει και διαφορετικά όρια. Εάν βρεθεί κάποιος όμως πλανήτης εντός της λεγόμενης κατοικήσιμης ζώνης, δεν τον κάνει αυτομάτως και έναν κατοικήσιμο πλανήτη. Πολύ σημαντικό ρόλο παίζουν οι ατμοσφαιρικές συνθήκες στον πλανήτη αυτόν, έτσι ώστε να ευνοηθεί η διατήρηση του νερού σε υγρή μορφή για δισεκατομ91

Επίλογος - Συμπεράσματα

μύρια έτη. Σε πολλούς πλανήτες, είναι δυνατόν (μετά από αρκετά έτη από την δημιουργία τους) να υπάρξει κάποια ατμοσφαιρική απώλεια, λόγο του κλίματος που ίσως δημιουργήθηκε με το πέρασμα του χρόνου. ΄Οπως επίσης είναι σημαντική και η γεωλογική δραστηριότητα που επηρεάζει σαφώς τις ατμοσφαιρικές συνθήκες του πλανήτη. Η εκτίμηση της συχνότητας των κατοικήσιμων πλανητών και ειδικότερα των κόσμων που μπορούν να να παραμείνουν κατοικήσιμοι για δισεκατομμύρια χρόνια εξαρτάται επομένως από την κατανόηση μας για την φύση και την πιθανή εξέλιξη των ατμοσφαιρών. Η εμπειρία μας από το Ηλιακό Σύστημα δεν επαρκεί ώστε να εκτιμηθεί τι μπορεί να συμβεί σε άλλα αστρικά συστήματα ή σε έναν πλανήτη με διαφορετική μάζα από την Γη. Συγκεκριμένα, δεν είναι απίθανο η Γη, λόγο του ακριβούς μεγέθους της, την τοποθεσία της στο Ηλιακό Σύστημα, την ιστορία εξέλιξης της, καθώς και λόγο του ΄Ηλιου μας με το πλανητικό του σύστημα, να απόλαυσε ένα συνδυασμό ευνοϊκών συνθηκών για την ανάπτυξη της ζωής. Επειδή, εξ ορισμού, διεξάγεται η έρευνά μας από έναν κατοικήσιμο πλανήτη, δεν μπορεί να γενικευθεί αυτή η εμπειρία μας υποθέτοντας πως είναι παγκόσμια. Στην συνέχεια, το θέμα της εργασίας επεκτάθηκε στις πιθανότητες που μπορεί να υπάρξουν για την εύρεση εξωγήινων μορφών ζωής ή ίσως ακόμα και πολιτισμών. Η έκφραση των πιθανοτήτων αυτών δεν είναι άλλη από την γνωστή εξίσωση του Drake (βλέπε εξίσωση 3.1). Ωστόσο, σύμφωνα με την εργασία του Νίκου Πράντζου (2014), έγινε μια απλούστευση και ανάλυση στην εξίσωση αυτή, με σκοπό να συγκριθεί με την έννοια του παραδόξου του Fermi. Το παράδοξο αυτό με πολύ λίγα λόγια εκφράζει την παραδοξότητα της θεωρητικής ύπαρξης εξωγήινων πολιτισμών στον Γαλαξία μας, που όμως δεν έχουν γίνει αντιληπτοί ακόμα. Συνοπτικά, σύμφωνα με όσα αναφέρθηκαν στο αντίστοιχο κεφάλαιο, φαίνεται πως παρόλο που οι ραδιοεπικοινωνίες αποτελούν έναν φυσικό τρόπο για τους πολιτισμούς που είναι μικρότεροι από μερικές χιλιετίες, για να αναζητήσουν άλλους πολιτισμούς στον Γαλαξία. Ενώ, οι μεγαλύτερης ηλικίας πολιτισμοί, λογικά, θα προτιμούσαν να αναπτύξουν ένα εκτενές πρόγραμμα διαστρικής αποικιοποίησης. Διότι, αυτός είναι ο μόνος τρόπος για να επιτευχθεί μια αδιαμφισβήτητη απόδειξη (είτε ενάντια, είτε υπέρ της ύπαρξης εξωγήινης ευφυίας) εντός του χρονικού ορίου L του πολιτισμού. Την σήμερον ημέρα, η ῾῾πολλαπλότητα των κόσμων᾿᾿, όπως ήταν γνωστό αυτό το πεδίο από την αρχαιότητα είναι περισσότερο αμφιλεγόμενο από ποτέ. Τα επιχειρήματα και από τις δυο πλευρές (῾῾Είναι απίθανο να είμαστε μόνοι στο σύμπαν σύμφωνα με την αρχή του Κοπέρνικου και τον τεράστιο αριθμό των αστέρων στον Γαλαξία᾿᾿ και ῾῾Εάν υπάρχουν τόσοι πολύ πολιτισμοί εκεί έξω, που είναι;᾿᾿) έχουν στατιστική μορφή. Είναι συνεπώς μικρής σημασίας, κυρίως διότι η στατιστική δεν μπορεί να βασιστεί μόνο από μια μοναδική περίπτωση όπου υπάρχει ζωή, την Γη! Η ανίχνευση για σημάδια ζωής σε έναν άλλο πλανήτη θα ήταν ένας πολύ ισχυρός λόγος ώστε να επιχειρηθούν τα διαστρικά ταξίδια, ξεκινώντας με την αποστολή

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

93 κάποιου μη επανδρωμένου σκάφους για εξερεύνηση. Ο εντοπισμός ενός εξωγήινου πολιτισμού αναμφισβήτητα θα ήταν ένα από τα μεγαλύτερα ορόσημα στην ιστορία της ανθρωπότητας! Από την άλλη μεριά, η μη ανίχνευση εξωγήινων σημάτων, ακόμα και μετά από μια χιλιετία ερευνών, δεν σημαίνει απαραίτητα ότι δεν υπάρχουν εξωγήινοι πολιτισμοί. Ωστόσο, ίσως θα ήταν ένας λόγος να προετοιμάσουμε τους εαυτούς μας για μια ενδεχόμενη κοσμική μοναξιά! Επιπρόσθετα, εκτός από την αναζήτηση ενός κατοικήσιμου περιβάλλοντος ή μορφών ζωής πέρα από το Ηλιακό Σύστημα, καλό θα ήταν να εξερευνηθεί σε πρώτη φάση ῾῾Η δική μας γειτονιά᾿᾿. ΄Οπως αναφέρθηκε παραπάνω στην εργασία, υπάρχουν πληθώρα σωμάτων εντός του Ηλιακού Συστήματος όπου θα μπορούσαν ίσως στο παρελθόν, ή στο μέλλον, ή ακόμα και τώρα να φιλοξενήσουν ορισμένες μορφές ζωής. Ο κορυφαίος υποψήφιος ανάμεσα στα σώματα αυτά που, ίσως στο παρελθόν του, προσέφερε την δυνατότητα για την ανάπτυξη ζωής (έστω μικροβιακής) είναι ο ΄Αρης. Μολαταύτα, δεν πρέπει να παραληφθεί η αναφορά για ένα ξεχωριστό φεγγάρι στο σύστημα του Κρόνου, τον Τιτάνα. Λόγο του μεγέθους του, ο Τιτάνας μπορεί και διατηρεί μια σημαντική ατμόσφαιρα στην επιφάνεια του, ενώ παράλληλα πιστεύεται ότι προκαλούνται διάφορα καιρικά φαινόμενα στην επιφάνειά του, όπως είναι η βροχή. Ωστόσο, το αξιοπερίεργο είναι ότι η βροχή αυτή αποτελείται από μεθάνιο και αιθάνιο. Είναι σημαντικό λοιπόν να γίνει αναφορά στον Τιτάνα διότι με το πέρασμα δισεκατομμυρίων ετών, ίσως υπήρχε αρκετός χρόνος ώστε να αναπτυχθούν διάφορα αμινοξέα και άλλες περίπλοκες μορφές μορίων, δίνοντας έτσι μια νέα βάση για την ζωή· εντελώς διαφορετική από αυτή που γνωρίζουμε! Στο τελευταίο κομμάτι της εργασίας έγινε μια αναφορά στις σημαντικότερες και δημοφιλέστερες μεθόδους ανακάλυψης εξωπλανητών. Δύο από αυτές τις μεθόδους που ξεχωρίζουν για την αποτελεσματικότητά τους είναι η μέθοδος της ακτινικής ταχύτητας και η μέθοδος της διέλευσης. Ενώ η μέθοδος της ακτινικής ταχύτητας δίνει, για αρκετά έτη, συνεχώς σταθερά αποτελέσματα, η μέθοδος της διέλευσης είναι αυτή, που τα τελευταία χρόνια (ειδικά το περασμένο έτος, 2014), έχει δώσει ένα σημαντικά μεγαλύτερο αριθμό θετικών αποτελεσμάτων στην ανακάλυψη εξωπλανητών. Παρ΄ όλα αυτά, εδώ και αρκετά χρόνια υπάρχουν ιδέες εκμετάλλευσης των γειτονικών πλανητών μας· δίχως την ανάγκη εύρεσης κάποιου κατοικήσιμου περιβάλλοντος πέρα από το Ηλιακό Σύστημα. Οι ιδέες αυτές παραπέμπουν στην μορφοποίηση της επιφάνειας (παρα-γεωποίηση) ή της ατμόσφαιρας του πλανήτη (γεωποίηση). Παρ΄ όλο που στην δεύτερη περίπτωση ίσως χρειαστούν χιλιάδες, ή ακόμα και εκατομμύρια έτη για την ολική διαμόρφωση της ατμόσφαιρας του πλανήτη, με τον τρόπο αυτό γίνεται δυνατή η διατήρηση της ζωής παντού στην επιφάνειά του. Ενώ, στην πρώτη περίπτωση, γίνεται εκμετάλλευση ορισμένης επιφάνειας του πλανήτη, με σκοπό την δημιουργία ενός κατοικήσιμου περιβάλλοντος. ΄Ομως, αυτή η περίπτωση είναι μέσα στα όρια των δυνατοτήτων της ανθρωπότητας ακόμα

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Επίλογος - Συμπεράσματα

και με την τρέχον τεχνολογία! Ωστόσο, είναι δύσκολο να παραχωρηθούν οι οικονομικοί πόροι για ένα τέτοιο επίτευγμα. Επιπλέον, υπάρχουν μερικοί ηθικοί ενδοιασμοί, και για τις δυο περιπτώσεις, για το αν θα ήταν πρέπον να μορφοποιηθεί ένα περιβάλλον για να ικανοποιήσει τις ανθρώπινες ανάγκες, ενώ παράλληλα ίσως είχε αρνητικές επιδράσεις στις ενδεχόμενες ή πιθανές μορφές ζωής που θα μπορούσαν να υπάρχουν εκεί. Συνεπώς, εάν ξεπεραστούν αυτοί οι ηθικοί ενδοιασμοί και γίνει μια παγκόσμια προσπάθεια προσφοράς οικονομικών πόρων, για την δημιουργία ενός κατοικήσιμου περιβάλλοντος πέρα από την Γη, πιθανόν να θεμελιωθεί και ένα δεύτερο ῾῾σπίτι᾿᾿ για την ανθρωπότητα! Μολαταύτα, εκ φύσεως η ανθρωπότητα θα συνεχίσει να κοιτάει τον ουρανό και πάντα θα αναρωτιέται, εάν μέσα σε αυτόν τον αχανές χώρο είναι ο μόνος ένοικος. Τελικά, όμως, εάν στο μέλλον, μετά από τα τόσα έτη έρευνας, διαπιστωθεί σε κάποιον γειτονικό αστέρα η ύπαρξη ευφυών όντων με πολιτισμό, τι επιπτώσεις θα είχε αυτό στην ανθρωπότητα; Θα ήμασταν προετοιμασμένοι για να αντιμετωπιστεί μια τέτοια είδηση; ΄Η μήπως αν χτύπαγε το κοσμικό τηλέφωνο, το καλύτερο που θα είχαμε να κάνουμε είναι να μην απαντήσουμε;

Εμμανουήλ Ε. Μαρούλη: Αστροβιολογία με έμφαση στην μελέτη εξωπλανητών

Πηγές • www.wikipedia.org (Wikipedia, the free encyclopedia) • Thedore P. Snow. The Dynamic Universe, An Introduction to Astronomy, Fourth Edition. • Frank H. Shu. Αστροφυσική, Δομή και εξέλιξη του Σύμπαντος, Τόμος ΙΙ, Γαλαξίες, Ηλιακό Σύστημα. • Francois Forget (2014). On the probability of habitable planets, arXiv:1212.0113 [astro-ph.EP] • Nikos Prantzos (2014). A joint analysis of the Drake equation and the Fermi paradox, arXiv:1301.6411 [physics.pop-ph]