Podczas gdy planety krążące wokół bliźniaczych gwiazd są podstawą science fiction, kolejna polega na tym, że ludzie żyją na planetach krążących wokół czerwonych olbrzymów. Większość historii Planeta małp odbywa się na planecie wokół Betelgeuse. Planety wokół Arcturusa u Izaaka Asimova Fundacja Serie tworzą stolicę jego sektora Sirius. Mówiono, że domowa planeta Supermana krąży wokół fikcyjnego czerwonego giganta, Rao. Rasy na tych planetach są często przedstawiane jako stare i mądre, ponieważ ich gwiazdy starzeją się i zbliżają się do końca życia. Ale czy naprawdę prawdopodobne jest posiadanie takich planet?
Gwiazdy nie trwają wiecznie. Nasze własne Słońce wygasło za około 5 miliardów lat. W tym czasie skończy się ilość paliwa wodorowego w jądrze Słońca. Obecnie fuzja tego wodoru z helem powoduje powstanie ciśnienia, które zapobiega zapadaniu się gwiazdy na skutek grawitacji. Ale kiedy się skończy, ten mechanizm wsparcia zniknie, a Słońce zacznie się kurczyć. To kurczenie się powoduje, że gwiazda ponownie się nagrzewa, zwiększając temperaturę, aż skorupa wodoru wokół wyczerpanego już rdzenia staje się wystarczająco gorąca, aby podjąć pracę rdzenia i zacząć stapiać wodór z helem. To nowe źródło energii wypycha zewnętrzne warstwy gwiazdy z powrotem, powodując jej pęcznienie do tysięcy razy większej niż poprzednia wielkość. Tymczasem, gorętsza temperatura do zapłonu tej formy fuzji oznacza, że gwiazda wydziela 1000 do 10 000 razy więcej światła ogółem, ale ponieważ energia ta jest rozproszona na tak dużej powierzchni, gwiazda będzie wyglądać na czerwoną, stąd imię.
Oto czerwony olbrzym: umierająca gwiazda, spuchnięta i bardzo jasna.
Teraz, aby spojrzeć na drugą połowę równania, a mianowicie na to, co determinuje możliwość zamieszkania na planecie? Ponieważ w tych opowiadaniach science fiction nieuchronnie ludzie chodzą po powierzchni, istnieje kilka bardzo surowych kryteriów, których trzeba będzie przestrzegać.
Po pierwsze, temperatura nie może być za wysoka ani za niska. Innymi słowy, planeta musi znajdować się w strefie zamieszkałej zwanej również „strefą Złotowłosa”. Jest to ogólnie całkiem spory pokos niebiańskiej nieruchomości. W naszym Układzie Słonecznym rozciąga się od z grubsza orbity Wenus po orbitę Marsa. Ale to, co sprawia, że Mars i Wenus są niegościnne, a Ziemia względnie przytulna, to nasza atmosfera. W przeciwieństwie do Marsa jest wystarczająco gęsty, aby zatrzymać większość ciepła, które otrzymujemy od Słońca, ale nie za dużo, jak na Wenus.
Atmosfera ma kluczowe znaczenie również pod innymi względami. Oczywiście tak będą oddychać nieustraszeni odkrywcy. Jeśli jest za dużo CO2, nie tylko zatrzyma zbyt dużo ciepła, ale utrudni oddychanie. Również CO2 nie blokuje światła UV od Słońca, a wskaźniki raka wzrosłyby. Potrzebujemy więc atmosfery bogatej w tlen, ale niezbyt bogatej w tlen, inaczej nie będzie wystarczającej ilości gazów cieplarnianych, aby ogrzać planetę.
Problem polega na tym, że atmosfery bogate w tlen po prostu nie istnieją bez pomocy. Tlen jest w rzeczywistości bardzo reaktywny. Lubi tworzyć więzi, uniemożliwiając swobodę w takiej atmosferze, jaką chcemy. Tworzy takie rzeczy jak H.2O, CO2, tlenki itp. Właśnie dlatego Mars i Wenus praktycznie nie mają wolnego tlenu w swoich atmosferach. To, co niewiele robią, pochodzi ze światła UV uderzającego w atmosferę i powodującego oderwanie połączonych form, tymczasowo uwalniając tlen.
Ziemia ma tyle wolnego tlenu, co fotosyntezę. Daje nam to kolejne kryteria, które będą nam potrzebne do określenia zdolności do zamieszkania: zdolność do wykonywania fotosyntezy.
Zacznijmy to wszystko razem.
Po pierwsze, ewolucja gwiazdy opuszczającej główną sekwencję, pęczniejąca, gdy staje się czerwonym olbrzymem, a coraz jaśniejsza i gorętsza, oznacza, że „strefa Złotowłosa” będzie zamiatać na zewnątrz. Planety, które kiedyś nadawały się do zamieszkania, jak Ziemia, zostaną upieczone, jeśli nie zostaną pochłonięte przez Słońce podczas jego wzrostu. Zamiast tego strefa mieszkalna będzie dalej, bardziej tam, gdzie jest teraz Jowisz.
Jednak nawet jeśli planeta znajdowała się w tej nowej strefie nadającej się do zamieszkania, nie oznacza to, że nadaje się do zamieszkania pod warunkiem, że ma także atmosferę bogatą w tlen. W tym celu musimy przekształcić atmosferę z głodującej w tlen na bogatą w tlen poprzez fotosyntezę.
Pytanie brzmi, jak szybko to może się zdarzyć? Zbyt wolno, a strefa mieszkalna mogła już minąć lub gwiazda mogła skończyć się wodorem w skorupie i zaczęła kurczyć się ponownie tylko po to, by zapalić fuzję helu w jądrze, ponownie zamrażając planetę.
Jedynym przykładem, jaki do tej pory mamy, jest nasza planeta. Przez pierwsze trzy miliardy lat życia niewiele było wolnego tlenu, dopóki nie powstały organizmy fotosyntetyczne i zaczęły przekształcać go w poziomy zbliżone do dzisiejszych. Proces ten trwał jednak kilkaset milionów lat. Chociaż można by to prawdopodobnie zwiększyć o rząd wielkości do dziesiątek milionów lat dzięki genetycznie zmodyfikowanym bakteriom zaszczepionym na planecie, nadal musimy się upewnić, że skala czasu się spełni.
Okazuje się, że skale czasowe będą różne dla różnych mas gwiazd. Bardziej masywne gwiazdy szybciej spalają paliwo, a tym samym będą krótsze. W przypadku gwiazd takich jak Słońce faza czerwonego olbrzyma może trwać około 1,5 miliarda lat, czyli około 100 razy dłużej niż jest to konieczne do wytworzenia atmosfery bogatej w tlen. W przypadku gwiazd dwukrotnie masywniejszych od Słońca skala czasu spada do zaledwie 40 milionów lat, zbliżając się do dolnej granicy tego, czego będziemy potrzebować. Bardziej masywne gwiazdy będą ewoluować jeszcze szybciej. Aby było to prawdopodobne, potrzebujemy gwiazd o niższej masie, które ewoluują wolniej. Z grubsza górną granicą tutaj byłaby gwiazda o masie dwóch Słońca.
Jest jednak jeszcze jeden efekt, o który musimy się martwić: czy możemy mieć wystarczającą ilość CO2 w atmosferze nawet do fotosyntezy? Dwutlenek węgla, choć nie jest tak reaktywny jak tlen, podlega również usuwaniu z atmosfery. Wynika to z efektów takich jak warunki atmosferyczne krzemianowe, takie jak CO2 + CaSiO3 -> CaCO3 + SiO2. Chociaż efekty te są powolne, narastają w geologicznych ramach czasowych. Oznacza to, że nie możemy mieć starych planet, ponieważ mieliby cały swój wolny CO2 zamknięty na powierzchni. Równowagę tę zbadano w artykule opublikowanym w 2009 r. I ustalono, że dla planety masowej Ziemi wolny CO2 byłby wyczerpany na długo przed tym, zanim gwiazda macierzysta osiągnie fazę czerwonego giganta!
Tak więc musimy mieć gwiazdy o niskiej masie, które ewoluują powoli, aby mieć wystarczająco dużo czasu, aby rozwinąć odpowiednią atmosferę, ale jeśli ewoluują tak powoli, to nie ma wystarczającej ilości CO2 i tak zostawił, aby uzyskać atmosferę! Utknęliśmy z prawdziwym Catch 22. Jedynym sposobem, aby uczynić to ponownie wykonalnym, jest znalezienie sposobu na wprowadzenie wystarczającej ilości nowego CO2 do atmosfery, gdy zaczyna się zamiatać strefa mieszkalna.
Na szczęście istnieje kilka całkiem dużych repozytoriów CO2 po prostu latam! Komety składają się głównie z zamrożonego tlenku węgla i dwutlenku węgla. Rozbicie kilku z nich na planetę wprowadziłoby wystarczającą ilość CO2 potencjalnie rozpocząć fotosyntezę (gdy opadnie kurz). Zrób to na kilkaset tysięcy lat, zanim planeta wejdzie do strefy nadającej się do zamieszkania, odczekaj dziesięć milionów lat, a wtedy planeta może potencjalnie nadawać się do zamieszkania jeszcze przez kolejne miliardy lat.
Ostatecznie ten scenariusz byłby możliwy, ale nie do końca dobra inwestycja osobista, ponieważ byłbyś martwy na długo, zanim będziesz mógł czerpać korzyści. Być może długoterminowa strategia przetrwania gatunków kosmicznych, ale nie szybka poprawa zrzucenia kolonii i placówek.
