寻找地外生命 I：为什么要严格定义宜居带

dxf17

作者：一点资讯
宜居带（Habitable Zone）是寻找地外生命里最重要的概念，是所有下一代天文望远镜设计方案里必须考虑的因素。为了给这个术语赋予科学意义，宜居带几乎只能被定义为：一段环绕恒星的轨道范围，在行星拥有合适的大气成分和压力情况下，其表面可以稳定保持液态水。
在宜居带之外的天体能否保持液态水和生命？可以。能否在天体表面稳定保持液态水？非常不可能。
木卫二和土卫二是太阳系内最有希望发现尚存生命的天体，但它们在不在所谓宜居带内？不在。那为什么我们不把宜居带定义改宽松一点，以容纳生命的所有可能性？这是因为依靠冰层下地热保持液态水的天体，几乎在任何轨道距离都可以存在。如果我们定义一个宜居带范围比如 ，那宜居带这个术语完全是多余的了。
既然生命在任何距离都可能存在，何必又要按照严格的宜居带来寻找？是否太过于把人类中心化了？对地外生命的寻找几乎完全取决于科技的进步。从10光年之外看来，一个是与行星地表和大气层互动的庞大复杂、多样化地表生物圈，另一个是土卫二海底的微型热泉生态系统，哪一个更容易被探测到？很显然，是前者，而前者只能建立在能量和营养丰富的地表，而我们也只能通过探测到与地表大气互动的行星尺度生物圈。因此，在我们科技的限制下，宜居带内的外星人圈是唯一可探测的。
那不依赖液态水或碳元素的生命体呢？实际上没有人否定过那些奇异生物形式，非碳基或非液态水基生态系统。但我们不知道这类奇异生命的生物特征。我们知道碳基生物的新陈代谢会产生氧气，二氧化碳，水，甲烷等生物特征。而我们对奇异生命一无所知，那要如何探测到它们？好比你叫我去寻找小明，而你却无法给出关于小明长相和生活的任何描述，我怎么又能找到小明？
宜居带边界

宜居带内缘。当恒星与行星的距离一旦小于这个距离后，行星便会进入潮湿温室效应（moist greenhouse limit）。潮湿温室效应是当地表温度上升至地表水蒸发速率显著增加，大气层内水汽含量上升到开始迅速被恒星辐射光解成氧和氢，分解后的氢逃逸行星，造成行星水含量快速下降[1]。
宜居带外缘。当恒星与行星的距离一旦大于这个距离后，行星夜半球或极点区域温度降低至温室气体开始固体化（condensation limit）。此时大气中所有温室气体便会聚集在寒冷区域开始冷凝，直到大气中的温室作用不再足够温暖地表液态水，全球进入永久性雪球状态[2]。
宜居带分类

从已知的类地行星看来，大气层无不是二氧化碳和水汽作为主导温室气体，而氮气作为背景气体。而我们经常看到的宜居带边界就是根据这个大气成分组合来界定的，所以从这组合衍生出的宜居带也是最常规的N2–CO2–H2O 宜居带。
对于不同行星参数，宜居带也会出现变化。行星地幔氧化还原态是一个重要因素，因为这决定了行星大气成分。以火星为例，火星地幔相比地球地幔更加还原。地球的温室效应主要来自二氧化碳和水汽，而早期火星大气的温室效应可能则由甲烷和氢气主导。氢气和甲烷是比二氧化碳更有效的温室气体，而它们作为大气成分允许行星在离恒星更远的距离保持液态水，增加宜居带外缘的距离。这解释了为什么早期火星能在太阳更暗淡时维持河流和湖泊[3]。这种包含了其他的还原温室气体的宜居带，可以暂时称为还原温室宜居带（reducing greenhouse）。
行星自转速度，也叫科里奥利力，是大气环流动力学的关键。地球上的哈德里环流圈描述了赤道热空气上升，达到中纬度后温度降低空气开始下降。但在自转缓慢的行星上，阳半球和夜半球温差加大，于是大气环流变成了在阳半球上升和夜半球边界下降。阳半球空气上升会聚集由水汽组成的大范围反射云，极大部分太阳辐射就会被反射回太空中，允许行星在比较靠近恒星的距离仍然气候凉爽，减少宜居带内缘距离。以金星为例，金星自转非常缓慢，如果早期金星的科里奥利力也如此低，在气候恶化前也不排除地表曾存在过海洋[4]。这类宜居带可以暂时被称作缓慢自转宜居带（slowly rotating）。
在缓慢自转行星上，哈德利环流圈覆盖整个向阳半球
针对以上两种特殊条件，显著扩大了经典宜居带范围，它们虽然在理论上是可行的，但是否也真的合理的呢？还原温室宜居带要求行星地幔还原，但还原地幔理论上只有体积较小的天体比如火星和月球才能维持[5]，而小尺寸行星无法长期保持地质活动。而对于较大的行星，后期演化过程中地幔会迅速被氧化。如此看来使用还原温室作为外缘并不是长久之计。
对于缓慢自转宜居带，这类行星是否非常容易进入失控温室效应是一个问题。行星在演化过程中不可避免的会经历数十次大火成岩省事件，比如二叠纪末西伯利亚暗色岩以及古新世－始新世北大西洋火成岩喷发，可以在几百万年内注射几百兆吨二氧化碳。得益于向阳半球反射云降低温度的行星能否挺过这种地质史里较为频繁的温室灾难呢？事实上，金星地表存在大量年代不算古老的大火成岩省，如果金星是因为大火成岩省喷发才进入失控温室效应的话[6]，缓慢自转宜居带作为内缘似乎也不甚让人满意。
考虑到还原室温和缓慢自转宜居带必须满足宜居带定义里的 ”稳定保持液态水“，需要特殊物理参数和苛刻的行星条件，因此它们界定的外缘和内缘也被称为乐观宜居带（optimistic）。而常规N2–CO2–H2O 宜居带，也就成为了经典/保守宜居带（conservative/classical/traditional）。为了节省资源和时间，把地外生命寻找范围限制在经典宜居带内的行星上是最理想的方案。
太阳系的保守宜居带

既然落在乐观宜居带内的行星可能无法在地质时间尺度稳定维持液态水，准确的界定保守宜居带范围变得尤其重要。边界的计算依赖于气候模型，而气候模型是一系列大气物理过程的近似，不同模型对最基本的云、海冰反馈或温室气体辐射处理都存在细微差别。这些差别反应在计算出的不同边界位置里。
尽管如此，气候模型几乎都同意太阳系保守宜居带内缘不会小于[7]，而外缘也不会超过 [8][9]。也就是说，地球是太阳系内唯一一颗在宜居带内的行星，金星与火星则在所谓乐观宜居带内。在37.5亿年前，太阳亮度比今天低大约25%，那时的保守宜居带范围在 之间，所以结果依然不变。
其他恒星的保守宜居带

恒星质量在太阳质量0.8-1.1倍间的保守宜居带范围，三个黑点分别代表了金星、地球和火星。
随着恒星质量减少，宜居带距离恒星越来越近，这是可以理解的因为恒星亮度与恒星质量成四次方正比。这幅宜居带图没有包括质量低于 恒星是因为公转这些低质量恒星的宜居带行星有概率在地质时间里被潮汐锁定。潮汐锁定会极大改变大气动力学，宜居带范围变得相当不确定，但可以肯定的是其外缘不会有这么宽。
宜居带是合理的

在宜居带定义里”行星拥有合适的大气成分和压力“，这个合适到底是怎么回事？越靠近保守宜居带内缘的行星大气温室气体含量需要越低至100 ppm，越靠近外缘的行星所需大气二氧化碳含量是今天地球大气（400 ppm）的2500倍以上。也就是说，要保证地表液态水，行星在宜居带内的位置必须刚好和其大气二氧化碳含量对应。条件如此苛刻，如此巧合，是否再一次说明了宜居带的不合理性？
答案刚好相反。在考虑各种苛刻的条件后严格定义的宜居带，找到最有可能同时也是最狭窄的保守宜居带范围，实际上排除了这种看似必须是纯运气得到的大气成分[10]。这也让保守宜居带变得非常合理。长期碳循环让所有在保守宜居带里的类地行星都有维持稳定地表水的理由。
长期碳循环：火山活动释放二氧化碳到大气中，大气二氧化碳溶于海洋里后与矿物质结合沉淀到海底，随着构造活动沉淀碳又被带入地幔里，再通过火山活动释放出来。
而大气二氧化碳移除速率和地表温度是直接成正比。也就是说，在靠近保守宜居带外缘时，行星会自然的积累起富集二氧化碳的大气层。在超出外缘和内缘后，行星便难以在地质时间单位上稳定气候，这更进一步加强了我们需要集中探测保守宜居带内的行星，甚至只能在保守宜居带行星上寻找地外生命。
参考

• ^https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103583710109
  
• ^https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0012821X17304363
  
• ^https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1002/2016GL071766
  
• ^https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1002/2016GL069790
  
• ^https://www.nature.com/articles/s41467-020-15757-0
  
• ^https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/2019JE006276
  
• ^https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa5ffc
  
• ^https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0012821X17304363
  
• ^https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab0aef/meta
  
• ^https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/JC086iC10p09776
  

作者：一点资讯 ,无意在网上看到这篇文章，深有同感。所以分享。