Afbeelding in de hoofding: Klassieke weergave van de bewoonbare zone rond een ster. Bron: https://science.nasa.gov/exoplanets/habitable-zone/
Bewoonbare zone
En als je dan genoeg geluk had, en dus een gesteenteplaneet werd met niet teveel en niet te weinig water, dan moet je ook nog eens in de ‘bewoonbare zone’ rond de ster zitten. Dat is de regio waar het niet te warm en niet te koud is, zodat water ook in vloeibare vorm kan voorkomen op het oppervlak. In ons Zonnestelsel hebben we toevallig een gesteenteplaneet op de warme grens, op de koude grens en midden in de bewoonbare zone. Een schoolvoorbeeld dus. We gaan die elk apart eens overlopen, maar eerst moeten we even de grenzen van die bewoonbare zone bekijken voor ons eigen Zonnestelsel.
Waar begint en eindigt de bewoonbare zone in ons Zonnestelsel? Het hangt er een beetje vanaf hoe je dit precies definieert. De baan van de Aarde heeft ongeveer 150 miljoen kilometer afstand tot de Zon. We noemen deze afstand 1 astronomische eenheid (ENG: astronomical unit of AU). Dit is duidelijk mooi in de bewoonbare zone. Daarom hebben we ook vloeibaar water aan het oppervlak. De binnengrens – vanaf waar het te warm dreigt te worden – ligt tegenwoordig dicht bij de Aarde. De behoudsgezinde (voorzichtige) versie van deze grens wordt op 0,99 AU gesitueerd, terwijl de meest optimistische versie van de binnengrens eerder op 0,75 AU zou liggen. Ter info, Venus bevindt zich op een afstand van 0,72 AU.
En de buitengrens? Vanaf waar wordt het te koud, waardoor al het water bevriest? De voorzichtige schatting is dat deze op 1,7 AU ligt, en de meest optimistische versie is op ongeveer 2,4 AU. Mars bevindt zich op 1,52 AU.
Waarom zijn er voorzichtige en optimistische versies van die grenzen? Wel, denk eens terug aan de Aarde en de Maan. Ondanks het feit dat de Maan binnen het veilige deel van de bewoonbare zone zit, is daar absoluut geen vloeibaar water mogelijk. Dat heeft alles te maken met de afwezigheid van een atmosfeer. planeten die te dicht bij of te ver van de ster zitten, kunnen eventueel onder de juiste atmosferische omstandigheden (luchtdruk, broeikasgassen, enz. en met de hulp van wat vulkanisme bijvoorbeeld) toch ontsnappen aan totale verdamping of bevriezing. En dan kan je de grenzen van de ‘bewoonbare zone’ dus wat opschuiven.
Bovendien liggen deze grenzen helemaal niet voor altijd vast. Een ster zoals onze Zon is in haar jonge versie minder fel. Naar schatting was de zonne-energie die ze uitzond in de eerste jaren van het zonnestelsel ongeveer 30% lager dan vandaag. Onze ster wordt dus steeds warmer, straalt langzaam maar zeker meer energie uit als ze ouder wordt. Daarom zal de bewoonbare zone ook steeds verder naar buiten verschuiven. De planeten blijven echter op dezelfde afstand, dus je kan zeggen dat elke planeet over lange termijn steeds warmer wordt.
Venus zat van bij het begin dicht bij de warme grens, en kreeg daar ferm veel last van. We weten helaas niet superveel over de geschiedenis van Venus. Maar wat wel duidelijk is: ze werd toch te warm, zodat het oppervlaktewater helemaal verdampte. Als al die waterdamp – een krachtig broeikasgas – in de hoge atmosfeer terecht komt, dan wordt het nog warmer op die planeet. En het water zal heel moeilijk terug in lagere zones geraken omdat het opgewarmd is en de moleculen dus veel energie hebben. In plaats daarvan zal het eerder naar boven ontsnappen, en dus op een zeker moment de planeet verlaten. We noemen dit een “Runaway greenhouse” of een uit de hand gelopen broeikaseffect. Vandaag is Venus nog steeds de warmste planeet van ons Zonnestelsel, en water is er bijna niet meer aanwezig. De warme grens van de bewoonbare zone ligt nu zowiezo tussen Venus en Aarde.
De Aarde bevindt zich veilig binnen de leefbare zone, en heeft dus water aan het oppervlak dat vloeibaar kan zijn. Ook waterdamp komt veel voor, en in sommige perioden van de aardse geschiedenis ook veel waterijs. Maar dat zal op lange termijn niet zo blijven. We gaan dezelfde toekomst tegemoet als Venus binnen pakweg een miljard jaar of zo. In de beginperiode van het Zonnestelsel lag de Aarde gevaarlijk dichter bij de koude buitengrens van de bewoonbare zone. Gelukkig was onze planeet toen rijkelijk voorzien van broeikasgassen, zoals eerder besproken in de items over de atmosfeer.
Mars is te koud en was bijgevolg nog zekerder te koud als de Zon nog jong was. Ook voor Mars geldt dat er desondanks een beginperiode geweest is dat er vrij veel vloeibaar water op de oppervlakte was. We gaan dit uitgebreid bespreken in hoofdstuk 4. Die periode met vloeibaar water heeft relatief kort geduurd. Na de eerste miljard of anderhalf miljard jaar was het gedaan, en sindsdien is het oppervlak van Mars vrij snel geëvolueerd tot de koude woestijn dat het vandaag is.
