Den habitability av en planet er et mål på kapasiteten av et astronomisk legeme for å utvikle og imøtekomme liv . Dette konseptet kan derfor brukes spesielt for både planeter og deres naturlige satellitter .
I henhold til den kunnskap ervervet ved studiet av terrestrisk biologi , de elementer som er nødvendige for opprettholdelse av livet er en kilde til energi koblet med mobiliserbare materiale , og vite at ulike modeller er foreslått i støtte av opprinnelse. I liv . Forestillingen om beboelighet som "muligheten for å imøtekomme liv" er imidlertid begrenset av sammenligningen med jordbiologiske forhold, noe som innebærer at flere andre kriterier av geofysisk , geokjemisk og astrofysisk natur respekteres. I den grad eksistensen av utenomjordisk liv er ukjent, er bebobarheten til en planet i stor grad en ekstrapolering av terrestriske forhold og generelle egenskaper som synes gunstige for utviklingen av livet i solsystemet . I særdeleshet, flytende vann er ansett som et vesentlig element for et levedyktig økosystem . Forskning på dette området faller derfor inn under både planetologi og astrobiologi .
Tanken om at andre planeter enn jorden kan ta imot liv er gammel. Gjennom historien har debatten vært like mye filosofisk som vitenskapelig . Slutten av XX th århundre var åstedet for to store funn. Først og fremst ga observasjon og utforskning av sonder av planeter og satellitter i solsystemet viktig informasjon som gjorde det mulig å definere beboelseskriterier og geofysiske sammenligninger mellom jorden og andre himmellegemer. På den annen side var oppdagelsen av ekstrasolare planeter , som begynte i 1995 og har akselerert siden, det andre viktige vendepunktet. Hun bekreftet at solen ikke er den eneste stjernen som huser planeter, og har utvidet omfanget av beboelsesforskning utover solsystemet.
Å definere begrepet "en planets bebobarhet" begynner med studiet av stjernene . Planets bebobarhet avhenger i stor grad av egenskapene til planetsystemet (og derfor av stjernen) som skjuler det. Under Phoenix-prosjektet av SETI programmet , forskere Margaret Turnbull og Jill Tarter utviklet begrepet HabCat (for Katalog av beboelige stjernesystemer) i 2002 . Katalogen ble opprettet ved å trekke ut de 120 000 stjernene nærmest Jorden fra Hipparcos-katalogen . Deretter gjorde et mer presist utvalg det mulig å isolere 17.000 HabStars . Valget av kriterier var et godt utgangspunkt for å forstå hvilke astrofysiske egenskaper som er nødvendige for å imøtekomme beboelige planeter.
Den spektrale klassen til en stjerne indikerer temperaturen på fotosfæren , som for hovedsekvensstjerner er relatert til deres masse. Det anslås for øyeblikket at det riktige spektralområdet for stjerner som er i stand til å være vertskap for livsstilssystemer ( HabStars ) er fra begynnelsen av klassen " F " eller " G " til "midt- K ". Dette tilsvarer temperaturer fra litt over 7000 K til litt over 4.000 K. Solen, en stjerne i G2-klassen, er med vilje midt i dette området. Stjerner av denne typen har en rekke særegenheter som er viktige fra planetenes bebobarhet:
Disse stjernene er verken "for varme" eller "for kalde", og brenner lenge nok til at livet kan ha en sjanse til å dukke opp. Denne typen stjerner utgjør sannsynligvis 5 til 10% av stjernene i vår galakse . På den annen side vil spørsmålet om å vite om de mindre lysende stjernene, det vil si de mellom slutten av K-klassen og M-klassen (de røde dvergene ), sannsynligvis også være vert for beboelige planeter. Det er imidlertid avgjørende, fordi flertallet av stjernene er av denne typen.
Den beboelige sonen (HZ på engelsk ) er et teoretisk område nær stjernen der alle tilstedeværende planetene kan ha flytende vann på overflaten. Etter en energikilde blir flytende vann ansett som det viktigste elementet for livet, hovedsakelig på grunn av rollen det spiller på jorden. Det er mulig at dette bare er en refleksjon av en skjevhet på grunn av vannavhengighet fra terrestriske arter. Hvis livsformer ble oppdaget på planeter der det ikke er vann (for eksempel i ammoniakk ), ville begrepet beboelig sone måtte revideres radikalt og til og med kastes helt fordi det er for restriktivt.
Et "stabilt" oppholdsrom har to særegenheter. For det første bør plasseringen variere litt over tid. Lysstyrken til stjernene øker med alderen og en gitt beboelig sone beveger seg bort fra stjernen mens den går. Hvis denne migrasjonen er for rask (for eksempel for en super-massiv stjerne), er planetene bare i den beboelige sonen i veldig kort tid, noe som i stor grad reduserer sannsynligheten for at liv utvikler seg der. Å bestemme den beboelige sonen og dens forskyvning i løpet av stjernens liv er veldig vanskelig: tilbakemeldinger , som de som skyldes karbonsyklusen, har en tendens til å kompensere for virkningen av økningen i lysstyrke. Således, som stjernens utvikling, har antagelsene om atmosfæriske forhold og geologien til planeten en veldig stor innflytelse på beregningen av en beboelig sone. Dermed har parametrene som er foreslått for å beregne den beboelige sonen til solen, variert veldig etter hvert som denne forestillingen har utviklet seg.
Deretter bør ingen stor massekropp som en gigantisk gassplanet være tilstede i eller i nærheten av den beboelige sonen: dens tilstedeværelse kan forhindre dannelsen av terrestriske planeter . Hvis for eksempel Jupiter hadde dukket opp i regionen som for tiden er mellom banene til Venus og jorden, kunne disse sannsynligvis ikke ha dannet seg ( bortsett fra som en satellitt på denne planeten ). Mens forskere på et tidspunkt antok at kombinasjonen av jordbasert planet i indre baner - gassgigantplaneter i ytre baner var normen, har nylige oppdagelser av ekstrasolare planeter motsatt denne hypotesen. Mange gigantiske gassplaneter (varm Jupiter) har blitt funnet i baner nær stjernen deres, og utslettet potensielle beboelige soner. Nåværende data om ekstrasolare planeter er sannsynligvis partisk fordi store planeter med eksentriske baner og nær stjernen er lettere å finne enn andre. Til dags dato har det ennå ikke vært mulig å bestemme hvilken type planetarisk system som er den vanligste.
Alle stjerner opplever variasjoner i lysstyrke, men størrelsen på disse svingningene er veldig forskjellig fra stjerne til stjerne. De fleste stjerner er relativt stabile, men et betydelig mindretall er varierende og viser ofte plutselige og intense økninger i lysstyrke. Som et resultat, endres mengden strålingsenergi som mottas av bane rundt kropper kraftig. Sistnevnte er derfor dårlige kandidater til å være vert for planeter som er i stand til å ta imot livet i den grad de sterke endringene i energistrømmer vil ha en negativ innvirkning på organismenes overlevelse. For eksempel vil levende ting tilpasset et bestemt temperaturområde sannsynligvis finne det vanskelig å overleve store temperaturvariasjoner. I tillegg er lysutbrudd vanligvis ledsaget av utslipp av massive doser gammastråler og røntgenstråler , stråling som kan være dødelig. De atmosfærer av planeter kunne dempe slike effekter (en økning på 100% i solluminositet, eller en fordobling , medfører bare en primær økning av "bare" ~ 20% i (absolutt) temperatur på jorden, eller ~ 50 ° C ), men det er også mulig at slike planeter kanskje ikke kan beholde atmosfæren fordi den sterke strålingen som treffer den gjentatte ganger, kan spre den.
Solen kjenner ikke denne typen variasjoner: i løpet av solsyklusen er forskjellen mellom minimum og maksimal lysstyrke omtrent 0,1%. Det er betydelige (og omstridte) bevis for at endringer i solens lysstyrke, selv om de var små, hadde en betydelig innvirkning på jordens klima i den historiske perioden . Den lille istiden kan ha vært forårsaket av nedgangen i sollys over lang tid. Dermed er det ikke nødvendig for en stjerne å være en variabel stjerne for at dens endringer i lysstyrke påvirker bebobarheten. Blant de kjente solanalogene er den som sterkest ligner solen 18 Scorpii . Den store forskjellen mellom de to stjernene er amplituden til solsyklusen som er mye større enn 18 Scorpii, noe som i stor grad reduserer sannsynligheten for at livet kan utvikle seg i sin bane.
Hvis de vanligste elementene i en stjerne alltid er hydrogen og helium , er det stor variasjon i mengden metalliske elementer (i astronomi kaller man "metall" eller kvalifiserer som "metallisk" noe tyngre grunnstoff enn helium) som de inneholder . En høy andel metaller i en stjerne tilsvarer mengden tunge elementer som er tilstede i den første protoplanetære skiven . I følge teorien om dannelse av planetariske systemer i soltåker , reduserer en liten mengde metaller i stjernen sannsynligheten for at planeter dannes rundt den. Enhver planet som dannes rundt en stjerne som er fattig i metaller, har sannsynligvis lav masse og vil derfor være ugunstig for livet. Spektroskopiske studier av systemer der det er funnet eksoplaneter bekrefter forholdet mellom et høyt nivå av metaller og dannelsen av planeter: “stjerner med planeter, eller i det minste med planeter som ligner på de vi finner nå, er tydelig rikere på metaller enn stjerner uten en planetkammerat ”. Innflytelsen fra metallisitet er diskriminerende med hensyn til den potensielle alderen til beboelige stjerner: stjerner dannet i begynnelsen av universets historie har lave nivåer av metaller og en tilsvarende sannsynlighet for å ønske planetenes følgesvenner velkommen.
Nåværende estimater antyder at minst halvparten av stjernene er i binære systemer , noe som alvorlig kompliserer avgrensningen av forestillingen om beboelighet. Avstanden mellom de to stjernene i et binært system er mellom en astronomisk enhet og noen få hundre. Hvis skillet mellom de to stjernene er stort, vil den andre stjernens gravitasjonspåvirkning på en planet som dreier seg om den første stjernen være ubetydelig: dens bebobarhet blir ikke modifisert med mindre bane er sterkt eksentrisk (se hypotesen om Nemesis for eksempel). Men når de to stjernene er tettere på hverandre, kunne ikke planeten ha en stabil bane. Hvis avstanden mellom en planet og dens hovedstjerne overstiger en femtedel av minimumsavstanden mellom de to stjernene, er ikke bane stabilitet på planeten garantert. Det er ikke sikkert at planetene kan dannes i et binært system fordi gravitasjonskrefter kan forstyrre dannelsen av planetene. Teoretisk arbeid av Alan Boss fra Carnegie Institute har vist at gassgiganter kan dannes rundt stjerner i binære systemer på samme måte som deres dannelse rundt ensomme stjerner.
Alpha Centauri , stjernen nærmest solen, understreker det faktum at binære stjerner ikke rutinemessig bør settes utenfor siden når vi søker etter beboelige planeter. Centauri A og B har en minimumsavstand på 11 AU (i gjennomsnitt 23 AU), og begge skal ha stabile boområder. En simulering av den langsiktige orbitalstabiliteten til planeter i dette systemet viser at planeter som ligger omtrent 3 AU fra en av de to stjernene kan forbli i en stabil bane (dvs. den semi-hovedaksen avviker mindre enn 5%). Den beboelige sonen til Centauri A ville være minst 1,2 til 1,3 AU og den for Centauri B fra 0,73 til 0,74 AU.
Den viktigste antagelsen om beboelige planeter er at de er telluriske . Slike planeter, hvis masse vil være av samme størrelsesorden som jordens, består hovedsakelig av silikater og beholder ikke eksterne gasslag av hydrogen og helium som gassformige planeter. En livsform som vil ligge i de øvre lagene av gassgiganskyer er ikke ekskludert, selv om dette anses som lite sannsynlig gitt fravær av en solid overflate. Derfor er et fast miljø som bevarer homeostase , tyngdekraft ikke noe stort hinder. På den annen side kunne de naturlige satellittene til slike planeter godt imøtekomme liv; det kan imidlertid godt være at de utviser en ugunstig massekarakteristikk: de kan sjelden nå og overstige massen til Mars (se masseseksjonen ).
Når man analyserer miljøer som sannsynligvis vil støtte liv, skiller man generelt encellede organismer som bakterier og arkea fra mer komplekse dyrelivsformer . Unicellularitet går nødvendigvis foran multicellularitet i ethvert hypotetisk fylogenetisk tre, og utseendet til encellede organismer fører ikke nødvendigvis til at det oppstår mer komplekse livsformer. De planetariske egenskapene som er oppført nedenfor, anses å være avgjørende for livet, men i alle tilfeller vil en planets beboelsesforhold være mer restriktive for flercellede organismer som planter og dyr enn for encellede liv.
Planeter med lav masse ville være dårlige kandidater til å være vertskap for livet av to grunner. Først og fremst har deres svakere tyngdekraft en tendens til å gjøre atmosfæren tøffere. Livsbestanddelens molekyler har mye større sannsynlighet for å nå frigjøringshastigheten og bli kastet ut i rommet når de drives av solvinden eller av en kollisjon. Planeter med tynne atmosfærer ville ikke ha nok materiale til den første biokjemien , ha lite isolasjon og dårlig varmeoverføring gjennom overflaten (for eksempel er Mars med sin tynne atmosfære kjøligere enn jorden ville ha vært i samme avstand fra solen) og mindre beskyttelse mot høyfrekvent stråling og meteoroider . I tillegg har mindre planeter en mindre diameter og derfor større forhold mellom overflate og volum enn deres større fettere. Slike kropper har en tendens til å se energien deres rømme mye raskere etter dannelsen og har derfor liten geologisk aktivitet. De har ikke vulkaner , jordskjelv og tektonisk aktivitet som gir livsopprettholdende elementer til overflaten og temperaturregulerende molekyler (for eksempel karbondioksid ) til atmosfæren .
Uttrykket "lav masse" er bare relativt: Jorden regnes som lav masse sammenlignet med gigantiske planeter i solsystemet, men er den største, mest massive og tette av de jordiske planetene. Den er stor nok til at tyngdekraften holder atmosfæren og at den flytende kjernen fortsetter å forbli aktiv og varm, og dermed generere geologisk aktivitet på overflaten ( forfallet av radioaktive elementer i hjertet av planeten er den andre varmekilden. planeter). Tvert imot er Mars nesten (eller kanskje totalt) inaktiv og har mistet det meste av atmosfæren. Dermed ser det ut til at den minste massen på en planet for at den skal være beboelig, er et sted mellom den og Mars (eller Venus ), ≥ 1/2 jordmasse (?).
Imidlertid kan denne regelen innrømme unntak: Io , en satellitt av Jupiter som er mindre enn de jordiske planetene, har en vulkansk aktivitet på grunn av begrensningene som genereres av den joviske gravitasjonsinnflytelsen. Naboen Europa , kunne ha et flytende hav under den isete overflaten på grunn av energien skapt av det joviske gravitasjonsfeltet og samspill med Io og Ganymedes . Av en annen grunn er en av Saturns måner , Titan , av viss interesse: den har beholdt en tykk atmosfære, og biokjemiske reaksjoner er mulige i den flytende metanen på overflaten. Disse satellittene er unntak, men de viser at massen ikke skal betraktes som diskriminerende når det gjelder beboelighet. Vi må også spesifisere hva vi ser etter; mulighet for liv (er), mikrobielt, flercellet eller komplekst dyr som kan føre til en teknologisk sivilisasjon.
Endelig vil en stor planet sannsynligvis ha en stor kjerne som består av jern. Sistnevnte skaper et magnetfelt som beskytter planeten mot solvinden , som i fravær vil ha en tendens til å "erodere" den planetariske atmosfæren og bombardere levende vesener med ioniserte partikler. Masse er ikke det eneste elementet som skal tas i betraktning når man bestemmer eksistensen av et magnetfelt. Planeten må også ha en rotasjonsbevegelse raskt nok til å produsere en dynamoeffekt i kjernen.
Som med andre kriterier, vil stabilitet være viktig for banene og rotasjonen til en planet slik at den er beboelig. Jo større baneeksentrisitet , jo større svingninger i temperaturen på planetens overflate. Selv om de tilpasser seg, kan ikke levende organismer tåle for mye variasjon, spesielt hvis de dekker både kokepunktet og smeltepunktet til det viktigste biotiske løsningsmidlet på planeten (på jorden, l 'vann). Hvis for eksempel havene på planeten vår fordampet (til og med delvis) og frøs i sin tur, ville det være vanskelig å forestille seg at livet slik vi kjenner det kunne ha utviklet seg der. Den jordas bane er nesten sirkulær, sin eksentrisitet være mindre enn 0,02. De andre planetene i solsystemet (unntatt kvikksølv ) har lignende eksentrisiteter. Dataene samlet inn om eksentrisitetene til ekstrasolare planeter overrasket de fleste forskere: 90% har eksentrisiteter større enn planeter i solsystemet, gjennomsnittet er 0,25. Denne karakteristikken kan skyldes en enkel observasjonsforstyrrelse fordi en sterk eksentrisitet øker svingningen til stjernen og derfor letter deteksjonen av planeten.
Bevegelsen til en planet rundt sin rotasjonsakse må utvilsomt respektere visse egenskaper for at livet skal ha en sjanse til å utvikle seg.
Månen ser ut til å spille en avgjørende rolle i reguleringen av jordens klima ved å stabilisere tiltingen av rotasjonsaksen. Det har blitt antydet at en planet hvis tilt ville ha en kaotisk bevegelse ikke kunne ta imot liv: en satellitt på størrelse med Månen kan ikke bare være nyttig, men til og med viktig for å tillate beboelighet. Denne oppgaven er imidlertid kontroversiell.
Det antas generelt at alt utenomjordisk liv skal bygges på samme kjemi som jordens: dette er den nye tesen om karbonsjauvinisme . De fire viktigste elementene for livet på jorden ( karbon , hydrogen , oksygen og nitrogen ) er også de fire mest utbredte reaktive kjemiske elementene i universet. Faktisk er det funnet enkle prebiotiske molekyler, som aminosyrer , i meteoritter og i det interstellare rommet . Ved masse utgjør disse fire elementene omtrent 96% av den terrestriske biomassen . Karbonatomer har en enestående evne til å lage kjemiske bindinger med hverandre og danne store, komplekse strukturer, noe som gjør dem ideelle for å være grunnlaget for de komplekse mekanismene som utgjør levende ting. Vann, sammensatt av oksygen og hydrogen, er løsningsmidlet der biologiske prosesser og de første reaksjonene som førte til livets utseende fant sted. Energien fra den kovalente bindingen mellom karbonatomer og de fra hydrogen som frigjøres ved dissosiasjon av karbohydrater og andre organiske molekyler, er drivstoffet til alle komplekse livsformer. Disse fire elementene danner sammen aminosyrer, som i seg selv utgjør proteiner, essensielle komponenter i levende organismer.
De relative overflodene av forskjellige elementer i rommet er ikke alltid like på forskjellige planeter. For eksempel, av de fire elementene som er nevnt ovenfor, er det bare oksygen i store mengder i jordskorpen . Dette kan delvis forklares med det faktum at mange av disse elementene, som hydrogen og nitrogen, så vel som andre enkle molekyler, som karbondioksid , karbonmonoksid , metan , ammoniakk og vann, er gassformige ved høye temperaturer. I varme områder nær solen spilte ikke disse flyktige molekylene en stor rolle i planetenes geologiske formasjon. De ble virkelig fanget i gassform under de nydannede skorpene. Disse består i stor grad av ikke-flyktige molekyler i steinete former, for eksempel silisiumdioksyd (et molekyl sammensatt av silisium og oksygen hvis store overflod i jordskorpen forklarer oksygen). Den avgassing av flyktige molekyler ved de første vulkanene ville ha bidratt til dannelsen av atmosfæren av planetene. Den Miller-Urey eksperiment viste at med en energitilførsel, kan aminosyrer syntetiseres fra enkle molekyler med i hoved atmosfære.
Likevel kan vulkansk utgassing ikke forklare vannmengden i jordens hav. Det meste av vannet som er nødvendig for livet, og kanskje noe karbon, kom sannsynligvis fra det ytre solsystemet, der det borte fra solvarmen, var i stand til å forbli solid. Kometer og karbonholdige kondritter som krasjer inn i jorden ved starten av solsystemet ville ha avsatt store mengder vann der, så vel som de andre flyktige molekylene som livet trenger (inkludert aminosyrer). Dette ville ha tillatt et raskt utseende av liv på jorden.
Så selv om det er sannsynlig at de fire hovedelementene er til stede andre steder, vil et beboelig system trenge en kontinuerlig forsyning av kretslegemer for å gi de indre planetene elementer. Det er mulig at livet slik vi kjenner det på jorden ikke ville eksistere uten bidrag fra kometer og karbonholdige kondritter. Spørsmålet om andre elementer kan tjene som byggesteiner for livsformer bygget på en annen kjemi , er imidlertid fortsatt diskutert.
Den jordas magnetfelt stammer fra varmen av jordens kjerne som gjør det delvis flytende. Denne varmen kommer hovedsakelig fra den naturlige radioaktiviteten til kalium-40 og forfallskjedene til thorium 232 , uran-235 og uran-238 . Det ser ut til at innholdet av disse sistnevnte elementene som tillater dannelsen av et magnetfelt ikke er veldig stort, selv om vi observerer en stor variasjon av denne parameteren i nærliggende stjernesystemer.
Å bestemme bebobarheten til røde dverger kan bidra til å avgjøre om livet er vanlig i universet . Faktisk representerer de røde dvergene 80 til 85% av stjernene i vår galakse, noe som tilsvarer omtrent "160 milliarder av de 200 milliarder stjerner i Melkeveien".
Effekt av tidevannskrefterI årevis har astronomer utelukket røde dverger fra potensielt beboelige systemer. Deres lille størrelse (mellom 0,1 og 0,6 solmasse) tilsvarer ekstremt langsomme kjernefysiske reaksjoner : de avgir veldig lite lys (mellom 0,01 og 3% av solens). Enhver planet som kretser rundt en rød dverg, må være veldig nær vertsstjernen for å ha en overflatetemperatur som er sammenlignbar med den på jorden: 0,3 AU (litt mindre enn kvikksølv ) for en stjerne som Lacaille 8760 , ved 0,032 AU (året for en slik en planet ville vare seks jorddager) for en stjerne som Proxima Centauri . På disse avstandene forårsaker stjernens tyngdekraft synkron rotasjon ved fenomenet gravitasjonslåsing. Den ene halvdelen av planeten ville være konstant tent, mens den andre aldri ville gjort det. Den eneste muligheten for at potensielt liv ikke utsettes for ekstrem varme eller kulde, er tilfelle at denne planeten har en atmosfære som er tykk nok til å overføre varme fra den opplyste halvkule til natthalvkulen. I lang tid ble det antatt at en så tykk atmosfære ville forhindre stjernens lys i å komme opp til overflaten, noe som gjorde fotosyntese umulig.
Nyere Funn har imidlertid en tendens til å utfordre dette synet. Studier av Robert Haberle og Manoj Joshi fra Ames Research Center i NASA viste at atmosfæren på en planet rundt en rød dverg bare ville trenge å være 15% tykkere enn Jorden tillater stjernens varme å diffundere i ansiktet som aldri lyser. Vannet vil forbli frossent på dette ansiktet i noen av modellene. Denne marginen er dessuten fullstendig kompatibel med fotosyntese. Martin Heath fra Greenwich Community College viste at sjøvann også kunne sirkulere uten å fryse helt på den skyggefulle siden hvis havene var dype nok på det ansiktet til å tillate fri bevegelse av vann under innlandsisen på overflaten. Så en planet med passende hav og atmosfære som kretser rundt en rød dverg, kunne i det minste i teorien være vert for livet.
I tillegg er det sannsynlig at en annen faktor vil omgå effekten av den nødvendige nærheten til stjernen, og derfor vil effekten av tidevannet: en eksolune som befinner seg i bane av en stor planet (for eksempel en gassgigant ) vil være gjenstand for gravitasjonslåsing selve planeten og ikke med stjernen; derfor kunne den eksolene dra nytte av en dag- og natt-syklus som tilsvarer dens rotasjonsperiode rundt planeten, og forstyrres av formørkelsene som produseres regelmessig av den samme planeten. I tilfelle planeten befinner seg i den beboelige sonen til den røde dvergen , for eksempel etter planetvandring , vil den eksolune selv være plassert i den beboelige sonen , men uten gravitasjonslåsing med den røde dvergen . En slik exolune ville ha en stabil bane, forutsatt at dens rotasjonsperiode rundt hele jorden er mindre enn omtrent 1/9 th av perioden for rotasjon av denne samme planet rundt sin stjerne. Imidlertid kan for mye nærhet til exolune føre til en tidevannsoppvarming som sannsynligvis vil være for viktig (jf. Vulkanisme på Io ), og / eller forårsake en bortflukt av drivhuseffekten , under forståelse av at denne oppvarmingen vil være bærekraftig i tilfelle av en orbital eksentrisitet vedlikeholdt av en orbital resonanseffekt med andre naturlige satellitter. Sammensetningen av exolune vil avhenge av prosessen med dannelsen:
Størrelse er ikke det eneste kriteriet, men å gjøre tilstedeværelsen av liv usannsynlig rundt røde dverger. En planet rundt en rød dverg ville bare være opplyst på den ene siden, og derfor ville fotosyntese være umulig på mer enn halvparten av overflaten (nattsiden og de skyggelagte områdene på den opplyste siden). I tillegg er strålingen til en rød dverg hovedsakelig i det infrarøde mens fotosyntese bruker synlig lys på jorden. Imidlertid er en del av spektret i det synlige (hovedsakelig i rødt) og fotosyntese (jordbasert) er gjort en god del med dette spektrale vinduet. I tillegg kan man forestille seg et system som bruker nær infrarød .
Variasjon av røde dvergerDe røde dvergene er langt mer varierende og voldelige enn deres fettere er større og mer stabile. De er ofte dekket av solflekker som kan redusere lyset som sendes ut av stjernen med opptil 40% i noen måneder, mens andre gigantiske solblusser dobler lysstyrken i løpet av få minutter. Slike variasjoner vil skade livet alvorlig, selv om det er mulig at de vil stimulere utviklingen av arter ved å øke mutasjonshastigheten og raskt endre klimaet.
StjernelivetRøde dverger har imidlertid en stor fordel i forhold til andre stjerner som vertssystemer for livet: de brenner veldig lenge. Menneskeheten dukket opp på jorden 4,5 milliarder år etter dannelsen av planeten vår og livet slik vi kjenner det ville ha tilstrekkelige forhold rundt stjernen vår i bare 500 millioner til mindre enn 1 milliard flere år. Tvert imot kan røde dverger brenne i flere titalls milliarder år fordi kjernefysiske reaksjoner som de er setet for er mye langsommere enn de største stjernene. Livet ville derfor ha mye mer tid til å utvikle seg og utvikle seg. I tillegg, selv om sannsynligheten for å finne en planet i den beboelige sonen rundt en rød dverg er lav, er det totale antallet beboelige soner rundt røde dverger lik det for sollignende stjerner gitt sitt store antall.
De brune dvergene er (kanskje) flere enn røde dverger. Imidlertid betraktes de ikke som stjerner, da de avgir veldig lite varme.
I 2004 ble den første eksoplaneten som kretser rundt en brun dverg, 2M1207 b som kretser rundt 2M1207 , oppdaget . Massen til denne kroppen er estimert mellom 3 og 10 masser av Jupiter. Denne observasjonen bekrefter muligheten for tilstedeværelse av planeter rundt de brune dvergene, selv om disken av støv og gass i teorien ikke er veldig massiv og vil forsvinne før dannelsen av en planet av betydelig størrelse. Imidlertid, hvis en brun dverg er mye kaldere enn solen vår, ville den beboelige sonen være begrenset og veldig nær den brune dvergen, og ville bli redusert når den avkjøles. Det er sannsynlig at systemene rundt brune dverger ikke kan huske livet, i det minste slik vi kjenner det.
The Good Jupiters er gigantiske gassplaneter , som planeten Jupiter i vårt solsystem, som kretser rundt stjernen deres i sirkulære baner, langt nok fra den beboelige sonen til ikke å ha en forstyrrende effekt, men nær nok til å "beskytte" telluriske planeter som ligger i indre baner. Først av alt stabiliserer de banene til disse planetene, og derfor deres klima. I tillegg hjelper de med å begrense antall kometer og asteroider som kan forårsake ødeleggende påvirkninger på en planet som huser liv. Jupiter dreier seg rundt solen på en avstand som er omtrent 5 ganger større enn jorden gjør (~ 5,2 AU ). Forskere håper å finne "gode Jupiters" rundt andre stjerner på sammenlignbar avstand. Jupiters rolle kom til syne i 1994 da kometen Shoemaker-Levy 9 krasjet der. Hvis Jovians tyngdekraft ikke hadde fanget kometen, kunne den veldig godt ha kommet inn i det indre solsystemet. I tillegg stabiliserer den asteroider ved å begrense variasjonen i banene deres , plassere dem i "familier" avgrenset av såkalte "Kirkwood" hull , og reduserer dermed frekvensen av innvirkning på terrestriske planeter.
I de tidlige tidene av solsystemet hadde Jupiter en omvendt rolle: det bidro til å øke eksentrisiteten til banene til objekter i asteroidebeltet . Et stort antall av dem styrtet ned på jorden og forsynte den med store mengder flyktige elementer. Før jorden nådde halvparten av sin nåværende masse, førte de isete kroppene i regionen rundt Jupiter og Saturn og små kropper av det opprinnelige asteroidebåndet vann til jorden på grunn av gravitasjonsforstyrrelser i deres baner generert av Jupiter og Saturn. Selv om gassgiganter nå er nyttige beskyttere, var de således viktige for å tillate tilførsel av materiale som var viktig for beboelighet.
Forskere har også antatt at visse områder av galaksen ("beboelige galaktiske områder") tillater at livet eksisterer bedre enn andre. Solsystemet vi lever i, i armen til Orion , på den ene siden av Melkeveien , regnes som en gunstig beliggenhet. Svært langt fra det galaktiske sentrum unngår det visse farer:
Relativ stjerneisolasjon er i siste instans det som et livsnærværende system trenger. Hvis solsystemet var omgitt av mange nabosystemer, kan disse forstyrre stabiliteten til banene til objekter i solsystemet (spesielt Oort Cloud og Kuiper Belt-objekter som kan ha katastrofale konsekvenser hvis de ble avviket mot det indre av solsystemet. ). Nære naboer øker også muligheten for å være i den dødelige sonen til en pulsar eller en supernovaeksplosjon .
Planetary Habitability Index ( PHI ) er en indeks foreslått av noen eksobiologer og astrofysikere. Den skiller seg fra jordens likhetsindeks , som gir et mer geosentrisk syn.