Tilflugtsteder for liv i et fjendtligt univers

Kun en del af vor galakse er passende for avanceret liv

Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee & Peter D. Ward*

Ulykkelig planet

Indhold:

Indledning
Hvor er midlerne?
Gennem tykt og tyndt
Jerntæpper
Fare, fare
Box: Smukke steder
Det tabte paradis
Mere at udforske

Indledning

I science-fiction fortællinger besøger interstellare rejsende eksotiske lokaliteter i Mælkevejen og møder interessante fremmede. Nævn stedet og nogen har anbragt en civilisation der: det galaktiske centrum, en kuglehob, et stjernedannende område, et binært stjernesystem, en rød dværgstjerne. En del af grunden til at sci-fi forfattere er nødt til at være så opfindsomme er, at forskerne bliver ved med at ødelægge fornøjelsen. Det plejede at være helt respektabelt at spekulere på intelligente skabninger på månen, Mars, Venus, Jupiter eller selv solen, men i vore dage er kanalbyggende marsboere og kølige oaser inde i solen kun gammeldags ideer. Når skribenter går endnu længere væk for at anbringe deres personer, er forskerne ikke langt bagefter. Forskerne kaster nu et skeptisk blik på grublerier om udbredelsen af intelligent liv overalt i Mælkevejen. Ligesom det meste af solsystemet er fjendtligt overfor flercellede organismer, kan det samme være sandt for det meste af galaksen.
    Inden for et givet planetsystem beskriver astronomer de optimale placeringer for liv i vendingen the circumstellar habitable zone (CHZ) (den beboelige zone omkring stjernen, o.a.). Skønt dens definition har varieret, er CHZ alment betragtet som værende området omkring en stjerne, hvor flydende vand kan vedvare på overfladen af en jordisk, eller Jord-lignende, planet i mindst nogle få milliarder år. Zonen er ringformet. Dens indre grænse er det nærmeste, en planet kan kredse om sin værtsstjerne uden at miste sine oceaner til rummet. I det mest ekstreme tilfælde kunne en løbsk drivhusvirkning tage over og koge oceanerne bort (som det skete på Venus). Den ydre grænse er det fjerneste en planet kan vandre om, før dens oceaner fryser til. Ud fra grundlæggende stjerneteori kan astronomer vurdere størrelsen af CHZ for en stjerne med enhver masse [se "How Climate Evolved on the Terrestrial Planets," af James F. Kasting, Owen B. Toon og James B. Pollack; Scientific American, februar 1988].
    Det er indlysende, at mange andre faktorer også bidrager til en planets beboelighed, inkluderende dens banes ellipseform, en stor månes selskab og tilstedeværelsen af gigantplaneter, og ikke mindst detaljerne ved dens biologi. Men hvis en planet kredser udenfor zonen, er det sandsynligt, at ingen af disse detaljer betyder noget. På samme måde gør det ikke stor forskel, hvor CHZ'en er placeret, hvis planetsystemet som helhed ligger i en fjendtlig del af galaksen.
    Således foreslog vi i 1999 begrebet om en galaktisk ækvivalent til CHZ'en: den galaktiske beboelige zone (GHZ). GHZ'en definerer de mest gæstfrie steder i Mælkevejen - dem, som hverken er for tæt på eller for langt væk fra det galaktiske centrum. Vi er ikke de første til at overveje beboelighed i denne bredere sammenhæng. I det sidste årti har Virginia Trimble fra University of Maryland og University of California i Levine skrevet om forbindelsen mellem galaktisk kemisk sammensætning og forholdene der kræves for liv. Men i de senere år har der været et enormt gennembrud: opdagelsen af gigantiske planeter på størrelse med Jupiter omkring sollignende stjerner. Ikke hver sollignende stjerne har en sådan planet. Faktisk findes de gigantiske planeter, der er fundet til dato, primært omkring stjerner, der er rige på kemiske grundstoffer, som er tungere end helium - det astronomer kalder "metaller." Denne korrelation antyder, at metalindhold er en vigtig faktor ved dannelsen af gigantiske planeter. (I øjeblikket kan den førende søgeteknik ikke detektere planeter på størrelse med Jorden.) På samme tid er astronomer nået frem til en ny og nøgtern vurdering af, hvor dødelig vor galakse kan være, fyldt som den er af eksploderende stjerner og stellare nærkontakter. Selv hvor der eksisterer planeter, er de måske ikke egnede til komplekse livsformer.

Mælkevejens beboelige zone (grøn) udelukker de farlige indre områder og de metalfattige ydre områder i vor galakse. Det er analogt til den beboelige zone i meget mindre skala af vort solsystem (indsat). Ingen af zonerne har skarpe grænser. Galaksens opsvulmede center er vist i gult og de aktive stjernedannende områder i spiralarmene som blå og lyserøde.
DON DIXON

Hvor er midlerne?

Den galaktiske beboelige zones grænser sættes af to krav: tilstedeværelsen af materiale til at bygge en beboelig planet og passende udelukkelse fra kosmiske trusler. Historien, om hvordan kemiske grundstoffer blev samlet til Jorden, fortælles af moderne kosmologi, stellar astrofysik og planetvidenskab. Big bang frembragte brint og helium og lidt andet. I løbet af de næste 10 milliarder år eller der omkring kogte stjerner denne rå blanding til en rig stuvning af grundstoffer. Inde i det interstellare miljø voksede forholdet mellem antallet af metalatomer til antallet af brintatomer - dvs., "metalindholdet" - gradvist til dets nuværende værdi.
    Disse metaller er byggestenene til jordlignende planeter og deres overflod påvirker størrelsen af planeter, der kan dannes. Størrelse bestemmer så, hvorvidt en planet kan beholde en atmosfære og opretholde geologisk aktivitet. Uden nok metaller kan desuden slet ingen gigantiske planeter dannes, fordi de samler sig omkring en klippefyldt kerne af en vis minimumstørrelse. Observationer af udensol planeter begynder at definere det krævede metalindhold til at bygge gigantiske planeter. Ingen sådan planet er blevet fundet omkring nogen stjerne med et metalindhold på mindre end 40 procent af solens. I et studium, der blev rapporteret sidste år, detekterede Hubble Space Telescope ingen planeter i kuglehoben 47 Tucanae, hvis stjerner har metalindhold på 25 procent af solværdien [se "Searching for Shadows of Other Earths," af Lawrence R. Doyle, Hans-Jörg Deeg og Timothy M. Brown; Scientific American, september 2000].
    Omvendt kan for højt metalindhold også være et problem. Terrestriske planeter vil være større og på grund af deres stærkere tyngdekraft rigere på flygtige forbindelser og svagere i topografisk relief. Den kombination vil gøre, at det er mere sandsynligt, at de vil være fuldstændigt dækket af vand til skade for livet. På Jorden er blandingen af land og hav vigtig for atmosfærisk temperaturkontrol og andre processer. Højt metalindhold forøger også den protoplanetære skives tæthed og forårsager derved, at de gigantiske planeter skifter position. [se "Migrating Planets," af Renu Malhotra; Scientific American, september 1999]. Et biprodukt af denne flytning af banerne er, at den vil slynge mindre, jordlignende legemer helt ud af systemet eller skubbe dem ind i solen. Når elefanterne bevæger sig rundt, bliver myrerne knust.
    I et nyligt studium udforskede Charles H. Lineweaver fra University of New South Wales i Australien planetdannelsens og flytningens afhængighed af metalindholdet. Han antog, at sandsynligheden for at danne en terrestrisk planet er proportional med ophavsstjernens metalindhold, fordi både stjernen og planeten opstod fra den samme sky af støv og gas. Ud fra ekstrasol statistikkerne sluttede han, at sandsynligheden for gigantplanet flytning stiger stejlt med øget metalindhold, hvor flytningen bliver uundgåelig, hvis metalindholdet er 300 procent af solværdien. Skønt Lineweavers beregninger er forsøgsvise, antyder de, at et metalindhold nær solens kan være optimal for produktionen af planeter med Jordens masse i stabile baner.

Gennem tykt og tyndt

Kun en del af Mælkevejen opfylder dette krav. Sædvanligvis opdeler astronomer Mælkevejen i fire overlappende områder: halo, bule, tyk skive og tynd skive. Stjerner i hvert område kredser om det galaktiske centrum meget på samme måde, som planeter i vort solsystem kredser om solen. Haloen og den tykke skive har tendens til at indeholde ældre, metalfattige stjerner; det er usandsynligt at terrestriske planeter så store som Jorden har dannet sig omkring dem. Stjerner i bulen har et bredt område af metalindhold, men kosmisk strålings niveauer er højere der.
    Den tynde skive er solens hjem. Metalindholdet af dens gas falder med afstanden til det galaktiske center. På solens placering, omkring 8,5 kiloparsec (28.000 lysår) ude, falder det med 17 procent pr. kiloparsec. Logaritmen af metalindholdet (som astronomer angiver i enheder kaldet "dex", solen har pr. definition en værdi af 0 dex) falder lineært med afstanden, med en hældning på -0,07 dex pr. kiloparsec. Observatører måler metalindholdsgradienten ved brug af spektrale egenskaber ved forskellige klasser af stjerner og tåger. De forskellige indikatorer har først samlet sig mod det samme svar indenfor de sidste tre eller fire år og galakser, der ligner Mælkevejen, vides nu at have lignende skive metalindholdsgradienter.
    Gradienten er et resultat af variationer i stjernedannelsens hastighed. Længere fra galaksens centrum er der forholdsmæssig mindre gas og derfor mindre stjernedannelse. Som konsekvens har galaksens ydre områder opbygget mindre metal end de indre dele. I galaksen som helhed toppede stjernedannelsens hastighed for omkring otte til 10 milliarder år siden og er faldet lige siden. I dag stiger metalindholdet i solens nabolag med omkring 8 procent for hver milliard år. Efterhånden som gasforsyningen svinder ind, vil metalindholdet vokse med stadig langsommere hastighed.
    Når vi tager hensyn til skive metalindhold gradienten og dens udvikling, kan vi sætte grove grænser for GHZ både i rum og tid. Stjerner, der dannes i dag, med et metalindhold på mellem 60 og 200 procent af solens værdi findes alment mellem 4,5 og 11,5 kiloparsec fra det galaktiske centrum - et område, der kun indeholder 20 procent af stjernerne i galaksen. Desuden nåede den typiske stjerne i solens nabolag ikke 60 procent tærsklen før for mellem fem milliarder til seks milliarder år siden. Solen selv er omkring 40 procent rigere på metal end andre stjerner, som er dannet på samme tid og sted i skiven. Dette forøgede metalindhold kan have givet livet på Jorden et forspring.

Jerntæpper

Et potentielt modargument er, at korrelationen af metalindhold og detekterede planeter ikke er det samme som kausation. Måske går kausationen i den modsatte retning: i stedet for at højt metalindhold i stjerner forklarer tilstedeværelsen af gigantiske planeter, kunne tilstedeværelsen af gigantiske planeter forklare det høje metalindhold i stjerner. Dette ville ske, hvis de havde tendens til at falde ind i stjernerne. De fleste astronomer mener nu, at stjerner begærligt sluger stjerner og mindre legemer. Men de ydre konvektive lag af sollignende stjerner er så massive og godt blandet, at de ville skulle fortære en urimelig mængde planetmateriale til helt at redegøre for det høje metalindhold set blandt stjerner med planeter.

Astronomers undersøgelser af udensols planeter har afsløret, hvor vigtig forsyningen af planet byggemateriale er. Som dette histogram viser, har stjerner, der er forældre til gigantiske planeter (røde område), tendens til at have en større mængde tunge grundstoffer (”metaller”) end den gennemsnitlige nærtliggende sollignende stjerne har (sort).
SARA CHEN; KILDE: NUNO C. SANTOS Geneva Observatory

Et andet svar er, at korrelationen kunne være en observationsskævhed. Det er vanskeligere at se planeter omkring metalfattige stjerner; den førende metode til at søge efter planeter hviler på stellare spektrallinier, som er svagere, når en stjerne har mindre metal. Men detektionseffektiviteten lider ikke mærkbart, før en stjernes metalindhold falder under 10 procent af solens værdi - hvilket er godt under den 40 procent tærskel, der behøves for gigantplaneter. Den observerede korrelation med planeter er helt virkelig.
    Metalindhold er ikke den eneste forudsætning i sammensætning for beboelige planeter; de relative mængder af forskellige grundstoffer betyder også noget. De mest rigelige grundstoffer på Jorden blev primært produceret i supernovaeksplosioner af hvilke, der er to grundlæggende typer. Type I begivenheder, hvoraf de fleste er resultatet af detonationen af en hvid dværgstjerne, producerer hovedsageligt jern, nikkel og kobolt. Type II supernovaer, som fører til implosionen af en massiv stjerne, syntetiserer for det meste oxygen, silicium, magnesium, kalcium og titanium. Afgørende er det, at type II begivenheder også er de eneste naturlige kilder til de tungeste grundstoffer som thorium og uran.
    Fordi stjernedannelse i vor galakse aftager, er den overordnede hastighed af supernova eksplosioner dalende - det er forholdet af type II til type I begivenheder også. Type II supernovaer involverer kortlivede massive stjerner, så deres hastighed følger tæt stjernedannelsens hastighed. Hastigheden af type I supernovaer afhænger på den anden side af produktionen af stjerner med middel masse, som er af længere levetid, så den reagerer langsommere på ændringer i stjernedannelsens hastighed.
    Som resultat af det skiftende supernova forhold er nye sollignende stjerner rigere på jern end dem, der dannedes for fem milliarder år siden. Alt andet lige medfører dette, at en terrestrisk planet, der dannes i dag, vil have en forholdsmæssig større jernkerne end Jorden har. Den vil også, om 4,5 milliard år, have omkring 40 procent mindre varme fra henfaldet af kalium, thorium og uran. Varmen frembragt af disse radioaktive isotoper er det, der driver pladetektonikken, som spiller en vigtig rolle i den geokemiske cyklus, der regulerer mængden af kultveilte i vor atmosfære. Måske ville terrestriske planeter, der dannes i dag, være enkelt-plade planeter som Venus og Mars. Manglen på pladetektonik på Venus bidrager til dens helvedesagtige forhold [se "Global Climate Change on Venus," af Mark A. Bullock og David H. Grinspoon; Scientific American, marts 1999]. Men vi forstår endnu ikke alle de måder, hvorpå en planets geologi afhænger af dens interne varmestrøm.

Fare, fare

Smukke steder

Selv om det lykkes at få alle de nødvendige atomer på det rette sted på det rette tidspunkt til at bygge en Jord, er det ikke sikkert, at det kan retfærdiggøres at mærke den "beboelig". En planet skal også holdes rimelig sikker overfor trusler. Disse trusler kan anbringes i en af to kategorier: nedslag af asteroider og kometer, og strømme af stråling.
    I vort solsystem afhænger frekvensen af asteroide nedslag af detaljerne ved Jupiters bane og dannelse; resten af galaksen har ingen virkning. På den anden side er komettruslen temmelig følsom overfor det galaktiske miljø. Kometer menes at opholde sig i to langvarige reservoirer, Kuiper bæltet (som starter lige på den anden side af Neptun) og Oort skyen (som strækker sig halvvejs til den nærmeste stjerne). Andre stjerner har sandsynligvis lignende ledsagere. Infrarøde observationer af unge nærtliggende stjerner viser, at de fleste er omgivet af overskydende støv, overensstemmende med tilstedeværelsen af Kuiper-bælte objekter. Mere nyligt er detektionen af vanddamp omkring den højt udviklede lysstærke stjerne IRC+10216 blevet tolket som vidnesbyrd om fordampende kometer. Ændringer af formen af visse spektrallinier i Beta Pictoris, en ung stjerne med en støvskive, kunne være forårsaget af indfaldende kometer.
    Fordi Oort-sky kometer kun er svagt bundet til solen, skal der ikke meget til for at afbøje dem mod de indre planeter. Et træk fra galaktiske bevægelser, gigantiske molekylære skyer eller passerende stjerner kan gøre det [se "The Oort Cloud," af Paul R. Weissman; Scientific American, september 1998]. Frekvensen af sådanne forstyrrelser afhænger af vor position i Mælkevejen. Når man går mod det galaktiske centrum, stiger tætheden af stjerner, så der er flere nærkontakter. Desuden vil et planetsystem, der dannes ud af en metalrig sky, sandsynligvis indeholde flere kometer end en, der dannes ud af en sky med mindre metal. Således burde planetsystemer i den indre galakse lide under højere komet indstrømning, end solsystemet gør. Skønt den ydre Oort sky i et sådant system hurtigere vil blive udtyndet, vil den også blive efterfyldt hurtigere fra de indre komet reservoirer.
    Høj-energi stråling er også et større problem i galaksens indre områder. Op til et punkt kan en planets magnetiske felt afværge den meste partikelstråling og dens ozonlag kan afskærme for farlig elektromagnetisk stråling. Men tilstrækkelig energirig stråling kan ionisere atmosfæren og frembringe nitrogen oxider i mængder, der er i stand til at udslette ozonlaget. Energirig stråling, der rammer atmosfæren, kan også slippe en dødelig regn af sekundære partikler løs.
    De slemmeste strålingsbegivenheder er, i rækkefølge af faldende varighed, aktive galaksekerne udbrud, supernovaer og gammastråle udbrud. Mælkevejens kerne er i øjeblikket relativt inaktiv; det supermassive sorte hul i hjertet af vor galakse synes at være slumrende. Men observationer af andre galakser antyder, at centrale sorte huller lejlighedsvis tændes, når en stjerne eller hob vandrer for tæt på og trækkes til sin død. Resultatet er et udbrud af høj-energi elektromagnetisk og partikel stråling. Det meste af strålingen udsendes i en stråle langs galaksens rotationsakse, men mange af de ladede partikler vil gå i spiral langs galaksens magnetiske feltlinier og fylde dens rumfang. Det værste sted at være under et sådant udbrud er i bulen. Ikke kun ville de overordnede strålingsniveauer være høje, men stjernerne der ville tendere til at have yderst skrå og elliptiske baner, der kunne bringe dem tæt på kernen eller strålen.
    Supernovaer og gammastråle udbrud er også mere truende i den indre galakse, simpelthen på grund af den højere koncentration af stjerner der. Observationer af supernova rester viser, at supernovaer topper ved omkring 60 procent af solens afstand fra det galaktiske centrum, hvor de er omkring 1,6 gange mere hyppige end på vores position. Truslen fra gammastråle udbrud forbliver usikker; astronomer ved ikke, hvad der udløser disse kæmpemæssige eksplosioner eller hvor snævert de udstråler deres stråling. Vi kunne bare være heldige, at vi har undgået en sådan dødsstråle indtil videre.

Placeringen af den beboelige zone bestemmes af en balance mellem forsyningen af planet byggemateriale og udbredelsen af trusler. Forsyningen falder med afstanden til galaksens centrum (ovenfor), mens tætheden af stjerner – stedfortræderen for farer som stjerneeksplosioner og nærkontakter – også falder med afstanden (nedenfor). Et acceptabelt kompromis nås et sted midt imellem, skønt astronomer endnu ikke kan udpege den præcise placering.
SARA CHEN

Stråling kan også stjæle liv fra krybben. Sollignende stjerner bliver ikke født i isolation, men er snarere ofte omgivet af stjerner med både lav og høj masse. De høje niveauer af ultraviolet stråling, der udsendes af de sidste, eroderer skiverne omkring nærtliggende stjerner og reducerer deres chancer for at danne gigantiske planeter. John Bally fra University of Colorado i Boulder og hans kolleger har vurderet, at kun omkring 10 procent af stjernerne undgår denne form for forstyrrelse. Dette kunne forklare, hvorfor bare 3 procent af nærtliggende sollignende stjerner findes at have gigantiske planeter.
    Alle disse trusler medfører en temmelig bred beboelig zone med uklare grænser. Men hvis vi inkluderer nærhed til corotationscirklen som et andet krav, så kunne GHZ være meget snæver. Corotationscirklen er, hvor en stjernes baneperiode er lig med rotationsperioden for galaksens spiralarm mønster. Når en stjerne kredser på eller meget nær corotationscirklen er spiralarm passager mindre hyppige. Det vil tage længere at krydse en spiralarm, men det, der er vigtigt, er den relativt lange periode mellem krydsene. Nylige målinger af dynamikken af stjerner nær solen viser, at solen kredser meget nær corotationscirklen. Spiralarmene kan være meget kønne, men de påskønnes bedst på afstand, fordi den intense stjernedannelse og de gigantiske molekylære skyer inde i armene mangedobler risici for komplekse livsformer.

Det tabte paradoks

På dette trin af vor forskning er vi stadig et stykke vej fra at udfylde detaljerne i GHZ. Fortsatte studier af kometer, galaksekerner, supernovaer, gammastråleudbrud og stjernedynamik vil hjælpe med at udpege truslerne for liv. Selv nu har vi imidlertid et bredt billede af GHZ. De indre områder af galaksen lider under baneustabiliteter, strålingsudbrud og kometforstyrrelser. De ydre områder er sikrere, men på grund af det lavere metalindhold er terrestriske planeter typisk mindre der. GHZ'en forekommer at være en ring i skiven cirka på solens position. GHZ'en er et sandsynlighedsbegreb: ikke hver planet inde i zonen er beboelig (og ikke enhver planet udenfor er steril). Men sandsynligheden er meget større indenfor. GHZ'en er langsomt krøbet udad efterhånden, som den interstellare gas har nået solart metalindhold.
    GHZ begrebet har vigtige betydninger for eftersøgninger af udenjordisk intelligens. Den kan f.eks. identificere de mest sandsynlige steder, hvor komplekst liv kan dannes, så forskerne kan dirigere deres eftersøgninger i overensstemmelse hermed. Vi kan allerede med nogen tillid sige, at kuglehobe, den ydre skive og det galaktiske center er dårlige mål.
    GHZ begrebet har også betydning for debatten, der drejer sig om Fermi Paradokset: Hvis vor galakse vrimler med andre civilisationer, burde vi se nogle vidnesbyrd om deres eksistens; det gør vi ikke, så måske er vi alene [se "Where Are They?" af Ian Crawford; Scientific American, juli 2000], [Hvor er de?

]. Et af argumenterne, der foreslås for at undgå den konklusion, er, at ET'er måske ikke har nogen motivation til at forlade deres hjemmeverden og sprede tegn på deres tilstedeværelse gennem rummet. Men hvis vore ideer om GHZ'en er korrekte, lever vi inde i et særligt komfortabelt område af Mælkevejen. Enhver civilisation, der søger en ny verden, ville, uden tvivl, placere vort solsystem på deres indkøbsliste. GHZ teorien svækker også argumentet om, at galaksen er så stor, at interstellare udforskere eller kolonister har overset os. GHZ'en er måske stor, men den er kun en del af galaksen og galaktiske rejsende ville have tendens til at strejfe rundt omkring ringen snarere end tilfældigt gennem galaksen.
    Endvidere begrænser GHZ begrebet beboeligheden ikke blot i rum men også i tid. Mælkevejen plejede at blive pryglet af supernovaer og en aktiv kerne. Først i de sidste fem milliarder år eller deromkring kunne civilisationer opstå sikkert. Solens relativt høje metalindhold gav os sandsynligvis et forspring. Derfor kan GHZ begrebet give i det mindste en delvis løsning på Fermi Paradokset: komplekst liv er så sjældent og isoleret, at vi effektivt er alene. Men disse betydninger gælder kun for komplekst liv; simple organismer som mikrober kunne udholde en meget større variation af miljøer.
    Det bredere univers ser endnu mindre indbydende ud end vor galakse. Omkring 80 procent af stjernerne i det lokale univers befinder sig i galakser, der er mindre lysstærke end Mælkevejen. Fordi det gennemsnitlige metalindhold i en galakse korrelerer med dens lysstyrke, kunne hele galakser lide af mangel på planeter af Jord-størrelse. En anden virkning drejer sig om stjernernes dynamik i en galakse. Som bier, der flyver omkring en kube, har stjerner i elliptiske galakser tilfældige baner og det er derfor mere sandsynligt, at de vil besøge deres mere farlige centrale områder. På mange måder er Mælkevejen usædvanligt gæstfri: en skivegalakse med ordnede baner, forholdsvis lille farlig aktivitet og rigeligt af metaller. Det er ikke sikkert, at den forbliver sådan længe. Andromeda galaksen forudsiges at ville have en nærkontakt med Mælkevejen om omkring tre milliarder år. Den begivenhed vil løsne de fleste stjerner i skiven fra deres regulære baner. Den kan også hælde friskt brændstof på Mælkevejens centrale sorte hul og få det til at flamme op med mulige ulykkelige konsekvenser for beboerne af Jorden.
    Douglas Adams, den store fortolker af enkle sandheder, var berømt for at opsummere det, han antog for at være produktet af de sidste få århundreders fremgang i astronomi: "Langt ude i de ikke-kortlagte dødvande i den umoderne ende af den vestlige spiralarm i Galaksen ligger en lille uanselig gul sol." Men, som det ofte er tilfældet, moderne er ikke det samme som komfortabel. Vi bor i en fortrinlig ejendom.

Mere at udforske

Galactic Chemical Evolution: Implications for the Existence of Habitable Planets. Virginia Trimble i Extraterrestrials: Where Are They? Redigeret af M.H. Hart og B. Zuckerman. Cambridge University Press, 1995.

Worlds Without End: The Exploration of Planets Known and Unknown. John S. Lewis. Perseus Books, 1998.

Destiny or Chance: Our Solar System and Its Place in the Cosmos. Stuart R. Taylor. Cambridge University Press, 1998.

Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe. Peter D. Ward og Donald Brownlee. Copernicus, 2000.

An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect. Charles H. Lineweaver i Icarus, Vol. 151, No. 2, siderne 307-313; 1. juni, 2001. Fortryk til rådighed på astro-ph/0012399

The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee og Peter D. Ward i Icarus, Vol. 152, No. 1, siderne 185-200; 1. juli, 2001. Fortryk til rådighed på astro-ph/0103165

* Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee og Peter D. Ward deler en interesse i planeters beboelighed - både fordi de tilfældigvis lever på en og fordi beboelighed er en intellektuel udfordring, som trækker på næsten enhvert felt indenfor astrofysik og geofysik. De tre er medlemmer af astrobiologi programmet på University of Washington, som NASA fornyligt tildelte en astrobiologi tildeling. Gonzalez, i øjeblikket på Iowa State University, tjente sit doktorat på Washington med studier af sammensætningerne af højt udviklede stjerner i kuglehobe. Brownlee specialiserer sig i studiet af kometstøv og meteoriter og er den ledende undersøger for Stardust missionen, som planlægger at returnere kometstøv til Jorden i januar 2006. Ward som er paleontolog, studerer globale masseudrydelser.

Fra Refuges for Life in a Hostile Universe, Scientific American, Majestic Universe.

10. marts, 2006.

Hvor er de?
Indhold
Index