Welche Arten von Flora würden auf einem gezeitenfesten Mond gedeihen?

Es wird einen starken Druck für schnelles Wachstum geben, also eher eine Photosynthese vom C4-Typ als CAM oder was auch immer. Das ist etwas mehr Dunkelheit als eine Pflanze, die einige wirklich bewölkte Tage über einen Zeitraum von 2 oder 3 Tagen aushalten muss, sodass sie wahrscheinlich in eine kurze Ruhephase übergehen, wie es Stauden im Winter tun (aber ohne ihre Blätter zu verlieren). . Sie könnten erwarten, dass sie ihre Blätter (oder Analoga) während dieser Zeit falten oder zusammenrollen, aber es wäre nicht zwingend erforderlich, es sei denn, die Temperatur fiel schnell und tief.

Es wäre nicht abwegig zu glauben, dass diese Pflanzen große Wurzelstrukturen wie Knollen haben oder sogar "Ahornsirup" produzieren könnten. Sie müssen während ihres langen Tages so viel Licht wie möglich aufnehmen, und die Energie muss irgendwohin fließen (es wäre riskant, sie zu 100 % in die Pflanzenstruktur zu stecken, die so beschädigt werden könnte, dass die Pflanze bei Tageslicht nichts zu erholen hat beginnt wieder).

Und obwohl das nicht wirklich wissenschaftlich ist, muss ich mich fragen, ob Pflanzen in solch einer extremen Umgebung nicht dazu ermutigt werden könnten, alle möglichen Symbiosen zu bilden, die auf der Erde nur angedeutet werden, mit Mikrorhyza-Pilzen.

Denken Sie daran, dass, wenn dies eine fremde Welt ist (und nicht von Erdbewohnern terraformiert oder speziell ausgewählt wurde, um der Erde ähnlich zu sein), diese Flora keine sessilen Photosynthese betreiben muss. Das ist genau die Form, die hier Gestalt angenommen hat, und sie war so erfolgreich, dass nichts anderes sie jemals aus dieser Nische verdrängen konnte.

Die Zirkulation der Atmosphäre würde helfen, die Temperatur während der Nacht hoch zu halten, obwohl es zweifellos starke Winde und Temperaturschwankungen geben würde. Das größte Problem wäre der Mangel an Sonnenlicht für 14 Tage.

Ich glaube nicht, dass terrestrische Pflanzen so lange ohne Licht überleben könnten, also müsste alles, was auf diesem Mond wächst, ganz anders sein, aber das heißt, eine Reihe von Leben sollte immer noch möglich sein.

Es scheint wahrscheinlich, dass sich eine Art Pflanze entwickeln könnte, um mit dieser Situation auf die gleiche Weise fertig zu werden, wie sich Pflanzen entwickelt haben, um mit unserem 24-Stunden-Nacht-Tag-Zyklus fertig zu werden.

Im Fall dieses Mondes müsste die Vegetation zu viel längeren Photosynthese- und Atmungsperioden fähig sein und hätte 3 grundlegende Strategien:

1) Werden fleischiger und/oder knolliger oder bieten sich anderweitig einen Platz zum Speichern von Zucker für die Atmung während der Nacht. 2) Sie durchlaufen ihren gesamten Lebenszyklus innerhalb von 14 Tagen und säen nachts aus. 3) Vermeiden Sie die Photosynthese vollständig, wie es Organismen wie Pilze tun oder solche Organismen, die in der Nähe von Tiefseeschlote leben und durch Chemosynthese leben.

Es scheint wahrscheinlich, dass das Leben alle 3 davon entdecken würde und sie alle in Organismen koexistieren würden, wie sie es auf der Erde tun.

Kurze Antwort: HykranianBlade sollte überlegen, wo die Geschichte innerhalb der Mohs-Skala der Science-Fiction-Härte sein soll.

https://tvtropes.org/pmwiki/pmwiki.php/Main/MohsScaleOfScienceFictionHardness 1

Ein Schriftsteller, der wollte, dass seine Geschichte auf der ersten Stufe der Skala steht, würde sich überhaupt keine Gedanken über wissenschaftliche Plausibilität machen.

Aber HykranianBlade scheint zu wollen, dass ihre Geschichte zumindest ein wenig und möglicherweise viel wissenschaftlich plausibler ist als eine Geschichte der Stufe eins. Tatsächlich scheint es wissenschaftliche Berechnungen zu geben, die zeigen, dass die maximal mögliche Umlaufzeit eines bewohnbaren Mondes eines Riesenplaneten nur wenig mehr als etwa 17 Erdentage, vielleicht nicht mehr als etwa 20 Erdentage betragen würde.

HykranianBlade sollte also wahrscheinlich meine lange Antwort lesen.

Lange Antwort:

Zuerst weise ich darauf hin, dass der fiktive bewohnbare Exomond eines Gasriesen-Exoplaneten in einem anderen Sternensystem wahrscheinlich in der Äquatorialebene des Gasriesen umkreist und sich auch in derselben Ebene dreht, in der sich der Riesenplanet dreht. Gezeitenwechselwirkungen zwischen dem Exomond und dem Exoplaneten werden wahrscheinlich nur wenige Millionen Jahre nach ihrer Entstehung seine Umlaufbahn und Rotation auf diese Weise neu ausrichten, und es sollte tausendmal so lange dauern, bis der Exomond so bewohnbar wird, wie ich es mir vorstelle die Geschichte.

Die 14 Tage Licht, gefolgt von 14 Tagen Dunkelheit, würden also nur während der Tagundnachtgleiche Ihres Exomonds stattfinden. Während einiger Jahreszeiten in Breitengraden könnten die Lichtperioden um ein Vielfaches länger als die Dunkelperioden sein, und in anderen die Dunkelperioden um ein Vielfaches länger als die Hellperioden, wie auf der Erde.

Auf der Erde gibt es Jahreszeiten, weil die Rotationsachse der Erde 23 Grad von der Senkrechten zur Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne entfernt ist. So gibt es auf der Nord- und Südhalbkugel der Erde umgekehrte Jahreszeiten.

Und die Jahreszeiten verändern die relative Länge von Tagen und Nächten, insbesondere in höheren nördlichen und südlichen Breiten.

Diese Tabelle zeigt die axialen Neigungen der acht Planeten in unserem Sonnensystem, die von 3,13 Grad bis 82,23 Grad variieren.

https://en.wikipedia.org/wiki/Axial_tilt#Solar_System_bodies 2

Ein Tag-Nacht-Zyklus, der 28 Erdtage dauert, kann andere Auswirkungen haben, abgesehen davon, wie sich Pflanzen an lange Perioden mit abwechselndem konstantem Licht und steigenden Temperaturen und konstanter Dunkelheit und sinkenden Temperaturen anpassen.

HyrkanianBlade sollte, wie jeder Autor von Geschichten, die auf anderen Planeten, Monden und anderen Arten von Welten spielen, aktuelle Spekulationen und Berechnungen über verschiedene Möglichkeiten untersuchen.

Und wenn HyrkanianBlade Lebensformen auf diesen Welten darstellen möchte, sollte er Forschung darüber studieren, was notwendig ist, damit eine Welt Leben hat.

Und wenn HyrkanianBlade Menschen von der Erde darstellen möchte, die ohne Umweltschutzanzüge auf dem Planeten herumlaufen, oder einheimische intelligente Wesen, die ähnliche Anforderungen wie Erdmenschen haben, dann sollte er die spezifischen Anforderungen für Erdmenschen studieren.

Wenn ein Dämon anbietet, jemanden an einen zufällig ausgewählten Ort zu teleportieren und ihn nach einem Monat dorthin zurückzubringen, könnte die Person schlau sein und die möglichen Orte auf diejenigen innerhalb der Biosphäre der Erde beschränken, damit er nicht in den Weltraum teleportiert wird und stirbt .

Aber die Biosphäre der Erde umfasst alle Orte, an denen einige Lebensformen leben können, einschließlich mehrerer Kilometer oder Meilen hoch in der Atmosphäre oder unter dem Ozean oder tief in festem Gestein. Wenn die Person die zufälligen Orte auf die Erdoberfläche beschränkt, befinden sich die meisten Orte auf der Erdoberfläche im Ozean, viele Kilometer und Meilen vom nächsten Land entfernt. Wenn die Personen die zufälligen Orte auf die Landoberfläche der Erde beschränken, könnten sie in einer Wüste oder einem trockenen Ort landen und verdursten oder an einem Ort, der heiß oder kalt genug ist, um an Hitze oder Kälte zu sterben.

Einige irdische Lebensformen gedeihen dort, wo Menschen innerhalb von Wochen, Tagen, Stunden, Minuten oder Sekunden sterben würden.

Wenn also Astrobiologen über die Bedingungen des Lebens diskutieren, beschränken sie sich oft nicht auf die Bedingungen, die für das Überleben des Menschen notwendig sind. Sie diskutieren oft Bedingungen, unter denen Leben existieren könnte, Menschen und ähnliche außerirdische Wesen jedoch fast sofort sterben würden, wenn sie ungeschützt wären.

https://en.wikipedia.org/wiki/Astrobiology 3

Zum Glück für Science-Fiction-Autoren, die dazu neigen, sich auf fremde Welten zu konzentrieren, in denen Menschen oder Außerirdische mit ähnlichen Bedürfnissen gedeihen könnten, kenne ich mindestens eine wissenschaftliche Studie, die sich dieser speziellen Unterkategorie der Astrobiologie widmet: Habitable Planets for Man, Stephen H. Dole , 1964 , 2007.

Die Ausgabe von 1964 ist hier online:

https://www.rand.org/content/dam/rand/pubs/commercial_books/2007/RAND_CB179-1.pdf 4

Obwohl die Ausgabe von 2007 möglicherweise aktualisiert und genauer ist.

Auf Seite 53 beginnt Dole mit der Diskussion des Massenbereichs eines für Menschen bewohnbaren Planeten.

Auf Seite 53 sagte Dole, dass eine Oberflächengravitation von etwa 1,5 g das Maximum zu sein schien, das Menschen tolerieren würden, und das entspreche einem Planeten mit einer Masse von 2,35 Erdmassen, einem Radius von 1,25 Erdradien und einer Fluchtgeschwindigkeit von 15,3 Kilometern pro Sekunde.

Die Mindestmasse für einen bewohnbaren Planeten wäre die Mindestmasse, die erforderlich ist, um eine Fluchtgeschwindigkeit zu haben, die relativ zur Durchschnittsgeschwindigkeit von Luftpartikeln hoch genug ist, um eine Atmosphäre für Milliarden von Jahren aufrechtzuerhalten.

Auf Seite 54 berechnete Dole die minimale Größe eines Planeten, der eine atembare Atmosphäre für Milliarden von Jahren aufrechterhalten könnte, mit 0,195 der Erdmasse, mit 0,63 des Erdradius und einer Oberflächengravitation von 0,49 g. Aber Dole glaubte, dass ein solcher Planet nicht in der Lage sein würde, eine Atmosphäre zu erzeugen, die dicht genug ist, um atembar zu sein.

...Um zu verhindern, dass atomarer Sauerstoff aus den oberen Schichten seiner Atmosphäre entweicht, muss die Fluchtgeschwindigkeit des Planeten in der Größenordnung des Fünffachen der quadratischen Mittelgeschwindigkeit der Sauerstoffatome in der Atmosphäre liegen. Dies ist in Abbildung 12 dargestellt (siehe Seite 37) ... dann kann die Fluchtgeschwindigkeit des kleinsten Planeten, der atomaren Sauerstoff zurückhalten kann, nur 6,25 Kilometer pro Sekunde (5 x 1,25) betragen. Zurück zu Abbildung 9 kann man sehen, dass dies einem Planeten mit einer Masse von 0,195 Erdmassen, einem Radius von 0,63 Erdradius und einer Oberflächengravitation von 0,49 g entspricht. Unter den obigen Annahmen könnte ein solcher Planet theoretisch eine sauerstoffreiche Atmosphäre enthalten, aber er wäre wahrscheinlich viel zu klein, um eine solche zu erzeugen, wie weiter unten zu sehen sein wird.

https://www.rand.org/content/dam/rand/pubs/commercial_books/2007/RAND_CB179-1.pdf 5

Dole berechnete anhand verschiedener Argumentationslinien zwei Zahlen für die Mindestmasse, die erforderlich ist, um eine atembare Atmosphäre zu erzeugen, 0,253 Erdmasse, die er für zu niedrig hielt, und 0,57 Erdmasse, die er für zu hoch hielt:

Da 0,25 zu niedrig und 0,57 zu hoch ist, muss der geeignete Massenwert für den kleinsten bewohnbaren Planeten zwischen diesen Zahlen liegen, irgendwo in der Nähe von 0,4 Erdmasse.

...Dies entspricht einem Planeten mit einem Radius von 0,78 Erdradius und einer Oberflächengravitation von 0,68 g.

Wenn Sie also möchten, dass Ihr außerirdischer Exomond eine sauerstoffreiche Atmosphäre hat, in der Menschen oder ähnliche Wesen atmen und überleben können, sollte er mindestens so massiv sein wie Doles 0,4-Erdmasse. Oder wenn man mit Doles Argumentation nicht einverstanden ist, könnte man meinen, dass die minimal mögliche Masse für einen bewohnbaren Exomond irgendwo zwischen 0,253 und 0,57 Erdmasse liegen könnte. Möglicherweise glaubt jemand, die minimal mögliche Masse sei die minimal mögliche Masse, um Sauerstoff in der Atmosphäre zurückzuhalten, die Dole mit 0,195 Erdmasse berechnete.

Die Mindestmasse für eine Welt mit einer dichten und sauerstoffreichen Atmosphäre ist besonders wichtig im Fall eines Exomonds, der einen Exoplaneten in einem anderen Sternensystem umkreist, weil es fraglich ist, ob die maximal mögliche Masse eines Exomonds ausreichen würde, um ihn zu behalten eine sauerstoffreiche Atmosphäre für geologische Zeiträume.

Der massereichste Mond in unserem Sonnensystem, Ganymed, hat eine Masse von nur 0,0248 der Masse der Erde, was kaum mehr als 12 Prozent der Mindestmasse ist, die für eine Welt erforderlich ist, um eine sauerstoffreiche Atmosphäre aufrechtzuerhalten.

Aber der Mond eines Riesenplaneten mit der größten Masse im Verhältnis zu seinem Primärplaneten ist Triton, der Mond von Neptun, mit einer Masse von 0,003599 der Erde, der Neptun umkreist, mit einer Masse von 17,147 Erden. Somit ist das Verhältnis so hoch wie 0,0002098, wenn also Jupiter mit einer Masse von 317,8 Erden einen Mond mit dieser relativen Masse hätte, hätte dieser Mond eine Masse von 0,0666744 der Erde.

Riesenplaneten können viel massiver sein als Jupiter. Die theoretische Trennung zwischen sehr massereichen Planeten und Braunen Zwergen beträgt etwa die 13-fache Jupitermasse, während die theoretische Trennung zwischen Braunen Zwergen und massearmen Sternen etwa die 75- bis 80-fache Jupitermasse beträgt. So könnte ein Riesenplanet mit etwa der 13-fachen Masse des Jupiters oder der 4.131,4-fachen Masse der Erde einen Mond mit einem Massenverhältnis von 0,0002098 und somit eine Masse von 0,8667677 der Erde haben.

Und es gibt andere Möglichkeiten für riesige Exoplaneten, viel massereichere Exomonde zu haben als Ganymed.

Sie möchten, dass Ihr Exomond mehr mit Wasser bedeckt ist als die Erde. Es wird angenommen, dass je größer eine erdähnliche Welt ist, desto mehr Wasser wird sie haben, was erfordern kann, dass Ihr Exomond massiver als die Erde ist. Ich stelle jedoch fest, dass sich der Anteil der von Wasser bedeckten Oberfläche auf der Erde im Laufe der Zeit erheblich verändert hat, da der Meeresspiegel steigt und fällt und mehr oder weniger die Oberflächen der Kontinente bedeckt, und da sich die Größe der Kontinente aufgrund geologischer Kräfte über Äonen ändert .

Viele der Monde der äußeren Planeten sind winzige unregelmäßige Objekte, von denen angenommen wird, dass sie eingefangene Asteroiden sind. In unserem Sonnensystem ist die Umlaufzeit von Iapetus, 79,3215 Erdentage, die längste Umlaufzeit eines Mondes eines Riesenplaneten, der sich wahrscheinlich mit dem Planeten gebildet hat, anstatt später eingefangen zu werden. Somit liegt Ihr Zeitraum von 28 Erdentagen für Ihren Exomond innerhalb der Grenzen des Möglichen.

Aber es kann einige Probleme mit einer solchen Umlaufzeit geben. Je näher ein Mond seinen Planeten umkreist, desto kleiner ist seine Umlaufbahn und desto schneller muss er umkreisen, um nicht in den Planeten zu fallen. Diese beiden Faktoren werden seine Umlaufzeit kürzer machen. Je weiter ein Mond von seinem Planeten entfernt ist, desto größer ist seine Umlaufbahn und desto langsamer muss er sich bewegen, um nicht vom Planeten zu entkommen. Diese beiden Faktoren verlängern die Umlaufzeit. Monde, die Planeten unterschiedlicher Masse in gleicher Entfernung umkreisen, hätten unterschiedliche Umlaufgeschwindigkeiten und Perioden.

Die Formel zur Berechnung der Entfernung, die ein Körper einen anderen Körper mit einer bestimmten Masse umkreisen müsste, um eine bestimmte Umlaufzeit zu haben, lautet hier:

https://en.wikipedia.org/wiki/Orbital_period#Small_body_orbiting_a_central_body 5

Ein Mond eines Planeten, einschließlich eines Exomonds eines Exoplaneten, muss innerhalb der Hügelsphäre des Planeten umkreisen, um in der Umlaufbahn zu bleiben.

Die Formel zur Berechnung der Hill Sphere eines Planeten relativ zu seinem Stern findet sich hier:

https://en.wikipedia.org/wiki/Hill_sphere#Formula_and_examples 6

Jedoch:

Die Hill-Sphäre ist nur eine Annäherung, und andere Kräfte (wie der Strahlungsdruck oder der Yarkovsky-Effekt) können schließlich ein Objekt aus der Sphäre stören. Dieses dritte Objekt sollte auch von ausreichend geringer Masse sein, dass es keine zusätzlichen Komplikationen durch seine eigene Schwerkraft einführt. Detaillierte numerische Berechnungen zeigen, dass Umlaufbahnen auf oder knapp innerhalb der Hill-Sphäre nicht langfristig stabil sind; Es scheint, dass stabile Satellitenumlaufbahnen nur innerhalb von 1/2 bis 1/3 des Hill-Radius existieren. Der Stabilitätsbereich für retrograde Umlaufbahnen in großer Entfernung von der Primärbahn ist größer als der Bereich für prograde Umlaufbahnen in großer Entfernung von der Primärbahn. Es wurde angenommen, dass dies das Überwiegen rückläufiger Monde um Jupiter erklärt; Saturn hat jedoch eine gleichmäßigere Mischung aus retrograden/prograden Monden, sodass die Gründe komplizierter sind.5

https://en.wikipedia.org/wiki/Hill_sphere#True_region_of_stability 7

Daher sollte ein fiktiver Exomond seinen fiktiven Exoplaneten innerhalb von 0,5000 oder sogar 0,3333 der maximal berechneten Hill-Sphäre des fiktiven Exoplaneten umkreisen, um eine stabile Umlaufbahn für die Milliarden von Jahren zu haben, die erforderlich sind, um bewohnbar zu werden.

Die Größe der Hügelkugel eines Planeten hängt von seiner Masse, der Masse seines Sterns und der Entfernung zwischen ihnen ab. Die Anpassung dieser Parameter wird die Größe der Hill-Sphäre eines fiktiven Planeten und damit seiner kleineren Zone ändern, in der ein Exomond eine notwendige stabile Umlaufbahn haben kann.

Sie müssen die mögliche Umlaufbahn des Exomonds um seinen Exoplaneten vergrößern, damit die Umlaufzeit des Exomonds so lang ist wie Ihre gewünschten 28 Tage. Aber es gibt ein paar "Catch 22"-Probleme, auf die man achten sollte.

Wenn Sie Ihren fiktiven Exoplaneten relativ zu seinem Stern massereicher machen, wird die Größe seiner Hügelkugel und seiner inneren Zone wahrer Stabilität erhöht. Aber je massereicher ein Planet ist, desto weiter muss sein Mond entfernt sein, um eine Umlaufzeit von 28 Tagen zu haben.

Wenn Sie die Entfernung vergrößern, in der Ihr fiktiver Exoplanet seinen Stern umkreist, wird die Stabilitätszone des Exoplaneten größer. Aber Ihr fiktiver Exoplanet muss innerhalb der zirkumstellaren bewohnbaren Zone des Sterns umkreisen.

Um die Größe der zirkumstellaren habitablen Zone eines Sterns zu ermitteln, finden Sie die inneren und äußeren Grenzen der zirkumstellaren habitablen Zone der Sonne und multiplizieren Sie sie dann mit der Quadratwurzel der Leuchtkraft des Sterns relativ zur Sonne.

Leider gibt es erhebliche Unsicherheit über die inneren und äußeren Ränder der zirkumstellaren habitablen Zone der Sonne. Diese Tabelle mit Schätzungen der bewohnbaren Zone der Sonne veranschaulicht die Unsicherheit:

https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_habitable_zone#Solar_System_estimates 8

Sofern die Forschung eines Autors ihn nicht davon überzeugt, dass eine bestimmte Schätzung für die Größe der bewohnbaren Zone der Sonne sehr wahrscheinlich richtig ist, sollten sie dafür sorgen, dass ihre bewohnbaren Welten genau so viel Strahlung von ihrem Stern erhalten wie die Erde von der Sonne, um sicher zu sein wird die richtige Menge an Leuchtkraft sein. Dann müssen sie nur noch eine Astronomische Einheit (AE), die Entfernung zwischen Erde und Sonne, mit der Quadratwurzel der Leuchtkraft des Sterns im Verhältnis zur Leuchtkraft der Sonne multiplizieren, um die Entfernung zwischen ihrem Exoplaneten und seinem Stern zu berechnen Hügelkugel des Exoplaneten.

Was bestimmt, wie hell ein Hauptreihenstern (der einzige Sterntyp, der für einen Schriftsteller geeignet ist, der einen bewohnbaren Planeten in Betracht ziehen möchte) relativ zur Sonne ist? Die Masse des Sterns, leicht verändert durch sein Alter, bestimmt, wie hell der Stern im Verhältnis zur Sonne ist. Und eine geringfügige Änderung der Masse des Sterns bewirkt eine deutlich größere Änderung seiner Leuchtkraft.

Ein Autor, der möchte, dass der Mond eines Exoplaneten eine Umlaufzeit von 28 Tagen hat, möchte, dass der Exoplanet so weit wie möglich vom Stern entfernt umkreist, damit der Planet eine möglichst große Hügelkugel hat, und möchte daher, dass der Stern ist so hell wie möglich. Die Erhöhung der Leuchtkraft eines Sterns bedeutet jedoch eine Erhöhung seiner Masse, was dazu führt, dass die Größe der Hügelkugel seines Planeten verringert wird. Da kleine Massenzunahmen große Zunahmen an Leuchtkraft bewirken, muss die Masse eines Sterns berechnet werden, die erforderlich ist, damit ein Planet eine möglichst große Hügelkugel hat.

Es gibt eine innere Grenze dafür, wie eng ein Objekt, das durch seine Schwerkraft zusammengehalten wird, wie z. B. ein Mond, einen Planeten umkreisen kann.

In der Himmelsmechanik ist die Roche-Grenze, auch Roche-Radius genannt, der Abstand, innerhalb dessen ein Himmelskörper, der nur durch seine eigene Schwerkraft zusammengehalten wird, zerfällt, weil die Gezeitenkräfte eines zweiten Himmelskörpers die gravitative Selbstanziehung des ersten Körpers überschreiten . 3 Innerhalb der Roche-Grenze zerstreut sich umlaufendes Material und bildet Ringe, während Material außerhalb der Grenze dazu neigt, zu verschmelzen. Der Begriff ist nach Édouard Roche (ausgesprochen [ʁɔʃ] (Französisch), /rɔːʃ/ rawsh (Englisch)) benannt, dem französischen Astronomen, der diese theoretische Grenze 1848 erstmals berechnete. 4

https://en.wikipedia.org/wiki/Roche_limit 9

Die Formel zur Berechnung des Roche-Limits lautet hier:

Geben Sie hier die Linkbeschreibung ein

Das Roche-Limit wird wahrscheinlich kein Problem für jemanden sein, der möchte, dass sein Exomond eine Umlaufzeit von bis zu 28 Tagen hat.

Es gibt andere Faktoren, die die Umlaufbahnentfernungen für einen bewohnbaren Exomond einschränken, die eine Art "zirkumplanetare bewohnbare Zone" um einen Exoplaneten schaffen, in der ein Exomond bewohnbar sein kann.

Die Möglichkeit bewohnbarer Exomonde wurde in wissenschaftlichen Arbeiten diskutiert. wie zum Beispiel:

Heller, Rene; Rory Barnes (2012). "Exomoon-Bewohnbarkeit durch Beleuchtung und Gezeitenheizung eingeschränkt". Astrobiologie. 13 (1): 18–46.

https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC3549631/ 11

Und:

Heller, René (September 2013). "Magnetische Abschirmung von Exomonden jenseits des zirkumplanetaren bewohnbaren Randes". Die Briefe des astrophysikalischen Journals. 776 (2): L33.

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/776/2/L33 12

Wie Heller und Barnes in Abschnitt 2 ihrer Arbeit von 2012 sagen:

Die synchronisierten Rotationsperioden mutmaßlicher Exomonde der Erdmasse um Riesenplaneten könnten im gleichen Bereich liegen wie die Umlaufzeiten der galiläischen Monde um Jupiter (1,7–16,7 d) und wie die Umlaufzeit von Titan um Saturn (≈16 d) (NASA/ Ephemeriden des JPL-Planetensatelliten)4.

Die angestrebte Umlaufzeit von 28 Erdtagen wäre also etwa 16,47- bis 1,6788-mal so lang wie die beobachteten Umlaufzeiten großer Satelliten um Riesenplaneten in unseren Sonnensystemen. Und Heller und Barnes sind eindeutig besorgt über die Möglichkeit, dass zu lange Tag-Nacht-Zyklen negative Auswirkungen auf die Bewohnbarkeit riesiger Exomonde haben könnten.

In diesem Abschnitt sagen Heller und Barnes auch:

Es wurde gezeigt, dass die längstmögliche Tageslänge eines Satelliten, die mit Hill-Stabilität vereinbar ist, etwa P p / 9 beträgt, wobei P p die Umlaufzeit des Planeten um den Stern ist (Kipping, 2009a).

Daher kann ein natürlicher Satellit eine Umlaufzeit um seinen Planeten nicht länger als ein Neuntel der Umlaufzeit des Planeten um seinen Stern haben. Da eine Umlaufzeit des Exomonds von 28 Erdtagen um seinen Exoplaneten erwünscht ist, müsste dieser Exoplanet eine Umlaufzeit um seinen Stern haben, die mindestens etwa neunmal so lang ist, oder mindestens etwa 252 Erdtage.

Von den wenigen bekannten Exoplaneten, die in den bewohnbaren Zonen ihrer Sterne kreisen, hat Kepler-1638 b die Umlaufzeit, die 252 Tagen am nächsten kommt, 259,337 Erdtage lang ist und 0,745 AE von Kepler-1638 entfernt umkreist. Kepler-62 f hat eine ähnliche Periode von 267,291 Erdentagen und umkreist Kepler-62, einen Stern vom Spektraltyp K2V mit einer Masse von etwa 0,69 der der Sonne, in einer Entfernung von 0,718 AE.

Somit würde die minimal mögliche Masse eines Sterns mit einem Planeten, der innerhalb der habitablen Zone des Sterns mit einer Periode von 252 Erdtagen umkreist, wahrscheinlich etwa 0,65 der Masse der Sonne betragen. Wenn ein bewohnbarer Exomond eine Umlaufzeit von 28 Erdtagen hat, dann sollte der Exoplanet, den er umkreist, eine Umlaufzeit von mindestens etwa 252 Tagen haben, und somit sollte der Stern eine Masse von mindestens etwa 0,65 der Sonnenmasse haben.

Hätte Ihr fiktiver Exomond andererseits eine Umlaufzeit von nur 1,0222 Erdtagen, könnte er einen Exoplaneten mit einer Umlaufzeit von nur 9,2 Erdtagen um seinen Stern umkreisen. Der Exoplanet TRAPPIST-1 f umkreist den Stern TRAPPIST-1 innerhalb seiner bewohnbaren Zone mit einer Periode von 9,2 Erdtagen, und TRAPPIST-1 ist ein Stern der Spektralklasse M8V mit einer Masse von etwa 0,089 Sonnenmassen. Wenn also Ihr fiktiver Exomond eine Umlaufzeit von nur 1,0222 Erdtagen hätte, könnte der Stern, den sein Planet umkreist, eine Masse von nur etwa 0,089 der Sonnenmasse haben.

In ihrem Abschnitt 2.1 erwähnen Heller und Barnes, dass gezeigt wurde, dass Monde, die in der zirkumplanetaren Scheibe um einen Planeten gebildet werden, nicht mehr als 0,0001 der Masse des Planeten haben. Jupiter hat eine 317,8-fache Masse der Erde. Die größten Planeten hätten etwa die 13-fache Masse des Jupiters oder etwa die 4.121,4-fache Masse der Erde. Ein Exomond, der sich in der zirkumplanetaren Scheibe um den massereichsten möglichen Exoplaneten bildet, könnte also nicht mehr als etwa 0,43134 der Masse der Erde haben, was Dole berechnete, war die minimal mögliche Masse für eine Welt, um eine dichte sauerstoffreiche Atmosphäre zu bilden und bewohnbar zu sein für Menschen.

Glücklicherweise diskutieren Heller und Barnes mehrere vorgeschlagene Methoden für Exoplaneten, um Erdmasse-Exmonde zu erfassen.

Heller und Barnes führen auch die "bewohnbare Kante" ein, eine innere Grenze dafür, wie eng ein ansonsten bewohnbarer Exomond einen Exoplaneten umkreisen kann, ohne dass Licht vom Planeten auf den Mond reflektiert wird, und den Gezeitenkurs des Mondes, der zu viel Energie liefert und zu einem führt außer Kontrolle geratener Treibhauseffekt wie auf dem Planeten Venus. Sie erarbeiten Formeln zur Berechnung, ob ein Exomond einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt erleiden wird.

Das Konzept der "bewohnbaren Kante" für die Umlaufbahnen bewohnbarer Exomonde führt also zum Konzept einer zirkumplanetaren bewohnbaren Zone für Monde.

Natürliche Satelliten mit planetarischer Masse haben das Potenzial, ebenfalls bewohnbar zu sein. Diese Körper müssen jedoch zusätzliche Parameter erfüllen, insbesondere müssen sie sich innerhalb der zirkumplanetaren bewohnbaren Zonen ihrer Wirtsplaneten befinden.[33] Genauer gesagt müssen Monde weit genug von ihren Wirtsriesenplaneten entfernt sein, damit sie nicht durch Gezeitenerwärmung in vulkanische Welten wie Io umgewandelt werden,[33] sondern innerhalb des Hill-Radius des Planeten bleiben müssen, damit sie nicht herausgezogen werden Umlaufbahn ihres Wirtsplaneten.[110] Rote Zwerge mit einer Masse von weniger als 20 % der Sonnenmasse können keine bewohnbaren Monde um Riesenplaneten haben, da die geringe Größe der zirkumstellaren bewohnbaren Zone einen bewohnbaren Mond so nahe an den Stern bringen würde, dass er von seinem Wirtsplaneten entfernt würde . In einem solchen System

https://en.wikipedia.org/wiki/Circumstellar_habitable_zone#Other_considerations 13

https://www.astrobio.net/meteoritescomets-and-asteroids/the-habitable-edge-of-exomoons/ 14

In Heller, René (September 2013). "Magnetische Abschirmung von Exomonden jenseits des zirkumplanetaren bewohnbaren Randes". Die Briefe des astrophysikalischen Journals. 776 (2): L33.

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/776/2/L33 12

Heller diskutiert, ob das Magnetfeld eines Riesenplaneten weit genug reichen würde, um das seines Mondes vor negativen Auswirkungen durch Teilchenstrahlung aus dem Weltraum und vom Stern zu schützen. Bei kleineren Riesenplaneten wird es lange dauern, bis sich der Schutz des planetaren Magnetfelds bis zu den Umlaufbahnen von Exomonden erstreckt, die weit genug vom Planeten entfernt sind, um einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt zu vermeiden, und daher werden diese Exomonde ihre Atmosphäre und ihr Wasser verlieren und unbewohnbar werden. Größere Riesenplaneten können ihre Magnetfelder rechtzeitig auf Exomonde ausdehnen, die jenseits des bewohnbaren Randes kreisen, um diese Exomonde vor dem Verlust von Wasser und Atmosphäre zu schützen.

Monde zwischen 5 und 20 Rp können je nach orbitaler Exzentrizität bewohnbar sein und gleichzeitig von der planetaren Magnetosphäre beeinflusst werden.

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/776/2/L33 12

Heller berechnet also, dass ein Exomond bewohnbar sein könnte, wenn er zwischen 5 und 20 Rp umkreist, wobei Rp der Radius des Exoplaneten ist. Die äußere Grenze der 20 Planetenradien sollte normalerweise viel näher als die Hill-Sphärengrenze sein und somit der signifikante Faktor in der äußeren Grenze einer zirkumplanetaren bewohnbaren Zone sein.

Uranus hat eine Masse von 8,6810 mal zehn hoch 25 Kilogramm oder 14,536 Erden und einen Äquatorialradius von 25.559 Kilometer Meilen. Das Fünf- bis Zwanzigfache des Äquatorialradius wären 127.795 bis 511.180 Kilometer. 127.795 Kilometer würden innerhalb der Umlaufbahn von Miranda liegen, die eine Umlaufzeit von 1,413 Erdtagen hat, und 511.180 Kilometer würden zwischen den Umlaufbahnen von Titania und Oberon liegen, die Umlaufzeiten von 8,705 und 13,463 Erdtagen haben.

Neptun hat eine Masse von 1,024 mal zehn hoch 26 Kilogramm oder 17,147 Erden und einen Äquatorialradius von 24.764 Kilometern. Das 5- bis 20-fache des Äquatorialradius entspricht einer Entfernung von 123.820 Kilometern und das 20-fache des Äquatorialradius einer Entfernung von 495.280 Kilometern. Eine Entfernung von 123.820 Kilometern ist weiter als die Umlaufbahn von Proteus, die eine Umlaufzeit von 1,122 Erdtagen hat, und eine Entfernung von 495.280 Kilometern liegt innerhalb der Umlaufbahn von Triton, die eine Umlaufzeit von 5,877 Erdtagen hat.

Saturn hat eine Masse von 5,6834 mal zehn hoch 26 Kilogramm oder 95,2 Erden und einen Äquatorradius von 60.268 Kilometern oder 37.449 Meilen. Eine Entfernung vom 5- bis 20-fachen Saturnradius wäre also eine Entfernung von 301.340 bis 1.205.360 Kilometern. Zwischen den Umlaufbahnen von Calypso und Dione, die Umlaufzeiten von 1,887 und 2,736 Erdtagen haben, läge ein Abstand von 301.340 Kilometern. Eine Entfernung von 1.205.360 Kilometern würde innerhalb der Umlaufbahn von Titan liegen, die eine Umlaufzeit von 15.945 Erdtagen hat.

Jupiter hat eine Masse von 1,8982 mal zehn hoch 27 Kilogramm oder 317,8 Erden und einen Äquatorradius von 71.492 Kilometern oder 44.423 Meilen. Eine Entfernung vom 50- bis 20-fachen des Äquatorialradius wäre 357.460 bis 1.429.840 Kilometer. Zwischen den Umlaufbahnen von Thebe und Io, die Umlaufzeiten von 16 Stunden und 1,7691 Erdentagen haben, läge ein Abstand von 357.460 Kilometern. Zwischen den Umlaufbahnen von Ganymed und Callisto, die Umlaufzeiten von 7,1546 und 16,689 Erdtagen haben, läge ein Abstand von 1.429.840 Kilometern.

Diese Beispiele zeigen, dass der beste Exoplanet für einen bewohnbaren Exomond mit einer Umlaufzeit von 28 Erdtagen einer ist, der sowohl massereicher als auch einen größeren Radius als Jupiter hat.

Leider hat Jupiter fast den größtmöglichen Radius für einen Planeten. Wenn Planeten etwas massiver als Jupiter werden, werden sie durch ihre zunehmende Schwerkraft zu immer größerer Dichte komprimiert.

Aber es gibt auch eine wörtlichere Antwort auf die Frage: Gibt es eine Grenze dafür, wie groß ein Planet physisch sein kann? Hier gibt es eine eindeutige und ziemlich überraschende Antwort. Jupiter hat den 11-fachen Durchmesser der Erde, und es stellt sich heraus, dass er ungefähr so ​​​​groß ist, wie jeder Planet sein kann! Wenn man weiter Materie auf Jupiter abladen würde, würde er nicht größer werden. Stattdessen würde die Schwerkraft seine Masse enger und effizienter zusammendrücken.

Durch den gesamten Bereich von einem Planeten mit Jupitermasse bis zur Braunen-Zwerg-Grenze bis hin zu den masseärmsten Zwergsternen (etwa 70-mal die Masse des Jupiters, dem Punkt, an dem eine anhaltende Fusion von Lithium und Wasserstoff stattfindet), die Größe rührt sich kaum. Alle diese Objekte haben innerhalb von etwa 15 Prozent denselben Durchmesser. Diese Beständigkeit hat einige seltsame Konsequenzen.

Nehmen Sie zum Beispiel den Stern Trappist-1A, der kürzlich in den Nachrichten war, weil er von sieben erdgroßen Planeten umkreist wird. Trappist-1A ist ein Roter Zwerg, nur 1/2000 so hell wie die Sonne, aber ein echter Stern, keine Frage. Es wird von stetigen, anhaltenden Kernreaktionen angetrieben, die eine Billion Jahre oder länger brennen werden. Er ist 80-mal so massereich wie Jupiter.

Andererseits ist Trappist-1A im Durchmesser weniger als 10 Prozent größer als Jupiter. Wenn Sie diese beiden Details zusammenfügen, stellen Sie schnell fest, dass dieser kleine Stern extrem dicht sein muss – wie es in der Tat alle extrem schwachen, kühlen roten Zwergsterne sind ...

...Noch extremer ist der rote Zwergstern EBLM J0555-57Ab, der kürzlich gemessen wurde und 15 Prozent kleiner als Jupiter ist, etwa so groß wie Saturn. Es ist der kleinste bekannte reife Stern (im Gegensatz zu stellarer Asche wie Weißen Zwergen oder Neutronensternen) und hat die 17-fache Dichte von Blei – die 188-fache Dichte von Wasser!

https://www.discovermagazine.com/the-sciences/how-big-is-the-biggest-possible-planet 15

Das bedeutet, dass selbst der massereichste Exoplanet einen Radius – und damit eine zirkumplanetare bewohnbare Zone – nicht viel größer als den des Jupiter haben wird, während er ein Vielfaches der Masse des Jupiters hat und somit die Monde in die zirkumplanetare bewohnbare Zone um den Exoplaneten herum zwingt umkreisen viel schneller und haben viel kürzere Umlaufzeiten als die Jupitermonde innerhalb der zirkumplanetaren bewohnbaren Zone von Jupiter.

Die aktuellen Berechnungen zeigen also, dass ein Exomond, wenn er nicht groß genug ist, um ein eigenes Magnetfeld zum Schutz vor Partikelstrahlung zu haben, innerhalb von 20 Planetenradien um den Exoplaneten kreisen muss, um vom Magnetfeld des Planeten geschützt zu werden, und das wird er auch nicht in der Lage sein, eine Umlaufzeit von viel mehr als 17 Erdtagen zu haben, schätzungsweise nicht länger als etwa 20 Erdtage.

Ich dachte immer, es wäre cool, polare Pflanzen oder Pilze zu haben, die Strahlung absorbieren, um zu überleben. Wenn die Atmosphäre in der Nähe der Pole schwach genug ist und sie nicht genug direktes Sonnenlicht bekommen, könnten Sie vielleicht diese kleinen Kerlchen haben.

https://www.realclearscience.com/blog/2020/02/04/fungi_that_eat_radiation_are_throating_on_the_walls_of_chernobyls_ruined_nuclear_reactor.html