Planetologia Extrasolare Zone Abitabili ed abitabilita’

1. Planetologia Extrasolare Zone Abitabili ed abitabilita’ R.U. Claudi

2. Linee generali di evoluzione della vita H,C,N,O,S,P… Evoluzione chimica CH4,CO2,CO,H2O,H2S,N2,NH3,H3PO4 Biomonomeri, amminoacidi,zucheri,basi Biopolimeri, proteine, acidi nucleici Evoluzione Biologica 1° sistema viv. Microfossili precambriani oggi

3. Composizione chimica degli organismi viventi

4. Metallicità ed Abitabilità Esiste un limite inferiore di metallicità, al di sotto del quale non si hanno elementi pesanti sufficienti per formare pianeti di tipo terrestre? • Massa totale pianeti terrestri scala linearmente con [Fe/H] • Massa pianeti terrestri sistema Solare tipica • 1M massa minima per pianeta abitabile [Fe/H] ~ - 0.3 Turnbull, 2003

5. Requisiti di Abitabilità • Presenza di elementi pesanti • Disponibilità di Acqua (HZ..ma non solo) • Tempo scala di abitabilità lungo (stabilità)

6. Storia del concetto di zona abitabile 1959-1960 Huang Zona abitabile:come la zona intorno ad una stella in cui può esistere un pianeta abitabile 1964 Dole Skhlovski & Sagan Ecosfera: zona intorno ad una stella entro cui su un pianeta almeno il 10% della superficie ha una Temperatura compresa tra i –10 e 30 C 1966 Rasool & DeBergh Hart Kasting Whitmire 1970 Zona abitabile:come la zona intorno ad una stella in cui può esistere un pianeta sulla cui superfice si abbia acqua liquida 1978 1988 1991 Zona Biocompatibile:come la zona intorno ad una stella in cui può esistere un pianeta sulla cui superfice si abbia acqua liquida e Zona Abitabile quella compresa entro cui sia possibile la vita umana Fogg 1992

7. Definizioni: • Zona Abitabile (HZ)– è la regione intorno ad una stella in cui un pianeta di tipo terrestre può mantenere, in qualche istante di tempo, l’acqua allo stato liquido. • Zona continuamente abitabile (CHZ) – la regione in cui un pianeta può rimanere abitabile per uno specifico periodo di tempo (per esempio 4.6 Gy)

8. Limiti della zona abitabile: Calcolo ingenuo Tp=280 K Tp~400 K Tp=270 K Venere Terra Sole Marte 0.7 UA 0.96 UA 2.0 UA

9. I Calcoli di M. Hart (Icarus, 1978, 1979) Hart è stato il primo a considerare l’evoluzione delSole nel calcolo della zona (CHZ) • La CHZ(4.6 Gyr) intorno al Sole è relativamente stretta • 0.95 UA: Runaway greenhouse (effetto serra autoalimentato) • 1.01 UA: Runaway glaciation (Glaciazione autoalimentata) • Le CHZ intorno alle altre stelle sono perfino più strette • Corollario: la terra potrebbe essere il solo pianeta abitabile nella nostra galassia

10. Effetto Serra Teff=5770 Molecola di CO2 O Vibrazioni e rotazione C Radiazione visibile a 500 nm O Radiazione infrarossa a 100 m Superfice planetaria a Teff=293 K (20 C)

11. Glaciazione irreversibile Albedo Luce riflessa Oceani 4% Sole Rocce 15% Nuvole 52% Ghiaccio 70% Hart 1978 Ghiaccio Superfice planetaria

12. Stabilizzazione del Clima: ciclo Carbonio Silicati METAMORFISMO SUBDUZIONE

13. Loop a Feedback Negativo Pioggia temperatura Superficiale Tasso di Weathering de silicati (-) effetto serra CO2 Atmosferico

14. Runaway greenhouse Effect: Effetto Serra autoalimentato Aumento della temperatura superficiale del pianeta non controbilanciato da una diminuzione dei gas serra in atmosfera. Innalzamento della quota dello strato invertente per il vapore acqueo Raggiungimento del vapore acqueo degli strati alti dell’atmosfera e sua fotodissociazione Diminuzione del livello di acqua nell’atmosfera Riduzione dell’efficienza della relazione di “weathering” dei silicati Aumento della anidride carbonica in atmosfera

15. Fotodissociazione dell’acqua Produzione di O abiotico H è perso dall’atmosfera

16. I confini della zona abitabile • Confine interno: èdeterminato dalla perdita di acqua causata dall’effetto serra autoalimentato • Confine esterno: dipende da quanto efficiente può essere l’effetto serra su un pianeta. I modelli che calcolano questi limiti hanno due tipi di approccio: Approccio conservativo: Assumono che CO2 e H2O siano i soli gas serra importanti Approccio meno conservativo:Considerano anche il metano

17. I confini della zona abitabile per il Sole Kasting etal. 1993, Icarus

18. Caso di Venere J. F. Kasting, Icarus (1988)

19. Evoluzione dell’atmosfera terrestre ed effetti biologici Problema del Sole Giovane: S0~0.30Sattuale Snowball Earth Ma: Zirconi a 4.3 Gy e 3.5Gy= evidenza Acqua Liquida Soluzione: Glaciazione Uroniana Microorganismi fotosintetici che producono O2, Ossidazione del CH4 Batteri Metanogeni Metabolismo: CO2 + 4 H2 CH4 + 2 H2O Hart 1978

20. Indicatori Geologici di O2 H. D. Holland (1994)

21. Caso di Marte Distante dal sole, per mantenere caldi CO2 e H2O avrebbe dovuto avere un forte effetto serra. Condensazione di questi gas al limite dell’atmosfera. Entrambe soggetti alla fotodissociazione Massa di marte 1/9 massa terrestre Scarsa attività tettonica Nessun rifornimento di CO2

22. Zone Continuamente Abitabili Regione intorno ad una stella in cui la zona di abitabilità è stabile contro: • Variazioni di luminosità della stella causate dalla sua evoluzione • Instabilità dinamiche • Estinzioni di massa per cause astronomiche Limite temporale: ab~3 Gyr (Hart 1979, Henry et al. 1995)

23. Early mars Maximum greenhouse Cond. CO2 Perdita di acqua Runaway greenhouse Venere recente

24. Zone Abitabili Per le altre stelle I limiti delle zone abitabili intorno a stelle di tipo spettrale Diverso dal sole possono essere ricavati da: Evoluzione veloce Interno: fotoionizzazione acqua, fuga H. Corrotazione Esterno: CO2 nuvole, riflessione luce solare

25. La zona abitabile galattica Guillermo Gonzalez 2002 • Requisiti di composizione per la formazione dei pianeti abitabili (metallicità) • Scala galattica a confronto con la vita complessa • Entrambe pongono dei limiti nello spazio e nel tempo per l’esistenza dei paineti abitabili • La zona galattica di abitabilità ha limiti che possono variare a causa dello scatter di metallicità ad un dato periodo ed ad un dato tempo Teniamo presente che il contesto galattico ha importanza nella abitabilità

26. Sopravvivenza della vita complessa • Eventi transienti: Supernovae, gamma ray burst e outburst del nucleo galattico • Impatti di comete dovuti alla perturbazione della nube di Oort da stelle vicine, nubi molecolari giganti e effetti galattici di marea.

27. Evoluzione nel tempo del tasso di supernovae. Timmes et al. (1995)

28. Variazione radiale di Supernovae Data from Case and Bhattachrya (1998)

29. La zona Galattica Abitabile Guillermo Gonzalez 2002

30. Conclusioni • Le HZ e le CHZ intorno a stelle di tipo solare, sono relativamente grandi a causa delle conseguenze della stabilizzazione del clima dovuto al ciclo dei carbonati e silicati • Le stelle che sono le migliori candidati all’abitabilità sono le stelle fra le classi spettrali F0 e K5.