Obyvatelné zóny

Často slýcháme pojem „obyvatelná zóna“. Co to ale znamená – a používáme jej správně?

Definice obyvatelné zóny

Obyvatelná zóna (habitable zone, dále HZ) je v nejširším smyslu termín, označující část kosmického prostoru, v níž může existovat život. To je ale termín tak obecný, až je vlastně bezobsažný. V užším slova smyslu, zejména v kontextu astronomické a astrobiologické literatury a někdy i sci-fi, tím rozumíme rozmezí vzdálenosti od určité hvězdy, kde může ležet planeta podobná Zemi – planeta, která není ani příliš horká, ani příliš studená, a na jejím povrchu může existovat kapalná voda a/nebo život. Protože ostatní kritéria jsou příliš vágní, astronomové a planetární biologové kladou důraz právě na kritérium výskytu povrchové vody v kapalném skupenství. Proto do kategorie „obyvatelná planeta“ mohou spadnout i světy, které jsou nepřijatelné pro život lidských bytostí nebo i mnohobuněčných organismů obecně (schází jim kyslík v ovzduší, mají toxickou koncentraci oxidu uhličitého v atmosféře, povrchová teplota je příliš vysoká atd.). Rozsah obyvatelné zóny konkrétní hvězdy závisí na její svítivosti – a nemálo i na názorech konkrétního autora!

Ideální vymezení HZ by bylo možné na základě empirických dat, získaných studiem rozsáhlého vzorku obyvatelných planet. Tím ale nedisponujeme, proto jsme odkázáni na teoretické úvahy a výpočty. Východiskem nám mohou být obecně známá fakta: Venuše (ležící 0,72 AU od Slunce) evidentně obyvatelná není (tudíž by měla ležet mimo HZ), Země (1 AU) naopak obyvatelná je. S Marsem (1,52 AU) je to obtížnější, v současné době je nehostinný, ale patrně z jiných důvodů, než je vzdálenost od Slunce (mohla by sem patřit slabší geologická činnost, absence magnetického pole a nedostatečné rozměry). V minulosti zde ale kapalná voda byla (přestože Slunce tehdy bylo méně zářivé než dnes), což by znamenalo, že dnešní vnější okraj HZ by měl ležet ještě výrazně dál než Mars.

Podkladem pro stabilní planetární klima je zpětná vazba mezi teplotou a obsahem oxidu uhličitého. Tento plyn, uvolňovaný do atmosféry sopečnými erupcemi, zabraňuje úniku tepla z povrchu planety do kosmu, čímž zvyšuje teplotu (skleníkový jev). Čím vyšší je ale teplota, tím rychleji probíhá zvětrávání hornin. Při tomto procesu se ze silikátů uvolňuje vápník, který se spojuje s oxidem uhličitým za vzniku uhličitanu vápenatého – a tato reakce hladinu CO2 v ovzduší snižuje. Výsledkem je perfektní termostat, který stálým vylaďováním koncentrace skleníkových plynů v ovzduší udržuje víceméně stabilní teplotu. Tento termostat však funguje jen za určitých okolností – podmínkou je geologická činnost (nejlépe desková tektonika) která vytváří stále nové nezvětralé horniny, a existence kapalné vody, bez níž tvorba uhličitanů neprobíhá. Existence organismů není absolutní nezbytností, avšak přirozeným procesům vydatně pomáhá, např. rostliny zrychlují rozpad hornin a pomáhají vázat CO2, zatímco koráli a jiné mořské organismy zefektivňují tvorbu vápence.

Vymezením HZ na základě těchto mechanismů se zabýval mj. americký vědec James F. Kasting a jeho kolegové. Počítačové modely používané pro vymezení HZ jsou však poněkud zjednodušené (mají problémy např. se simulací oblačnosti), takže jejich výsledky nemusejí být zcela přesné, konkrétně jsou spíše přehnaně pesimistické (vypočtená HZ je užší než skutečná). Za určitých podmínek proto mohou být obyvatelné i planety mimo teoreticky odvozenou HZ.

Vnitřní okraj HZ leží tam, kde už termostat nepomáhá a planeta se přehřívá. V teple se voda rychle odpařuje a stává se významnou složkou atmosféry. Protože je sama skleníkovým plynem, planeta se ohřívá ještě víc.
Na Zemi je vodní pára přítomna jen v nižších vrstvách atmosféry, ve chladných vrstvách okolo tropopauzy (tropopauza leží 11 – 17 km vysoko, ještě výše, než létá většina dopravních letadel) je totiž zima a vodní pára tam vymrzá, takže nemůže vystoupat výše.
Na planetě, která dostává o 10% více slunečního svitu než Země (to odpovídá vzdálenosti 0,95 AU od Slunce), je ale situace jiná – troposféra se roztáhne do výšky až 100 km, a ve vyšších výškách je příliš teplo. Vodní pára proto pronikne do stratosféry, kde je UV zářením rozkládána na vodík a kyslík. Vodík uniká do kosmu, a tak z planety zvolna mizí voda. I taková planeta, ve stavu tzv. vlhkého skleníku (moist greenhouse) může být obyvatelná (alespoň pro bakterie, teplota totiž přesahuje 50ºC), nevydrží to ale věčně, protože postupně zcela vyschne. V tom okamžiku život jednak ztratí své drahocenné rozpouštědlo, jednak se zastaví koloběh uhlíku i dalších živin, a dost možná se zadrhne i desková tektonika.
Planeta osluněná o celých 40% více než ta naše (což odpovídá vzdálenosti 0,84 AU od Slunce) je na tom ještě hůř. Pokud dosud má dostatek vody, její odpařování je ještě intenzivnější. Vodní pára se chová jako skleníkový plyn. Proto klima vstoupí do bludného kruhu: Vysoká teplota urychluje odpar, vodní pára v atmosféře pomáhá zvyšovat teplotu, a vyšší teplota obratem zvýší obsah páry v atmosféře. Nastává pádivý skleníkový efekt (runaway greenhouse), který končí peklem – planetou se superhustou atmosférou, jejíž teplota může přesáhnout i 1000ºC. Vodní pára je nakonec eliminována podobně jako v předešlém případě, ale to nepomůže. Vysoká teplota totiž uvolní veškerý CO2, který byl vázán v uhličitanech, takže nakonec zůstane planeta bez vody, ale s hustou a horkou atmosférou plnou CO2 – jinými slovy Venuše…

Ve skutečnosti to ale bude trošku jinak. Kasting a jeho kolegové totiž zanedbávali roli mraků, které na teplých planetách musejí pokrývat velkou část povrchu. Tím roste planetární albedo (odrazivost) a s ním klesá i teplota. To může poněkud posunout vnitřní, tj. horký okraj HZ směrem dovnitř, a výrazně prodloužit život planet ve stádiu vlhkého skleníku. To je zajímavé zejména s ohledem na Venuši – po svém vzniku dostávala jen asi o 35% více tepla než dnešní Země. Mohla tedy kratší či delší dobu setrvat ve stádiu vlhkého skleníku, které je pro život obecně celkem příznivé. Oceány mohly vytrvat minimálně stovky miliónů let, při optimistických předpokladech snad i několik miliard let!

Vnější okraj HZ může být definován různými způsoby. Původně se mělo za to, že limitem je vzdálenost, kde v atmosféře začíná kondenzovat oxid uhličitý a vznikají mraky suchého ledu. Mraky zvyšují odrazivost, takže by se zdálo, že to povede k pádivému ochlazení. To by kladlo limit někam k 1,37 AU. Jenže se ukazuje, že mraky CO2 nejsou účinnými chladiči, ba dokonce mají účinky právě opačné, oteplující! HZ tak bude asi podstatně širší, mohla by sahat až ke 2,4 AU. Existence vody na mladém Marsu by nasvědčovala tomu, že HZ by měla (při dnešním, o něco jasnějším Slunci) sahat přinejmenším k 1,77 AU, nebo dokonce i dále. Zde už by ale byla zřejmě potřeba hustá atmosféra s velmi vysokým obsahem CO2 (nedýchatelná pro člověka, který je přizpůsoben nízkým hladinám tohoto plynu) a snad i přítomnost silných skleníkových činidel, jako je třeba metan.

Můžeme tedy definovat užší HZ, ležící v rozmezí 0,95 – 1,37 AU, nebo o něco odvážnější HZ mezi 0,85 – 1,77 AU. Je však nutno pamatovat, že veškeré definice HZ jsou prozatím založeny na spekulacích, výpočtech a teoretických modelech, skutečné obyvatelné planety jinde v kosmu zatím nikdo nikdy neviděl. A je těžké důvěřovat teorii, nebyla-li konfrontována s praxí. Proto je toto vymezení třeba brát jako orientační vodítko, nikoli jako striktní přírodní zákon.

Pro hvězdy s jinou zářivostí než má Slunce je třeba vnější a vnitřní hranici této zóny odpovídajícím způsobem posunout. Rozsah HZ zjistíme pomocí jednoduchého výpočtu:

HZ(in)= 0,85*ODMOCNINA(L)

HZ(out)= 1,77*ODMOCNINA(L)

„L“ zde znamená zářivost hvězdy.

Sci-fi autoři vytvářející fiktivní světy někdy pro zjednodušení používají jakousi „jednorozměrnou“ HZ, která není udána vnitřním a vnějším okrajem, ale jen jediným poloměrem, který zpravidla (ne však vždy) udává, v jaké vzdálenosti by planeta uvažované hvězdy dostávala stejné množství světla či tepla jako Země od Slunce. Je sice zjednodušující poměřovat všechno naší planetou, která nadto patrně ani neleží ve středu HZ, ale spíš při jejím vnitřním okraji, nicméně tomuto systému nelze upřít jistou názornost.

Hmotnost

hvězdy

Spektrální třídy

Barva

Svítivost na počátku hl. sekvence

Střed HZ (AU)

Oběžná doba

(roky)

Trvání hlavní posloupnosti

(miliardy let)

Nejdelší možná obyvatelnost planety

(miliardy let)

Čas pro vytvoření vázané rotace

(miliardy let)

0,1

M

Rudá

0,002

0,065

0,053

316,23

256,14

0,004

0,3

M

Rudá

0,014

0,164

0,121

150,13

121,61

0,102

0,5

M,K

Rudo-oranžová

0,044

0,289

0,220

80,00

64,80

1,127

0,7

K,G

Žluto-oranžová

0,130

0,496

0,418

38,10

30,86

14,614

0,8

G,K

Žlutá

0,246

0,681

0,629

23,09

18,70

 

0,9

G,K

Žlutá

0,430

0,901

0,903

14,85

12,02

 

1

G

Žlutá

0,710

1,157

1,246

10,00

8,10

 

1,1

G,F

Žluto-bílá

1,117

1,451

1,669

6,99

5,67

 

1,2

G,F

Žluto-bílá

1,688

1,785

2,178

5,05

4,09

 

1,3

F

Bílá

2,469

2,158

2,783

3,74

3,03

 

1,4

F

Bílá

3,510

2,574

3,492

2,83

2,29

 

Co nám obyvatelná zóna nepoví…

Koncept HZ nám říká přibližně tolik, že ideální planeta ležící v této oblasti by mohla být za ideálních podmínek obyvatelná. Ovšem ve skutečnosti nic není ideální. Reálná kosmická tělesa jsou rozmanitá a nerada si nechají poroučet od teoretiků.

Nikdo negarantuje, že planeta v HZ je automaticky obyvatelná. Má-li nízkou únikovou rychlost, může ztratit atmosféru nebo vodu, a je po obyvatelnosti. Příliš velká planeta má opačný problém, stane se plynným obrem a je pro život uvažovaného typu nadobro ztracena. Pro fungování planetárního termostatu je kriticky důležitá existence oceánů, nejlépe na větší části povrchu, a stabilní geologická činnost. Planety s věkem ztrácejí vnitřní teplo (malé rychleji než velké), a jednou musejí dosáhnout stavu, kdy tektonika i vulkanismus přestanou vytvářet nové horniny a uvolňovat do ovzduší sopečné plyny.

Za vhodných okolností může nastat i situace opačná, kdy život vznikne mimo HZ. Třeba svět s velmi hustou atmosférou plnou skleníkových plynů by mohl ležet daleko za vnějším okrajem konzervativně vyměřené HZ a přitom hostit život. Při vhodném koktejlu skleníkových plynů, vč. metanu nebo freonů (např. v rámci terraformace) by bylo možné udržet obyvatelnou planetu i okolo 3 AU! Superhustá vodíko-héliová atmosféra by dokázala udržet teplotu nad bodem tuhnutí vody i v extrémní vzdálenosti od hvězdy (Pierrehumbert a Gaidos, 2011) anebo dokonce i v úplné nepřítomnosti hvězdy, s využitím vnitřního tepla planety. Tyto „zvláštní případy“ ale z dobrých důvodů při výpočtu „klasické“ HZ v úvahu nebereme (např. proto, že zde nefunguje planetární termostat, nebo pokud ano, není o tom zatím nic známo). Světy se „superskleníkovou“ atmosférou se proto řadí  k výjimkám, s nimiž standardní HZ nepočítá.

Pokud bychom jako možné životadárné rozpouštědlo uvažovali amoniak nebo dokonce kapalný metan, museli bychom definovat HZ zcela jinou, než pro planety s kapalnou vodou, ležela by mnohem dále.

Šíři HZ ovlivňuje také gravitace uvažované planety. Malé planety snáze ztrácejí vodu (což posouvá vnitřní okraj HZ směrem ven), ale nízká gravitace vede k “nafouklejší“ atmosféře, která rozšiřuje vnější meze. Celkově ale platí, že čím větší planeta, tím je HZ širší. Vliv má i složení atmosféry. Třebaže hlavními regulátory klimatu jsou vodní pára a oxid uhličitý, důležitý je i dusík, třebaže se na skleníkovém efektu přímo nepodílí a je chemicky netečný. Čím více je v atmosféře dusíku, tím pomaleji planeta ztrácí vodu ve stádiu vlhkého skleníku, proto je přítomnost tohoto plynu velmi užitečná. Za povšimnutí stojí, že na Venuši je celkově více plynného dusíku než na Zemi (odečteme-li CO2, tlak dusíku by odpovídal dvěma atmosférám). To mohlo zpomalit ztrátu jejích někdejších oceánů. Na opačné, tedy chladné hranici obyvatelné zóny, je dusík také užitečný. Sám se sice nechová jako skleníkový plyn, ale zvyšuje skleníkové působení jiných složek atmosféry, a tak planetu ohřívá alespoň nepřímo.

Obyvatelná zóna je také šitá na míru planetám podobným Zemi. Existují však i světy Zemi nepodobné – nezávislé na slunečním svitu, poháněné geologickými silami. Jejich oceány jsou zpravidla kompletně zakryty ledem (viz např. Europa), i když tato situace nemusí být pravidlem. Lze si představit hmotnější verzi Europy, vybavenou vlastní atmosférou, kde by oceány ani nemusely být kompletně zamrzlé. Takovéto „vodní světy“ jsou na hvězdě vlastně docela nezávislé a mohou se objevit v podstatě kdekoli. Někteří autoři toho využívají k tvrzení, že sám koncept obyvatelné zóny je nesmyslný, nebo že je třeba HZ rozšířit, aby zahrnula i Europu. To je ale argumentace hnaná ad absurdum. Musíme totiž napřed pochopit, co to vlastně HZ je a proč jsme tento termín zavedli!

Obyvatelná zóna v tradičním pojetí je užitečný koncept, uvažujeme-li nad světy pozemského typu, tj. s naším typem atmosféry, vodou a povědomým typem života, čerpající energii primárně z hvězdného (slunečního) svitu. Takové světy jsou nám blízké, a protože sami jsme důkazem, že na nich může existovat život, upřednostňujeme je v našich úvahách i astronomickém pátrání. Tím ovšem neříkáme, že neexistují i jiné typy světů, které závisí na jiných faktorech, a pro které logicky platí jiná pravidla. Volání po tom, aby koncept HZ počítal s tělesy z rodu Europy je nepochopením věci a směšováním „hrušek s jablky“. Takové světy jsou více či méně nezávislé na slunečním svitu, který jim nahrazuje radioaktivní a slapový ohřev, a proto pro ně nemůžeme žádnou HZ definovat!

Celý koncept HZ je prostě vodítkem, kde hledat planety podobné Zemi, které mají pro nás největší význam a jsou nejnadějnější pro rozvoj civilizací. Podobně jako jiná vodítka má své slabiny a omezení, z nichž některá jsou zřejmá již z definice, jiné nedostatky se jistě vynoří v budoucnu, až bude elegantní teorie konfrontována s džunglí hmatatelné praxe.

Zamyšlení nad smyslem slov…

Je samozřejmě otázkou do diskuze, zda termín „obyvatelná zóna“ je zvolen správně, když ve většině „obyvatelných zón“ v kosmu nejspíše vůbec žádná obyvatelná planeta neleží, a naopak jiné obyvatelné světy leží mimo tyto zóny. Lepším termínem však nedisponujeme, nechceme-li se uchýlit k těžkopádným neologismům typu „zóna potenciálního výskytu planet s povrchovými oceány“. Pozitivní je alespoň to slůvko „obyvatelná“, které dává jasně na srozuměnou, že jde o jakýsi potenciál, možnost čehosi, která může, ale nemusí být v reálu naplněna.

Termín „zóna života“, prosazovaný někdy jako alternativní označení téhož pojmu, je již ovšem vysloveně nešťastný. Je totiž přímo zavádějící, možná skoro až manipulativní. Prohlásím-li, že některá hvězda má v té a té vzdálenosti „zónu života“, vzbuzuje to v čtenáři asociace, které nemají vůbec nic společného s realitou. V této zóně života vůbec nemusí ležet žádné kosmické těleso, i kdyby však leželo, nemusí být obyvatelné, a i kdyby bylo, život tam nemusel vzniknout. To je celý řetězec skrytých předpokladů (z nichž každý by vydal na nejednu vědeckou monografii), které nám jaksi padají pod stůl a jichž si čtenář nemusí být vědom, zejména je-li v oboru nepoučeným laikem. Je to jen další nahrávka pro senzacechtivé bulvární plátky, ufology a pavědce.

Je důležité zdůraznit, že naprostá většina obyvatelných planet nebude obyvatelná pro člověka! Planeta jen o málo vzdálenější od Slunce než Země, obíhající ve vzdálenosti 1,09 AU, už by měla v ovzduší 5% CO2, což už by mohlo závažně ovlivnit funkci lidského organismu. Planeta v 1,2 AU už by musela mít více než 30% oxidu uhličitého v atmosféře, což je s lidským životem patrně neslučitelné. A to stále hovoříme o světech v té nejužší obyvatelné zóně! Domorodé formy života vč. inteligentních, jejichž organismus by byl na tyto podmínky adaptován, by s tím ovšem nemusely mít žádné problémy.

Šíře a vývoj HZ

HZ je u různých hvězd různě široká. Zářivější hvězdy mají širší HZ umístěnou ve větší vzdálenosti, menší hvězdy naopak. Jsou tedy větší hvězdy lepší? To by mohlo platit, kdyby rozmístění planet bylo rovnoměrné a u všech hvězd stejné. To ale neplatí, planetární systémy menších hvězd budou asi natěsnané blíže u svého centrálního ohně než u hvězd velkých a jasných, a proto by všechny hvězdy měly mít zhruba stejnou šanci, že se do jejich HZ některá z planet „trefí“. Nebo si to alespoň myslíme na základě dnešních sporých znalostí.

Planety v HZ červených trpaslíků budou mít povětšinou vázanou rotaci – jedna polokoule bude trvale osvětlená, druhá tmavá a studená. Starší autoři takové planety šmahem zavrhovali (někteří to dělají dodnes), v principu ale mohou být obyvatelné zhruba stejně dobře jako planety jiné. Vázaná rotace (a eruptivita trpaslíka) ovšem samozřejmě může na planetu i její biosféru klást poněkud přísnější požadavky a/nebo posunovat hranice HZ.

HZ je také třeba chápat jako dynamický fenomén. Hvězdy postupně zjasňují, a okraje HZ se proto postupně posunují směrem ven. Země se tak nakonec (snad už za 1 miliardu let) ocitne na vnitřním okraji HZ a dříve či později se stane pro život příliš horkou. Mars by se měl posouvat stále blíže středu HZ, ale nejspíš mu to nepomůže, neboť jeho obyvatelnost je komplikována nedostatkem geologické činnosti a řídkou atmosférou. Dokonce i měsíce Jupiteru a Saturnu se krátce ohřejí v HZ, až se Slunce stane rudým obrem!

Z tohoto hlediska tedy záleží nejen na tom, zda planeta je nebo není v HZ, ale také jak dlouho tam setrvá. Tady platí, že méně hmotné hvězdy se vyvíjejí pomaleji a žijí déle, proto se i jejich HZ posouvá pomalu. Jen hvězdy lehčí než asi 1,3 Msol mají šanci udržet planetu v HZ dost dlouho, aby se na ní vyvinul komplexnější život. Vývoj hvězdy se také s časem zrychluje, proto je pro planetu lepší dostat se do HZ dříve než později. Životnost obyvatelné planety však není limitována jen dobou setrvání v HZ, ale třeba i životností její geologické činnosti, což může být často limitující faktor!

Během fáze podobra či rudého obra dojde k ohřátí i jinak zmrzlých vnějších planet, tzn. HZ hvězdy se velice rozšíří. Existují teorie, podle nichž může u rudých obrů masivně vznikat život na dřívějších ledových tělesech – v případě Slunce na měsících Jupitera, Saturna a Neptuna, a snad i tělesech Kuiperova pásu. Je nesporné, že nějakou dobu budou tato tělesa ležet v HZ, otázka je ovšem, jak dlouho. Zdá se, že v nejlepším případě půjde stovky miliónů let, ale spíše méně. Obr totiž mění svoji zářivost na obvyklé hvězdné poměry dosti rapidně. Navíc rudí obři relativně rychle mění jas také svými pulsacemi a obrovskými slunečními skvrnami (tzn. klima by bylo velmi nestálé). Většina ledových těles vnějšího slunečního systému je také příliš malá, než aby si mohla po zahřátí vydržovat stabilní atmosféry, a patrně by se tedy „vypařila“ jako přerostlé komety. Výjimkami by snad mohly být mj. Ganymed a Titan.

Vzniklá obyvatelná prostředí budou v geologickém měřítku zpravidla krátkodobá – život v nich snad může vzniknout (nebo tam být zanesen) a zabydlet se, ovšem domorodé formy vyššího života vznikat asi nebudou, protože k tomu nebude dost času. To znamená, že na vnějších planetách rudých obrů se mohou objevit bakterie (ať nově vzniklé, či panspermicky zavlečené), popř. civilizace, která se sem odstěhovala z „upečených“ vnitřních planet, ale nikoli makroskopičtí domorodci.

Galaktická HZ

Někteří badatelé definují také galaktickou obyvatelnou zónu (GHZ). Periferie galaxií, jako je galaktické halo, kulové hvězdokupy a vnější části disku jsou příliš chudé na těžké prvky a planety tam jsou vzácné. Centra galaxií jsou zase z mnoha důvodů nebezpečná. Jsou bohatá na supernovy, neutronové hvězdy a černé díry, produkující smrtelně nebezpečné záření. Tato GHZ by měla ležet mezi 7 – 9 kiloparseky od středu naší Galaxie.

Je ovšem otázkou do diskuse, nakolik je koncept GHZ opravdu užitečný, protože její hranice jsou ještě méně určité než u hvězdné HZ. Zejména vztah mezi obsahem těžkých prvků v mateřské hvězdě a pravděpodobností formování terestrických planet teprve čeká na řádné objasnění. Navíc se opět vztahuje jen na některé typy biosfér – světy europského typu se opět do „škatulky“ nevejdou, neboť nemohou být zničeny téměř žádnou z kosmických katastrof (kosmické záření jim dokonce může paradoxně velmi prospívat), a vnitřní limit GHZ se na ně tedy nevztahuje.

Výstřednost dráhy

Dráha libovolné planety má tvar elipsy, v jejímž jednom ohnisku leží mateřská hvězda. Země má dráhu téměř kruhovou, ale některé extrasolární planety se vyznačují drahami ve tvaru elips s velmi vysokou výstředností. Střídavě se tedy přibližují a vzdalují od své hvězdy. Nejbližší bod dráhy se v případě Sluneční soustavy nazývá perihel, nejvzdálenější afel (přísluní a odsluní), v jiných hvězdných systémech se užívají obecné termíny periastron a apastron („příhvězdí a odhvězdí“).

Elipsa je určena svojí velkou poloosou (semi-major axis), která udává střední vzdálenost od hvězdy, a výstředností, která udává, nakolik je odlišná od kružnice. Výstřednost je nulová pro kruhovou dráhu, velmi eliptické dráhy mají výstřednost téměř rovnu jedné. Pohyb planety po její dráze se řídí Keplerovými zákony, tj. v přísluní se pohybuje rychleji, v odsluní pomaleji.

Eliptičnost dráhy může způsobovat výrazné teplotní výkyvy během roku. Planety typu Země však mají mimořádnou schopnost právě takovým výkyvům vzdorovat díky oceánům, které fungují jako tepelný setrvačník. Uvádí se, že i kdyby Země měla velmi velkou výstřednost, dokonce i kdyby její perihelium leželo tam, co nyní Merkur, a odsluní kdesi za Marsem, mohla by být obyvatelná. Pobřežní oblasti v mírném pásu by byly dokonce přijatelné i pro život lidí. Výkyvy teplot by byly sice veliké, v přísluní by mohla teplota v tropech nebo vnitrozemských oblastech překračovat bod varu, a v odsluní by panovaly tuhé zimy (opět zejména ve vnitrozemí kontinentů), ale jako celek by byla planeta pro život přijatelná. Kdyby byla atmosféra hustší nebo oceány rozsáhlejší, výkyvy by byly ještě méně patrné.

Výstřednost dráhy ovlivňuje i její průměrné oslunění, potažmo teplotu. Pro málo výstředné dráhy platí, že planeta se chová, jakoby byla umístěna ve vzdálenosti rovné velké poloose elipsy. Výstřednější planety však dostávají více slunečních paprsků, než by odpovídalo velké poloose dráhy. Je-li S oslunění planety odpovídající velké poloose a S′ průměrné oslunění po celou dobu oběhu, platí, že:

S′ = S/odmocnina(1-e^2).

Planeta obíhající Slunce ve stejné vzdálenosti jako Země, ale s výstředností e=0,87 by proto dostávala 2x více slunečních paprsků. Ty by byly ale rozloženy nerovnoměrně – většina by jich dopadla během dosti krátkého intervalu kolem přísluní.

Planety vícenásobných hvězd

Představte si oblohu, na níž planou dvě různě barevná slunce… Pouhá fantazie? Nebo naopak celkem běžná realita?

Osamocené hvězdy jsou ve vesmíru méně běžné než dvojhvězdy, a známe i nemalé množství troj- a více násobných hvězd. Zde rozhodně problém není. Mohly by však mít také obyvatelné planety?

Problémem je stabilita drah. Když se dráhy planety a jedné z hvězd příliš přiblíží, dojde ke gravitační strkanici. Hvězda je oproti planetě těžká váha, tudíž vyhraje. Ubohý svět je vržen někam pryč, snad odletí „pánubohu do oken,“ snad se zřítí do chřtánu jednoho ze svých sluncí. Jaká je minimální bezpečná vzdálenost? Není to zcela jednoznačně stanoveno, ale existují orientační odhady.

Existují dva základní typy drah, po nichž se může planeta dvojhvězdy pohybovat. Může například obíhat pouze jednu ze dvou hvězd, a to výrazně blíže než hvězda druhá. Její dráha pak bude stabilní až do ¼ minimální vzdálenosti druhé složky dvojhvězdy. Např. hvězda Alfa Centauri je dvojhvězda. Nejmenší vzdálenost jejích složek je 11,3 AU, planety, vzdálené od jednotlivých hvězd méně než ¼ této vzdálenosti, tedy 2,9 AU, budou na stabilních orbitách. Pro větší z obou složek je obyvatelná zóna 1,25 – 1,5 AU, takže existence obyvatelné planety je teoreticky možná. (1AU = vzdálenost Země-Slunce)

Na tomto příkladě vidíme, že obyvatelné planety mohou jistě existovat u vzdálenějších dvojhvězd.Ale co těsné dvojhvězdy, z nichž některé leží dokonce tak blízko, že se navzájem dotýkají? Zde je možné, že orbita planety bude ležet vně dvojhvězdy, tedy tak, že obě slunce se budou pohybovat uvnitř její dráhy. Otázka zní, jak daleko od společného těžiště dvojhvězdy by planeta musela obíhat, aby byla její dráha stabilní. Uvádí se, že v tomto případě by musela ležet asi 5x dál, než je největší vzdálenost obou hvězd od sebe. Tento typ planet možná existuje u dvojhvězdy CM Draconis.

Tím samozřejmě nejsou vyčerpány zdaleka všechny možnosti. Jak bylo řečeno, existují i vícenásobné hvězdy, jejichž složky se obíhají navzájem nejroztodivnějšími způsoby. Pokud jsou jejich složky dost vzdálené, znamená to pro obyvatele místních planet jen zpestření pohledu na noční oblohu, pokud jsou navzájem bližší, mohou už vzájemně ovlivňovat klima na svých planetách.

Pokud planety leží na poměrně stabilních orbitách, nemusejí mít ještě úplně vyhráno. Zdá se, že druhá hvězda v systému, ačkoli je třeba velmi daleko, působí na planety druhé složky sice málo, ale soustavně a může jejich dráhy pozměňovat směrem k vyšší výstřednosti. To je asi případ některých velmi výstředných exoplanet v dvojhvězdách, jako je např. 16 Cygni. To může poněkud komplikovat jejich obyvatelnost (viz výše) a hlavně pokud by v systému bylo více planet, výstředné dráhy by je mohly přivádět do konfliktních situací – tj. docházelo by k vzájemným těsným přiblížením, destabilizaci drah a některé planety, zejména ty menší, jako je Země, by mohly být ze systému nadobro odvrženy.

Toto je hlavní důvod, proč se k dvojhvězdám naděje exobiologů příliš neupínají – jejich soustavy budou asi méně početné a v každém případě méně spořádané než u osamocených hvězd, takže šance na obyvatelné planety je rozhodně relativně nižší, i když určitě nikoli nulová.

Známe již světy v HZ?

Odpověď zní ano – mezi exoplanetami je celá řada takových, které do HZ spadají. Nevíme však, zda skutečně mají obyvatelná prostředí.

Většinou se jedná o plynné obry, kteří jsou sami o sobě beznadějní. Mohou mít ale měsíce o rozměrech planet, a ty už obyvatelné být mohou! Nebylo by tedy divu, kdybychom jednou našli těleso podobné Zemi obíhající planety, jako je HD 28185 b, Gliese 876 b, 55 Cancri f, Upsilon Andromedae d či dokonce excentrickou HD 222582 b…

Je snadnější hledat těžší planety, přesto jsme již našli první světy, které by mohly být obyvatelné i samy o sobě: jsou to planety hvězdy Gliese 581. Planeta Gliese 581c je jen 5x těžší než Země, a možná leží na vnitřní hranici HZ, i když nejspíš je přehřátá. Gliese 581d je situována naopak u vnějšího okraje HZ, ovšem její hmotnost, 8x vyšší než pozemská, je možná příliš velká – nelze rozhodnout, zda jde o těleso podobné velké Zemi, nebo spíše malému Neptunu.

U mnoha dalších hvězd jsou možná dosud neobjevené – a zatím neobjevitelné – planety podobné Zemi. Věřme však, že se již brzy dočkáme jejich odhalení.

Užitečné vzorce

Sluneční konstanta:

S = ((L*3,853E+26)/(4*PI*(R*149600000000)^2))

„L“ je zářivost hvězdy ve slunečních jednotkách

„Pi“ je 3,14159…

„R“ je vzdálenost planety v AU.

Obyvatelná planeta by měla mít SK v rozmezí asi  500 – 2000 w/m2

Použít lze i jednodušší výpočet, kde nám vyjde solární konstanta v jednotkách konstanty pozemské, tj. kolikrát více záření než Země planeta dostává:

Sr =  L/R^2

Přibližnou teplotu planety zjistíme ze vzorce:

T = 279*(L*(1-A)/R^2)^(1/4)

kde T je teplota v Kelvinech (odečtením 273,15 od teploty v Kelvinech získáme teplotu ve ºC).

A je albedo, neboli odrazivost. Nabývá hodnot od nuly do jedné. Čím je planeta světlejší, tím má albedo vyšší.

A=0,7 …. planety velmi jasné, např. se silnou oblačnou pokrývkou (Venuše), nebo pokryté čistým ledem (Europa).

A=0,5….obří planety.

A=0,37….albedo Země.

A=0,1-0,15….skalnaté planety (Měsíc, Mars, Merkur)

Tento vzoreček má své nedostatky. Nepočítá totiž kupříkladu se skleníkovým efektem, takže pro Zemi udává teplotu o cca 35 stupňů nižší a pro Venuši dokonce o více než 400 stupňů nižší. Je proto jen orientační.

Jiný vzorec pro teplotu:

T = 300*(L*(1-A)/(0,85*R^2))^0,25

Udává teploty o něco vyšší (tzn. pro Zemi například je blíže skutečnosti) ale zřejmě je méně přesný. Nejsem ale fyzik, takže věrohodnost různých formulí si netroufám hodnotit.

Odkazy:

http://www.geosc.psu.edu/~kasting/PersonalPage/Pdf/Icarus_93.pdf

http://planetarybiology.com/downloads/astronomical_circumstances_06.pdf

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/habzone.html

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/galactic_habitable_zone.html

http://www.solstation.com/habitable.htm

http://www.world-builders.org/lessons/less/les1/StarTables_B.html

http://discovermagazine.com/2002/nov/featcircles

Bruno Lopez: Can Life develop in the expanded habitable zones around Red Giant Stars? http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0503520

F. Selsis, J. F. Kasting, B. Levrard J. Paillet, I. Ribas, X. Delfosse: Habitable planets around the star Gl 581? Astronomy & Astrophysics, 2008. http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0710/0710.5294v3.pdf

Colin Goldblatt a kol.: Nitrogen-enhanced greenhouse warming on early Earth

Stephen H. Dole (1964): Habitable Planets for Man. Blaisdell Publishing Company.  (Pionýrská publikace o obyvatelných planetách a planetární obyvatelnosti ze samotného počátku kosmického věku. Doporučená četba pro všechny, které zajímá historická perspektiva této problematiky.)

Příspěvek byl publikován v rubrice Exoplanety se štítky . Můžete si uložit jeho odkaz mezi své oblíbené záložky.

2 komentáře u Obyvatelné zóny

  1. Pingback: Planety bez sluncí |

  2. Pingback: Komentář: Hvězda TRAPPIST-1 a její sedmero planet – Avokádo

Napsat komentář

Vaše emailová adresa nebude zveřejněna. Vyžadované informace jsou označeny *