Přinášíme první díl krátkého seriálu. Na druhý díl se můžete těšit v nejbližších dnech.

"Druhé Země" i exotické obyvatelné světy

Díky teleskopům hledajícím planety u cizích hvězd již známe takovýchto planet přes dva tisíce – a více než další tři tisíce kandidátních pozorování čeká na potvrzení.

O některých planetách média (dosti přehnaně na to, že o nich kromě vzdálenosti od hvězdy, velikosti a občas odhadu hmotnosti typicky nic dalšího nevíme) referovala jako o „druhých Zemích“. Proč? Nacházejí se totiž v takzvané obyvatelné zóně kolem své hvězdy. Ta je definována jako oblast, kde na povrchu planety může v principu existovat kapalná voda.

Nachází-li se planeta příliš blízko hvězdě, může dojít k odparu vody z oceánů a rapidnímu skleníkovému efektu. Příkladem může být naše Venuše. Naopak na vnější hranici obyvatelné zóny už skleníkový efekt látek jako oxid uhličitý a voda nedostačuje k ohřátí povrchu natolik, aby se tam mohla stabilně vyskytovat voda v kapalném stavu.

Tento ucelený koncept obyvatelné zóny jako první představil James Kasting s kolegy v roce 1993. Později se vyvíjel zejména Kastingovou spoluprací s Ravim Kopparapuem. V roce 2013 představili na základě nových klimatických modelů konzervativní odhad sahající od 0,99 AU po 1,70 AU. Země obíhá 1 AU (astronomickou jednotku) daleko od Slunce, a tak článek vzbudil řadu mediálních reakcí varujících před hrozícím koncem obyvatelnosti Země.

Nic takového samozřejmě práce neznamená; model především nezahrnuje vliv oblak, která především zvyšují albedo (odrazivost) a pomáhají tak odrážet více slunečních paprsků a ochlazovat planetu. Vodní pára sice zároveň funguje jako důležitý skleníkový plyn, nicméně ve formě oblak převažuje spíše vliv na ochlazování.

Poloha v obyvatelné zóně také rozhodně není zárukou obyvatelnosti. Té mohou bránit další faktory spojené například se složením, velikostí či vnitřní stavbou planety nebo s aktivitou hvězdy. Například v naší soustavě se do obyvatelné zóny pohodlně vejde i Mars, ale jeho nízká gravitace a absence magnetického pole umožnily ztrátu velké části atmosféry a vody, a dnes jde o chladný suchý svět. Nehledě na to, že ani perfektní obyvatelnost splňující definice zdaleka nezaručuje obývanost.

A naopak: To, že se planeta nenachází v obyvatelné zóně, neznamená, že by nemohla být obyvatelná. Můžeme si představit například obyvatelné měsíce plynných planet, planety s podmínkami pro život pod povrchem (například s vodním oceánem pod ledovou slupkou jako některé měsíce v naší soustavě) či světy velmi vzdálené od hvězd, ale s teplotou a tlakem umožňujícími přítomnost kapalné vody na povrchu díky husté izolující atmosféře fungující jako skleník.

Takto by mohly fungovat husté vodíkové atmosféry u planet, které je v raných fázích vývoje neztratily díky slunečnímu větru – například proto, že měly dostatečně silnou gravitaci bránící úniku lehké atmosféry nebo byly dost daleko od hvězdy.

S takovými "exotickými" obyvatelnými světy se však pojí jedna velká potíž: Zatím bychom je nebyli schopni zachytit, a i s dokonalejšími teleskopy bychom po jejich detekci pravděpodobně nedokázali zjistit, zda skutečně hostí nějaký život či nikoli.

Planety nacházející se blíže svým hvězdám v obyvatelné zóně je jednodušší detekovat a s novou generací teleskopů, například teleskopem Jamese Webba chystaným k vypuštění v roce 2018, budeme schopni alespoň rámcově zjistit složení jejich atmosfér a pátrat po možných známkách života, například současném výskytu kyslíku a metanu, ozonové vrstvě, oxidu dusném a dalších látkách považovaných za nepřímé doklady žijících organismů.

Ne tak zhurta s druhou Zemí…

Za jednu z nejnadějnějších planet v obyvatelné zóně se považuje Kepler-186f, mnohými označovaná za druhou Zemi. Obíhá ve vzdálenosti necelých 0,4 AU kolem červeného trpaslíka Kepler-186 (zhruba jako Merkur okolo Slunce), vzdáleného 490 světelných let od nás. Nedávno objevené planety okolo ultrachladného červeného trpaslíka TRAPPIST-1 jsou některými také považovány za vhodné místo pro hledání známek života. Bohužel ani u nich, ani u Kepler-186f nemáme data potřebná ke změření jejich hmotnosti. Nevíme tedy, zda jde o tělesa spíše kovová, kamenná či ledová.

Složení a vnitřní struktura planety dramaticky ovlivní její obyvatelnost: složení atmosféry, (ne)přítomnost deskové tektoniky, průběh geochemických cyklů, povrchovou gravitaci, (ne)existenci vnitřního magnetického pole… A to se stále bavíme o planetách s horninovým pláštěm složeným zejména z křemičitanů.

V soustavách s odlišným poměrem uhlíku a kyslíku by se mohly vyskytovat i převážně uhlíkové planety, o jejichž struktuře a vývoji zatím můžeme pouze spekulovat. Při objevení přiměřeně velké planety v obyvatelné zóně tedy rozhodně ještě nemůžeme zvolat, že jsme nalezli druhou Zemi.

Výrazný vliv může mít i zastoupení radioaktivních izotopů prvků. V prvních letech se jedná zejména o hliník 26, který má poločas rozpadu jen 0,7 milionu let a jehož zastoupení v rané soustavě se může podepsat na množství vody v tělesech, z nichž se formují planety i menší kamenné objekty jako asteroidy: radiogenní ohřev rozpadem hliníku 26 na hořčík 26. Později může zastoupení radionuklidů ovlivnit například konvekci (proudění) v plášti.

Většina hvězd podobných Slunci má vyšší zastoupení thoria 232, důležitého radioizotopu, a zvýšená konvekce může vést k vyšší pravděpodobnosti geochemických cyklů uhlíku a vody a tím i naděje na obyvatelnost planety.

I jiné planety v soustavě se mohou na obyvatelnosti projevit: Na množství, hmotnosti a vzdálenosti plynných obrů zřejmě silně závisí stabilita celé soustavy a zřejmě také míra komet přilétajících do vnitřní části soustavy a hrozících dopadnout na některou z planet. Řada simulací ukazuje, že podoba naší soustavy jemně závisí na poloze Jupiteru. Zdá se také, že je systém stabilnější, nachází-li se v něm plynní a ledoví obři různých hmotností; dvě obdobně hmotné planety naopak zvyšují nestabilitu.

Přímý gravitační efekt dalších planet například přes orbitální rezonanci může pro změnu vést ke změnám osy rotace a výstřednosti dráhy, což povede ke značným výkyvům klimatu. To se může projevit zejména u "těsně naskládaných" planetárních systémů drobných, málo hmotných hvězd.

Většina dosud objevených planet uvnitř či v blízkosti obyvatelné zóny obíhá právě kolem hvězd menších a chladnějších než Slunce, kde je zatím dokážeme objevit nejsnáze. Tím se dostáváme i k povaze mateřské hvězdy, která samozřejmě také ovlivní obyvatelnost jejích planet, a to nejen obyčejnou vzdáleností obyvatelné zóny od hvězdy.

Aktivita hvězdy, například v podobě slunečního větru či výtrysků koronální hmoty, je zásadní zejména z hlediska udržení planetární atmosféry. Červení trpaslíci, tedy málo hmotné dlouhověké hvězdy, však bývají aktivnější než hvězdy typu Slunce, a to může šance na obyvatelnost jejich planet snížit.

A co takové dvojhvězdy? Alespoň za předpokladu obdobné hmotnosti obou složek mohou být stejně dobrým nebo v ohledu intenzity slunečního větru i lepším prostředím pro obyvatelné planety než samostatné hvězdy. To, že vzájemným gravitačním působením složky zpomalují svou rotaci, vede k zeslabení jejich slunečního větru a příhodnějším podmínkám pro udržení atmosféry planetou.

Dokonce ani planety obíhající na silně výstředné dráze, at už kolem jedné složky systému či obou, na tom nemusí být špatně, pokud mají dobrý "termostat" v podobě oceánů či husté atmosféry. Díky tomu by si i při značných rozdílech v oslunění během své dráhy mohly udržet poměrně stálou povrchovou teplotu.

(Prezentace většiny přednášek z The Astrophysics of Planetary Habitability lze najít ZDE.)

Autorka je externí spolupracovnicí Katedry geofyziky MFF UK a děkuje pracovišti za to, že se ona a kolega Tomáš Petrásek mohli zúčastnit konference The Astrophysics of Planetary Habitability.