Kujutage ette, et kõnnite planeedil, mida valgustab punane päike. Siin pole päikesetõuse ega -loojangut.
Suur hõõguv tulekera ripub pidevalt taevas. Suurte kivide, küngaste ja mägede varjud pole aastatuhandeid muutunud. Kuid kiired pilved kihutavad üle taeva, tuues külma niisket õhku poolkerast, kus valitseb igavene öö. Mõnikord on tuuleiilid nii tugevad, et suudavad õhku tõsta mitte ainult haigutavat astronauti, vaid ka rasket varustust. Kas siin maailmas on kohta elusorganismidele? Või on punaste tähtede lähedal olevad planeedid elutud kosmilised kehad, mille päeval on põrguline kuumus ja öösel äge külm? See pole teadusringkondades esmakordne küsimus ja sellel on mitu põhjust.
Leidke see, mida te ei näe
Eksoplaneetide otsimine on üsna keeruline teaduslik ülesanne, kuna me ei saa enamikku neist otseselt teleskoobiga jälgida. Nende leidmiseks on palju võimalusi, kuid enamasti on uudisbülletäänides mainitud radiaalkiiruse meetodit (Doppleri meetod) ja transiidimeetodit. Esimese olemus seisneb selles, et teadlased uurivad tähe spektrit, püüdes Doppleri efekti abil märgata selles ühe või mitme planeedi olemasolu märke. Fakt on see, et planeet tõmbab oma orbiidi liikumise käigus ka tähte enda juurde, sundides seda justkui revolutsiooniperioodiga õigeaegselt "vingerdama". Selliste võnkumiste amplituud sõltub nii planeedi massist, planeedi ja tähe vahelisest kaugusest kui ka vaatenurgast Maalt planeedi orbiidile. Kui eksoplaneet on piisavalt massiivne ja tiirleb tähe lähedal,ja selle orbiit on Päikesesüsteemist servast kaugemal, on selle leidmise tõenäosus suur. Kui aga orbiidi raadius suureneb või võõr planeet väheneb, muutub selle leidmine keerulisemaks. Nii et see meetod on palju tõhusam raskete planeetide leidmiseks tähe lähedalt orbiidilt. Pealegi määrab radiaalkiiruste meetod ainult planeedi massi madalaima võimaliku väärtuse, kuna spektrijoonte nihke uurimisel ei saa teadlased teada, millise nurga all on tulnukatähesüsteem nähtav. Nii avastati Proxima Centauri ümbruse planeedid ja täht Gliese 581.radiaalkiiruste meetodil määratakse kindlaks ainult planeedi massi võimalikult madal väärtus, kuna spektrijoonte nihke uurimisel ei saa teadlased teada, millise nurga all on võõras tähesüsteem nähtav. Sel moel avastati Proxima Centauri lähedal olevad planeedid ja täht Gliese 581.radiaalkiiruste meetodil määratakse kindlaks ainult planeedi massi võimalikult madal väärtus, kuna spektrijoonte nihke uurimisel ei saa teadlased teada, millise nurga all on tulnukatähesüsteem nähtav. Nii avastati Proxima Centauri ümbruse planeedid ja täht Gliese 581.
Teise meetodiga otsingute läbiviimiseks mõõdavad teadlased tähe heledust väga täpselt, püüdes leida hetke, mil eksoplaneet tema ja Maa vahel möödub. Sel hetkel langeb tähe heledus veidi ja teadlased saavad teha tulnuk-tähesüsteemi parameetrite kohta mõned järeldused. Meetod on huvitav ka seetõttu, et mõnel juhul võimaldab see saada aimu eksoplaneedi atmosfäärist. Fakt on see, et transiidi ajal läbib tähe valgus atmosfääri ülemisi kihte, seetõttu võib spektreid analüüsides proovida vähemalt ligikaudselt hinnata selle keemilist koostist. Näiteks avastasid astronoomid sel viisil planeedi HD 209458b, paremini tuntud kui Osirise, atmosfääris hapniku ja süsiniku jäljed. Tõsi, Osirist on mõnevõrra lihtsam uurida, sest see on tohutu planeet, massilt veidi väiksem kui Jupiter, kuid asub oma tähe äärmiselt lähedal. Transiidimeetodi puudused hõlmavad vähest tõenäosust, et planeedi orbiidi tasand asub otse päikesesüsteemi ja teise tähe vahelisel vaatenurgal. Tõenäosust hinnatakse päikesevälise planeedi raadiuse ja tähe raadiuse suhtena. Veelgi enam, see tõenäosus väheneb orbiidi raadiuse suurenemisel ja eksoplaneedi suuruse vähenemisel. Näiteks on tõenäosus, et transiidimeetodil tuvastatakse meie Maa naabertähtedest, ainult 0,47%. Ja isegi kui Maa ja Päikese orbiidid osutuvad mõnele tulnukavaatlejale samal vaatenurgal, ei taga see meie planeedi täpset tuvastamist. Usaldusväärse kinnituse saamiseks tuleks mitu korda märgata Maa liikumist üle Päikese ketta, et täpselt määrata pöörde periood. Osa olukorra päästmisest onet transiidimeetodil saab korraga vaadata suurt hulka tähti. Näiteks jälgib kuulus Kepleri teleskoop pidevalt umbes 100 000 tähte. Transiidimeetod, nagu radiaalkiiruse meetod, on tundlikum lähedaste orbiitide suurte planeetide suhtes.
Transiidimeetodil avastatud eksoplaneedid. Aastatel.
Muidugi on lisaks radiaalsetele kiirustele ja transiitidele veel mitmeid meetodeid, mis võimaldavad tuvastada päikeseväliseid planeete. Näiteks on olemas meetod gravitatsiooniliseks mikrolainestamiseks, astromeetria või otseste optiliste vaatluste jaoks. Need meetodid on lihtsalt efektiivsemad planeetide jaoks, mis asuvad suhteliselt kaugel oma tähtedest. Kuid seni pole kõik need otsingumeetodid kaugeltki nii tõhusad ja nende abiga avastatud planeetide arv ei ületa mitut kümmet.
Reklaamvideo:
Gravitatsioonilääts.
Äkilised kangelased
Muidugi sooviksid paljud leida eluks sobiva planeedi, "teise Maa", nagu mõned ajakirjanikud seda nimetasid. Kuid meil on ainult üks teadaolev näide elu tekkest planeedil - meie oma Maa. Probleemi sõnastamise lihtsustamiseks on teadlased kasutusele võtnud nn "elamiskõlbliku tsooni" ehk "kuldlokkide tsooni" kontseptsiooni. See on tähe ümber paiknev ruumipiirkond, kus vastuvõetud energiakogus on piisav, et pinnal oleks vedel vesi. Muidugi ei võta selline kontseptsioon arvesse näiteks eksoplaneedi peegelduvust, atmosfääri koostist, telje kallet ja nii edasi, kuid see võimaldab meil ligikaudselt hinnata meid huvitavate kosmosekehade levimust. Nimetus "kuldnokkade tsoon" on seotud kolme karu jutuga (algselt - "kuldnokk ja kolm karu"), kus tüdruk, sattudes kolme karu majja,üritades seal mugavaks saada: ta maitseb putru erinevatest kaussidest ja lebab erinevatel vooditel. Ja esimene täht, mis leidis elamiskõlblikust tsoonist planeedi, oli Gliese 581. Tšiilis asuva La Silla observatooriumi HARPS-spektrograafilt avastati radiaalkiiruse meetodil kaks planeeti, Gliese 581 c ja d, elamiskõlbliku ala sooja ja külma piiril. Pealegi, kui otsustada nende võimalike masside alumise piiri järgi (vastavalt 5,5 ja 7 Maa massi), võivad need olla kivised kehad.nende võimalike masside alumise piiri järgi (vastavalt 5,5 ja 7 Maa massi) võivad need olla kivised kehad.nende võimalike masside alumise piiri järgi (vastavalt 5,5 ja 7 Maa massi) võivad need olla kivised kehad.
Hiljem 2010. aastal teatasid California ülikooli Santa Cruzi ülikoolist ja Washingtoni Carnegie instituudist teadlased Gliese 581 g planeedi avastamisest, mis asub otse elamiskõlbliku tsooni keskel. Planeedile pandi isegi mitteametlik nimi - Zarmina - eksoplaneedi otsimisrühma juhi Stephen Vogti naise auks. Avastus raputas avalikkust. Tähesüsteem ilmus nüüd pidevalt "kollaste" ajalehtede uudisbülletäänides ja ulme lehekülgedel. Just planeedilt Gliese 581 g saabusid kurjad tulnukad, kes ründasid Maad 2012. aasta filmis "Merelahing". Kuid teised teadusrühmad ei kinnitanud Gliese 581 g avastamist, selgitades tulemusi pigem veaga vaatluste töötlemisel ja tähe enda aktiivsuses. Tülid Vogti rühma ja teiste "eksoplaneetide" vahel jätkusid mitu aastat ega lõppenud tema kasuks. Zarmina eksisteeris tõenäoliselt ainult teadlaste kujutlusvõimes.
Kuid uusi avastusi polnud kaua oodata. Kepleri teleskoobi tulekul sadasid elamiskõlblikus tsoonis olevad planeedid järjest alla. Selle kosmoseteleskoobi töö käigus on avastatud Kepler-186f, Kepler-438 b, Kepler-296 e, Kepler-442 b ja palju muid eksoplaneete. Kuid selgus, et valdaval enamusel neist on üks ühine omadus - nad kõik keerlevad punaste kääbuste ümber. Punased kääbused on väikese massiga ja jahedad tähed, mille pinnatemperatuur on umbes 3500K. See ei ole palju kõrgem kui hõõgniidi mähise temperatuur. Sellised tähed säravad tuhmilt, kuid nad elavad pikka aega, kuna nad tarbivad vesinikuvarusid väga aeglaselt. Punane kääbus, mille mass on kümme korda väiksem kui Päike, särab teoreetiliselt triljoneid aastaid, mis on universumi vanusest mitu suurusjärku suurem. Muideks,hiljuti avastatud planeedid Proxima b ja TRAPPIST-1 tiirlevad ka sarnaste hämarate tähtede ümber. Proxima b on meile lähim eksoplaneet ja see asub elamiskõlblikus tsoonis. Tõenäoliselt on see kivine keha, mis tähendab, et seal pole merede ja ookeanide olemasolu atmosfääri olemasolul välistatud. Tõsi, planeet avastati radiaalkiiruste meetodil, nii et me ei tea veel selle massi ja tiheduse täpset väärtust. Noh, tähel TRAPPIST-1 on mitu planeeti korraga, teoreetiliselt võivad sellel olla tingimused vedelale veele pinnal. Tegelikult ei tähenda selline planeetide rohkus punaste kääbuste eluvööndis sugugi, et nad ilmuksid seal sagedamini kui näiteks kollastes tähtedes. Kuna hilise spektraaliga (jahedad ja punased) tähed eraldavad mõnikord 10 000 korda vähem energiat kui Päike,elamiskõlblik tsoon asub neile palju lähemal. Ja siin hakkab juba töötama valik meetodeid päikeseväliste planeetide otsimiseks. Kui "Goldilocksi tsoon" on tähele lähemal, siis on selles lihtsam leida eksoplaneete. Veelgi enam, arvatakse, et punased kääbused on kõige levinum tähepopulatsiooni tüüp ja neid on meie galaktikas umbes 70%. Selgub, et avame neid palju sagedamini.
TRAPPIST-1, mida kunstnik näeb seitsmest teadaolevast planeedist kahe transiidi ajal.
Maailmad punase päikese all
Pärast esimesi publikatsioone planeetide avastamisest Gliese 581 lähedal tekkis teadlaskonnas vaidlus nende võimaliku elamiskõlblikkuse üle. Kui elu võiks tekkida ja areneda punaste tähtede ümber, suurendaks see tõsiselt selle levimust Universumis. Pealegi võib punase päikese all olevate planeetide biosfäär eksisteerida palju kauem kui maine, mis tähendab, et enne intelligentsete liikide tekkimist oleks rohkem võimalusi areneda. Lõppude lõpuks võib isegi meie täht, näiliselt nii stabiilne täht, 1 miljardi aasta pärast saada nii eredaks, et Maa pind muutub kõrbeks. Elu jääb kindlasti pinna alla ellu, kuid pigem jääb ellu kui areneb. Kuid punane saja-aastane võiks oma biosfääri toetada kümneid, kui mitte sadu miljardeid aastaid. See on ahvatlev idee, kuid uuringud näitavadet punaste kääbustega pole kõik kaugeltki nii lihtne. Ja selleks, et elu sellises tähesüsteemis tekiks ja areneks, peab see ületama palju väga tõsiseid probleeme.
Loodete haare
Kuule vaadates näeme alati sama merede mustrit - tumedaid laike meie satelliidi pinnal. See juhtub seetõttu, et Maa ja tema satelliit pöörlevad sünkroonselt ning Kuu teeb ühe pöörde ümber oma telje samal ajal, mis kulub ümber Maa. Ja see pole juhus. Selle pöörlemist ümber telje peatas meie planeedi loodete jõud. Ja see pilt on päikesesüsteemis väga levinud. Marsi ja hiidplaneetide satelliidid, Pluuto-Charoni süsteem - kosmiliste kehade loendamine sünkroonse pöörlemisega võib võtta kaua aega. Isegi elavhõbe, mis esmapilgul sellele põhimõttele ei allu, on samuti orbiidi resonantsis. Sealsed päevad kestavad 58,65 Maa päeva ja planeet teeb 88 päeva jooksul Päikese ümber pöörde. See tähendab, et Merkuuri päev kestab 2/3 oma aastast. Muide, selle efekti tõttunagu ka planeedi üsna piklik orbiit, on Merkuuri taevalaotuses hetki, kui Päikese liikumine üle taeva ootamatult peatub ja seejärel läheb vastupidises suunas.
Maaplaneetide võrdlevad suurused (vasakult paremale: Merkuur, Veenus, Maa, Marss).
Arvutused näitavad, et suure tõenäosusega on kõik punaste kääbuste elamiskõlblikus tsoonis olevad planeedid alati ühe poolkeraga tähe vastas. Parimal juhul on võimalik selline resonants nagu Merkuuri pöörlemine. Pikka aega usuti, et sellistes tingimustes on üks poolkera valgusti pidevate otseste kiirte all punane ja teine on igavese külma kuningriik. Pealegi on öösel mõnel atmosfäärigaasil võimalik isegi külmuda. Kuid 2010. aastal California Tehnoloogiainstituudi teadlaste loodud Maa-laadsete planeetide atmosfääri mudel, mis on hõivatud loodete poolt, näitab, et isegi õhuümbrise aeglase pöörlemisega kandub soojus üsna tõhusalt öisele küljele. Seetõttu ei tohiks öise külma temperatuur langeda alla 240K (-33Co). Ja ka sellisel planeedil peaksid kõndima üsna tugevad tuuled. Ludmila Karone ja tema kolleegide Leuveni katoliku ülikoolist välja töötatud atmosfäärimudelite järgi peaks ülipöörlemise mõju ilmnema atmosfääri ülakihis. Sellise planeedi ekvaatoril ringleb pidevalt väga kiire tuul, mille kiirus ulatub 300 km / h ja veelgi suurem. Lennureis sellises maailmas oleks väga riskantne äri.
Teine 3D-simulatsioon, mille viis läbi teadlaste meeskond Manoja Joshi juhtimisel, näitas, et ainult 10% Maa atmosfääri rõhust on piisav, et tõhusalt soojust üle kanda planeedi ööpoolele. Sellest mudelist järeldub ka, et planeedi päevalillepunktis (tähele lähim piirkond) ei asu mitte kõrbenud kõrb, vaid hiiglaslik atmosfääritsüklon - igavene orkaan, mis ei liigu, vaid seisab ühes kohas. Neid andmeid kasutas National Geographic Channel dokumentaalfilmide miniseeria Aurelia ja sinine kuu loomisel, kus Joshi ise tegutses konsultandina. Tõsi, elu arenguks ei piisa vaid ühest mugavast temperatuurist. Edasised uuringud näitasid, et kui eksoplaneedil pole väga suurt veevarustust, siis on oht, etet suurem osa sellest liigub tuulega öisele küljele ja seal külmub. Järk-järgult liiguvad jäämassid ööküljelt tagasi, kuid sellegipoolest on oht, et planeedist saab kuiv kõrb. See, kui kiiresti niiskus öisele küljele ja tagasi transporditakse, sõltub paljudest teguritest, sealhulgas kontinentide konfiguratsioonist, atmosfääri keemilisest koostisest ja tihedusest jne. Samal ajal jääb piisavalt sügav ookean jää alla vedelaks, mis hoiab ära ka selle täieliku jäätumise. Muide, Maa-sarnaste planeetide moodustumise protsessi modelleerimine punastes kääbustes näitab lihtsalt Maaga võrreldes palju suuremat veesisaldust. Yann Aliberti ja Willie Benzi töö, mis on avaldatud ajakirjas Astronomy and Astrophysics, näitabet mõnel juhul võib H2O osakaal olla kuni 10 massiprotsenti. Huvitav on see, et kui planeetidel on vastupidi tihe õhkkond, siis on võimalus mõõna püüdmisest üle saada. Tiheda atmosfääri pöörlemishetk kandub edasi planeedile, mille tõttu päev ja öö võivad sellel jälle muutuma hakata. Tõsi, need päevad ja ööd võivad kesta üsna kaua.
Kaader National Geographic Channel'i filmist "Elu teistes maailmades". Sinine kuu".
Muutlikkus
Teine, veelgi tõsisem probleem on see, et punased kääbused on sageli väga turbulentsed objektid. Enamik neist on muutuvad tähed, st tähed, mis muudavad oma heledust mõne nende sees või läheduses toimuva füüsilise protsessi tagajärjel. Näiteks näitavad need tähed üsna sageli BY Dragoni tüüpi varieeruvust. Heleduse varieerumine seda tüüpi tegevuse korral on seotud tähe pöörlemisega ümber oma telje, kuna selle pind on kaetud suure hulga päikesega sarnaste laikudega. Päikeselaigud on piirkonnad, kus fotosfääri satuvad tugevad (kuni mitu tuhat gausust) magnetväljad, mis takistavad soojusülekannet sügavamatest kihtidest. Seega on punktide temperatuur madalam ümbritseva fotosfääri temperatuurist, mistõttu need tunduvad valgusfiltriga teleskoobis tumedamad.
Päikesetaolised laigud esinevad ka punastel kääbustel, kuid hõivavad palju suurema ala. Selle tulemusena võib lühikese aja jooksul tähe heledus muutuda 40%, mis tõenäoliselt mõjutab hüpoteetilist elu negatiivselt.
Kuid punaste tähtede palju ohtlikum omadus on nende leegitegevus. Märkimisväärne osa punastest kääbustest on UV Ceti tüüpi muutuvad tähed. Need on leegitähed, mis puhangu hetkel suurendavad nende heledust mitu korda ja ulatuvad raadiost röntgenikiirguseni. Plahvatused ise võivad kesta minutist mitme tunnini ja nende vaheline intervall - tunnist mitme päevani. Teadlased usuvad, et nende signaalrakettide olemus on sama kui Päikesel olevate signaalrakettide olemus, kuid jõud on palju suurem. Lisaks heleduse suurenemisele kõigis vahemikes eralduvad välgu hetkel laetud osakesed, mis aitavad kaasa atmosfääri, eriti kergete elementide, näiteks vesiniku, kadumisele. Kuulus Proxima Centauri kuulub ka UV Ceti tüüpi muutuvate tähtede hulka. Mida aga räägivad teaduslikud uuringud võime kohta nii vaenulikus keskkonnas vastu pidada?
Proxima Centauri, Hubble'i teleskoop.
Mõne astrofüüsiku sõnul - näiteks Illinoisi lõunaosa ülikooli teaduse populariseerija ja astronoomi Pamela Gay sõnul - on enamik punaseid kääbuseid aktiivsed umbes esimese 1,2 miljardi eluaasta jooksul, pärast mida on neil nii leekide sagedus kui ka intensiivsus vähenenud. Teoreetiliselt võib atmosfääri osalise säilitamise või taasilmumise korral biosfäär hakata arenema pärast seda, kui täht on evolutsiooni aktiivse etapi läbinud. Kuid mitte kõik teadlased pole aktiivse faasi lühikese etapi kohta arvamusel. Vene Teaduste Akadeemia astronoomiainstituudi mittestatsionaarsete tähtede ja tähespektroskoopia osakonna juhtivteadur Nikolai Samus rääkis sellest Naked Science'ile: „Punaste kääbuste puhul on leegitegevus väga levinud. Vanusega peaks see hääbumakuid väga hiliste klasside ja tõeliselt madala heledusega punased kääbused “vananevad” nii kaua, et neid kõiki tegelikult täheldatud võib pidada noorteks. Kokkuvõttes on vähemalt veerand M kääbusest Mina (aktiivsed kääbused, millel on võimsad spektraaljooneliinid - toim.) Ja peaaegu kõigil neist on kas päikeselaigu või hajumise varieeruvus või mõlemad. M hilisemates alaklassides on kuni 100% tähtedest muutlikud”. Muide, just selle Proxima Centauri vanus on peaaegu 5 miljardit aastat, kuid täht on endiselt väga aktiivne ja demonstreerib regulaarselt võimsaid rakette.või mõlemad varieeruvus korraga. M hilisemates alaklassides on kuni 100% tähtedest muutlikud”. Muide, just selle Proxima Centauri vanus on peaaegu 5 miljardit aastat, kuid täht on endiselt väga aktiivne ja demonstreerib regulaarselt võimsaid rakette.või mõlemad varieeruvus korraga. M hilisemates alaklassides on kuni 100% tähtedest muutlikud”. Muide, just selle Proxima Centauri vanus on peaaegu 5 miljardit aastat, kuid täht on endiselt väga aktiivne ja demonstreerib regulaarselt võimsaid signaalrakette.
Olukorra päästab osaliselt planeedi magnetväli. Arvutused näitavad, et isegi korrapäraselt hõivatud planeetide aeglasest pöörlemisest piisab magnetvälja tekitamiseks seni, kuni planeedi sisemine osa jääb sula. Kuid astrofüüsik Jorge Zuluaga ja tema kolleegid viisid läbi atmosfäärikao määra modelleerimise, mis näitas, et isegi kui planeedil on võimas magnetväli, kaotab ta leegi ajal väljutatava ainega suhtlemise tõttu oma atmosfääri pigem intensiivselt. Selle uuringu kohaselt on olukord veidi parem supermaal, mille mass on 3 või enam korda suurem kui maa mass, kuid ka seal on kaod märkimisväärsed. Selle mudeli järgi oleks eksoplaneet Gliese 667Cc pidanud oma atmosfääri täielikult kaotama, kuid Gliese 581d ja HD 85512b oleksid pidanud selle säilitama. Huvitav,et varasemad mudelid, näiteks Maxim Krodachenko ja tema kolleegide ajakirjas Astrobiology avaldatud uuring, ennustasid vastupidi, planeedi väga nõrku magnetvälju, mis ei suuda atmosfääri kaitsta võimsate täheainete emissioonide eest.
Planeet HD 85512 b, nagu kunstnik näeb
Praegu raskendab punaste kääbuste uurimist asjaolu, et tegemist on üsna nõrkade tähtedega, mida on raske uurida suurel kaugusel. Veel jääb vastuseta küsimus, milline osa neist tähtedest on miljardeid aastaid aktiivsed ja millest see sõltub. Nii Proxima Centauri kui Gliese 581 ja isegi hiljutiste uudiste TRAPPIST-1 kangelane demonstreerivad ägenemise aktiivsust, mis tähendab, et planeetide atmosfääri kiiritatakse nii ultraviolettvalguse kui ka laetud osakeste vooga. Mudelid näitavad põhimõtteliselt atmosfääri säilitamise võimalust ka sellistes karmides tingimustes, kuid biosfääri olemasolu võimalikkuse küsimus on endiselt lahtine. Muide, juba 2017. aasta alguses avaldas Jorge Zuluaga artikli, kus ta näitas Proxima Centauri b võimalust saada võimas magnetväli.
Gliese 581 süsteem, mida kunstnik näeb.
Biosfäär
Ütleme nii, et planeedil on kõigist raskustest hoolimata ilmunud ürgsed eluvormid. Maal on fotosüntees kõigi elusolendite energia alus, välja arvatud anorgaanilistest ainetest toituvad bakterid, näiteks väävlibakterid. Suurem osa atmosfääri hapnikust on fotosünteesi kõrvalprodukt. Kas fotosüntees võib siiski kasutada punase päikese valgust? Klorofülli on mitu vormi, mis kasutavad spektri erinevatest osadest pärit valgust. Need on peamiselt klorofüllid a ja b, mis neelduvate sageduste poolest erinevad veidi. Suurem osa kõrgemate taimede klorofüllist neelab päikesespektri sinise ja punase osa, muutes lehed roheliseks. Sõltuvalt valgustingimustest võib klorofülli kahte tüüpi ja selle kontsentratsiooni suhe varieeruda. Näiteks varju armastavates taimedes võib klorofülli sisaldus olla 5–10 korda suurem,kui eredat valgust armastavad taimed. Punavetikates on huvitav kohanemine, mis tänu täiendavatele pigmentidele suudab valgust absorbeerida peaaegu kogu spektri nähtavast osast.
2014. aastal avastati kuumaveeallikates elav tsüanobakterite Leptolyngbya JSC-1 varjutaluv tüvi. Need bakterid on võimelised kasutama infrapunakiirgust (700 kuni 800 nm). On huvitav, et valgustatud piirkonda sisenedes suudab see sinivetikas fotosünteesi mehhanismi uuesti üles ehitada. Ookeani põhjast tuleb ka julgustavat teavet. Teine rahvusvaheline bioloogide meeskond avastas klorofülli sisaldava väävlibakteri GSB1 Costa Rica ranniku lähedal asuva süvamere termilise allika läheduses. Kuna päikesevalgus ei tungi 2,4 km sügavusele, oletasid teadlased, et väävelbakterid kasutavad infrapunavalgusallikat, mida kiirgavad kuumad hüdrotermilised ventilatsiooniavad (~ 750 nm). Uuring avaldati ajakirjas Proceedings of the National Academy of Sciences. Sellel viisil,punase kääbuse hüpoteetilised eluvormid ei tohiks surra nälga.
Fotosünteetiliste taimede lehevärv on tingitud klorofülli suurest kontsentratsioonist
Mis järgmiseks?
Praegu on arvutisimulatsioonid ehk ainus viis hinnata tingimusi eksoplaneedi pinnal punase kääbuse lähedal. Vaatlustehnoloogia ei ole veel võimeline keemilist koostist täpsustama, veel vähem eristab mingeid detaile pinnal. Kuid simulatsiooni tulemused sõltuvad paljudest teguritest ja mõnikord annavad erinevate teadusrühmade arvutused peaaegu vastupidiseid tulemusi. Uued teleskoobid aitavad lõpuks mõista punaste kääbuste elujõulisuse küsimust. Aastal 2020 on kavas avada James Webbi kosmoseteleskoop. Eeldatakse, et ta suudab läbi viia spektroskoopilisi uuringuid mõne eksoplaneedi atmosfäärist. Ka Tšiilis Atacama kõrbes on juba käimas E-ELT (Euroopa ülisuur teleskoop) ehitus, mille peapeegli läbimõõt saab olema ligi 40 meetrit. Kaugemate projektide raames käivitatakse mitu kosmoseteleskoopi, mis on võimelised töötama interferomeetri režiimis, saavutades samal ajal üliselge eraldusvõime. Ka hiljuti on teadusringkondades populaarsust kogunud veelgi ekstravagantsem projekt - eksoplaneedi vaatlemine Päikese gravitatsiooniläätse abil. Meetodi olemus on see, et väike teleskoop saadetakse Päikesest 547 astronoomilise ühiku kaugusele selle nn gravitatsioonilisele fookusele. Gravitatsiooniline lääts on elektromagnetkiirguse painutamine raskete esemete gravitatsioonivälja poolt, nii nagu tavaline lääts painutab valgusvihku. Tegelikult saab inimkond hiiglasliku teleskoobi koos Päikesega kui objektiivi, mille abil on võimalik näha näiteks kaugete eksoplaneetide reljeefi, mandrijooni ja pilvekatet. TRAPPIST-1 süsteemi planeedid või Proxima b. Sellise "gravitatsioonilise" teleskoobi suurendus on 1011 korda, mis sarnaneb maapealse instrumendiga, mille läbimõõt on 80 km.
Vjatšeslav Avdejev
