人們怎麼去預算一顆遠方行星對於人類的適居性?

  宇宙中星斗很多，僅能憑寥寥無幾的數據，來預算一顆遠方行星的適居性，其實是充滿變數的；在那裡面，很多的假設和堅信不移，都不可避免地會變成常態。這種估計之所以可以建立，只是由於在咱們所知的範圍內和可見的宇宙中，物理規律都是一樣的，不管在太陽系還是某些悠遠的外星球皆然。

  不管在宇宙何處，只需星光照在行星上，就會把輻射能打入那行星的體系中。會有多少能量過濾進入，要看那行星的大氣層以及星光的波長（或說色彩）。在1993年那串經典核算中，卡斯丁和搭檔為虛擬行星設定的大氣構成條件，是他們以為類地行星大氣構成的最典型結果：極高量的慵懶氮氣，隨同很多二氧化碳及水汽。依據顯現，這也許是冥古宙地球的大氣構造，但關於那些未經丈量且有大氣的岩石系外行星來說，任何構成方法現在都只能看做是某種可能的猜想。

  在選定特定的大氣層配方以後，卡斯丁的數值法就會收效，這些多半是他在NASA 那七年中開發的。在那段時間裡面，他經心致力於讓模型更完美，乃至以手藝將每一種星光與大氣的主要相互作用進行編碼。

  在現實宇宙以及卡斯丁的模型中，某種特定波長的光子，也許會從大氣層頂端反彈回去，但別的波長的光子就有也許一路穿過大氣層，安全直達地表。至於大氣層內，不管是實在還是虛擬的狀況，光子都有可能被雲層反射，或是被地表上亮堂的積雪反射。它有也許被溫室氣體吸收，或是被海洋的深色海水吸收。當一個光子格外有能量時──例如紫外線或在電磁光譜上更高頻率的光子──它乃至會碰擊分子將其分化，而在空氣中與地表上發生全新的物質──這種進程稱為「光解作用」（photolysis）。接著，光解產品又會在吸收或反射光子上發生特有的二度效應，這些悉數都要算進入。

  多年來，卡斯丁累積所有他能找到的必要數據，建立起一個無窮的資料庫，包含輻射吸收表、光化學反響速率、不一樣氣體的大氣層壽數，以及各類氣體從火山噴出或被岩石吸收的全球速度。一切這些林林總總的交互作用和輸入，結合起來會對一顆行星的大氣成分和平均溫度──也就是氣候──發生無窮的影響。