Obyvatelnost planety je měřítkem schopnosti astronomického tělesa vyvíjet a přizpůsobovat se životu . Tento koncept lze proto použít zejména pro planety a jejich přirozené satelity .
Podle znalostí získaných studiem pozemské biologie jsou prvky nezbytné pro udržení života zdrojem energie spojené s mobilizovatelnou hmotou , s vědomím, že na podporu vzniku života jsou navrhovány různé modely . Pojem obyvatelnost jako „možnosti přizpůsobit se životu“ je však vnitřně omezen srovnáním s pozemskými biologickými podmínkami, což znamená, že je respektováno několik dalších kritérií geofyzikální , geochemické a astrofyzikální povahy . Pokud existence mimozemského života není známa, je obyvatelnost planety do značné míry extrapolací pozemských podmínek a obecných charakteristik, které se zdají být příznivé pro vývoj života ve sluneční soustavě . V Především tekuté vody je považován za základní prvek pro životaschopný ekosystém . Výzkum v této oblasti proto spadá pod planetologii i astrobiologii .
Myšlenka, že jiné planety než Země mohou pojmout život, je stará. Skrz historii byla debata stejně filozofická jako vědecká . Konec XX -tého století byla scéna ze dvou hlavních objevů. Nejprve pozorování a průzkum planet a satelitů sluneční soustavy pomocí sond poskytl základní informace, které umožnily definovat kritéria obývatelnosti a geofyzikální srovnání mezi Zemí a jinými nebeskými tělesy. Na druhé straně, objev extrasolárních planet , který začal v roce 1995 a od té doby se zrychlil, byl druhým důležitým bodem obratu. Potvrdila, že Slunce není jedinou hvězdou, ve které se nacházejí planety, a rozšířila rozsah výzkumu obyvatelnosti i mimo sluneční soustavu.
Definice pojmu „obyvatelnost planety“ začíná studiem hvězd . Obyvatelnost planety závisí z velké části na vlastnostech planetárního systému (a tedy i hvězdy), který ji chrání. V průběhu projektu Phoenix z programu SETI vědci Margaret Turnbull a Jill Tarter vyvinuli ponětí o HabCat (pro katalog obytných hvězdných systémů) v roce 2002 . Katalog byl vytvořen extrahováním 120 000 hvězd nejblíže Zemi z katalogu Hipparcos . Přesnější výběr poté umožnil izolovat 17 000 HabStars . Volba kritérií byla dobrým výchozím bodem pro pochopení toho, jaké astrofyzikální charakteristiky jsou nezbytné pro přizpůsobení obyvatelným planetám.
Spektrální třída hvězdy ukazuje teplotu o fotosféře , které z hlavní posloupnosti hvězd souvisí s jejich hmotnosti. V současné době se odhaduje, že vhodný spektrální rozsah pro hvězdy schopné hostovat systémy podporující život ( HabStars ) je od začátku třídy „ F “ nebo „ G “ do „střední K “. To odpovídá teplotám v rozmezí od něco málo přes 7 000 K do něco málo přes 4 000 K. Slunce, hvězda třídy G2, je záměrně uprostřed tohoto rozsahu. Hvězdy tohoto typu mají řadu zvláštností, které jsou důležité z hlediska obyvatelnosti planet:
Tyto hvězdy nejsou ani „příliš horké“, ani „příliš chladné“ a hoří dostatečně dlouho na to, aby měl život šanci se objevit. Tento typ hvězdy pravděpodobně tvoří 5 až 10% hvězd v naší galaxii . Na druhou stranu zůstává otázka, zda je méně pravděpodobné , že méně svítící hvězdy, tedy hvězdy mezi koncem třídy K a třídou M ( červení trpaslíci ), budou hostit obyvatelné planety. Je to však zásadní, protože většina hvězd je tohoto typu.
Obytná zóna ( anglicky HZ ) je teoretická oblast poblíž hvězdy, ve které by všechny přítomné planety mohly mít na svém povrchu kapalnou vodu. Po zdroji energie je kapalná voda považována za nejdůležitější prvek pro život, a to především díky roli, kterou hraje na Zemi. Je možné, že se jedná pouze o odraz zkreslení způsobeného vodní závislostí suchozemských druhů. Pokud by byly formy života objeveny na planetách, kde chybí voda (například v amoniaku ), musel by být koncept obytné zóny radikálně přepracován a dokonce zcela zlikvidován, protože je příliš omezující.
„Stabilní“ obytný prostor má dvě zvláštnosti. Za prvé, jeho umístění by se mělo časem trochu lišit. Svítivost hvězd se zvyšuje s jejich věkem a daná obytná zóna se od hvězdy vzdaluje. Pokud je tato migrace příliš rychlá (například pro superhmotnou hvězdu), jsou planety v obyvatelné zóně jen velmi krátkou dobu, což výrazně snižuje pravděpodobnost vývoje života tam. Určení obytné zóny a jejího přemístění během života hvězdy je velmi obtížné: zpětné vazby , jako jsou zpětné vazby způsobené uhlíkovým cyklem, mají tendenci kompenzovat dopad zvýšení svítivosti. Stejně jako vývoj hvězdy mají tedy i předpoklady o atmosférických podmínkách a geologii planety velmi velký vliv na výpočet obyvatelné zóny. Parametry navržené k výpočtu obyvatelné zóny Slunce se tedy s vývojem této představy značně lišily.
V obytné zóně nebo v její blízkosti by pak nemělo být přítomno žádné velké hmotné těleso, jako je obří plynová planeta: jeho přítomnost by mohla zabránit vzniku pozemských planet . Pokud by se například Jupiter objevil v oblasti, která je v současné době mezi oběžnými drahami Venuše a Země, pravděpodobně by se nemohly vytvořit ( kromě satelitu této planety ). Zatímco vědci dříve předpokládali, že kombinace pozemské planety na vnitřních drahách - plynných obřích planetách na vnějších drahách byla normou, nedávné objevy extrasolárních planet tuto hypotézu vyvrátily. Mnoho obřích plynových planet (horký Jupiter) bylo nalezeno na oběžných drahách blízko jejich hvězdy a ničilo tak potenciální obyvatelné zóny. Aktuální data o extrasolárních planetách jsou pravděpodobně zkreslená, protože velké planety s excentrickými oběžnými drahami a blízko hvězdy lze najít snáze než jiné. Doposud nebylo možné určit, který typ planetárního systému je nejběžnější.
Všechny hvězdy zažívají variace jasu, ale velikost těchto fluktuací se velmi liší od hvězdy k hvězdě. Většina hvězd je relativně stabilní, ale významná menšina je proměnlivá a často vykazuje náhlé a intenzivní zvýšení jasu. Ve výsledku se množství radiační energie přijímané obíhajícími tělesy prudce mění. Posledně jmenované jsou tedy špatnými kandidáty na hostování planet schopných přivítat život, protože silné změny v energetických tocích by měly negativní dopad na přežití organismů. Například živé věci přizpůsobené určitému teplotnímu rozsahu by pravděpodobně těžko přežily velké teplotní výkyvy. Navíc jsou záblesky světla obvykle doprovázeny emisemi masivních dávek gama záření a rentgenového záření , záření, které může být smrtelné. Tyto atmosféry planet mohly zmírnit tyto účinky (zvýšení o 100% sluneční světelnosti, nebo zdvojení , znamená pouze základní zvýšení „pouze“ ~ 20% (absolutní) teplota na Zemi, nebo ~ 50 ° C ), ale je také možné, že takové planety nemusí být schopny udržet si atmosféru, protože silné záření, které ji opakovaně zasahuje, by ji mohlo rozptýlit.
Slunce nezná tento typ variace: během slunečního cyklu je rozdíl mezi minimální a maximální svítivostí asi 0,1%. Existují významné (a sporné) důkazy o tom, že změny ve svítivosti Slunce, i když malé, měly významný vliv na klima Země během historického období . Malá doba ledová může být způsobena poklesem slunečního světla po dlouhou dobu. Není tedy nutné, aby hvězda byla proměnnou hvězdou, aby její změny svítivosti ovlivňovaly obyvatelnost. Ze známých solárních analogů se nejvíce podobá Slunci 18 Scorpii . Velkým rozdílem mezi těmito dvěma hvězdami je amplituda slunečního cyklu, která je mnohem větší než 18 Scorpii, což výrazně snižuje pravděpodobnost vývoje života na jeho oběžné dráze.
Pokud jsou nejpočetnějšími prvky ve hvězdě vždy vodík a hélium , existuje velké rozdíly v množství kovových prvků (v astronomii se nazývá „kov“ nebo se kvalifikuje jako „kovový“ jakýkoli těžší prvek než hélium), který obsahují . Vysoký podíl kovů v hvězdě odpovídá množství těžkých prvků přítomných na počátečním protoplanetárním disku . Podle teorie formování planetárních systémů ve slunečních mlhovinách malé množství kovů ve hvězdě významně snižuje pravděpodobnost vzniku planet kolem ní. Každá planeta, která se vytvořila kolem hvězdy chudé na kovy, má pravděpodobně nízkou hmotnost, a proto by byla pro život nepříznivá. Spektroskopické studie systémů, ve kterých byly nalezeny exoplanety, potvrzují vztah mezi vysokou úrovní kovů a tvorbou planet: „hvězdy s planetami nebo alespoň s planetami podobnými těm, které nyní nacházíme, jsou jasně bohatší na kovy než hvězdy bez planetární společník “. Vliv metalicity je diskriminační, pokud jde o potenciální věk obyvatelných hvězd: hvězdy vytvořené na počátku historie vesmíru mají nízkou hladinu kovů a odpovídající pravděpodobnost přijetí planetárních společníků.
Současné odhady naznačují, že nejméně polovina hvězd je v binárních soustavách , což vážně komplikuje vymezení pojmu obyvatelnost. Vzdálenost mezi dvěma hvězdami binárního systému je mezi jednou astronomickou jednotkou a několika stovkami. Pokud je vzdálenost mezi dvěma hvězdami velká, bude gravitační vliv druhé hvězdy na planetu obíhající kolem první hvězdy zanedbatelný: její obyvatelnost se nezmění, pokud není oběžná dráha silně excentrická (viz například hypotéza Nemesis ). Když jsou však obě hvězdy blíže k sobě, planeta nemohla mít stabilní oběžnou dráhu. Pokud vzdálenost mezi planetou a její hlavní hvězdou překročí pětinu minimální vzdálenosti mezi těmito dvěma hvězdami, není zaručena orbitální stabilita planety. Není jisté, že se planety mohou tvořit v binární soustavě, protože gravitační síly by mohly ovlivňovat formování planet. Teoretická práce Alana Bosse z Carnegie Institute ukázala, že plynní obři se mohou formovat kolem hvězd v binárních systémech podobným způsobem jako jejich formace kolem osamělých hvězd.
Alfa Centauri , hvězda nejblíže ke Slunci, zdůrazňuje skutečnost, že binární hvězdy by neměly být rutinně odsunovány stranou při hledání obyvatelných planet. Centauri A a B mají minimální vzdálenost 11 AU (v průměru 23 AU) a oba by měli mít stabilní obytné oblasti. Simulace dlouhodobé orbitální stability planet v tomto systému ukazuje, že planety umístěné asi 3 AU od jedné ze dvou hvězd mohou zůstat na stabilní oběžné dráze (tj. Hlavní poloosa se odchyluje o méně než 5%). Obytná zóna Centauri A by byla nejméně 1,2 až 1,3 AU a zóna Centauri B od 0,73 do 0,74 AU.
Hlavní předpoklad o obyvatelných planetách je, že jsou tellurické . Takové planety, jejichž hmotnost by byla stejného řádu jako Země, jsou složeny převážně z křemičitanů a nezachovaly vnější plynné vrstvy vodíku a helia jako plynné planety. Život forma, která by se nacházet v horních vrstvách plynových obřích mraků není vyloučeno, i když to je považováno za pravděpodobné, vzhledem k absenci pevném povrchu, a proto pevné prostředí zachování homeostázy , gravitace není není hlavní překážkou. Na druhou stranu přirozené satelity takových planet mohly velmi dobře pojmout život; Může se však stát, že vykazují nepříznivou masovou charakteristiku: zřídka mohli dosáhnout a překročit hmotnost Marsu (viz část Hmotnost ).
Při analýze prostředí, která pravděpodobně podporují život, se obecně rozlišují jednobuněčné organismy, jako jsou bakterie a archea, od složitějších forem života zvířat . Jednobuněčnost nutně předchází mnohobuněčnost v jakémkoli hypotetickém fylogenetickém stromě a vzhled jednobuněčných organismů nemusí nutně vést k výskytu složitějších forem života. Planetární charakteristiky uvedené níže jsou považovány za nezbytné pro život, ale ve všech případech budou podmínky obyvatelnosti planety více omezující pro mnohobuněčné organismy, jako jsou rostliny a zvířata, než pro jednobuněčný život.
Planety s nízkou hmotností by byly špatnými kandidáty na hostování života ze dvou důvodů. Za prvé, jejich slabší gravitace má tendenci dělat jejich atmosféru jemnější. Molekuly tvořící život mají mnohem vyšší pravděpodobnost, že dosáhnou rychlosti uvolnění a budou vystřeleny do vesmíru, když jsou poháněny slunečním větrem nebo srážkou. Planety s tenkou atmosférou by neměly dostatek materiálu pro počáteční biochemii , měly by malou izolaci a špatný přenos tepla přes jejich povrch (například Mars se svou tenkou atmosférou je chladnější, než by Země byla ve stejné vzdálenosti od Slunce) a menší ochrana proti vysokofrekvenčnímu záření a meteoroidům . Kromě toho mají menší planety menší průměr a tedy větší poměry povrchu k objemu než jejich větší bratranci. Taková těla mají tendenci vidět, jak jejich energie uniká mnohem rychleji po svém vzniku, a proto mají malou geologickou aktivitu. Nemají sopky , zemětřesení a tektonickou aktivitu, které zajišťují život udržující prvky na povrchu a molekuly regulující teplotu (například oxid uhličitý ) do atmosféry .
Termín „nízká hmotnost“ je pouze relativní: Země je považována za nízkou hmotnost ve srovnání s obřími planetami ve sluneční soustavě, ale je největší, nejhmotnější a nejhustší ze suchozemských planet. Je dostatečně velký na to, aby jeho gravitace udržovala svoji atmosféru a aby jeho kapalné jádro zůstávalo aktivní a horké, a tak vytvářelo geologickou aktivitu na povrchu ( dalším zdrojem tepla je rozpad radioaktivních prvků v srdci planety. planety). Mars je naopak téměř (nebo možná úplně) neaktivní a ztratil většinu své atmosféry. Zdá se tedy, že minimální hmotnost planety, aby mohla být obyvatelná, je někde mezi hmotností Marsu a Země (nebo Venuše ), ≥ 1/2 hmoty Země (?).
Toto pravidlo však může připustit výjimky: Io , satelit Jupitera menší než pozemské planety, má vulkanickou aktivitu kvůli omezením generovaným gravitačním vlivem Jupitera. Jeho soused, Evropa , mohl skrývat pod svým ledovým povrchem tekutý oceán díky energii vytvořené jovianským gravitačním polem a interakcím s Io a Ganymedem . Z jiného důvodu je zajímavý jeden ze Saturnových měsíců , Titan : zachoval si hustou atmosféru a v kapalném metanu na jeho povrchu jsou možné biochemické reakce . Tyto satelity jsou výjimkou, ale dokazují, že hmotnost by neměla být považována za diskriminační z hlediska obyvatelnosti. Musíme také určit, co hledáme; možnost života (životů), mikrobiálních, mnohobuněčných nebo složitých zvířat, která mohou vést k technologické civilizaci.
A konečně, velká planeta pravděpodobně bude mít velké jádro složené ze železa. Ten vytváří magnetické pole, které chrání planetu před slunečním větrem , které by v nepřítomnosti mělo tendenci „erodovat“ planetární atmosféru a bombardovat živé bytosti ionizovanými částicemi. Hmotnost není jediným prvkem, který je třeba vzít v úvahu při určování existence magnetického pole. Planeta musí také mít dostatečně rychlý rotační pohyb, aby ve svém jádru vytvořila dynamický efekt .
Stejně jako u jiných kritérií by stabilita byla nezbytná pro oběžné dráhy a rotaci planety, aby byla obyvatelná. Čím větší je orbitální excentricita , tím větší je kolísání teploty na povrchu planety. Přestože se přizpůsobit, mohou živé organismy nevydrží příliš velkým změnám, zejména v případě, že se vztahuje jak na varu bod a bod tání hlavního biotickém rozpouštědla na planetě (na Zemi, l ‚vody). Pokud by se například oceány naší planety vypařily (i částečně) a postupně zamrzly, bylo by těžké si představit, že by se tam mohl vyvinout život, jak ho známe. Na oběžné dráze Země je téměř kruhová, jeho výstřednost je menší než 0,02. Ostatní planety ve sluneční soustavě (kromě Merkuru ) mají podobné výstřednosti. Údaje shromážděné o výstřednostech extrasolárních planet překvapily většinu výzkumníků: 90% má výstřednosti větší než excentricity planet ve sluneční soustavě, průměr je 0,25. Tato charakteristika může být způsobena jednoduchým zkreslením pozorování, protože silná výstřednost zvyšuje oscilaci hvězdy, a proto usnadňuje detekci planety.
Pohyb planety kolem její osy otáčení musí bezpochyby respektovat určité vlastnosti, aby měl život šanci se vyvíjet.
Zdá se, že Měsíc hraje zásadní roli při regulaci zemského klimatu stabilizací náklonu osy otáčení. Bylo navrženo, že planeta, jejíž naklonění bude mít chaotický pohyb, nemůže pojmout život: satelit o velikosti Měsíce může být nejen užitečný, ale dokonce nezbytný pro umožnění obyvatelnosti. Tato práce je však kontroverzní.
Obecně se věří, že veškerý mimozemský život by měl být postaven na stejné chemii jako Země: toto je nově vznikající teze uhlíkového šovinismu . Čtyři nejdůležitější prvky pro život na Zemi ( uhlík , vodík , kyslík a dusík ) jsou také čtyři nejhojnější reaktivní chemické prvky ve vesmíru. Jednoduché prebiotické molekuly, jako jsou aminokyseliny , byly skutečně nalezeny v meteoritech a v mezihvězdném prostoru . Hmotově tyto čtyři prvky tvoří asi 96% suchozemské biomasy . Atomy uhlíku mají bezkonkurenční schopnost vytvářet mezi sebou chemické vazby a vytvářet velké složité struktury, což je činí ideálními základny pro složité mechanismy, které tvoří živé bytosti. Voda složená z kyslíku a vodíku je rozpouštědlo, ve kterém probíhaly biologické procesy a první reakce vedoucí ke vzniku života. Energie z kovalentní vazby mezi atomy uhlíku a vodíku uvolněná disociací sacharidů a dalších organických molekul je palivem všech složitých forem života. Tyto čtyři prvky se spojí a vytvoří aminokyseliny, které samy tvoří bílkoviny, základní složky živých organismů.
Relativní množství různých prvků ve vesmíru není vždy na různých planetách podobné. Například ze čtyř výše zmíněných prvků je v zemské kůře ve velkém množství přítomen pouze kyslík . To lze částečně vysvětlit skutečností, že mnoho z těchto prvků, jako je vodík a dusík, jakož i další jednoduché molekuly, jako je oxid uhličitý , oxid uhelnatý , metan , amoniak a voda, jsou při vysokých teplotách plynné. V teplých oblastech blízko Slunce tyto těkavé molekuly nehrály velkou roli v geologickém formování planet. Byli skutečně uvězněni v plynném stavu pod nově vytvořenými krustami. Ty jsou z velké části složeny z netěkavých molekul ve skalních formách, jako je oxid křemičitý (molekula složená z křemíku a kyslíku, jejichž velké množství v zemské kůře vysvětluje kyslík). Odplynění těkavých molekul podle prvních sopky by přispěly k tvorbě atmosféry planet. Miller-Urey experiment ukázal, že se vstupem energie, aminokyseliny, kterou lze syntetizovat z jednoduché molekuly přítomné v primárním atmosféře.
I přesto sopečné odplyňování nedokáže vysvětlit množství vody v zemských oceánech. Většina vody potřebné pro život a možná i nějaký uhlík pravděpodobně pocházela z vnější sluneční soustavy, kde, mimo sluneční záření, dokázala zůstat pevná. Komety a uhlíkaté chondrity, které narazí na Zemi na začátku sluneční soustavy, by tam uložily velké množství vody a také další těkavé molekuly, které život potřebuje (včetně aminokyselin). To by umožnilo rychlý vzhled života na Zemi.
I když je pravděpodobné, že čtyři hlavní prvky jsou přítomny na jiných místech, obyvatelný systém by potřeboval nepřetržitý přísun orbitálních těles, aby mohl zásobovat vnitřní planety prvky. Je možné, že život, jak ho známe na Zemi, by neexistoval bez přispění komet a uhlíkatých chondritů. Otázka, zda by jiné prvky mohly sloužit jako stavební kameny pro formy života postavené na jiné chemii , však zůstává diskutována.
The magnetického pole zemské pochází z tepla zemského jádra takže je částečně kapalný. Toto teplo je zejména z přirozené radioaktivity z draslíku-40 a rozpadové řetězce z thoria 232 , z uranu-235 a uranu-238 . Zdá se, že rozsah obsahu těchto posledních prvků, který umožňuje tvorbu magnetického pole, není příliš široký, i když pozorujeme velkou variabilitu tohoto parametru v blízkých hvězdných systémech.
Stanovení obyvatelnosti červených trpaslíků by mohlo pomoci určit, zda je ve vesmíru běžný život . Ve skutečnosti červení trpaslíci představují 80 až 85% hvězd naší galaxie, což by odpovídalo přibližně „160 miliardám z 200 miliard hvězd v Mléčné dráze“.
Vliv slapových silPo celá léta astronomové vylučovali červené trpaslíky z potenciálně obyvatelných systémů. Jejich malá velikost (mezi 0,1 a 0,6 sluneční hmotou) odpovídá extrémně pomalým jaderným reakcím : vyzařují velmi málo světla (mezi 0,01 a 3% slunečního záření). Každá planeta obíhající kolem červeného trpaslíka by musela být velmi blízko své hostitelské hvězdy, aby měla povrchovou teplotu srovnatelnou s teplotou Země: 0,3 AU (o něco méně než Merkur ) u hvězdy jako Lacaille 8760 , při 0,032 AU (rok planeta by trvala šest pozemských dnů) pro hvězdu jako Proxima Centauri . Na těchto vzdálenostech gravitace hvězdy způsobuje synchronní rotaci pomocí gravitačního blokování. Jedna polovina planety bude neustále osvětlena, zatímco druhá nikdy nebude. Jedinou možností, že potenciální život není vystaven extrémnímu teplu nebo chladu, je případ, že tato planeta má dostatečně silnou atmosféru, aby mohla přenášet teplo z osvětlené polokoule na noční polokouli. Po dlouhou dobu se předpokládalo, že taková hustá atmosféra zabrání tomu, aby světlo hvězdy dosáhlo na povrch, což znemožní fotosyntézu .
Nedávná zjištění Však mají tendenci tento názor zpochybňovat. Studie Robert Häberle a Manoj Joshi z Ames Research Center z NASA ukázal, že atmosféra planety kolem červeného trpaslíka by jen třeba o 15% silnější než na Zemi, aby se teplo z hvězdy se šířit na tváři nikdy rozsvícený U některých modelů by voda na tomto obličeji zůstala zmrzlá. Tento okraj je navíc zcela kompatibilní s fotosyntézou. Martin Heath z Greenwich Community College ukázal, že mořská voda by také mohla cirkulovat, aniž by úplně zmrzla na zastíněné straně, pokud by byly oceány dostatečně hluboko na této straně, aby umožňovaly volný pohyb vody pod ledovou vrstvou umístěnou na povrchu. Planeta s vhodnými oceány a atmosférou obíhající kolem červeného trpaslíka tedy mohla, alespoň teoreticky, hostit život.
Kromě toho je pravděpodobné, že další faktor obejde účinky nezbytné blízkosti hvězdy, a proto účinek jejích přílivů: exolune nacházející se na oběžné dráze velké planety (například: plynný obr ) bude vystaven gravitačnímu blokování s planeta sama a ne s hvězdou; Proto by exolune mohl těžit z denního a nočního cyklu, který odpovídá jeho období rotace kolem planety, a narušen zatměním, které tato planeta pravidelně produkuje. V případě, že planeta se nachází v obyvatelné zóně na červený trpaslík , například po planetární migraci se exolune samo o sobě by být umístěn v obyvatelné zóně , ale bez gravitační zamykání s červený trpaslík . Takový exolune by mít stabilní oběžnou dráhu za předpokladu, že doba jeho otáčení kolem planety je menší než asi 1/9 th doby otáčení téže planety kolem své hvězdy. Přílišná blízkost exolunu by však mohla vést k příliš silnému přílivovému oteplování (srov. Vulkanismus na Io ) a / nebo způsobit únik skleníkového efektu , přičemž se rozumí, že toto vytápění bude v případě z okružní výstřednosti vedené orbitální rezonanční účinek s jinými přírodními družic. Složení exolunu by záviselo na procesu jeho vzniku:
Velikost však není jediným kritériem, díky kterému je život kolem červených trpaslíků nepravděpodobný. Planeta kolem červeného trpaslíka by byla osvětlena pouze na jedné straně, a proto by fotosyntéza byla nemožná na více než polovině jejího povrchu (noční strana a zastíněné oblasti na osvětlené straně). Kromě toho jsou záření červeného trpaslíka hlavně v infračerveném spektru, zatímco na Zemi využívá fotosyntéza viditelné světlo. Část jeho spektra je však ve viditelném (hlavně červeném) a fotosyntéza (pozemská) je s tímto spektrálním oknem dobrou částí. Navíc si lze představit systém využívající blízké infračervené záření .
Variabilita červených trpaslíkůTyto červené převyšuje jsou mnohem variabilnější a násilný než jejich bratranců větší a stabilnější. Často jsou pokryty slunečními skvrnami, které mohou na několik měsíců snížit světlo vyzařované hvězdou až o 40%, zatímco jindy gigantické sluneční erupce zdvojnásobí jeho jas během několika minut. Takové variace by vážně poškodily život, i když je možné, že by stimulovaly vývoj druhů zvýšením rychlosti mutace a rychlou změnou podnebí.
Hvězdný životRudí trpaslíci však mají oproti jiným hvězdám jako hostitelské systémy po celý život hlavní výhodu: hoří velmi dlouho. Lidstvo se objevilo na Zemi 4,5 miliardy let po vzniku naší planety a života, jak víme, že by mělo kolem naší hvězdy odpovídající podmínky jen na 500 milionů až méně než 1 miliardu let. Naopak, červení trpaslíci mohou hořet po desítky miliard let, protože jaderné reakce, jejichž sídlem jsou, jsou mnohem pomalejší než reakce největších hvězd. Život by proto měl mnohem více času na vývoj a vývoj. Navíc, i když je pravděpodobnost nalezení planety v obyvatelné zóně kolem červeného trpaslíka nízká, celkový počet obyvatelných zón kolem červených trpaslíků je stejný jako počet hvězd podobných Slunci vzhledem k jejich velkému počtu.
Tyto hnědí trpaslíci jsou (snad) četnější než červených trpaslíků. Nejsou však považovány za hvězdy, protože vyzařují velmi málo tepla.
V roce 2004 byla objevena první exoplaneta obíhající kolem hnědého trpaslíka, 2M1207 b obíhající kolem 2M1207 . Hmotnost tohoto těla se odhaduje na 3 až 10 hmot Jupitera. Toto pozorování potvrzuje možnost přítomnosti planet kolem hnědých trpaslíků, ačkoli teoreticky jejich disk prachu a plynu není příliš masivní a rozptýlil by se před vznikem planety významné velikosti. Avšak hnědý trpaslík, který je mnohem chladnější než naše Slunce, by obytná zóna byla omezena a velmi blízko hnědého trpaslíka a byla by ochlazována. Je pravděpodobné, že systémy kolem hnědých trpaslíků nemohou skrývat život, alespoň jak to víme.
The Good Jupiterů jsou obří plynné planety , jako planeta Jupiter v naší sluneční soustavě, která se točí kolem své hvězdy v kruhových drahách, dostatečně daleko od obytné zóny nebude mít rušivý vliv, ale dost blízko k „ochraně“ telluric planety se nacházejí v vnitřní oběžné dráhy. Nejprve stabilizují oběžné dráhy těchto planet, a tedy i jejich klima. Kromě toho pomáhají omezit počet komet a asteroidů, které by mohly způsobit ničivé dopady na planetu přechovávající život. Jupiter se točí kolem Slunce ve vzdálenosti přibližně 5krát větší, než Země (~ 5,2 AU ). Vědci doufají, že najdou „dobré Jupitery“ kolem jiných hvězd ve srovnatelné vzdálenosti. Role Jupitera vyšla najevo v roce 1994, kdy tam havarovala kometa Shoemaker-Levy 9 . Pokud by Jovianova gravitace nezachytila kometu, mohla by velmi dobře vstoupit do vnitřní sluneční soustavy. Kromě toho stabilizuje asteroidy tím, že omezuje variabilitu jejich oběžných drah a umisťuje je do „rodin“ vymezených takzvanými „Kirkwoodovými“ mezerami , čímž snižuje frekvenci dopadů na pozemské planety.
V raných dobách sluneční soustavy měl Jupiter inverzní roli: přispěl ke zvýšení excentricity oběžných drah objektů v pásu asteroidů . Velký počet z nich narazil do Země a poskytl jí velké množství těkavých prvků. Než Země dosáhla poloviny své současné hmotnosti, ledová tělesa oblasti kolem Jupiteru a Saturnu a malá tělesa původního pásu asteroidů přinesly na Zemi vodu kvůli gravitačním poruchám jejich trajektorií generovaných Jupiterem a Saturnem. Zatímco tedy plynoví obři jsou nyní užitečnými ochránci, byli důležití pro umožnění přísunu materiálu nezbytného pro obyvatelnost.
Vědci také předpokládali, že některé oblasti galaxie („obyvatelné galaktické oblasti“) umožňují život existovat lépe než jiné. Sluneční soustava, ve které žijeme, v rameni Orionu na jedné straně Mléčné dráhy , je považována za příznivé místo. Velmi daleko od galaktického středu se vyhýbá určitým nebezpečím:
Relativní hvězdná izolace je v konečném důsledku to, co současný systém potřebuje. Pokud by sluneční soustava byla obklopena mnoha sousedními systémy, mohlo by to narušit stabilitu oběžných drah objektů ve sluneční soustavě (zejména objektů Oortova mraku a Kuiperova pásu, které by mohly mít katastrofické následky, pokud by byly odchýleny směrem dovnitř sluneční soustavy) ). Blízcí sousedé také zvyšují možnost být ve smrtelné zóně výbuchu pulsaru nebo supernovy .
Planetární index udržitelnosti ( PHI ) je index navržený některými exobiology a astrofyziky. Liší se od indexu podobnosti Země , který nabízí více geocentrický pohled.