Terminą „gyvybinė zona“ turbūt girdėjo ar skaitė daugelis iš jūsų. Aš pats jį irgi dažnai naudoju, visokie naujienų portalai (nebūtinai lietuviški) – taip pat. Kartais naujai atrastos egzoplanetos, esančios gyvybinėse zonose, iškart įvardijamos kaip „gyvybei tinkamos“ ar bent jau „galimai gyvybei tinkamos“. Bet ar tikrai toks optimizmas pamatuotas? Apskritai, kam ta gyvybinė zona reikalinga? Apie tai jau kažkada rašiau technologijose, bet dabar pasikartosiu ir parašysiu truputį detaliau.

Taigi, gyvybinė zona pačiu paprasčiausiu atveju yra apibrėžiama šitaip: tai yra žiedas aplink žvaigždę, kuriame esančių planetų paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Temperatūrą apskaičiuoti kaip ir nesunku, taigi gyvybinės zonos suskaičiavimas, žinant žvaigždės parametrus, yra vienas juokas. Iš esmės dėl šito paprastumo ji ir yra naudojama kaip sijotuvė „įdomioms“ planetoms atskirti nuo „neįdomių“. Bet šiame apibrėžime slypi keletas svarbių prielaidų; ir net jei laikysime, kad tos prielaidos nelabai ką keičia, vis tiek pats rezultatas nesuteikia tiek priežasčių optimizmui, kaip galima įsivaizduoti iš žiniasklaidos pranešimų.

Visų pirma, apie prielaidas. Paprastame gyvybinės zonos skaičiavime neatsižvelgiama į planetos atmosferos sudėtį, paviršiaus struktūras ar kitus (vidinius ar išorinius) energijos šaltinius. Planetos atmosfera sukelia šiltnamio efektą, kuris padeda išlaikyti šilumą planetos paviršiuje. Žemės atmosfera pakelia vidutinę planetos temperatūrą maždaug trisdešimčia laipsnių; neįskaitant šio pokyčio, Žemė formaliai yra už Saulės gyvybinės zonos ribų. Tuo tarpu Venera, kurios atmosfera yra labai tanki, formaliai yra gyvybinėje zonoje, bet jos paviršiaus temperatūra šimtais laipsnių viršija vandens užvirimo temperatūrą. Atsižvelgti į šiltnamio efektą yra labai sudėtinga, nes jis priklauso nuo atmosferos tankio struktūros ir cheminės sudėties. Kol kas apie egzoplanetų atmosferų sandarą galime beveik tik spėlioti (yra šiek tiek duomenų apie Jupiterio dydžio planetų atmosferas, bet ne apie žemiškąsias), taigi bet koks modelis gali būti tik labai apytikris. Be to, tiksliems skaičiavimams reikėtų labai daug skaitmeninių resursų, kas irgi nėra taip lengvai gaunamas dalykas.

Planetos paviršiaus struktūra irgi turi įtakos temperatūros pasiskirstymui. Jei planetą dengia ledas arba šviesios uolienos, ji atspindi daugiau šviesos, nei tuo atveju, kai paviršius padengtas vandeniu arba tamsiais akmenimis. Daugiau sugeriamos šviesos reiškia aukštesnę temperatūrą. Beje, ledo šviesumas gali lemti klimato nestabilumą: pradėjusi vėsti planeta gali pereiti į „šaltą“ būseną, kai ledo vis daugėja, šviesa vis geriau atspindima, todėl temperatūra vis krenta ir ledo vis daugėja; galimas ir atvirkščias scenarijus – planeta šyla, ledas tirpsta, sugeriama vis daugiau šviesos, temperatūra toliau auga. Ir vienas, ir kitas atvejis Žemėje yra nutikęs. Planetos sukimasis irgi yra svarbus temperatūrai: lėtai besisukančioje planetoje gali susiformuoti beveik stacionari karšta sritis dieninėje pusėje ir pučiantys uraganai iš naktinės pusės į dieninę; vidutiniškai tokia planeta būtų karštesnė už greitai besisukančią, nes šilumą ji prarastų beveik vien pro dieninę pusę, taigi įkaistų daugiau. Šių planetos savybių – paviršiaus darinių ar sukimosi – kol kas nustatyti irgi negalime, taigi paviršiaus temperatūros apskaičiavimai lieka apytikriai.

Papildomi energijos šaltiniai, galintys paveikti planetos paviršiaus temperatūrą, yra bent trys: foninė aplinkos spinduliuotė, vidinė planetos šiluma ir potvyninės jėgos. Foninė aplinkos spinduliuotė yra menkiausias iš šių šaltinių, tačiau jei planeta yra žvaigždžių spiečiuje, arti galaktikos centro arba arti jos sukasi kokia nors dujinė milžinė (ypač tai svarbu, jei kalbame ne apie planetą, o apie tokios dujinės milžinės palydovą), papildoma spinduliuotė gali pakelti planetos paviršiaus temperatūrą, nors ir nežymiai. Vidinė planetos šiluma yra energija, išlikusi nuo planetos susidarymo, ir energija, generuojama skylant radioaktyviems elementams. Pavyzdžiui, Jupiteris ir Saturnas spinduliuoja žymiai daugiau energijos, nei gauna jos iš Saulės (atitinkamai 12 ir 30% daugiau); ta perteklinė energija yra sukaupta dar planetoms formuojantis, nes jos po truputį vėsta. Iš Žemės gelmių sklindanti energija siekia vos 0,03% iš Saulės ateinančios energijos, o sudaro ją perpus pirmykštė, formavimosi metu sukaupta, energija ir radioaktyvių elementų, daugiausiai urano, torio ir kalio, skilimo metu išskiriama energija. Visgi jaunose planetose pirmykštės energijos likę daugiau, tad ir temperatūrą ši energija gali paveikti smarkiau. Galiausiai potvyninė energija reikšminga tada, kai planetos – arba egzomėnulio – orbita yra ne visai apskritiminė. Tada žvaigždės arba dujinės milžinės gravitacija periodiškai ištempia ir suspaudžia planetą ir taip gali ją smarkiai įkaitinti (pavyzdžiui, Jupiterio palydove Ijo dėl potvyninių spaudimų ir tempimų nuolat vyksta ugnikalnių išsiveržimai). Šitaip prarandama energija leidžia orbitai po truputį artėti prie apskritiminės, bet kol tai neįvyksta, kūno paviršiaus temperatūra gali būti žymiai aukštesnė ir smarkiai svyruojanti.

Tad štai, išsiaiškinę apie šias prielaidas, galime geriau suprasti, kada gyvybinės zonos skaičiavimas yra prasmingas. Jis iš esmės tinka planetoms, kurių atmosfera arba yra nykstamai reta, arba panaši į žemiškąją, taip pat kurių paviršius visur gana vienodas, orbitos apskritiminės, o amžius – pakankamai didelis, kad pirmykštė šiluma iš branduolio būtų nesvarbi. Kitais atvejais gyvybinės zonos ribos gali smarkiai pakisti ir į vieną, ir į kitą pusę (nors daugiau šansų, kad pasislinks į išorę, o ne priartės prie žvaigždės). Bet net jei ir įvertintume visų šių efektų poveikį ir nustatytume tikslią planetos paviršiaus temperatūrą, tai toli gražu nepasako, ar ten yra gyvybei tinkamos sąlygos.

Visų pirma, temperatūros intervalas tik reiškia, kad planetos paviršiuje gali egzistuoti skystas vanduo. Ta prasme, jei ten kas nors vandens išpiltų, tai tas vanduo iškart nesušals į ledą ir neužvirs (nors ir tai – jei atmosferos slėgis labai mažas, gali ir užvirti). Bet vandens buvimas planetoje nėra garantuotas – galbūt vandens ten niekada ir nebuvo, o gal jis užrakintas uolienose giliai po paviršiumi.

Tuo labiau, kad ne tik vanduo reikalingas gyvybei. Bent jau žemiškajai gyvybei atsirasti reikėjo ir atmosferos, ir (greičiausiai) Mėnulio, sukeliančio potvynius, ir tam tikrų cheminių junginių, ir ne per didelio žalingos spinduliuotės (kosminių spindulių, ultravioletinių žvaigždės spindulių, žvaigždės vėjo) kiekio. Spinduliuotė gali būti svarbiausias iš šių veiksnių, nes ji gali lengvai suardyti besiformuojančias sudėtingas (proto-)biologines struktūras ir užkirsti kelią gyvybės atsiradimui arba vystymuisi. Beje, žvaigždžių aktyvumas yra viena iš priežasčių, kodėl įdomiau ieškoti Žemės analogų prie mažesnių už Saulę žvaigždžių, nei prie didesnių: didesnės žvaigždės yra aktyvesnės, todėl prie jų esančios planetos turi daugiau šansų būti „iškeptos“ energinga spinduliuote, net jei jų paviršiaus temperatūra ir patenka į skystam vandeniui reikalingą intervalą. Iš kitos pusės, gyvybė greičiausiai gali būti ir kokia nors kitokia, nei žemiškoji, pavyzdžiui, paremta angliavandeniliais.

Ką visu šituo norėjau pasakyti? Ne tai, kad gyvybinė zona yra visiškai nevertingas apibrėžimas. Ji gali padėti sutelkti dėmesį į tam tikras planetas, atmetant kitas, mažiau įdomias. Kai egzoplanetų atrandama vis daugiau, visoms joms skirti pakankamai dėmesio neįmanoma, tad kažkoks rūšiavimas tampa vis reikalingesnis, o toks, kaip šis, tikrai įmanomas. Tačiau yra ir kitų būdų planetoms klasifikuoti ir atrinkinėti – dydžiai, masės, tankiai, orbitos elipsiškumas, netrukus bus ir spektrai. Gyvybinė zona (kitaip tariant – atstumas iki žvaigždės) yra tik vienas iš jų. Tik greičiausiai dėl skambaus pavadinimo jį labai smagiai nusitvėrusi ir nepaleidžia visokia žiniasklaida, kuri nevengia „galimai gyvybei tinkamomis“ arba netgi „Žemės analogais“ pakrikštyti visiškai kitokių planetų.

Laiqualasse