Ekosfääri
Wikipedia
 |
Tämän artikkelin tai osion kieliasua on pyydetty parannettavaksi. |
| Lisää tietoa saattaa olla keskustelusivulla. |
 |
Tämä artikkeli sisältää päällekkäistä tietoa artikkelin elokehä kanssa, ja ne pitäisi yhdistää. |
Ekosfääri (elokehä, elinkelpoinen vyöhyke, engl. habitable zone HZ) on tähtitieteessä tähden ympärillä oleva vyöhyke, jolla olevalla planeetalla voi esiintyä elämää. Maan tyyppistä elämää ylläpitävää planeettaa kutsutaan elinkelpoiseksi planeetaksi. Varmasti voidaan sanoa, että maa on ekosfäärissä, eli kiertää elämälle sopivalla vyöhykkeellä keskustähdestään juuri nyt.
Ekologiassa ekosfääri on planeetan globaali ekosysteemi, olennaisesti sama kuin biosfääri.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Ekosfääri
Planeetan lämpötila riippuu monesta tekijästä: sen etäisyydestä keskustähdestään, kasvihuoneilmiöstä ja valonheijastuskyvystä. Planeetan ilmasto on monimutkainen systeemi, jossa esimerkiksi kasvihuone-ilmiö ja valonheijastuskyky vuorovaikuttavat keskenään monien muuttujien kautta. Planeetan pinnan lämpötilanvaihteluihin vaikuttaa vaikkapa myös akselikallistuma ja mannerten jakautuma. Näin voidaan ajatella, että erityyppisille planeetoille ekosfääri lasketaan eri tavoin.
[muokkaa] Ekosfäärin rajat
Eräiden arvioiden mukaan ekosfäärin rajat olisivat veden jäätymispisteen ja orgaanisten molekyylien hajoamispisteen välinen raja, eli 0–60°C :tä vastaavat etäisyydet eli noin 0,8–1,2 AU. Toisen arvion mukaan ekosfääri olisi vain 0,96–1,1 AU etäisyydellä auringosta. Jos tähden säteilyntuotto on 0,25 Aurinkoa, elinkelpoisen planeetan etäisyys on 0,5 Aurinkoa.
[muokkaa] Elämän vaatimukset
Jotkut bakteerit selviävät 120 °C:n lämpötilassa (ks. Ekstremofiilit). Monisoluinen elämä vaatii normaalipaineessa alle 52°C eli alle 325 K lämpötilan. Näistä voidaan johtaa eläinten asuttava ekokehä AHZ, jolla lämpötila on 0–52 °C, ja mikrobien asuttava ekokehä MHZ. Maan organismit eivät kuitenkaan kestä pitkiä aikoja yli 45°C asteen lämpötiloja. Näin ekosfäärin lämpötilarajan olisi oltava alle 40 astetta. Maan keskilämpötila on saattanut olla liitukaudella 6-15 astetta nykyistä korkeampi eli 21-30 °C.
Maapallolla esiintyy aavikoilla yli 45 asteen helteitä. Maapallo jäätyy viimeistään 40-60 asteen pakkasessa pinnaltaan kokonaan, mahdollisesti jo -15 asteessa.
[muokkaa] Maa, planeetta ekosfäärissä
Maa sijaitsee Aurinkoa ympäröivässä ekosfäärissä. Maata voidaan tarkastella heijastavana ja absorpoivana kappaleena, jonka lämpötiloja voi laskea auringon säteilystä. Maa heijastaa auringon säteilystä noin 39 %.
Maalle voidaan laskea teoreettisia lämpötiloja:
- Hitaasti pyörivä "musta" Maa (ks. Musta kappale): Lämpötila riippuu vain Auringon säteilytehosta, 394 K eli noin 120 °C astetta.
- Todellinen maksimilämpötila 313 K eli noin 40°C.
- Lämpötila kun Maan albedo on 0,39 342 K eli 69°C.
- Nopeasti pyörivälle Maalle mustan kappaleen lämpötila on 279 K, heijastuslämpötila 249 K eli -27°C.
Maa on nopeasti pyörivä kappale. Todellinen keskilämpötila on 288 K eli 15°C. Kasvihuoneilmiön osuus Maan lämpötilasta on noin 40 astetta.
[muokkaa] Ekosfäärin laskeminen on monimutkaista
Tärkein ekosfäärin rajoja määräävä tekijä on tähden kirkkaus eli luminositeetti. Jos keskustähti olisi 100 kertaa aurinkoa kirkkaampi, olisi Maata vastaava etäisyys 10 AU eli Saturnuksen radan tienoilla. Ekosfääriä laskettaessa on kuitenkin myös otettava huomioon planeettojen erilaiset säteilynheijastusominaisuudet sekä kaasukehät ja näiden muutokset lämpötilan muuttuessa.
[muokkaa] Ekosfäärin ulkoraja
Kasvihuoneilmiö leventää ekokehää Kastingin ilmastomallin mukaan. Jos kasvihuoneilmiön vaikutus on suuri, elokelpoinen vyöhyke voi ulottua hyvinkin kauas auringosta. Elinkelpoinen vyöhyke vaihtelee tähden ympärillä ajan kuluessa. Maapallo jäätyisi kokonaan, jos sen keskilämpötila laskisi pitkäksi aikaa alle -45 °C:n. On esitetty tietyn lämpötilarajan alla käyvän niin, että lämpötilan laskun takia lisääntynyt jäämäärä heijastaa ulos maapalloa lämmittävää auringon säteilyä, mikä puolestaan aiheuttaa viilenemistä, joka aiheuttaa lisää jäätiköitymistä, joka aiheuttaa lisää viilenemistä jne. kunnes koko maapallo on jäässä. Tällaista koko planeetan pinnan kattavaa jäätiköitymisen kautta Maan historiassa kutsutaan lumipallomaaksi.
Kylmemmissä lämpötiloissa silikaateissa tapahtuva hiilidioksidin tuhoutuminen heikkenee, mikä leventää ekokehää, sillä hiilidioksidi tai jokin muu kasvihuonekaasu planeetan kaasukehässä on edellytys planeettaa lämmittävälle kasvihuoneilmiölle. Kylmässä syntyvät hiilidioksidipilvet lämmittävät planeettaa. Myös vulkaaninen toiminta tuottaa hiilidioksidia kaasukehään, ja Maan lumipallomaa-kauden lienee lopettanut voimakas tulivuoritoiminta. Ekosfäärin viimeinen ulkoraja on hiilidioksidin jäätymispiste, joka johtaa hallitsemattomaan jäätiköitymiseen.
[muokkaa] Ekosfäärin sisäraja
[muokkaa] Kasvihuoneilmiö
Kun planeetta sijaitsee lähellä tähteään, sen kaasukehässä tapahtuu ns. run-away -kasvihuoneilmiö. Seuraava esimerkki havainnollistaa, miten ilmiö etenisi Maassa, jos se olisi lähempänä Aurinkoa.
Maapallon kuumentuessa voimakkaasti, ilmakehään vapautuu meristä vesihöyryä, joka on voimakas kasvihuonekaasu. Maapallon keskilämpötila on nyt 14,5 °C. Lämpötilan noustessa 60 °C:een useimmat eläimet kuolevat, ilmakehän vesihöyrypitoisuus on 20% ja troposfäärin, alemman ilmakehän raja nousee yli 100 km:iin nykyisen 15 km:n sijasta. Mutta jo 40-45 asteessa solutoiminta heikkenee.
Kun on tarpeeksi kuumaa, mineraaleista alkaa irrota kasvihuonekaasuja, jotka kuumentavat maapallon Venuksen kaltaiseksi pätsiksi. Vesihöyryä kohoaa ylempään ilmakehään ja hajaantuu säteilyn vaikutuksesta vedyksi ja hapeksi. Näin vesihöyry voi karata Maan ilmakehästä muutamassa sadassa miljoonassa vuodessa. Vesihöyry rajoittuu pääosin alempaan ilmakehään troposfääriin, jonka yllä on kylmä stratosfääri, johon vesihöyry ei pääse rajakerroksen tropopaussin läpi. Maata kuumemmalla planeetalla kylmää stratosfääriä ei ole, jolloin vesihöyry pääsisi karkaamaan avaruuteen. Tämän jälkeen tulivuoret työntävät ilmakehään aikojen kuluessa valtavat määrät hiilidioksidia, jonka takia hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja alkaa irrota mineraaleistakin. Noin 225 (210?) celsiusasteen lämpötilassa kasvihuoneilmiö alkaa kiihdyttää itseään, kun kasvihuonekaasua alkaa vapautua kuumuudessa karbonaattikivistä. Tämä vaatisi 1,4 kertaa nykyistä suurempaa Auringon kirkkautta eli Maan sijaintia 0,845 AU:n päässä Auringosta. Maan kallioperässä tapahtuu ns. karbonaatti-silikaatti-kierto. Prosessin lopputulos on Venuksen kaltainen planeetta, jossa on 100 kertaa enemmän hiilidioksidia kuin Maassa ja satojen asteiden kuumuus.
Tämän mukaan ekokehän sisempi raja on 0,95 AU jolloin Maahan saapuisi 10% nykyistä enemmän säteilyä. Tällöin Maan keskilämpötila olisi 70 °C (tai yhden arvion mukaan 87 °C). Sisimmät arviot työntävät ekokehän jopa 0,85 AU:n päähän auringosta.
Ekosfäärin sisärajan laskemisessa on monia kysymysmerkkejä: sanotaan, että konvektio viilentää Maata 15 °C astetta. Kuinka paljon se viilentäisi Maata, jos Maa olisi vaikkapa 3% lähempänä Aurinkoa?
[muokkaa] Himmeitten tähtien voimakkaat vuorovesivoimat ekokehässä
Jos planeetta on hyvin lähellä keskustähteä, tähden vuorovesivoimat hidastavat sen pyörimistä ja lopulta lukitsevat pyörimisen esim. 2/3 planeetan kiertoajasta tai niin, että planeetta kääntää aina tietyn puolen emotähteään kohti. Yleensä tämän katsotaan merkitsevän, että vesi haihtuu toiselta puolelta avaruuteen ja jäätyy hyvin kylmällä toisella puolella. Esim. Merkurius on liian lähellä Aurinkoa, sen pyörimisnopeus on 2/3 sen kiertoajasta. Tämä näyttää viittaavan siihen, että hyvin himmeän punaisen kääpiön eli M-spektriluokan tähden ympärillä ei voisi olla elokelpoisia planeettoja. Uusien tutkimusten mukaan ohutkin hiilidioksidia sisältävä ilmakehä voisi tasata lämpöä niin, että elämä kävisi mahdolliseksi.
[muokkaa] Jatkuvasti elinkelpoinen vyöhyke CHZ
Jatkuvasti elinkelpoinen vyöhyke (engl. continously habitable zone CHZ) on kapeampi kuin ekosfääri HZ. Kyse on vyöhykkeestä, jossa planeetan pintalämpötila pysyy nestemäiselle vedelle sopivana pitkiä aikoja.
Kasting arvioi ilmastomallinsa avulla CHZ:n suurimmaksi mahdolliseksi leveydeksi 0.95-1.67 AU (Aurinkokunnan tapauksessa). Jos tähtien ekosfääri on näin leveä, elokelpoiset planeetat ovat melko tavallisia.
Elinkelpoinen vyöhyke on vaeltanut Auringon kirkkauden kasvaessa elinikänsä aikana 1,43-kertaiseksi leviten ulospäin Auringosta. On spekuloitu, että kun Auringon kirkkaus oli 70% nykyisestä, Venuksella olisi ollut Maan tyyppinen ilmakehä ja ehkä mikroskooppista elämää.
[muokkaa] Ekosfäärin laskentaa kasvihuoneilmiön pohjalta
70-luvulla yhdysvaltalainen tutkija Hart laski, että jos Maa olisi ollut 0,96 AU:n päässä, se olisi ajautunut kasvihuoneilmiöön ja jos se olisi ollut 1,01 AU:n päässä, eli 1% kauempana Auringosta kuin nyt, Maa olisi jäätynyt kokonaan jossain vaiheessa. Tätä synkkää käsitystä on myöhemmin Kasting tutkinut ja arvellut ekokehän ulottuvan 1,45–1,67 AU:n päähän Auringosta. Saattaa olla mahdollista, että nestemäisiä meriä voisi esiintyä jopa asteroidivyöhykkeellä 2 AU:n päässä Auringosta. Eräs arvio sanoo ekokehän sisärajan olevan 0,85–0,95 AU. On selvää, ettei Venuksen etäisyys noin 0,7 AU ole elokelpoinen.
[muokkaa] Millaisella tähdellä voi olla elinkelpoisia planeettoja
Eri arvioiden mukaan elokelpoisia planeettoja on 7 -– 89%:lla kaikista tähdistä.
Auringon tyyppisiä G-spektriluokan pääsarjan tähtiä lienee kaikista tähdistä noin 10%, ja 30 valovuoden sisään mahtuu monta Auringon tyyppistä spektriluokan G tähteä. Elinkelpoisia planeettoja voi olla väljän arvion mukaan tähdillä, joiden spetriluokka on F, G, K ja M ja massa 1,5–0,5 Auringon massaa. F-luokan tähtiä kirkkaammat valkeat A-spektriluokan tähdet ovat melko lyhytikäisiä, elämä ei ehdi kehittyä niille.
Aurinkoa kuumemmat tähdet säteilevät enemmän elämälle vaarallista ultraviolettisäteilyä. Kirkkaimmat F-tähdet elävät vain noin 2 miljardia vuotta. Elokelpoisen raja on tämän mukaan jossain F3:n tienoilla, mieluiten F5:n, jonka elinikä on noin 3,4 miljardia vuotta. Jos vaaditaan 5 miljardia vuotta, keskustähden massan olisi oltava alle 1,25 (1,2?) ja spektriluokan suunnilleen F7.
Himmeillä punaisilla M-tähdillä saattaa planeettojen elokelpoisuutta haitata keskustähden vuorovesijarrutus, joka hidastaa pyörimistä niin, että se lukkiutuu. Tämä johtuu siitä, että himmeän, pienimassaisen tähden painovoima on suurempi saman lämpötilan alueella verrattuna Aurinkoon. Tämä taas johtuu siitä, että tähden säteilemä energia alenee hyvin jyrkästi sen massan pienetessä.
Parhaat tähdet elämälle ovat G- ja K-aurinkoa muistuttavia spektriluokan tähtiä, erään arvion mukaan G0-tyypin elokehä on levein.
Koko ekosfääri on varmasti vuorovesirajan sisällä, kun keskustähden massa on alle 0,3 auringon massaa ja spektrityyppi M4. Tämäntyyppisellä tähdellä Maata vastaava planeetta kiertää vain 0,13 AU:n päässä keskuksestaan. Ekosfääri alkaa siirtyä vuorovesirajalla massalla 0,7 auringon massaa mikä vastannee spektrityyppiä K4. Tämäntyyppisellä pääsarjan tähdellä Maata vastaava etäisyys on noin 0,43 AU. Karkeasti "elinkelpoiseksi" voidaan sanoa tähteä, jonka massa on yli 0,5 auringon massaa eli spektri ennen M0:aa. Vuorovesilukkiutuminen ei ehkä vaikuta, jos ilmakehän lämpötila on yli 0,1 ilmakehän painetta.
Erään pessimistisen arvion mukaan spektriluokan K1 tähdellä ei voi olla ekosfääriä lainkaan. Tällaisen tähden massa on 0,82 Auringon massaa. Synkimmän arvion mukaan elinkelpoisiksi jäävät vain spektriluokan G tähdet.
Aurinko on epätavallisen metallirikas, ja havaitut eksoplaneetat näyttävät kiertävän metallirikkaita tähtiä.
"Elinkelpoinen tähti" on todennäköisimmin Populaatio I:n ns. metallirikas tähti. Sen kaasussa on runsaasti raskaita alkuaineita. Kun tähti ja planeetat syntyvät kaasusta, ns. kasautumisteorian mukaan todennäköisimmin raskaita alkuaineita enemmän sisältävälle tähdelle syntyy suuri planeettakunta.
Kaksoistähtiä kaikista 0,5–1,5 auringon massaisista tähdistä on noin 65 %. Suurin osa kaikista auringon tyyppisistä tähdistä on kaksoistähtien komponentteja. Kaksoistähdissä kaksi tähteä kiertää toisiaan. Aikaisemmin väitettiin, ettei kaksoistähdille voi syntyä planeettoja. Nykyisten tutkimusten mukaan voi ja planeettojen radat pysyvät kohtalaisen vakaina, jos tähdet ovat joko aivan lähekkäin tai kohtuullisen kaukana toisistaan. Vakaa vyöhyke tähden ympärillä ulottuu siinä 1/5–1/7 päähän tähtien välimatkoista, tai ulkopuolelle 5x–7x päähän. Nämä kriteerit täyttäviä tähtiä on noin 2/3 kaksoistähdistä. Erään toisen arvion mukaan 5%:ssa kaksoistähdistä voisi molempia tähtiä kiertää yhtä aikaa elinkelpoisessa vyöhykkeessä planeetta. Yksittäisiä tähtiä voisi kiertää planeetta 50%:ssa tapauksista. Jos on kaksi tähteä, jotka kiertävät toisiaan 1 AU:n päässä, jonkinlaisia ratoja voi olla jo 2,5 AU:n päässä tähtien yhteisestä massakeskipisteestä.
Paras ympäristö planeettojen syntymiseen saattaa olla spiraaligalaksi. Pallomaiset tähtijoukot ovat metalliköyhiä ja tähtitiheitä. Tämän takia niissä ei ehkä ole planeettoja, ja jos on, tähtien väliset törmäykset häiritsevät planeettakuntien kehitystä ja vakautta ainakin ulkoplaneettojen osalta. Elliptiset galaksit ja pienet galaksit ovat metalliköyhiä. Magellanin pilvissä metallipitoisuus on 10–40 %. Elliptisissä galakseissa ja pallomaisissa tähtijoukoissa auringon massaiset tähdet ovat kehittyneet suuriksi jättiläistähdiksi ja elämä on tuhoutunut alkuperäisestä ekosfääristä. Kuumia jupitereita sisältävillä tähdillä on tuskin elinkelpoisia planeettoja, sillä ne ovat ajautuneet näiden aurinkokuntien syntyvaiheessa teorian mukaan keskustähteen. Jos planeettojen radat ovat soikeita, niin esimerkiksi iso soikealla radalla oleva jättiläisplaneetta häiritsee pienempien planeettojen rataa, niin että pienemmän planeetan ilmastosta tulee liian vaihteleva.
[muokkaa] Elinkelpoinen vyöhyke galaksissa GHZ
Galaksin keskiosissa, missä on suurempi tähtitiheys ja nopeampi tähtien syntytahti, tapahtuu enemmän supernovaräjähdyksiä ja magnetarien aiheuttamia gammapurkauksia kuin muualla. Suuri tähtitiheys aiheuttaa myös planeettakuntia rikkovia tähtien törmäyksiä ja lähiohituksia. Tämän vuoksi galaksin keskusalueita pidetään vihamielisinä elämälle. Galaksin ulkolaidoilla puolestaan keskustähtien metallipitoisuus on Aurinkoa ja muita Populaatio I:n tähtiä pienempi. Koska metallit ovat terrestristen, elinkelpoisten planeettojen rakennusaineita, alhainen metallipitoisuus synnyttää vain pienikokoisia planeettoja tai asteroidi- ja komeettavyöhykkeitä tähtien ympärille. Jos planeetat ovat kyllin pienikokoisia, niillä ei ole kaasukehää tai vain hyvin ohut kaasukehä, eikä niillä siten voi olla maankaltaista elämää.
Galakseissa tai välittömästi niiden ulkopuolella sijaitsee pallomaisia tähtijoukkoja, joissa on hyvin vanhoja Populaation II:n tähtiä. Pallomaisessa tähtijoukossa on korkea tähtitiheys, joka aiheuttaa planeettakuntia häiritseviä tähtien lähiohituksia, ja niiden tähtien metallipitoisuus on alhainen.
