Was sind gute untere und obere Grenzen der Jahreslänge für bewohnbare Planeten?

Kurze Antwort:

Bekannte Exoplaneten, die Hauptreihensterne umkreisen, haben Jahreslängen, die von 4,31 Stunden bis zu etwa 1.000.000 Jahren variieren, sodass das längste bekannte Jahr etwa 2.040.816.327-mal so lang ist wie das kürzeste.

https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_exoplanet_extremes#Orbital_characteristics[1]

Aber die Anforderungen an die planetare Bewohnbarkeit für kohlenstoffbasiertes und flüssiges Wasser, das Leben nutzt, und insbesondere für sauerstoffatmende Lebensarten, sind ziemlich streng.

Ein Romanautor, der ziemlich sicher sein wollte, dass sich seine Geschichte nicht als unmöglich erweist, könnte die Umlaufbahnen und Sterne bewohnbarer Planeten so einschränken, dass das längste Jahr nur etwa zehnmal so lang wäre wie das kürzeste Jahr. Wenn der Autor bereit ist, ein größeres Risiko einzugehen, dass sich Story-Elemente als unmöglich erweisen, könnte das längste Jahr eines bewohnten Planeten etwa hundertmal so lang sein wie das kürzeste. Wenn der Autor bereit ist, gewagtere Annahmen über bewohnbare Planeten zu treffen, die sich mit größerer Wahrscheinlichkeit als falsch erweisen werden, könnte das längstmögliche Jahr eines bewohnbaren Planeten etwa tausendmal so lang sein wie das kürzeste Jahr.

Und wenn ein Romanautor das Risiko eingeht, hypothetische exotische außerirdische Biochemien in seiner Geschichte zu verwenden, könnte die Bandbreite der Jahreslängen zwischen bewohnbaren und bewohnten Welten viel größer sein. Und doch wäre es wahrscheinlich immer noch ein sehr kleiner Bereich im Vergleich zu dem Bereich möglicher Exoplaneten-Jahreslängen.

Lange Antwort:

Teil Eins von Sieben: Welche Arten von Sternen können bewohnbare Planeten haben?

Hier ein Link zu einer Frage:

https://astronomy.stackexchange.com/questions/40746/how-would-the-charakteristika-of-a-habitable-planet-change-with-stars-of-differe[2]

Die Antwort von Benutzer 177107 enthält eine Tabelle mit Hauptsequenzsternen unterschiedlicher Massen und Spektraltypen. Es listet für jeden Stern die Entfernung auf, in der ein Planet genau so viel Strahlung vom Stern erhalten würde wie die Erde von der Sonne, und die Länge der Umlaufzeit oder des Jahres dieses Planeten.

Beispielsweise wäre die Entfernung von einem G2V-Stern wie der Sonne 1 Astronomische Einheit (AE) und die Jahreslänge 365,56 Erdtage. Die Beispiele reichen von Sternen des Spektraltyps M8V mit Massen von 0,082 der Sonnenmasse, einem Umlaufabstand von 0,0207 AE und einem Jahr von 3,28 Erdtagen bis hin zu Sternen des Spektraltyps A2V mit Massen von 2,05 der Sonnenmasse, einem Umlaufabstand von 4,611 AU, und ein Jahr 2.526,01 Erdtage lang.

Es wird jedoch angenommen, dass nicht alle Sterne in diesem Bereich von Spektraltypen bewohnbare Planeten haben können.

Stephen H. Dole diskutierte in Habitable Planets for Man , 1964, 2007, die Anforderungen an eine Welt, die für Menschen bewohnbar sein muss – oder für andere Lebensformen, die flüssiges Wasser verwenden und eine sauerstoffreiche Atmosphäre benötigen.

https://www.rand.org/content/dam/rand/pubs/commercial_books/2007/RAND_CB179-1.pdf[3]

Die Erde hatte vor etwa drei oder vier Milliarden Jahren Leben, produzierte aber keine sauerstoffreiche Atmosphäre und wurde für Menschen bewohnbar, bis sie etwa vier Milliarden Jahre alt war. Dole schätzte, dass kein Planet in weniger als drei Milliarden Jahren bewohnbar werden könnte. Und der Stern des Planeten müsste auf der Hauptreihenstufe bleiben und für diese drei Milliarden Jahre oder länger eine konstante Leuchtkraft haben, sonst würden die großen Änderungen der Leuchtkraft alles Leben auf dem Planeten auslöschen.

Auf den Seiten 67 bis 72 diskutiert Dole die erforderlichen Eigenschaften des Sterns eines bewohnbaren Planeten. Dole sagte, dass astrophysikalische Berechnungen darauf hindeuteten, dass die massereichsten Sterne, die mindestens drei Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihenentwicklungsphase bleiben könnten, F2V-Sterne des Hauptreihen-Spektraltyps sein würden.

Gemäß der oben genannten Tabelle hätten sie eine Masse von 1,44 der Sonnenmasse, und ein Planet, der vom F2V-Stern genau so viel Strahlung erhält wie die Erde von der Sonne, müsste ihn in einer Entfernung von 2,236 AE mit einer Umlaufzeit umkreisen oder Jahr von 1.018,01 Erdtagen.

Die Frage nach den masseärmsten Sternen, die bewohnbare Planeten haben könnten, hängt von den zirkumstellaren bewohnbaren Zonen der Sterne ab, die Dole „Ökosphären“ nennt. Die bewohnbaren Zonen erstrecken sich von inneren Rändern, wo Planeten zu heiß wären, bis zu äußeren Rändern, wo sie zu kalt wären, wobei Planeten dazwischen möglicherweise bewohnbar sind, wenn andere Dinge stimmen.

Je weniger massiv ein Stern ist, desto weniger leuchtend ist er, sodass die inneren und äußeren Ränder seiner bewohnbaren Zone näher am Stern liegen. Und je näher ein Planet an seinem Stern ist, desto stärker wird die Gezeitenkraft des Sterns auf den Planeten wirken. Wenn ein Palnet zu nahe an seinem Stern ist, ist die Gezeitenkraft stark genug, um die Rotation des Planeten schnell zu verlangsamen, so dass er durch die Gezeiten blockiert wird, wobei eine Seite im ewigen Tag immer dem Stern zugewandt ist und die andere Seite im ewigen Nacht. Und all das Wasser und die Luft könnten von der Tagseite zur Nachtseite wandern und ausfrieren, wodurch der Planet unbewohnbar wird.

Auf den Seiten 71 bis 72 berechnete Dole, dass ein Stern eine vollständige Ökosphäre oder bewohnbare Zone haben könnte, wenn er eine Masse von etwa 0,88 der Sonnenmasse oder mehr hätte. Die inneren Teile der habitablen Zonen von Sternen mit geringerer Masse wären zu nah an den Sternen und Planeten in diesen Regionen würden von den Gezeiten eingeschlossen. Ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,72 der Sonnenmasse hätte eine bewohnbare Zone, die viel zu nahe am Stern wäre, wo alle Planeten von den Gezeiten eingeschlossen wären. Eine Masse von 0,72 würde einem Stern vom Typ K1V entsprechen.

Gemäß der zuvor erwähnten Tabelle wäre ein Stern mit 0,88 der Sonnenmasse irgendwo zwischen einem Typ G8V und einem Typ K2 V und hätte ein Jahr zwischen 280,06 und 182,93 Erdentagen lang. Ein Stern mit 0,72 Sonnenmasse wäre irgendwo zwischen einem K2V-Stern mit 0,78 Sonnenmasse und einem K5V-Stern mit 0,68 Sonnenmasse und hätte somit ein Jahr irgendwo zwischen 182,93 und 114,84 Erdentagen lang. Somit wäre die längstmögliche Länge eines bewohnbaren Planetenjahres zwischen etwa 3,6- und 8,8-mal so lang wie die kürzestmögliche Länge eines bewohnbaren Planetenjahres.

Teil 2: Gezeitenplaneten, die an Begleitwelten statt an ihre Sterne gebunden sind.

Auf den Seiten 72 bis 75 spekuliert Dole, dass, wenn ein Planet einen ausreichend großen natürlichen Satelliten hat oder Teil eines Doppelplaneten ist oder kein Planet, sondern ein Mond eines großen Planeten ist, er durch Gezeiten an den Planeten gebunden wäre und nicht an ihn der Stern, und könnte daher Tage haben, die kurz genug sind, um bewohnbar zu sein, selbst wenn er einen Stern mit weniger Masse als 0,72 der Masse der Sonne umkreist.

Aber je weniger massereich und schwächer der Stern ist, desto näher müsste ein solcher Planet kommen, und schließlich würde der Planet dem Stern so nahe kommen, dass die stellaren Gezeiten auf dem Planeten zu stark und zerstörerisch für eine Bewohnbarkeit wären. Dole schätzte, dass die untere Massengrenze für den Stern in einer solchen Situation etwa 0,35 Sonnenmassen betragen würde.

Das wäre weniger massereich als ein M2V-Stern mit 0,44 Sonnenmassen und massereicher als ein M5V-Stern mit 0,16 Sonnenmassen. Das bedeutet also, dass die kürzestmögliche Länge des Jahres eines bewohnbaren Planeten zwischen 36,51 Erdentagen und 11,68 Erdentagen liegen sollte.

Wenn dies also möglich ist, wäre das längstmögliche Jahr einer bewohnbaren Palette zwischen 27,88 und 87,15 mal so lang wie das kürzestmögliche Jahr eines bewohnbaren Planeten.

Dritter Teil: Planeten, die zwei oder mehr Sterne umkreisen.

Zirkumbinäre Planeten umkreisen jedoch zwei Sterne. Wenn die beiden Sterne in der Binärdatei identisch und F2V-Sterne sind, hätte ihre kombinierte bewohnbare Zone innere und äußere Grenzen, die etwa 1,44-mal so hoch sind wie die Grenzen um einen F2V-Stern.

Und wenn es ein vierfaches Sternensystem mit zwei Paaren von F2V-Sternen gibt und die Sterne nahe genug beieinander kreisen, könnten Planeten sie in ihrer kombinierten bewohnbaren Zone umkreisen, die innere und äußere Grenzen hätte, die doppelt so weit entfernt wären wie um ein einzelner F2V-Stern.

Daher können in extremen und sehr seltenen Fällen bewohnbare Planeten, die Doppel- oder Mehrfachsterne umkreisen, Jahre bedeutend länger haben als bewohnbare Planeten, die einen einzelnen F2V-Stern umkreisen.

Teil 4: Können gezeitengesperrte Planeten bewohnbar sein?

Aber es gibt noch mehr.

Die Idee, dass durch Gezeiten eingeschlossene Planeten in den bewohnbaren Zonen weniger massereicher Sterne nicht bewohnbar sein können, wurde in Frage gestellt.

Dieser Pessimismus wurde durch die Forschung gemildert. Studien von Robert Haberle und Manoj Joshi vom Ames Research Center der NASA in Kalifornien haben gezeigt, dass die Atmosphäre eines Planeten (unter der Annahme, dass sie die Treibhausgase CO2 und H2O enthält) nur 100 Millibar (0,10 atm) betragen muss, damit die Wärme des Sterns effektiv zum Planeten transportiert werden kann Nachtseite.[81] Dies liegt weit innerhalb der für die Photosynthese erforderlichen Werte, obwohl Wasser in einigen ihrer Modelle immer noch auf der dunklen Seite gefroren bleiben würde. Martin Heath vom Greenwich Community College hat gezeigt, dass auch Meerwasser effektiv zirkulieren könnte, ohne fest zu gefrieren, wenn die Ozeanbecken tief genug wären, um einen freien Fluss unter der Eiskappe der Nachtseite zu ermöglichen.

https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_habitability#Red_dwarf_systems[4]

Der Mensch benötigt zum Überleben einen Partialdruck von mindestens 60 Millimeter Quecksilbersäule (plus geringe Mengen anderer Gase). Das ist etwa 0,0789 des Oberflächendrucks auf Meereshöhe auf der Erde. Fast jeder Planet mit einer für Menschen atembaren Atmosphäre hätte also einen Druck von mindestens 0,10 Erdatmosphäre, was für eine ordnungsgemäße Wärmezirkulation auf einem von den Gezeiten eingeschlossenen Planeten als ausreichend berechnet wird. Diese minimale Atmosphäre, die für eine ausreichende Wärmezirkulation auf einem gezeitenabhängigen Planeten erforderlich ist, könnte jedoch zu viel Treibhausgase wie Kohlendioxid und Wasserdampf enthalten, um für Menschen atembar zu sein, und möglicherweise zu viel, um für alle Lebensformen atembar zu sein, die Sauerstoff benötigen.

Es gibt einige andere Probleme mit der Bewohnbarkeit von Planeten mit roten Zwergsternen der Klasse M. Ich habe einmal einen Science-Fiction-Roman von Andre Norton gelesen, der auf einem Planeten mit einem schwachen roten Stern spielt, in dem gesagt wird, dass Sterne Planeten, die sie zu nahe umkreisen, schlimme Dinge antun können. Und das fand ich albern. Da der Planet in der richtigen Entfernung umkreiste, um eine angenehme Temperatur zu haben, spielte es keine Rolle, wie weit er vom Stern entfernt war. Aber später erfuhr ich, dass viele schwache Klasse-M-Sterne Flare-Sterne sind, die ihre Leuchtkraft manchmal um ein Vielfaches erhöhen, was schlecht für das Leben auf ihren Planeten wäre. Aber nicht alle Sterne der Klasse M sind Leuchtsterne.

Daher ist es möglich, dass es Planeten gibt, die für Menschen und/oder andere intelligente Wesen bewohnbar sind, die flüssiges Wasser und sauerstoffreiche Atmosphären benötigen, um sehr schwache rote Zwerge der Klasse M herum, die möglicherweise so schwache Sterne wie M8V mit 3,82 Erdentagen lang umkreisen.

Teil fünf: Die inneren und äußeren Ränder der bewohnbaren Zone eines Sterns.

Aber es gibt noch mehr!

Ein bewohnbarer Planet muss seinen Stern nicht in der erforderlichen Entfernung umkreisen, um genau so viel Strahlung von seinem Stern zu erhalten wie die Erde von der Sonne. Ein Planet könnte etwas mehr oder weniger Strahlung abbekommen als die Erde und im Durchschnitt etwas heißer oder kälter sein als die Erde und trotzdem bewohnbar sein. Und so könnte ein bewohnbarer Planet ein Jahr haben, das etwas kürzer oder länger als nötig ist, um genau die gleiche Strahlungsmenge wie die Erde zu erhalten und trotzdem bewohnbar zu bleiben.

Das Verfahren zur Berechnung der inneren und äußeren Ränder der bewohnbaren Zone eines Sterns ist einfach, wenn die Leuchtkraft dieses Sterns im Verhältnis zu der der Sonne bekannt ist. Multiplizieren Sie einfach die Entfernungen zu den inneren und äußeren Rändern der bewohnbaren Zone der Sonne mit der Quadratwurzel der Leuchtkraft des Sterns im Vergleich zu der der Sonne.

Welche Entfernungen von der Sonne sind also die inneren und äußeren Ränder der bewohnbaren Zone der Sonne?

Niemand weiß es genau. Hier ist ein Link zu einer Sammlung verschiedener geschätzter oder berechneter innerer und äußerer Ränder und manchmal beides der zirkumstellaren habitablen Zone der Sonne, die in den letzten sechzig Jahren erstellt wurden.

https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_habitable_zone#Solar_System_estimates[5]

Beachten Sie, wie stark sie sich unterscheiden.

Eine der bekanntesten Berechnungen von Hart et al. aus dem Jahr 1979 ergibt eine sehr schmale bewohnbare Zone zwischen 0,95 AE und 1,01 AU.

Eine andere bekannte und häufig verwendete Berechnung von Kasting et al. im Jahr 1993 ergibt eine viel breitere konservative bewohnbare Zone zwischen 0,95 AU und 1,37 AU und eine noch breitere optimistische bewohnbare Zone zwischen 0,84 AU und 1,67 AU.

In verschiedenen Schätzungen variiert der innere Rand der habitablen Zone der Sonne von etwa 0,38 AE bis 0,99 AE, und der äußere Rand der habitablen Zone der Sonne variiert von etwa 1,01 AE bis etwa 10 AE.

Ich stelle fest, dass Doles Schätzung die einzige ist, die explizit die Bewohnbarkeit für Menschen und Wesen mit ähnlichen Anforderungen betrifft. Es ist möglich, dass alle anderen Schätzungen für Planeten gelten, die für kohlenstoffbasiertes Leben unter Verwendung von flüssigem Wasser im Allgemeinen bewohnbar sind, und dass keine von ihnen die Bewohnbarkeit für Menschen oder für andere Sauerstoffatmer berücksichtigt.

Einige von ihnen scheinen eine atmosphärische Zusammensetzung zu benötigen, die für Menschen oder andere Sauerstoffatmer nicht atembar wäre, um lebensfähige Temperaturen zu haben.

Ein Schriftsteller, der äußerst vorsichtig damit ist, dass sich seine Geschichte als unmöglich erweist, wird seine zirkumstellaren bewohnbaren Zonen auf Entfernungen beschränken, in denen die vom Stern empfangene Strahlung derjenigen entspricht, die in Entfernungen von 0,99 bis 1,01 AE von der Sonne empfangen wird.
Andere Autoren könnten sich vorstellen, dass die zirkumstellare habitable Zone der Sonne breiter ist, in Übereinstimmung mit den Schätzungen von Dole (1964) oder Kasting et al. (1993) usw. Diese würden breitere zirkumstellare habitable Zonen und größere Variationen in der Jahreslänge ermöglichen von bewohnbaren Planeten. Daher kann ich mir vorstellen, dass solch mutige Autoren eine Reihe von Jahreslängen für bewohnbare Planeten haben könnten, bei denen das längste etwa tausendmal so lang war wie das kürzeste.

Teil Sechs: Alternative Biochemien.

Und ein kühnerer Science-Fiction-Autor könnte sich vorstellen, dass das Leben, einschließlich des intelligenten Lebens, eine andere grundlegende Biochemie als das Leben auf der Erde haben und bei Temperaturen gedeihen könnte, die viel höher oder niedriger sind als die von kohlenstoffbasiertem, flüssigem Wasser, das Leben toleriert, wodurch die Reichweite erheblich erweitert wird möglicher Jahreslängen bewohnbarer und bewohnter Planeten.

Hier ist ein Link zu einem Artikel, der einige hypothetische alternative Biochemien für außerirdische Lebensformen diskutiert, was ein guter Ort für einen Autor sein könnte, der daran interessiert ist, sie zu verwenden, um mit der Forschung zu beginnen.

https://en.wikipedia.org/wiki/Hypothetical_types_of_biochemistry[6]

Teil Sieben: Fazit.

Die Bandbreite der bewohnbaren Planetenjahre in einer Science-Fiction-Geschichte würde also hauptsächlich davon abhängen, wie sehr sie darauf bedacht sind, etwas zu vermeiden, das sich in zukünftigen Jahrtausenden, Jahrhunderten oder Jahrzehnten als falsch herausstellen könnte, oder wie sehr sie es wagen, sich als falsch zu erweisen die Zukunft.

Und in jedem Fall dürfte die Bandbreite der Jahreslängen bewohnbarer Planeten in Ficiton klein sein im Vergleich zur Bandbreite der Jahreslängen bereits entdeckter Exoplaneten.

Die Masse eines Hauptreihensterns bestimmt seine Leuchtkraft. Das hast du angegeben$M=1.5M_{\odot}$; für ungefähr sonnenähnliche Sterne (dh innerhalb eines Faktors von$\sim2$der Sonnenmasse), die Leuchtkraft skaliert mit der Masse als$L\propto M^3$; Wir können dann erwarten, dass Ihr Stern eine Leuchtkraft von hat$\approx6L_{\odot}$. Die Grenzen der klassischen habitablen Zone lassen sich grob durch den Bereich planetarer effektiver Temperaturen annähern , in denen Wasser in flüssiger Form verbleiben kann. Die effektive Temperatur$T$hängt mit der Leuchtkraft des Sterns und der großen Halbachse zusammen$d$von

$$d^2\propto\frac{L(1-a)}{\varepsilon T^4}$$ mit$\varepsilon$eine Konstante unter Berücksichtigung des Treibhauseffekts und$a$die Albedo. Für einen erdähnlichen Planeten$a\approx0.3$, und der akzeptable Temperaturbereich sollte von sein$T=273\;\text{K}$Zu$T=373\;\text{K}$. Wenn wir mit anfangen$\epsilon=1$Und$L=6M_{\odot}$, finden wir, dass die inneren und äußeren Grenzen der bewohnbaren Zone sind$d=1.14\;\text{AU}$Und$d=2.13\;\text{AU}$. Nun berufen wir uns auf Keplers drittes Gesetz, das besagt, dass die Periode$P$wird von gegeben $$T^2=\frac{4\pi^2}{GM}d^3$$ und so sollte das Jahr des Planeten zwischen 363 Tagen und 927 Tagen liegen - also ungefähr 1 Erdjahr bis 2,5 Erdjahre.

Was ist mit unseren Annahmen über$a$Und$\varepsilon$- ist unser Ergebnis zu empfindlich für sie? Nun, wir haben

$$T\propto d^{3/2}\propto\left(\frac{1-a}{\varepsilon}\right)^{3/4}$$ es gibt also eine schwache Abhängigkeit - etwas weniger als linear. Beide$a$Und$\varepsilon$Bereich von$0$Zu$1$. Realistischerweise könnte ein bewohnbarer terrestrischer Planet Veränderungen aufweisen$a$um den Faktor 2 in beide Richtungen, und vielleicht könnte ein atmosphärisches Modell den Treibhauseffekt berücksichtigen$\varepsilon\approx0.8$. Zusammengenommen könnte dies die Länge eines Jahres um den Faktor 1-2 verkürzen.

Nebenbei: Oben habe ich die Rechnungen für den Fall a durchgeführt$1.5M_{\odot}$Stern; für ungefähr sonnenähnliche Sterne, wie ich zuvor sagte, weisen Homologiebeziehungen darauf hin$L\propto M^3$. Das bedeutet, dass$d\propto M^{3/2}$Und

$$T\propto \frac{d^{3/2}}{M^{1/2}}\propto M^{7/4}$$ das ist eigentlich eine etwas starke Massenabhängigkeit.

Die Nähe eines bewohnbaren Planeten zu seiner Sonne beträgt weniger als 0,01 AE, wenn sein Stern die geringste Masse hat, um eine Kernfusion zu erreichen. Bei einer Entfernung von genau 0,01 AE dauert ein Jahr 0,00353 Erdenjahre. Wenn wir die Grenze, wie groß der Stern eines bewohnbaren Planeten ist, auf 2,25 Sonnenmassen setzen, kann ein bewohnbarer Planet am weitesten von 64 AE entfernt sein, was bedeuten würde, dass sein Jahr etwas mehr als 341 Erdenjahre lang ist. Natürlich ist die Wahrheit seltsamer als die Fiktion. Es gibt Planeten in dieser Galaxie, deren Jahre einstellig gemessen werden können, wobei Erdtage als Referenzeinheit verwendet werden, und ein Planet hat ein Jahr, das millionenfach so lang ist wie das der Erde.

Und ich übertreibe nicht. Wenn wir in binären Systemen durchkommen, werden die Dinge viel komplizierter. Wenn wir einen Planeten hätten, der 2 Sterne umkreist, jeder mit einer Masse von 2,25 Sonnenmassen, dann würde er die doppelte Schwerkraft erfahren und die doppelte Energie erhalten. Damit steigt der maximale Umlaufradius eines bewohnbaren Planeten auf 90,5 AE, was bedeutet, dass ein Jahr am äußersten Rand der bewohnbaren Zone fast 406 Jahre dauern würde. Und ich spreche von theoretischen Maxima und Minima, wobei die Minima unter Verwendung eines Planeten ohne Treibhauseffekt und 100 % Albedo berechnet werden, und die Maxima unter Verwendung eines Planeten mit der 500-fachen effektiven Säulendichte der Treibhausgase der Erde und 0 % Albedo berechnet werden.