Ανίχνευση πλανητικών χαρακτηριστικών και ενδείξεων ζωής εξωηλιακών πλανητών με τηλεσκοπικά εργαλεία.
Από RemoteSensing Wiki
Συγγραφείς
David J. "Des Marais Ames Research Center, Moffett Field, CA" Martin O. "Harwit Cornell University, Ithaca, NY" Kenneth W. "Jucks Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA" James F. Kasting "Pennsylvania State University, State College, PA" Douglas N.C. Lin "University of California, Santa Cruz, CA" Jonathan I. Lunine "University of Arizona, Tucson, AZ" Jean Schneider "Observatoire de Paris, Meudon, France" Sara Seager "Institute for Advanced Study, Princeton, NJ" Wesley A. Traub "Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA" Neville J. Woolf "University of Arizona, Tucson, AZ"
Πηγή Astrobiology, Volume: 2 Issue 2: July 5, 2004
Τίτλος: "Remote Sensing of Planetary Properties and Biosignatures on Extrasolar Terrestrial Planets"
Η παρούσα εργασία δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Astrobiology το 2004 με τίτλο « Radio atmospheric propagation on Mars and potential remote sensing applications ». Αντικείμενό της είναι η μελέτη εξωηλιακών πλανητών με τηλεπισκοπικά εργαλεία για την ανίχνευση πλανητών με πιθανότητα συνθηκών ζωής καθώς και η καταγραφή των ιδιοτήτων τους.
Κύριος στόχος των αποστολών της NASA “Terrestrial Planet Finder” (TPF) και του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος “Darwin”, είναι η ανίχνευση πλανητών στο μέγεθος της Γης, πέρα από το ηλιακό μας σύστημα και με ανάλυση των φασματοσκοπικών στοιχείων σχετικά πιθανότητα κατοίκησης και ζωής. Στην παρακάτω μελέτη προτείνονται κατάλληλες περιοχές μήκους κύματος και φασματικών χαρακτηριστικά για τις αποστολές αυτές. Αξιολογούνται γνωστά φασματοσκοπικά χαρακτηριστικά που χρησιμοποιούνται για τη Γη, την Αφροδίτη και τον Άρης για την ανίχνευση των κατάλληλων για τους εξηλιακούς πλανήτες. Τα προτιμώμενα μήκη κύματος είναι 7- 25 μm μέσα-υπέρυθρο και 0,5 έως 1,1 μm στο εγγύς-υπέρυθρο. Η ανίχνευση O2 καθώς και O3 αποτελεί ύψιστη προτεραιότητα. Το υγρό H2O, δεν αποτελεί ένδειξη ζωής, αλλά θεωρείται απαραίτητο για αυτή. Ουσιαστική παρουσία CO2 δείχνει μια τυπική ατμόσφαιρα για ένα κατοικήσιμο πλανήτη. Η αφθονία CH4 μπορεί να απαιτεί βιολογική πηγή, αλλά η αφθονία CH4, είναι πιθανό να προέρχεται από τον φλοιό και τον ανώτερο μανδύα του πλανήτη μικρότερου από τον αντίστοιχο της Γης. Το φάσμα των χαρακτηριστικών από τους εξωηλιακούς βραχώδης πλανήτες μπορεί να υπερβαίνει κατά πολύ εκείνη του Ηλιακού μας συστήματος. Το μέγεθος του πλανήτη καθώς και η μάζα του αποτελούν πολύ σημαντικούς δείκτες της κατοικησιμότητας και μπορεί να εκτιμηθεί από το μέσο-υπέρυθρο και ενδεχομένως στο ορατό προς εγγύς-υπέρυθρο. Εν κατακλείδι, διαπιστώνεται πως ότι τόσο μέσο υπέρυθρο όσο και το ορατό προς εγγύς-υπέρυθρο προσφέρουν πολύτιμες πληροφορίες σχετικά με τη κατοικησιμότητα και τις ιδιοότητες του πλανήτη.
Βασικοί επιστημονικοί στόχοι στην αναζήτηση φασματικών υπογραφών εξωηλιακής ζωής
Εντός του Ηλιακού μας συστήματος, η αναζήτηση εξωγήινης ζωής και τα στοιχεία σχετικά με την προέλευση της ζωής στη Γη τείνει να περιοριστεί στον Άρη, Ευρώπη και Τιτάνα. Μικρά σώματα όπως κομήτες, αστεροειδείς, και μετεωρίτες προσφέρουν γνώσεις σχετικά με τα χημικά "δομικά στοιχεία" για την προέλευση της ζωής. Τέτοια αντικείμενα αποτελούν μια θαυμάσια ευκαιρία για λεπτομερείς μελέτες που δεν είναι δυνατή σε ερευνες εκτός του ηλιακού συστήματος. Όμως, υπάρχουν πλεονεκτήματα στις αντίστοιχές έρευνες πέραν του Ηλιακού Σύστηματος, όπως οι μεγαλύτερες ποικιλομορφίες τόσο του πλανητικού περιβάλλοντος όσο και των σταδίων ανάπτυξής τους που είναι διαθέσιμες.
Ερμηνεία ορατής και υπέρυθρής ακτινοβολίας εξεταζόμενων πλανητών. Η απλή παρατήρηση αν ένας πλανήτης σε ορισμένη απόσταση από το άστρο θα καθορίσει κατά πόσον ο πλανήτης βρίσκεται σε μια προκαθορισμένη κατοικήσιμη ζώνη του αστεριού (το οποίο μπορεί να οριοθετεί που η ζωή είναι δυνατή), αλλά στην πραγματικότητα αυτό αποτελεί μια πολύ πρόχειρη εκτίμηση της θερμοκρασίας. Υπάρχουν δύο θερμοκρασίες που μας απασχολούν: η ενεργός θερμοκρασία (Εκείνη του μέλανος σώματος που έχει την ίδια επιφάνεια και την ίδια συνολική εκπεμπόμενη θερμική ισχύ) και η επιφανειακή θερμοκρασία (που ορίζεται να είναι η διεπαφή μεταξύ οποιασδήποτε ατμόσφαιρας και επιφάνειας). Σε γενικές γραμμές, αν υπάρχει φαινόμενο του θερμοκηπίου (π.χ., λόγω CO2, Η2Ο, CH4), τότε η θερμοκρασία της επιφάνειας θα είναι υψηλότερη από την πραγματική θερμοκρασία. Η ενεργός θερμοκρασία καθορίζεται από την αστρική φωτεινότητα, την απόσταση R, από το αστέρι, τη λευκαύγεια, και αν η ετήσια μέση διαφορά θερμοκρασίας μέρας-νύχτας στο επίπεδο που ακτινοβολεί (ΔΤD-N) είναι μικρή (όπως σε ένα γρήγορα περιστρεφόμενο πλανήτη ή ένα πλανήτη με ένα παχιά ατμόσφαιρα) ή μεγάλη (Όπως για μια αργή περιστροφή ή λεπτή ατμόσφαιρα).
Σχετικά με την αναζήτηση πλανητών με ζωή, ο περιορισμός της επιφανειακής θερμοκρασίας είναι πιο σημαντικός παράγοντας σε σχέση αυτό της ενεργούς θερμοκρασίας. Για παράδειγμα η Αφροδίτη και η Γη έχουν παρόμοια ενεργό θερμοκρασία (220Κ και 255Κ αντίστοιχα) αλλα εντελώς διαφορετικές επιφανειακές θερμοκρασίες(730Κ και 290Κ αντιστοίχως) λόγω της διαφορετικής ατμόσφαιρας και την ένταση του φαινομένου του θερμοκηπίου. Ορατές και υπέρυθρες ακτίνες μπορούν να βοηθήσουν στην ερμηνεία αυτών μα καμία από αυτές δεν μπορούν να διαπεράσουν τα σύννεφα και συνεπώς οι συνθήκες που επικρατούν στην επιφάνεια μπορεί να είναι δύσκολο να εκτιμηθούν.
Πηγή Remote Sensing of Planetary Properties and Biosignatures on Extrasolar Terrestrial Planets
