Док планете у орбити близаначких звезда представљају основ научне фантастике, други је то што људи живе на планетама у орбити око црвених џиновских звезда. Већина приче о Планета мајмуна одвија се на планети око Бетелгеусеа. Планете око Арктуруса код Исака Асимова Фондација серија чине капитал његовог Сириус Сектора. Речено је да је Суперманова матична планета изашла из орбити фиктивног црвеног великана, Рао. Трке на овим планетима често се приказују као старе и мудре од када се њихове звезде остаре, а ближи се крај њиховог живота. Али да ли је заиста вероватно имати такве планете?
Звезде не трају вечно. Наш властити Сун има рок трајања за око 5 милијарди година. Тада ће нестати количина водоничног горива у језгри Сунца. Тренутно, фузија водоника у хелијум ствара притисак који омогућава да се звезда не сруши на себе због гравитације. Али, кад се потроши, тог механизма подршке неће више и Сунце ће почети да се смањује. Ово смањивање узрокује да се звезда поново загрева, повећавајући температуру док љуска водоника око сада већ исцрпљене језгре не постане довољно врућа да преузме посао језгре и не почне са топљењем водоника у хелијум. Овај нови извор енергије истискује спољашње слојеве звезде, узрокујући да се набрекне хиљадама пута од своје претходне величине. У међувремену, топлија температура за паљење овог облика фузије знаћиће да ће звезда одавати 1.000 до 10.000 пута више светлости, али пошто се та енергија раширила на тако великој површини, звезда ће се појавити црвена име.
Дакле, ово је црвени гигант: умирећа звезда која је натечена и веома светла.
Сада да погледамо другу половину једначине, наиме, шта одређује животну способност планете? Пошто ове научно-фантастичне приче неминовно могу да људи ходају по површини, постоје неки прилично строги критеријуми којих ће се ово морати придржавати.
Прво, температура не сме бити врућа и не хладна. Другим речима, планета мора да се налази у животној зони која је такође позната као "зона златића". То је углавном прилично велика величина небеских некретнина. У нашем сопственом соларном систему простире се отприлике од орбите Венере до орбите Марса. Али оно што чини Марс и Венеру неприступачним и Земљу релативно пријатном је наша атмосфера. За разлику од Марса, довољно је густ да задржи много топлоте коју добијамо од сунца, али не и превише тога као што је Венера.
Атмосфера је пресудна и на друге начине. Очигледно је да ће оно што неустрашиви истраживачи дишу. Ако има превише ЦО2, то неће само задржати превише топлоте, већ ће и тешко дисати. Такође, ЦО2 не блокира УВ светлост од Сунца и стопа рака ће порасти. Дакле, потребна нам је атмосфера богата кисеоником, али не превише богата кисеоником или неће бити довољно гасова са ефектом стаклене баште да би планета била топла.
Овде је проблем што атмосфера богата кисеоником једноставно не постоји без помоћи. Кисеоник је заправо врло реактиван. Воли да формира обвезнице, чинећи недоступним да буде слободна у атмосфери какву желимо. Формира ствари попут Х2О, ЦО2, оксиди, итд ... Због тога Марс и Венера практично немају слободног кисеоника у својој атмосфери. Оно што мало тога раде долази од УВ светлости која удара у атмосферу и узрокује дисоцијацију везаних облика, привремено ослобађајући кисеоник.
Земља има само толико слободног кисеоника колико и због фотосинтезе. То нам даје још један критеријум који ће нам требати да бисмо утврдили погодност становања: способност стварања фотосинтезе.
Па започнимо с тим све заједно.
Прво, еволуција звезде како напушта главни редослед, набрекне док она постане црвени гигант и постају све сјајнији и топлији значиће да ће се „зона Голдилоцкс“ кретати према споља. Планете које су раније биле насељене попут Земље биће пржене ако их сунце не прогута у потпуности док расте. Уместо тога, насељена зона ће бити даље, више тамо где је сада Јупитер.
Међутим, чак и ако би се планета налазила у овој новој зони становања, то не значи да је усељива под условом да има и атмосферу богату кисеоником. За то морамо атмосферу претворити из оне изгладњеле кисеоника у фотосинтезу богату кисеоником.
Па се поставља питање колико брзо се то може догодити? Сувише споро и насељива зона можда је већ завладала или је звезди можда понестало водоника у шкољци и поново почело да се уговара само да би упало хелијумску фузију у језгру и поново замрзнуло планету.
Једини пример који смо до сада имали је наша властита планета. Прве три милијарде година живота било је мало слободног кисеоника све док нису настали фотосинтетски организми и почели га претварати у нивое близу данашњег. Међутим, тај процес је трајао неколико стотина милиона година. Иако би се ово вероватно могло повећати редом до десетине милиона година са семеном генетички инжењерских бактерија на планети, још увек морамо да осигурамо да ће се временски оквири исправити.
Испада да ће временски оквири бити различити за различите масе звезда. Масивне звезде сагоревају гориво брже и тако ће бити краће. За звезде попут Сунца, фаза црвеног гиганта може трајати око 1,5 милијарди година, тако да је ~ 100 пута дуже него што је потребно за стварање атмосфере богате кисеоником. За звезде двоструко веће од Сунца, временски распон пада на само 40 милиона година, приближавајући се доњој граници онога што ће нам требати. Масивне звезде ће се развијати још брже. Да би ово било веродостојно, требат ће нам звезде ниже масе које се развијају спорије. Груба горња граница овде би била две звезде соларне масе.
Међутим, имамо још један ефекат о којем треба да бринемо: Можемо ли добити довољно ЦО2 у атмосфери да бисте имали чак и фотосинтезу? Иако није ни приближно тако реактиван као кисеоник, угљен диоксид такође је подложан уклањању из атмосфере. То је последица ефеката попут силикатних временских прилика као што је ЦО2 + ЦаСиО3 -> ЦаЦО3 + СиО2. Иако су ови ефекти спори, они се развијају помоћу геолошких временских оквира. То значи да не можемо имати старе планете јер би имали сву своју слободну ЦО2 закључана на површини. Тај је баланс истражен у раду објављеном 2009. године и утврђено је да је за планету Земљину масу слободан ЦО2 био би исцрпљен много пре него што је матична звезда уопште стигла у фазу црвеног џинова!
Зато од нас треба да имамо звезде ниске масе које се полако развијају да бисмо имали довољно времена да развијемо праву атмосферу, али ако се они развијају полако, онда нема довољно ЦО2 остављено да ионако добијете атмосферу! Заглавили смо са правим Цатцх-ом 22. Једини начин да то поново изводимо јесте проналажење начина за увођење довољних количина нове ЦО2 у атмосферу баш кад се насељена зона почне пробијати.
Срећом, постоји неколико прилично великих складишта ЦО2 само лети около! Комете су састављене углавном од смрзнутог угљен-моноксида и угљен-диоксида. Срушивањем неколико њих на планету увело би довољно ЦО2 потенцијално започети фотосинтезу (након што се прашина слегне). Учините то неколико стотина хиљада година пре него што би планета ушла у обитавајућу зону, сачекајте десет милиона година и тада би планета могла бити насељена за додатних додатних милијарду година.
Коначно би овај сценарио био веродостојан, али не баш добра лична инвестиција, јер бисте били мртви много пре него што будете могли да искористите предности. Дугорочна стратегија за опстанак свемирских врста можда, али није брз поправак за уништавање колонија и станишта.
