Ja, es gibt eine bewohnbare Zone.

Bekannte Beispiele für möglicherweise bewohnbare Binärdateien

Ich muss StephenGs Antwort widersprechen ; Wir haben Daten, die darauf hindeuten, dass dies für ähnliche, sonnenähnliche Sterne möglich ist. Ich habe darüber in einer Antwort gesprochen, die ich vor ein paar Monaten geschrieben habe ; Beim Durchsuchen dieses Exoplaneten-Katalogs habe ich mehrere Systeme gefunden, die von Interesse sein könnten:

• WASP-94 , ein Paar Hauptreihensterne vom Typ F, die jeweils von einem nahen heißen Jupiter umkreist werden.
• HD 20781 / HD 20782 , zwei Sterne vom G-Typ, jeder mit 1-2 Planeten (einer bei 1,3 AE um HD 20782, zwei bei <1 AU um HD 20781).
• Kepler-132, ein Paar Hauptreihensterne vom G-Typ, obwohl die Struktur des Systems umstritten ist.
• XO-2 , zwei kühle Sterne vom K-Typ, mit einem bestätigten heißen Jupiter um einen Stern und zwei möglichen Planeten um den anderen.

Das HD 20781/HD 20782 System hat mich ziemlich begeistert. Beide sind Sterne vom G-Typ, und jeder Stern hat mindestens einen Planeten innerhalb von 2 AE. Die Planeten sind alle massiver als die Erde, aber das ist unerheblich; Wichtig ist, dass die Doppelsterne einen Abstand von 9080 AE haben ! Das ist enorm, und es reicht absolut aus, dass auf jedem Planeten relativ wenig Einfluss von dem anderen Stern im System ausgeht.

Einige Dinge zu beachten:

• HD 20782 b hat eine große Exzentrizität, und HD 20782 b und HD 20781 c haben auch größere Exzentrizitäten als normal, was auf die Binarität des Systems zurückzuführen sein könnte. Die Planeten des XO-2-Systems scheinen kleinere Exzentrizitäten zu haben, obwohl ihr Abstand nur 4600 AE beträgt.
• In den meisten dieser Systeme sind beide Sterne im Spektraltyp sehr ähnlich, was eine gute Sache zu sein scheint. Sie sind relativ sonnenähnlich, keine aktiven Roten Zwerge oder heißen, massereichen Sterne.
• Die Anforderungen von StephenG an eine große Trennung werden in mehreren dieser Fälle leicht erfüllt, und zwar um eine oder zwei Größenordnungen. Angesichts des inversen quadratischen Gesetzes für den Fluss würde ich erwarten, dass der Beitrag des zweiten Sterns um viele Größenordnungen niedriger ist als der des primären; es ist im Wesentlichen null.

Berechnung der bewohnbaren Zone

Ich habe einige Modelle erstellt ( Python 3-Code auf Github ), um diese Antwort numerisch zu unterstützen, also habe ich ein Programm geschrieben, das bewohnbare Zonen um Binärsysteme herum mit bestimmten Annahmen generiert:

• Beide Sterne sind auf der Hauptreihe
• Die Umlaufbahnen der Sterne haben keine Exzentrizität
• Jeder Exoplanet, der die Sterne umkreist, wird nicht massiv genug sein, um die Umlaufbahnen der Sterne zu beeinflussen, und das System ist stabil

Ich habe die bewohnbare Zone als die Region definiert, in der Wasser auf der Oberfläche eines Planeten flüssig ist. Mit anderen Worten muss die effektive Temperatur des Planeten - ohne Berücksichtigung der Treibhauseffekte - zwischen 273,15 K und 373,13 K liegen. Die Formel für die effektive Temperatur eines Planeten in einem binären System lautet

Hier sind drei grundlegende Diagramme eines einzelnen sonnenähnlichen (G2V) Sterns, zwei sonnenähnlicher Sterne, die durch 2 AE getrennt sind, und zwei sonnenähnliche Sterne, die durch 5 AE getrennt sind. Alle gehen von einer planetarischen Albedo von 0 aus. Die bewohnbare Zone ist schwarz schattiert (die genaue Temperatur wird nicht angezeigt):

Die Auswirkungen des zweiten Sterns sind beim 2-AE-Abstand offensichtlich, aber nicht beim 5-AE-Abstand (obwohl ich bestätigen kann, dass sie vorhanden sind). Die Form der effektiven Temperaturformel bedeutet, dass die Temperatur nur so variiert$T\propto F^{1/4}$, wo$F$ist der Fluss, und dank des Abstandsgesetzes führt sogar ein Abstand von 5 AE zu geringfügigen Ergebnissen.

Hier ist ein Diagramm, in dem die Trennung 9080 AU beträgt, wie im HD 20781/HD 20782-System:

Der andere Stern ist weit weg von meinem Bildschirm. Das Herauszoomen macht es unmöglich zu sehen. Für die Zwecke der Bewohnbarkeitsberechnungen ist jeder Stern für sich allein.

Orbitale Stabilität

Nun, eine Klasse von Binärdateien, auf die ich neugierig bin, sind Zwerge vom späten Typ mit relativ kleinen Abständen (1-2 AE). Zwei Rote Zwerge vom Typ M können nahe beieinander umkreisen und haben dennoch ihre eigenen individuellen bewohnbaren Zonen:

Was ich nicht weiß, sind die stabilen Umlaufbahnen um diese Sterne. Ich gehe davon aus, dass für den obigen Fall einige stabile Umlaufbahnen möglich sind, aber ich kenne die Reichweiten nicht und wäre daran interessiert, es herauszufinden. Ein weiteres interessantes Szenario sind zwei K5V-Sterne bei 1 AE; Ihre bewohnbaren Zonen sind miteinander verbunden, aber die Zonen sind stabile Umlaufbahnen, die viel kleiner sein können:

Ja, und gleich nebenan

Weigert und Holman, 1997 , kommen zu dem Schluss

Die von Hart (1979) definierte bewohnbare Zone für Planeten liegt etwa 1,2–1,3 AE (1′′) von α Cen A. Eine ähnliche Zone kann 0,73–0,74 AU (0,6 ′′) von α Cen B entfernt liegen Unsere Untersuchungen zeigen, dass Planeten in dieser habitablen Zone zumindest für bestimmte Neigungen im hier verwendeten Sinne stabil sind.

Dies wird kürzlich und mit leistungsfähigerer Software in Quarles und Lissauer , 2016, bestätigt:

Unsere Simulationen zeigen, dass zirkumstellare Planeten (Testteilchen) innerhalb der bewohnbaren Zone von entweder α Cen A oder α Cen B selbst bei mäßig hohen Werten der anfänglichen Exzentrizität oder gegenseitigen Neigung relativ zur binären Umlaufbahnebene in der zirkumstellaren Umlaufbahn bleiben

Beim Durchlesen ihrer Veröffentlichung simulierten sie eine Stabilität von > 1 Milliarde Jahren für Partikel in den bewohnbaren Zonen beider$\alpha$Cen A und$\alpha$Cen B (und auch umlaufende Umlaufbahnen, die nicht bewohnbar wären).

Soweit wir wissen, gibt es also eine bewohnbare Zone zwischen dem Primär- und dem Sekundärstern des uns am nächsten gelegenen Sterns (nicht des Roten Zwergs).$\alpha$Cen A ist unserer Sonne sehr ähnlich (1,1 Sonnenmassen, 1,5 Sonnenleuchtkräfte, Spektraltyp G2V genau wie Sol). Die Leuchtkraft von$\alpha$Cen B ist das 0,5-fache von Sol, daher kann der Begleiter unter diesen Umständen ziemlich hell sein.

Wie nah dürfen sie sein?

Um den Nachtrag/Bounty von HDE zu beantworten, habe ich mein zuverlässiges Rebound-Tool gestartet, um die nächsten Umlaufbahnen zu finden, die auf Stabilität hindeuten. Ich habe eine Reihe von Gittersuchen über verschiedene Exzentrizitäten durchgeführt, und das Ergebnis war, dass die Exzentrizität für die darunter liegenden Sternmassen relativ wenig Einfluss hat (zumindest für niedrige Exzentrizitäten < 0,1).

Die Rechenanforderungen dieses Problems erwiesen sich als viel höher als in früheren Fragen. Ich habe versucht, Zehntausende von Fällen über 1 Million Jahre zu testen und mit einem Zeitschritt von 0,001 Jahren (etwa 8 Stunden) zu integrieren. Ich habe einige interessante Fälle und einige Verallgemeinerungen über das Verhalten gefunden, aber nehmen Sie diese Antworten mit einem Körnchen Salz. 1 Million Jahre reichen nicht aus, um irgendetwas zu beweisen.

Fall: Zwei Sterne, beide 1 Sonnenmasse

Hier haben wir ein sehr interessantes Verhalten. Einige Planeten brechen aus ihrer Umlaufbahn aus und umkreisen das Baryzentrum des Systems. Beginnend mit dem Begleiter 3,5 AE vom Primärstern, dem Planeten 1 AE vom Primärstern und allen Umlaufbahnen mit 0 Exzentrizität, hat der Planet eine Million Jahre lang eine Hufeisenumlaufbahn bei ~ 0,87 AE von jedem Stern durchgeführt. Es war tatsächlich sehr nah am Setup in dieser Frage .

Für den Fall, dass der Begleitstern n AE vom Primärstern entfernt ist, sind die Auswirkungen auf den Planeten:

0 - 3 AU    Planet is quickly ejected
3 - 4 AU    Planet achieves an eccentric but stable orbit near the habitable zone
4 AU +      Planet achieves a stable orbit outside the habitable zone

Das wirkliche Ergebnis hier ist, dass bei gleich großen Sonnen ein Planet wahrscheinlich nahe dem Schwerpunkt der beiden Sonnen landet. Auch in der massegleichen Sonnenaufstellung erreicht der Planet sehr schnell Stabilität, während in den folgenden Beispielen die Umlaufbahnen über eine Million Jahre lang chaotisch sind. Ich würde vorschlagen, dass Sie der Mischung andere Planeten hinzufügen müssten, um den Planeten in eine Umlaufbahn in der bewohnbaren Zone einer der Sonnen zu bringen.

Fall: Zwei Sterne, einer mit 1 Sonnenmasse, einer ein großer Roter Zwerg (M1V, m = 0,5 Sols)

In diesem Fall gibt es eine gute Auswahl an stabilen Umlaufbahnen, sobald der Begleiter mindestens 5,5 AE von der Primärbahn entfernt ist. Ich habe jedoch keine Umlaufbahnen gefunden, die in der bewohnbaren Zone stabil waren. Stabile Umlaufbahnen für den Planeten begannen in der Regel etwa 2,5 AE von der Hauptbahn entfernt in einer Art Resonanz mit dem Begleiter. Leider schaltete mein 1-jähriger meinen Computer aus, bevor ich die endgültigen Ergebnisse der 8-stündigen Rastersuche nach stabilen äußeren Umlaufbahnen lesen konnte. Das erhalten Sie, wenn Sie in die Konsole schreiben, und nicht in eine Datei. Wessen Idee war es überhaupt, Power-Buttons mit LEDs zu versehen? Diese Dinger sind Kleinkindmagnete.

Für den Fall, dass der Begleitstern n AE vom Primärstern entfernt ist, sind die Auswirkungen auf den Planeten:

0 - 3.5 AU    Planet is quickly ejected
3.5 - 5.5 AU  Planet enters eccentric orbit in vicinity of habitable zone. May be 
              eventually ejected, unlikely to be stable in habitable zone.
5.5 AU +      Planets in the habitable zone are pulled outwards into resonances 
              with the companion star

Wie bei der letzten Simulation neigen Planeten dazu, in Richtung des Schwerpunkts gezogen zu werden. Dies deutet darauf hin, dass möglicherweise zusätzliche Planeten erforderlich sind, um Exzentrizitäten auszugleichen. Es ist jedoch auch erwähnenswert, dass diese Simulation den oben zitierten in Bezug auf Alpha Centauri nahe kommt und die Ergebnisse nicht repliziert. Also muss bei diesem ganzen Unterfangen vielleicht ein extra großes Salzkorn genommen werden.

Fall: Zwei Sterne, einer mit 1 Sonnenmasse, einer ein kleiner Roter Zwerg (M6V, m = 0,1 Sols)

Jenseits von 2 AE vom Primärstern entfernt ist der Begleitstern zu klein, um den Planeten sofort aus dem System zu werfen. Fast alle von mir aufgezeichneten Umlaufbahnen blieben jedoch 1 Million Jahre lang instabil, was darauf hindeutet, dass sie schließlich zu einem Auswurf führen werden (oder zu einer Kollision mit dem Primärstern!, was in einem Fall geschah). Die beiden wichtigen Beziehungen schienen der Abstand des Schwerpunkts des Systems vom Hauptstern und die Umlaufbahnresonanzen zwischen dem Begleitstern und dem Planeten zu sein.

Im Allgemeinen gab es die folgenden Interessenszonen, basierend auf der Entfernung zwischen Primär- und Begleiter:

< 2 AU      The planet is quickly ejected 
2 - 4.5 AU  The planet finds a somewhat stable, but highly eccentric orbit
4.5 - 5 AU  The planet quickly enters a stable orbit at ~0.55 AU 
5 - 9 AU    The planet enters an eccentric orbit, and may stabilize in a resonant 
            orbit with the companion
9 - 12 AU   Same as above, but the barycenter is in the habitable zone, so a 
            stable orbit there is probably impossible
12 + AU     The planet enters an eccentric orbit, and may stabilize later (none of 
            these did within 1 million years)

Ich habe keine einzige Umlaufbahn von Zehntausenden gefunden, die innerhalb von 1 Million Jahren stabil in der bewohnbaren Zone endete. Die Fälle mit 5-9 AU und 12 + AU enthielten jedoch beide exzentrische Umlaufbahnen mit ungefähr der richtigen großen Halbachse, sodass es möglich wäre, dass sich diese mit genügend Zeit stabilisieren.

In Bearbeitung

Nicht für zwei große, ähnlich große Sterne, vielleicht für einen großen Stern und einen Zwergstern (wie ein Brauner Zwerg ).

Der erstere Fall würde es nicht zulassen, dass sich lange genug eine stabile Umlaufbahn bildet, damit der Planet über einen Zeitraum, der groß genug ist, um Leben zu entwickeln, ein einigermaßen beständiges Klima (im Wesentlichen angetrieben durch ein nahezu konstantes Maß an Sonnenenergie) entwickeln kann.

Der Fall mit dem Braunen Zwerg (eine sehr schwache Art von Stern) kann als ein System mit einem sehr großen Jupiter betrachtet werden, der immer noch viel kleiner als die Sonne ist, und mit einer viel, viel geringeren Energieabgabe. Ein solcher Brauner Zwerg könnte im Prinzip weit genug vom Planeten entfernt sein, um ihn nicht stark zu beeinflussen.

Es gibt eine Größe, die als effektive Temperatur bekannt ist , die uns die ungefähre Temperaturwirkung eines Sterns auf einen Planeten abschätzen lässt. Wir können dies verwenden, um die Wirkung des kleineren Sterns (des Sekundärsterns) auf die Temperatur des Planeten (dominiert vom Primärstern, für Stabilität) in Beziehung zu setzen.

Wir erhalten eine Formel wie diese:

bei dem die$L$Werte sind die Leuchtkraft der Sterne und die$D$Werte sind die Entfernung vom Planeten.

Wir möchten, dass dies eine kleine Zahl ist, höchstens ein oder zwei Prozent für ein einigermaßen stabiles Klima.

Also einige sehr grobe Größenordnungsberechnungen:

Nun ein möglicher Wert für$L_{sec} \approx L_{prm} \times 10^{-3}$, und wenn wir setzen$\frac {T_{sec}}{T_{prim}} \approx 2 \times 10^{-2}$(ca. 4% Temperaturabweichung aufgrund der Sekundärseite) erhalten wir:

Die Sekundärseite muss also etwa 80-mal weiter von der Primärseite entfernt sein als der Planet. Beide würden sich in diesen Entfernungen auf ungefähr kreisförmigen Umlaufbahnen befinden, und der Braune Zwerg könnte in der Größenordnung von etwa 50 Jupitermassen liegen.

Dies sind natürlich Baseballzahlen.

Erstens, um die Umlaufbahn in der gestellten Frage zu verdeutlichen, wird laut arXiv: 0705.3444 , dass Planeten, die einen einzelnen Stern innerhalb eines Binärsystems umkreisen, eine Umlaufbahn vom „S-Typ“ genannt (während eine zirkumbinäre Umlaufbahn vom „P-Typ“ ist). Dieses Papier S-Type and P-Type Habitability in Stellar Binary Systems: A Comprehensive Approach untersucht verschiedene Szenarien und ihre Auswirkungen und Einschränkungen auf mögliche bewohnbare Zonen für die S-Typ-Planeten, wenn auch in stark mathematischer, weniger konzeptbasierter Hinsicht.

In Bezug auf die Orbitalstabilität eines S-Typ-Planeten verwies Solstation.org auf dieser Seite jedoch auf andere Artikel, als sie darauf hinwiesen, dass Planeten mit Umlaufbahnen, die weniger als 1/5 der größten Annäherung des Sekundärsterns betragen, im Allgemeinen stabil sind. Es wurde auch erwähnt, dass es existierende beobachtete Doppelsterne gab, in denen Staubringe und möglicherweise Planeten erschienen, die nur einen Stern umkreisten, obwohl weit weniger in Doppelsternen mit Zwischenabständen zwischen 3-50 AE (unter 3 AE gab es einige zirkumstellare P-Typ-Ringe) und oberhalb von 50 AE wurden die S-Typ-Ringe um einen einzelnen Stern beobachtet).

Die Einschränkung der Bewohnbarkeit wird also in erster Linie durch die Anforderung einer gleichmäßigen Sonneneinstrahlung eingeschränkt, nicht durch die Stabilität seiner Umlaufbahn. Wenn Sie die StephenG-Gleichung als ungefähre Schätzung verwenden, kann die Nähe des Sekundärsterns zum Primärstern für verschiedene Leuchtstärken (mit gleicher ungefährer Genauigkeit) bestimmt werden, indem Sie den Wert in Klammern beibehalten. Wenn Sie also die Leuchtkraft des Sekundärsterns L ändern$_{sec}$Um einen bestimmten Prozentsatz müssen Sie den Abstand ändern (~80$D_{prim}$) durch die Quadratwurzel dieses Prozents (d. h. die Leuchtkraft der Sekundärseite vervierfachen und es muss jetzt das Doppelte der ursprünglichen Entfernung von etwa 80 sein$D_{prim}$um die gleiche relative Sonneneinstrahlung aufrechtzuerhalten - bis zu einer maximalen Grenze unterhalb der Leuchtkraft der Primärfarbe, die ich aus dem Papier nicht bestimmen konnte und nicht direkt darin angegeben habe). Obwohl es mathematisch zeigte, warum gleiche Sterne keinen bewohnbaren Planeten tragen konnten.