Obyvatelné měsíce

Když jsem psal o obyvatelných měsících naposledy, musel jsem si postesknout nad zažitými předsudky. Když se hovořilo o životě ve vesmíru, stále se omílal termín „obyvatelná planeta“ – měsíce byly prakticky ignorovány, třebaže pro to neexistoval sebemenší důvod.

V tomto případě se však antropocentrická dogmata zbořila rychleji, než bych se odvažoval doufat. Bez přehánění se dá říct, že lví podíl na této změně má kasovní úspěch Avatara, jehož děj se právě na takovém obyvatelném měsíci odehrává, což pozornost laiků i vědců upřelo právě tímto směrem. Před Pandorou byl jedinou „vlajkovou lodí“ této skupiny těles Endor z VI. epizody Hvězdných válek, „chlupatí“ ale bohužel nebyli v popularizaci svého domovského světa zdaleka tak úspěšní jako „modří,“ takže jméno Endor dnes už málo komu něco řekne (i když kdoví, jak to bude s Pandorou za 20 let…)

Navíc se na obzoru rýsuje možnost detekce prvních exoměsíců (ač zatím jen neobyvatelných), takže toto téma nabývá na ožehavosti. Nebude proto na škodu se mu věnovat i na stránkách Vzdálených světů.

 Otroci přílivu

Alfou a omegou v životě měsíců jsou slapové síly podobné těm, které vytvářejí příliv a odliv v našem oceánu. Změny gravitačního pole, v němž se měsíc pohybuje, jej totiž deformují. Jak se během svého oběhu natahuje a zase smršťuje, dochází ke tření, které generuje velké množství tepla, které se projevuje roztavením nitra měsíce a vulkanickou aktivitou. Uvolňování energie vnitřním třením v důsledku dmutí povrchu říkáme také slapový rozptyl.

Slapové síly vesměs úzce souvisejí s výstředností dráhy měsíce. Pokud je dráha kruhová a měsíc má rotaci vázanou, slapové síly jej sice udržují v protáhlém tvaru (jde o elipsoid protáhlý ve směru k planetě a od planety), ale tento tvar se nemění, protože se nemění ani směr, ani velikost gravitační síly. Na povrchu takového „ideálního“ měsíce bychom proto nepozorovali žádný příliv ani odliv (gravitaci jiných těles, jako je slunce nebo další měsíce, prozatím zanedbejme). Měsíc, který obíhá po dráze eliptické (což je právě případ Io), je na tom ovšem jinak. Zaprvé se k planetě přibližuje a vzdaluje, takže se mění velikost vzdutí jeho povrchu (jak kolísá velikost slapové síly), zadruhé je jeho oběžný pohyb nerovnoměrný (podle Keplerových zákonů), zatímco rotace je rovnoměrná. Díky tomu se „boule“ na jeho povrchu mírně pohybují dopředu a dozadu a kolísá i jejich výška.Takový měsíc dostává přísun slapového tepla a může být geologicky aktivní. Míra ohřevu bohužel nejde jednoduše odhadnout, protože závisí i na vlastnostech nitra měsíce (dokonale pevné nedeformovatelné těleso, nebo naopak dokonale tekuté těleso bez vnitřního tření nelze touto cestou ohřát). Protože tyto vlastnosti jsou ovlivňovány mj. i samotným ohřevem, dochází ke vzniku složitých a ne zcela pochopených pozitivních i negativních zpětných vazeb.

Výstřednost dráhy měsíce není daný parametr. Tepelná energie uvolněná slapovým ohřevem se musí někde brát, nejde o perpetuum mobile – a háček je tentokrát v tom, že tento proces výstřednost měsíce postupně snižuje. Bez dalších vlivů by nakonec klesla k nule, dráha by se zakulatila a ohřev by ustal. Vidíme-li tedy měsíc na výstředné dráze, buď jde o měsíc, který nemůže být slapově ohříván díky vlastnostem svého nitra, a uchoval si původní výstřednost, anebo byla jeho výstřednost zvýšena nějakou vnější silou a jde o přechodný jev. Vnější silou může být gravitační vliv sousedních měsíců, který je zvláště významný, nacházejí-li se v orbitální rezonanci (doby jejich oběhu jsou ve vzájemném poměru např. 1:2). Dalším možným vlivem je také gravitační síla mateřské hvězdy.

Společným rysem většiny velkých satelitů je vázaná rotace – takový měsíc nastavuje stále stejnou tvář směrem k mateřské planetě, podobně jako Měsíc k Zemi. Délka slunečního dne na takovém měsíci je potom přibližně rovná době jeho oběhu kolem mateřské planety. Za to jsou také odpovědné slapy. Už jsme si řekli, že gravitace planety vytváří na tělese měsíce dvě „boule“ – jednu na straně přivrácená a druhou na odvrácené. Pokud měsíc vzhledem k planetě rotuje, tyto boule putují po jeho povrchu (úplně stejně putuje po povrchu Země vzdutí moří vyvolávané Měsícem v podobě dvou vln, jedné na straně přikloněné k Měsíci, druhé na straně od něj odvrácené). Pohyb vzdutí litosférou měsíce (ledovci nebo horninami) vyvolává opět tření, které nakonec rotaci měsíce zafixuje tak, že se doba otočky srovná s dobou oběhu a pohyb „boule“ se zastaví.I tento proces přispívá k slapovému ohřebu, je však jen krátkodobý a jednorázový – měsíc již nemůže být znovu roztočen (zanedbáme-li velké impaktní události). Slapové zabrzdění rotace je pravděpodobně nevyhnutelné pro drtivou většinu velkých, přirozeně vzniklých satelitů, včetně měsíců obyvatelných. Williams a kol. (Williams) například uvádějí, že velký satelit Jupiteru by musel mít oběžnou dobu větší než 116 dní, aby si mohl udržet „vlastní“ rotaci. Existence velkého satelitu na tak vzdálené orbitě je však z více důvodů značně nepravděpodobná.

Jak už jsme naznačili, a jak vědí obyvatelé mořského pobřeží z vlastní zkušenosti, i měsíc vyvolává slapové vlny na povrchu planety. Vzhledem k poměru hmotností jde samozřejmě o vliv slabší než v případě opačném, nicméně je významný. V tomto případě je důsledkem to, že se část rotační energie planety přenáší do orbitální energie měsíce. Měsíc například zpomaluje rotaci Země, a Země na oplátku urychluje pohyb Měsíce a tím způsobuje jeho vzdalování. Mars se naopak otáčí pomaleji, než jeho satelit Phobos obíhá. Phobos samozřejmě nemá šanci Mars významně roztočit, je však slapovými silami postupně brzděn, díky tomu se stále přibližuje k Marsu a nakonec se s ním srazí. V případě Pluta a Charonu došlo ke vzájemnému „svázání“, takže Charon nastavuje stále stejnou stranu k Plutu, a Pluto na oplátku k Charonu.

Slapové síly ve všech svých aspektech budou kriticky důležité pro porozumění obyvatelným (i všem ostatním) měsícům, proto tato malá odbočka.

 Lekce ze Sluneční soustavy

V naší Sluneční soustavě máme hned čtyři plynné obry. Každý z nich disponuje rázovitou soustavou satelitů. Nás budou zajímat hlavně satelity velkých rozměrů (nad 300 km). Kromě nich má každý z plynných obrů ještě velké množství malých měsíců. Někdy jde o trosky a ledové úlomky jiných satelitů nebo pozůstatky z dob formace planety. Častější jsou tělesa, která původně obíhala Slunce coby asteroidy či komety a byla druhotně zachycena gravitací planety. Takové satelity jsou často retrográdní (obíhají v opačném směru, než planeta rotuje) a leží vesměs ve velké vzdálenosti. Z exobiologického hlediska nás příliš zajímat nebudou, protože jsou příliš malé.

Jupiter má čtyři velké Galileovy měsíce. Nejvnitřnější Io je o něco hmotnější než Měsíc, je tvořen horninami a jde o vulkanicky velmi aktivní těleso. Ano, právě zde se nejdramatičtěji projevuje vliv slapového ohřevu, a to díky tomu, že Io, Europa a Ganymed jsou ve vzájemné orbitální rezonanci 4:2:1 (během každého oběhu Ganymedu oběhne Io přesně 4x a Europa 2x). Jejich periodické gravitační působení výrazně zvyšuje výstřednost orbit všech zůčastněných.

Europa je menší než Io i než náš Měsíc, ale na rozdíl od nich je pokryta ledovou kůrou. Protože je geologicky aktivní, ač méně než Io, je voda pod ledem udržována v kapalném stavu (viz také Vzdálené světy I-Bezedné nebe a oceány bez oblohy).

Ganymed je podstatně větší (3x hmotnější než Europa) a obsahuje víc vodního ledu. Jeho povrch svědčí o menší geologické aktivitě než na Europě, zato disponuje vlastním magnetickým polem, které ukazuje na to, že tento měsíc má uvnitř železné jádro, které je v roztaveném stavu. Poslední z Galileových světů, Callisto je zřejmě velmi chladná, bez geologické aktivity.

Saturn má celou řadu středně velkých měsíců (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus) a jeden velký (Titan). Překvapující je Enceladus, který je přes svou nepatrnou velikost (jen 500 km!) silně slapově ohříván a zřejmě je zevnitř natavený. Jako prototyp obyvatelného měsíce je však zajímavější Titan – jen o něco menší než Ganymed, navíc se silnou dusíko-metanovou atmosférou a moři kapalného metanu.

Uran má satelity podstatně menší (srovnatelné se středně velkými měsíci Saturnu).

Neptun je sice Uranu v lecčems podobný, nikoli však co se měsíců týče – má pouze jeden velký satelit, Triton, v mnoha ohledech srovnatelný s Europou. Ten je ale tak podivný, že si zaslouží rozsáhlejší pojednání. Jde o těleso jen 2x lehčí než Europa, a hmotnější než Pluto. Obíhá retrográdně (v protisměru) a mimo rovinu rovníku své planety, čímž se ostře odlišuje od všech ostatních jmenovaných satelitů. Podobá se pravdě, že jde o zachycené těleso podobné Plutu, které původně obíhalo kolem Slunce jako trpasličí planeta.¨

 Obři na obzoru

Okolo jiných hvězd jsme zachytili už celé stovky obřích planet podobných těmto čtyřem, které obíhají okolo různých hvězd, v různých vzdálenostech od nich a po různě výstředných drahách. Veškerá logika ukazuje, že tyto planety musejí mít také nějaké oběžnice, které mohou být podobně exobiologicky zajímavé jako ty právě jmenované, nebo v některých případech ještě zajímavější.

Měsíce podobné Europě, Ganymedu a Enceladu můžeme předpokládat u prakticky kterékoli obří planety, pokud je dost chladná, aby se na povrchu jejích oběžnic stabilně udržel led. Takových planet je mezi známými exoplanetami 15-20%, (Scharf, 2006) ve skutečnosti jich bude podstatně víc, protože naše detekční metody se k odhalování chladných světů příliš nehodí. Zmrzlá H2O na povrchu malých satelitů je stabilní proti sublimaci, pokud teplota nepřekročí 170 K (-100°C) (Scharf, 2006), což ve Sluneční soustavě odpovídá vzdálenosti 1,5 – 2 AU od Slunce. Co si ale budeme povídat, Europa a Ganymed sice mohou být obyvatelné pro bakterie nebo snad i jednoduché makroskopické organismy, ale za pravděpodobné útočiště inteligentních mimozemšťanů je nemůžeme považovat ani omylem. Pokud vyloučíme skutečně exotické formy rozumného života, měli bychom se zaměřit hlavně na měsíce poněkud podobnější Zemi: větší, teplejší, s hustou atmosférou a oceány s alespoň částečně nezamrzlou hladinou. Právě ty zde budeme označovat jako obyvatelné měsíce – případní Europané prominou.

Mnohé exoplanety obíhají v obyvatelné zóně své hvězdy – oblasti, kde panují teploty příznivé pro výskyt kapalné vody (více o nich například zde). Pokud se na jejich oběžné dráze nacházejí měsíce splňující všechna potřebná kritéria, mohly by se více nebo méně podobat naší matičce Zemi. Neexistuje důvod, proč by se na některém z těchto těles nemohl objevit vyspělý život.

Je dokonce možné, že počet obyvatelných měsíců v Galaxii převyšuje počet obyvatelných planet. Klasická planeta může být v obyvatelné zóně jen jedna, možná dvě nebo v extrémním případě tři. Každá obří planeta v obyvatelné zóně by však teoreticky mohla mít hned několik obyvatelných měsíců (v extrémním případě snad i 4 nebo 5), a je víc než jisté, že v obyvatelné zóně mohou být zároveň dvě obří planety (příkladem jsou exoplanetární systémy HD 45364, HD 202206, HD 108874 a Gliese 876). Protože zatím neznáme reálnou četnost obyvatelných planet a tím méně obyvatelných měsíců, musíme brát obě skupiny těles stejně vážně (i když z praktického hlediska nesmíme opominout fakt, že klasické planety bude patrně trochu snazší objevit než měsíce plynných obrů).

 Stabilita oběžných drah

Ne každá planeta může mít měsíc v libovolné vzdálenosti a o libovolné hmotnosti. Čím blíže je planeta k mateřské hvězdě, a také čím je méně hmotná a čím je její slunce naopak hmotnější, tím menší má sféru gravitačního vlivu, uvnitř které mohou měsíce stabilně obíhat.

Jak jsme si řekli, měsíce navíc migrují v důsledku slapových sil, takže se od své planety buď vzdalují, nebo k ní naopak přibližují. Čím je sféra gravitačního vlivu menší, tím dříve takový měsíc dospěje k jejím hranicím, což se rovná buď „úletu“ do prostoru, nebo srážce s planetou – v obou případech to znamená brutální konec jakýchkoli aspirací na obyvatelný svět.

Do hry vstupují i slapové síly mateřské hvězdy, zejména v případě, kdy se soustava planeta-měsíc nachází k této hvězdě blízko. Čím je měsíc hmotnější, tím rychleji se mění jeho orbita, a tím je obecně nestabilnější.

Celkově tedy planety ležící blíže ke svým hvězdám poskytují mnohem menší naděje pro existenci měsíců, a to zejména velkých měsíců. Barnes a O’Brien (2002) se pokusili definovat hranice stability nebo naopak nestability planetárních satelitů. Dospěli k závěru, že plynné planety vzdálené více než 0,6 AU od své hvězdy mohou mít měsíce libovolné velikosti. To znamená, že u hvězd podobných Slunci (hmotnějších než 0,8 Msol, jejichž obyvatelná zóna leží dál než 0,6 AU) neexistuje pro přípustnou hmotnost planetárních satelitů žádné omezení plynoucí z jejich orbitální nestability. Také obyvatelná zóna hvězd o hmotnosti 0,5-0,8 Msol by měla umožňovat existenci dlouhodobě stabilních měsíců obyvatelné velikosti (nad 0,15 Me, tj. o něco hmotnějších než Mars). U červených trpaslíků (pod 0,5 Msol) leží obyvatelná zóna velmi blízko, takže pokud tam nějaké obří planety jsou, může být existence obyvatelných měsíců vyloučena. Smutným příkladem je třeba jinak extrémně zajímavá planeta Gliese 876c, ležící u červeného trpaslíka (M=0,334 Msol). Leží sice v obyvatelné zóně, ale není jí to mnoho platné. Obíhá totiž blízko (0,13 AU) a její hmotnost je poměrně malá (0,7 Mjup) a proto její největší ještě přípustné satelity mohou být jen zhruba tak hmotné jako Mars nebo lehčí. Její sousedka Gliese 876b má větší štěstí: Je sice jen o málo dál (0,21 AU), ale je navíc těžší (2,3 Mj), díky čemuž se (teoreticky) může chlubit i měsíci několikanásobně hmotnějšími, než je naše modrá planeta. Navíc se stále, byť „s odřenýma ušima“ vejde do hranic obyvatelné zóny.

Ve světle tohoto příkladu je logické, že tzv. horké jupitery, které obíhají ještě blíže a u hmotnějších hvězd, měsíce mít nemohou, nebo jen extrémně malé („balvany“) a proto nemá smysl po nich pátrat.

Tyto závěry však závisejí i na předpokladech týkajících se nitra obřích planet. Cassidy a kol. (2009) výše zmíněná tvrzení zpochybňují. Jimi zvolené parametry slapového rozptylu v nitru planet (určující rychlost migrace satelitů a tím jejich stabilitu) dovolují existenci hmotných měsíců dokonce i u horkých jupiterů! Takové měsíce by však musely ležet velmi blízko k planetě (blíže než Io), a díky intenzivním slapům by byly zcela roztavené. Když se připočte výheň blízké hvězdy (teploty kolem 1000°C), reálně by jim hrozilo úplné vypaření! Příjemnější satelity včetně obyvatelných autoři této práce nezkoumali, jejich stabilita by ovšem za takových podmínek byla zřejmě neomezená. Musíme podotknout, že většina astronomů se kloní spíše k pesimističtější verzi v podání Barnese a O’Briena – ale exoplanety už překvapily mockrát, takže možné je všechno.

Asi by se slušelo podotknout, že satelity terestrických planet jsou ještě méně stabilní než satelity obrů. Existence dlouhodobě stabilních měsíců Merkuru (0,4 AU) a Venuše (0,72 AU) je považována za prakticky vyloučenou (Cassidy a kol., 2009), (Ward a Reid, 1973), takže stabilní měsíce mohou mít jen kamenné planety ležící zhruba ve vzdálenosti Země nebo dál. Jak je to s měsíci „ledových obrů“ typu Uranu a Neptunu zatím nikdo nezkoumal, ale pravděpodobně bude situace „někde mezi“ joviánskými a terestrickými planetami.

 Hmotnostní limit

Není to ale jen nestabilita drah, která může omezovat velikost měsíců u exoplanet. Canup a Ward (Canup a Ward, 2006) si například povšimli, že hmotnost soustavy satelitů je u všech obrů ve Sluneční soustavě zhruba 10 000x menší než hmotnost jejich planety. Konkrétně satelity Jupiteru mají 2*10-4 (1/5000) hmotnosti své mateřské planety, satelity Saturnu 2,5*10-4 (1/4000) a satelity Uranu 1*10-4 (1/10 000). Náš vzorek tří obřích planet je ovšem příliš malý pro smysluplnou statistiku, takže v případě stanoveného hmotnostního poměru může jít o zákonitost, ale stejně dobře i o náhodu. Autoři však svá tvrzení podpírají i počítačovými simulacemi formování měsíců. Ty navíc generovaly soustavy oběžnic velmi podobné těm, které opravdu pozorujeme, co do rozměrů, rozmístění a počtu satelitů. Typický počet významných přirozených satelitů u obří planety vyšel 7 (což odpovídá poměrům u Saturnu), v případě opravdu velkých satelitů potom 4 (což je případ Jupiteru).

Kdybychom uvažovali optimističtější hmotnostní poměr 1:4000 jaký nalézáme u Saturnu, a předpokládali, že veškerá hmota bude soustředěna v jediném velkém měsíci, zjistíme, že teprve planety hmotnější než 1,25 Mjup mohou mít oběžnice těžší než Mars, a jen plynní obři nad 12,6 Mjup (což jsou již skoro hnědí trpaslíci) si mohou dovolit souputníky o hmotnosti Země. I ty nejmenší myslitelné obyvatelné měsíce by vyžadovaly planetu o hmotnosti alespoň 0,9 Mjup.

Pokud tento vztah opravdu lze zobecnit i na planety mimo naši Sluneční soustavu (což bohužel nevíme), znamenalo by to pro možnost obyvatelných měsíců velké omezení – planety lehčí než Jupiter bychom museli pustit ze zřetele úplně a největší naděje bychom museli upřít k monstrům nad 5 Mjup, nebo přímo hnědým trpaslíkům! Hmotnost satelitu či planety je totiž pro obyvatelnost skutečně klíčová, jak se dále dozvíme.

 Uchování atmosféry

Obyvatelná planeta (i měsíc) musí mít určitou minimální velikost. Těleso, které je příliš malé, trpí dvěma problémy: zaprvé nemá dostatečnou gravitaci, aby dokázalo dlouhodobě udržet atmosféru, zadruhé záhy vychladne a jeho geologická aktivita se zastaví. Geologicky mrtvé těleso nemůže doplňovat atmosféru sopečnými plyny, nemůže mít vlastní magnetické pole a navíc na něm nemohou probíhat geochemické cykly, které zajišťují dlouhodobou obyvatelnost planety (například silikátový-karbonátový cyklus). Mars je příkladem planety, která sice leží v obyvatelné zóně, ale její nedostatečná velikost jí znemožnila stát se „druhou Zemí“. Do hry v tomto případě vstoupily oba zmíněné faktory: Mars je moc malý, než aby si udržel atmosféru, kterou původně měl, a příliš málo geologicky aktivní, než aby mohl ztráty nahrazovat vulkanickým odplyňováním. Přesto se zdá, že alespoň nějakou dobu dokázal se svojí větší sousedkou držet krok a udržoval si jak atmosféru, tak kapalnou vodu na povrchu.

Williams a kol. (1997) předpokládají, že dlouhodobá geologická činnost by se mohla objevit až u planet hmotnějších než 0,23 Me (Mars má 0,1 Me). Jedním dechem však dodávají, že na satelity plynných obrů se tento limit vztáhnout nedá, protože u nich vstupuje do hry slapový ohřev coby dodatečný zdroj vnitřního tepla. Díky tomu může mít vlastní geologickou činnost i titěrný Enceladus (0,000018 Me!).

Jediným přirozeným limitem pro velikost obyvatelného měsíce tak zůstává schopnost udržet si hustou atmosféru. Pokud bychom uvažovali atmosféru tvořenou dusíkem a termální pohyb molekul (Jeansův mechanismus úniku atmosféry), byl by tento limit 0,07 Me. Nontermální mechanismus úniku, například disociativní rekombinace molekul dusíku, která hraje významnou úlohu na Marsu, je nebezpečnější, a přestává se projevovat až u těles nad 0,12 Me. Za příznivých okolností (silná vulkanická činnost, vlastní magnetické pole, nízká teplota) nejsou ovšem zcela vyloučeny atmosféry ani u méně hmotných obyvatelných těles (0,07-0,12 Me). Extrémně nízké teploty spolu s dalšími faktory dovolují udržení atmosféry i Titanu (0,023 Me).

Důležité je také uchování vody. U horkých planet (např. Venuše) vodní pára vystupuje do stratosféry, kde je rozbita UV paprsky na vodík a kyslík, a ani tak hmotná planeta, jako je Země, nemůže svou gravitací vodík udržet, na to je příliš lehký a těkavý. Také mladý Mars mohl ztratit množství vody, zejména pokud neměl ozónovou vrstvu a k jejímu štěpení mohlo docházet i na samotném povrchu. Země má ovšem specifický mechanismus, tzv. chladnou past, která úniku vody efektivně brání. Na dolní hranici stratosféry panuje takový mráz, že vodní pára vymrzne do podoby ledových krystalů a nemůže stoupat do vyšších vrstev. Ozónová vrstva zase brání UV paprskům, aby pronikly do dolních vrstev atmosféry a štěpily vodu v troposféře. Voda je na Zemi proto v bezpečí. Zato planety, které jsou výrazně teplejší, nebo nemají ozonovou vrstvu (v nejhorším případě obojí), mohou během miliard let „vyschnout“.

Důležitou ochranou před únikem atmosféry je vnitřní magnetické pole, generované činností „dynama“ v kovovém jádře planety. To sice neovlivňuje neutrální plyny, ale má rozhodující vliv na pohyb nabitých částic (iontů, elektronů). Zaprvé brání protonům a elektronům ze slunečního větru (nebo radiačních pásů, viz dále) v tom, aby se přibližovaly k planetě, srážely se s molekulami její atmosféry a tak jim vydatně napomáhaly v nontermálním úniku, zadruhé, pokud je nějaká molekula atmosféry ionizována, magnetické pole ji udrží poblíž planety a nedovolí jí uniknout. S magnetickým polem je zkrátka všechno růžovější. Mars, kupříkladu, magnetické pole zřejmě zprvu měl, jak ale jeho nitro chladlo, přestalo vnitřní dynamo fungovat a jím generované pole zaniklo. Zbyla jenom lokální magnetická pole nad zmagnetizovanými oblastmi kůry, která nejenže atmosféru nijak nechrání, ale dokonce její únik spíše urychlují. Inu, Mars měl zkrátka smůlu…

Měsíce to nemají snadné!

Jestli je problém udržení atmosféry komplikovaný, pak v případě planetárních satelitů se stává ještě mnohem zamotanějším.

Plynný obr, který měsíc hostí, má totiž prakticky jistě vlastní magnetosféru – alespoň všichni obři Sluneční soustavy ji mají. Většina velkých satelitů se pohybuje uvnitř magnetické sféry vlivu mateřské planety, zcela mimo ni leží pouze nečetné výjimky, jako je Saturnův Iapetus.

Nejnebezpečnějším projevem planetárních magnetosfér jsou radiační pásy. Je to rozsáhlá oblast v okolí planety, kde jsou magnetickým polem lapeny nabité částice. Ty jednak obíhají kolem siločar, jednak podle nich kloužou od jihu k severu, kde se odrazí a putují zase zpět. Tak jsou poměrně účinně uvězněny a nemohou uniknout. Původ těchto částice je různý. V magnetosféře Země jde o protony a elektrony pocházející ze slunečního větru, pomineme-li ojedinělý umělý přídavek v podobě plasmatu vytvořeného experimentální jadernou explozí. Jupiteru dodává ionty vulkanická činnost měsíce Io, Saturnu zase gejzíry na Enceladu.

S radiačními pásy není žádná legrace. Kmitající elektrony a ionty velkou rychlostí dopadají na vše, co se jim postaví do cesty, a dokážou nadělat spoustu škody. Ve vnitřní části magnetosféry Jupitera je tato „radiace“ tak intenzivní, že si nezadá ani se zářením nestíněného jaderného reaktoru. Astronaut na povrchu Io nebo Europy by nasbíral smrtelnou dávku záření již během pár minut. Pokud se taková rychle letící částice srazí s molekulou plynu, rozbije ji na kusy – nejpravděpodobněji na nabité ionty. Ty se díky svému elektrickému náboji ocitnou v moci magnetického pole obří planety a posílí řady zajatců v radiačním pásu. Radiační pásy Jupitera velice rychle a efektivně ničí atmosféry jeho měsíců. Jedině Io má podstatnější plynný obal, ovšem velice tenký, a i ten musí stále doplňovat bouřlivá vulkanická činnost. Jedinou obranou před radiačními pásy tohoto ražení by byla silná magnetosféra generovaná v jádře měsíce, která by dokázala proud vražedných částic zadržet a odvrátit (Williams a kol.,1997).

Ne všechny radiační pásy jsou ale tak nebezpečné jako Jupiterovy. V okolí Země sice nějaké ty nabité částice také létají, krátký průlet touto oblastí (např. při letu na Měsíc) však člověka podstatněji neohrozí, i když dlouhodobější aktivity (např. kosmické stanice) jsou přeci jen situovány mimo tuto zónu. Dobrá zpráva je, že podobně neškodný radiační pás má také Jupiterův bratranec Saturn – právě tomu vděčí za uchování své unikátní atmosféry Titan. Proč je vlastně Saturn k Titanu tak „přátelský“? Stojí za tím řada faktorů, jmenovitě slabší magnetické pole, magnetická osa shodná s osou rotace („vyvážená“ magnetosféra neprodukuje tak energetické nabité částice jako Jupiterova „kolísající“), mnohem menší dodávka iontů (Enceladus v této úloze za Io daleko zaostává) a mohutné prstence, které nabité částice vychytávají (Nordley, 1996).

Saturn nejenomže Titanu neškodí, nýbrž mu dokonce přímo pomáhá. Jeho magnetosféra je neškodná, ale na druhou stranu dost silná na to, aby Titan po většinu jeho oběžné doby ochránila proti solárnímu větru. Kromě toho, dokonce ani atomy a molekuly, které Titan jednou opustí, nejsou zcela ztraceny. Řada z nich zůstane v Saturnově systému v podobě extrémně řídkého prstence, odkud se mohou do atmosféry satelitu částečně vracet (Nordley, 1996).

Těžko říci, zda jsou takové „hodné“ obří planety, jako je Saturn, ve vesmíru běžné, nebo zda dominují krutovládci s agresivními magnetosférami, jako je Jupiter. V případě té horší alternativy by měly naději jen poměrně velké měsíce s vlastním intenzivním magnetickým polem, nebo obíhající velmi daleko od své planety, mimo hlavní radiační pásy (to je případ Callisto). Tady je ale jeden háček – někteří autoři se domnívají, že vnitřní dynamo generující vlastní magnetické pole se může objevit jen u rychle rotujícího tělesa. Rotace satelitů je ovšem vázaná, a tudíž zpravidla pomalá. Dobrou zprávu však představuje další Jupiterův souputník, Ganymed. Ačkoli jeho doba rotace činí celý týden, magnetické pole má, a to poměrně silné (silnější než třeba Merkur!) Podle některých představ vnější magnetické pole obra pomáhá nastartovat dynamo v nitru měsíce, a tak umožní vznik vlastní magnetosféry i tam, kde by sama od sebe nevznikla  (Sarson a kol, 1997, viz také popularizační článek ve Sky and Telescope). Tento proces však nesmíme zaměňovat s fenoménem indukovaného (druhotného) magnetického pole, jaké nalezneme na Europě – tam jde jen o pasivní projev indukovaných proudů ve vodivém oceánu, nikoli o aktivní „dynamo“, a indukované pole také nemá potřebnou sílu aby poskytlo ochranu před radiačními pásy.

Dá se předpokládat, že obyvatelné měsíce rotující podobně rychle jako Ganymed, ale navíc podstatně hmotnější a se žhavějším nitrem, by měly mít magnetosféry ještě výrazně silnější – takže alespoň část z nich by měla mít zajištěnou ochranu před destrukcí atmosféry.

Aby atmosféra mohla existovat, musí se ovšem nejprve vytvořit. Měsíc nebo planeta musejí získat dostatečné množství těkavých látek (uhlík, dusík, voda…), pokud chybějí, atmosféra vzniknout nemůže. Zdrojem těchto prvků jsou hlavně komety a některé asteroidy, obsahující led a zmrzlé plyny. Ale pozor – nezáleží jen na tom, co na dané těleso dopadá, ale i jak to dopadá. Pokud je průměrná rychlost dopadajících těles spíše malá, mají tendenci plyny do atmosféry spíše přidávat. Naopak vysokorychlostní impakt atmosféru spíše ochudí (vymrští do kosmu část přítomných plynů) než obohatí. Titan nebo Země měly štěstí – pohybují se v oblastech, kde je průměrná rychlost impaktorů nízká. Mars už je na tom o něco hůře, a vysloveně špatně pochodily Galileovy měsíce – komety a asteroidy, řítící se do Jupiterovy gravitační jámy, nabírají vysokou rychlost a dopadají na jejich povrchy s mimořádnou silou, což by atmosférám moc nepřálo. Podobný problém asi bude mít celá řada satelitů velkých plynných obrů (Williams a kol., 1997).

Nesmíme to ale chápat tak, že by měsíce atmosféry mít nemohly. Řada z nich to má o něco komplikovanější než klasické planety, ale jiné satelity mohou mít naopak zjevné výhody (viz případ Titanu). Hodně také záleží na jejich složení. Pokud jsou satelity planet v obyvatelné zóně bohatší na těkavé prvky než běžné terestrické planety, mohly by si uchovat silné atmosféry i navzdory těžkým ztrátám.

 Složení měsíců

Chceme-li hodnotit astrobiologický potenciál měsíců, je velice důležitá nejen jejich velikost, ale i složení a vnitřní stavba. O těchto parametrech zatím nevíme prakticky nic.

Hlavní nejistota je v tom, z jakého materiálu se měsíce budou formovat. Obří planety v obyvatelné zóně, hostitelky potenciálních obyvatelných měsíců, se podle dnešních představ rodí poměrně daleko od své hvězdy a teprve později migrují směrem dovnitř. Nikdo neví, jestli jejich měsíce vznikají již před touto migrací (a tedy připomínají měsíce obrů naší Sluneční soustavy), nebo zda se rodí až z materiálu nahromaděného během vlastní migrace (v tom případě by vznikaly z podobné hmoty jako terestrické planety).

Kdyby satelity vznikaly na stejném místě jako obří planeta, nejspíše by obsahovaly velký podíl vody, podobně jako Ganymed nebo Titan. Kdyby se větší těleso takového složení dostalo do obyvatelné zóny, stalo by se oceanickou planetou (Léger a kol., 2004). Takový vodní svět by byl tvořen nekonečným oceánem hlubokým i přes sto km. Jeho dno by tvořily vrstvy vysokotlakých ledů (které jsou těžší než voda a pevné i nad nulou), a teprve pod ledovým pláštěm by začínaly silikátové horniny. Nikdo neví, zda je taková oceanická planeta příznivá pro vznik a rozvoj života nebo ne – otázkou jsou hlavně biogeochemické cykly regulující klima a dostupnost biogenních prvků. Nespornou výhodou ale je vysoká odolnost proti ztrátě atmosféry (plyny se mohou doplňovat odpařováním oceánu). Takový svět by „ustál“ i dost velké ztráty vody a plynů po velmi dlouhou dobu, než by úplně vyschl.

Přinejmenším větší plynné planety během své formace samy produkují velké množství tepla, a tím se starají o to, aby jejich bližší měsíce byly o led ochuzeny. Například Europa je již spíše terestrická planeta. I ona by po roztátí ledu byla kompletně zaplavena, ale oceán by byl příliš mělký pro vznik vysokotlakého ledu, připomínal by oceán na Zemi. Io je potom pravá terestrická planeta, navíc totálně vysušená. Proto se i mezi původními měsíci obrů mohou najít takové, které obsahují zhruba tolik vody jako naše planeta, takže mají oceány i souše.

O satelitech z materiálu nasbíraného během migrace se toho dá říci méně, snad jen to, že by mezi nimi nemělo být tolik oceanických světů. Je dokonce možné, že migrující obři by mohli zachytit již hotové terestrické planety a uvěznit je na svých orbitách. Záchyt by se mohl dít rozdělením dvojplanety, jejíž jedna složka by se s obrem srazila, druhá se stala jeho měsícem, což je ovšem nepravděpodobné. Snad uvěřitelnější by bylo zachycení planety hmotou v prachoplynném akrečním disku obklopujícím obra (Williams, 2003). Tímto způsobem by mohly vznikat měsíce výrazně větší, než ty formující se přirozeným způsobem, a snad i odlišného složení. Pohybovaly by se patrně na retrográdních orbitách, podobně jako Neptunův Triton.

Složení terestrických těles ale není dáno jen obsahem vody. Některé kamenné planety nemusejí vůbec obsahovat kovové železo, takže i když jsou plně diferencovány, nemohou mít železné jádro ani magnetické pole (Elkins-Tanton a Seager, 2008). Tento zádrhel by měl být běžnější u planet vznikajících pozdě a z materiálu bohatého vodou, což by se dalo aplikovat přinejmenším na část exoměsíců. Světlem naděje je opět Ganymed, asi nejlepší model velkého satelitu jaký máme, který kovové jádro má.

Různé hvězdy se také liší v poměrech základních prvků, takže jejich planety se mohou chemicky značně lišit od Země. Extrémním případem jsou uhlíkové planety (Kuchner a Seager, 2005, Bond a kol., 2010a, b). Musíme zdůraznit, že různé extrémy v chemickém složení, potenciálně omezující obyvatelnost, jsou (dle dnešního stavu vědění, resp. nevědění) zhruba stejně pravděpodobné u planet i u měsíců.

 Život na obřím měsíci

Jaké by to bylo, žít na obyvatelném satelitu plynného obra? Podmínky by v zásadě mohly být podobné jako na kterékoli obyvatelné planetě, s několika málo odlišnostmi.

Asi tou nejpodstatnější by byla pomalá doba rotace. Nelze sice vyloučit, že blízké měsíce hmotných obrů mohou obíhat poměrně rychle a denní cyklus se tam může blížit 24 hodinám i při vázané rotaci, takový měsíc by však musel čelit mnoha protivenstvím, zejména by byl situován v nejintenzivnější zóně radiačních pásů a navíc by mohl být díky přemíře slapového tepla ještě vulkaničtější než Io. Většina obyvatelných měsíců patrně bude zažívat střídání dne a noci v podstatně pomalejším rytmu. Pro představu, z významných měsíců Sluneční soustavy rotuje nejrychleji Mimas (0,94 dne), v kategorii opravdu velkých potom Io (1,77 dne). Na našem oblíbeném modelovém světě Ganymedu trvá den celý týden a na Callisto potom téměř 17 dnů. Pokud by takto pomalu rotoval obyvatelný svět, mohlo by to znamenat velké výkyvy teplot mezi dnem a nocí, pokud by je nemírnila hustá atmosféra nebo blízkost oceánu. Biosféra by se na tuto periodicitu musela adaptovat.

Měsíce mají v jednom ohledu výhodu oproti planetám – protože mají vázanou rotaci vzhledem k planetě, nikdy nemohou mít vázanou rotaci vzhledem ke hvězdě. Zatímco planety v obyvatelné zóně málo hmotných hvězd mohou skončit s jednou polokoulí trvale osvětlenou a druhou temnou a chladnou, měsíce tento osud potkat nemůže. Existence obyvatelných měsíců je sice u červených trpaslíků někdy komplikována problémy se stabilitou jejich drah, v dalších případech je však možná.

Z dlouhodobého hlediska by obyvatelné měsíce mohly více trpět dopady komet a asteroidů než osamocené planety, i když ne všichni astronomové s tím souhlasí (viz článek v Astrobiology Magazine). Není ani zcela jasné, do jaké míry jsou takové impakty (a s nimi spojená velká vymírání) škodlivé a do jaké urychlují průběh evoluce, takže to nemusí být vysloveně negativní věc.

Jak už bylo řečeno, některé měsíce (zejména ty ležící blízko k planetě a/nebo v rezonanci se sousedy) by mohly mít vysokou míru vulkanické a seismické činnosti, někdy i mnohonásobně vyšší než stejně velké těleso na samostatné dráze kolem Slunce. Navíc orbitální rezonance nejsou stálé, ale mohou se vytvářet a zanikat, nebo dokonce oscilovat. Zatímco geologická činnost na Zemi má charakter velice pomalého, monotónního poklesu od kdysi žhavého světa ke světu chladnému a geologicky mrtvému, satelity mohou zažívat mnohem pestřejší vývoj s epizodami dramaticky zvýšeného i sníženého vulkanismu. To by samozřejmě doprovázely i odpovídající změny v atmosféře, klimatu a biosféře.

Měsíc obra by oproti jakékoli planetě nabízel nepřekonatelný výhled na oblohu. Měsíc na naší obloze skýtá krásný, fascinující a inspirující pohled, třebaže měří jen 0,5°. Plynný obr na obloze obyvatelného měsíce by byl ve srovnání s ním skutečně gigantický, a jen těžko si můžeme byť jen představit úžas, jaký by pohled na něj musel vzbudit.

Jenom na ukázku: Saturn při pohledu z Mimasu, nejvnitřnějšího většího měsíce, zabírá 38,6 úhlových stupňů, a dokonce i při pohledu z Iapetu, který obíhá (alespoň na přirozeně vzniklý měsíc) extrémně daleko, má alespoň 1,9°. Měsíc nám ukazuje stále stejnou tvář, jen fáze se střídají podle momentálního osvětlení. Obr při pohledu ze svého satelitu by nejen střídal fáze v průběhu každého místního dne, ale navíc by rychle rotoval (Jupiter a Saturn se otočí jednou za cca 10 hodin) a měnily by se na něm pestré obrazce pásů, vírů a bouří. Úplněk by nastával v okamžiku, kdy by na přivrácené straně satelitu panovala noc. Jeho jas by byl mnohonásobně větší než jas měsíčního úplňku, jednak proto, že by byl mnohonásobně větší (zaujímal by desetkrát až několikatisíckrát větší plochu na obloze), jednak proto, že plynné planety mají vyšší odrazivost než kamenná tělesa.

A co teprve kdyby takový obr měl prstence! To by byla teprve nádhera… Vlastně možná ne. Všechno totiž záleží na úhlu pohledu. Největší měsíce Sluneční soustavy obíhají v rovině rovníku své planety. Z povrchu takového měsíce je prstenec viditelný výhradně „z boku“, takže vypadá jako tenká, nenápadná čára protínající kotouč planety v půli. Existují dvě výjimky z tohoto pravidla. Jednou z nich je Iapetus, podivný měsíc Saturnu. Zřejmě byl kdysi vypuzen ostatními měsíci na orbitu velmi vzdálenou od své mateřské planety, a navíc skloněnou o 15,47° oproti jejímu rovníku. Díky tomu je z povrchu tohoto měsíce nádherný výhled na soustavu Saturnových prstenců.

Druhou výjimkou je Neptunův Triton, který, jak jsme si už řekli, je vlastně druhotně zachycenou trpasličí planetou. Jeho dráha je skloněna o celých 23°, Neptun však bohužel nemá tak krásné prstence, takže obyvatelé Tritonu žádnou výraznou ozdobu oblohy nemají.

Z toho plyne, že úchvatný pohled na prstence mateřské planety je možný jen u malého procenta měsíců, které obíhají po „atypické“ dráze – buď jde o zachycené retrográdní měsíce, nebo normální prográdní oběžnice, vytěsněné orbitálními interakcemi.

Navíc musíme vzít v úvahu, že jsme poněkud „zmlsaní“ prstenci Saturnu, které jsou jednak netypicky mohutné, jednak jsou tvořeny ledem, a proto jsou extrémně jasné. V teplejším prostředí by takový prstenec rychle vysublimoval. Obr v obyvatelné zóně by mohl mít prstence jen z kamení, prachu nebo organického „mouru“, což jsou všechno tmavé látky, takže jeho prstenec by zdaleka nebyl tak působivý, ani kdyby byl rozsáhlý a dívali jsme se na něj pod správným úhlem.

Vzhledem k vázané rotaci by se ale pohled na obra nenaskýtal všem obyvatelům jeho satelitu, ale jen těm, kteří by žili na přivrácené polokouli. „Nešťastníci“ z polokoule odvrácené by měli mnohem chudší pohled na oblohu, a jen velmi malou šanci porozumět tomu, jak to vlastně ve vesmíru funguje. Kdyby se první z nich vypravili k protinožcům, čekalo by je na nebi „malé“ překvapení.

Polokoule přivrácená k obří planetě by kromě klasického dne a noci zažívala také „malou noc“ v okamžiku, kdy by nastalo zatmění Slunce obrem. Tato situace by představovala 0,1-12% denního cyklu, doba zatmění by mohla činit 20 minut až 5 hodin (Scharf, 2006). Mohlo by to mít zajímavé důsledky na biorytmy obyvatel. Kdyby byla ale oběžná dráha měsíce výrazně skloněná oproti rovině oběhu obra, docházelo by k zatměním jen v určitých částech roku. Zatmění by byla delší a výraznější, kdyby měl obr soustavu prstenců  – potom by dokonce mohla významně ovlivnit i přísun slunečního svitu na povrch přivrácené polokoule měsíce. Nutno ale podotknout, že existence takového prstence u obra v obyvatelné zóně není moc pravděpodobná.

Při úplňku by mohl stín měsíce dopadat na kotouč planety, kde by byl viditelný jako velká černá skvrna. Pokud by rovina oběhu měsíce byla výrazně skloněná, nastával by tento úkaz jen po část roku, rozhodně by však byl hojnější než zatmění měsíce na Zemi, protože obr je větší a poskytuje vrhanému stínu mnohem větší „terč“.

Pozoruhodným zjevem noční (i denní) oblohy obyvatelného satelitu by byli jeho sousedé – ostatní měsíce. Podle analogie se soustavami Jupiteru a Saturnu by mohly být na obloze i výraznější než Měsíc na té naší. Alespoň pokud by obyvatelný měsíc nebyl jediným významnějším tělesem v soustavě, jako je tomu třeba u Tritonu. Pohled na tato tělesa by mohl být tím zajímavější, že některá z nich by mohla mít vlastní atmosféru s jasně viditelnými oblačnými systémy!

Dalším oživením nebe by jistě byly polární záře. Nabité částice z radiačních pásů obra, usměrňované magnetosférou měsíce, by ve vyšších zeměpisných šířkách mohly narážet do vysoké atmosféry a vytvářet tam aurorální světla. Bez pochyby by byla jasnější než na Zemi a možná i častější, nebo dokonce trvalá.

Naopak s hvězdami by to měli obyvatelé obřích měsíců dost obtížné – velmi často by je přezařovalo světlo obra, jeho velkých satelitů nebo zmíněných polárních září. Ostatně i na Zemi si astronomové často naříkají na přesvětlené nebe či měsíční úplněk. Plně nasvětlený kotouč gigantické plynné planety by musel svým jasem hvězdy doslova „utopit“, takže hvězdné nebe by bylo podobně chudé, jako při pohledu z centra moderního velkoměsta. Zejména na přivrácené polokouli by obloha zcela ztemněla jen v okamžiku zatmění slunce obrem, tj. paradoxně během dne!

Nebeská podívaná by ale rozhodně nebyla jen potěchou oka a srdce nadšeného astronoma, ale měla by i mnohem hlubší dopady. Pohyb okolních satelitů by společně s oběhem kolem obra řídil rytmy přílivu a odlivu v oceánech, které by mohly být dramaticky výraznější (a komplikovanější) než slapy na Zemi. Hladina oceánu na Europě musí kolísat o 30 metrů, zatímco příliv na Zemi je obyčejně 10x nižší (2-3 metry). Výška přílivu ale může být výrazně ovlivněna tvarem pobřeží – v zálivu Fundy činí až 16 m, protože díky tvaru jeho břehů se v něm přílivová vlna amplifikuje. Na některých místech pobřeží obyvatelného měsíce by proto výška přílivu snadno mohla překročit stovku metrů. Tak výrazné změny hladiny by velmi silně zasahovaly do života mořských živočichů. Biorytmy by mohly být řízeny hlavními i vedlejšími periodami přílivů tak, aby umožňovaly optimální načasování migrace, sběru potravy nebo rozmnožování. Extrémní dmutí by však civilizacím z takových světů muselo silně komplikovat mořeplavbu, zejména stavbu přístavů.

Nikdo nemůže pochybovat o tom, že Měsíc výrazně přispěl lidskému druhu nejen jako synchronizátor estrálního cyklu žen a inspirace básníků, ale také jako výzva, která urychlila nebo možná přímo podnítila rozvoj astronomie a později snahy o průnik do kosmu. Pokud by nějaká civilizace vznikla na satelitu obří planety, hrály by její sousední oběžnice tutéž roli. Domorodí obyvatelé by měli ne jedno, ale hned několik těles, na nichž by mohli prostým okem nebo malým dalekohledem rozlišit terénní útvary. Sousední satelity by se také přímo nabízely jako cíl letů do kosmu. Pomyslete, jaké by to bylo mít k dispozici hned několik kosmických těles, třeba včetně dalšího obyvatelného světa, v pohodlném dosahu krátkého kosmického letu, podobně jako máme náš Měsíc? Ideálnější podmínky k dobytí kosmu by si snad žádná civilizace nemohla přát!

Trojanské planety

Ale nemusí to být jen měsíce. Zajímavou možností je existence planet (měsíců?) v libračních (Lagrangeových) bodech svých obřích průvodců. V bodech L4 a L5 (tzv. trojanské body) by se vlastně pohybovaly po stejné oběžné dráze jako plynný obr, ovšem v závěsu/předstihu šedesát stupňů. V bodě L1 by ležely mezi planetou a Sluncem, v L2 naopak za planetou, tyto dva posledně jmenované librační body jsou však nestabilní, takže je tam existence přirozeně vzniklých kosmických těles vyloučena.

Ve Sluneční soustavě známe mnohá tělesa umístěná v bodech L4 a L5 obřích planet (zejména Jupiteru a Neptunu), kde se jedná o roje asteroidů, zvané trojanské asteroidy nebo Trojané. Tyto asteroidy jsou jakoby polapeny v místě, kde je gravitace obří planety a Slunce v rovnováze. V tomto bodě ale nespočívají nehybně, nýbrž okolo něj krouží po dosti složité dráze, na níž se od vlastního libračního centra mohou poměrně značně vzdálit, aniž by se jejich pozice stala nestabilní. Teprve výrazné vychýlení vede k opuštění trojanského bodu, což je poukázka na brzkou kolizi s nějakou planetou nebo gravitační vypuzení se soustavy.

Mnozí autoři (Schwarz a kol., 2005, Dvorak a kol., 2004) se zabývali možností existence obyvatelných Trojanů u extrasolárních obrů. Zjistili, že taková tělesa by mohla být i velmi hmotná (hmotnější než Země!) a jejich stabilní oblast je poměrně rozsáhlá zejména u takových obřích planet, jejichž dráha je jen málo výstředná. U excentrických obrů je zóna stability mnohem menší, a úměrně tomu klesá i šance pro existenci obyvatelných Trojanů. Situace se také komplikuje v případě, že v daném systému existuje další hmotná planeta obíhající v blízkosti obyvatelné zóny, která může svou gravitací Trojany destabilizovat (Schwarz a kol, 2007).

Lyra a kol. (2009) se zabývali formováním těchto obřích Trojanů. Zjistili, že v libračních centrech obřích planet mohou běžně vznikat tělesa i několikanásobně těžší než Země. Jejich absenci v naší Sluneční soustavě lze vysvětlit její pohnutou minulostí. V období před více než 4 miliardami let se Saturn a Jupiter dostaly do orbitální rezonance 1:2, což způsobilo ve Sluneční soustavě rozvrat. Mnoho menších těles bylo destabilizováno, výsledkem bylo tzv. Velké bombardování, při němž narušené roje komet a asteroidů vtrhly do vnitřní Sluneční soustavy a zasypaly povrchy kamenných planet doslova kobercovým náletem, jehož stopy lze dodnes vidět na Měsíci. Tato vřava musela zcela vyčistit i librační body Jupitera, asteroidy, které tam vidíme dnes, se tam dostaly až později. Lyra a kol. (2009) dokonce naznačuje, že v libračních bodech Jupiteru se mohlo zrodit embryo, z něhož se později stala planeta Saturn!

V soustavách, kde je jenom jedna obří planeta, nebo kde jsou dráhy obrů od sebe dostatečně vzdáleny, mohla velká trojanská tělesa zůstat na svých místech a v některých případech dorůst do rozměrů umožňujících obyvatelnost.

Podmínky na Trojanech by se měly podobat těm panujícím na normálních planetách, s možnou výjimkou jejich složení, které by mohlo být odlišné. Vzhledem k tomu, že trojanská planeta by byla od „svého“ obra velmi vzdálena (stejná vzdálenost jako od centrální hvězdy), neměla by vázanou rotaci a obr by byl i na její obloze poměrně nenápadný.

Prvním objeveným exoplanetárním trojanským systémem (byť zatím nepotvrzeným) je dvojice tranzitujících planet KOI-730.02 a KOI-730.03, objevená kosmickým teleskopem Kepler (celý článek na Exoplanety.cz)

Závěr

Obyvatelné měsíce a trojanská tělesa by mohla být v kosmu poměrně častým zjevem, i když zatím nevíme, jaké jsou jejich počty v porovnání s „typickými“ planetami na samostatné orbitě. Tato tělesa se mohou podobat Zemi, a to zejména v případě, že jsou hmotnější než 0,12 Me, mají silné vlastní magnetické pole a složení odpovídající terestrické planetě. Obyvatelnost měsíců může být komplikována dalšími faktory, zejména je to nestabilita oběžných drah v případě blízkosti centrální hvězdy, možná existence horního limitu jejich hmotnosti a ohrožení jejich atmosfér radiačními pásy. Tyto vlivy se neuplatňují všude, proto v žádném případě nevylučují existenci Zemi podobných měsíců, mohou ale významně snižovat jejich četnost.

Dostatečně velký satelit lokalizovaný v obyvatelné zóně by mohl mít podmínky velmi podobné Zemi nebo obyvatelné planetě obecně, snad jen s výjimkou delšího denního cyklu, a mohl by být příznivým místem pro život.

Poznámka autora

Obyvatelný měsíc se stal přímo erbovním znakem našeho webu Vzdálené světy, kde vévodí jak logu, tak hlavní straně. O možné obyvatelnosti ledových satelitů obřích planet naší Sluneční soustavy se můžete mnoho dozvědět v knize Vzdálené světy I a jejích plánovaných pokračováních.

Spekulativnější pohled na obyvatelné měsíce nabízí také moje sci-fi novela Poslední hlídka, situovaná na hypotetickou oběžnici planety HD 222582 (vyšla ve sborníku Mlok 2007).

Zdroje:

Scharf, C. A.(2006):The Potential for Tidally Heated Icy and Temperate Moons around Exoplanets. The Astrophysical Journal, Volume 648, Issue 2, pp. 1196-1205.

Barnes, J. W.; O’Brien, D. P.(2002): Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets. The Astrophysical Journal, Volume 575, Issue 2, pp. 1087-1093. (ApJ Homepage)

Cassidy, Timothy A.; Mendez, Rolando; Arras, Phil; Johnson, Robert E.; Skrutskie, Michael F. (2009): Massive Satellites of Close-In Gas Giant Exoplanets. The Astrophysical Journal, Volume 704, Issue 2, pp. 1341-1348 (2009).

Ward, William R.; Reid, Mark J.(1973): Solar tidal friction and satellite loss. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 164, p. 21 (1973)

Canup, Robin M.; Ward, William R. (2006): A common mass scaling for satellite systems of gaseous planets. Nature, Volume 441, Issue 7095, pp. 834-839 (2006).

Williams, D. M.; Kasting, J. F.; Wade, R. A.(1997): Habitable Moons Around Extrasolar Giant Planets. Nature. 1997 Jan 16;385(6613):234-6.

Nordley, G. D.: Surface Gravity and Interstellar Settlement. Proceedings of Contact XII, Feb 1996.

Sarson, G. R.; Jones, C. A.; Zhang, K.; Schubert, G. (1997): Magnetoconvection dynamos and the magnetic fields of Io and Ganymede. Science, Vol. 276, No. 5315, p. 1106 – 1108.

Léger, A.; Selsis, F.; Sotin, C.; Guillot, T.; Despois, D.; Mawet, D.; Ollivier, M.; Labèque, A.; Valette, C.; Brachet, F.; Chazelas, B.; Lammer, H. (2004): A new family of planets? „Ocean-Planets“. Icarus, Volume 169, Issue 2, p. 499-504.

Williams, D. M. (2003): Simulating the Gas-Assisted Capture of Earth-sized Moons around Extrasolar Giant Planets. American Astronomical Society, DPS meeting #35, #27.10; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 35, p.966

Linda T. Elkins-Tanton, Sara Seager (2008): Coreless Terrestrial Exoplanets. The Astrophysical Journal, Volume 688, Issue 1, pp. 628-635.

Kuchner, Marc J.; Seager, S. (2005): Extrasolar Carbon Planets. eprint arXiv:astro-ph/0504214.

Jade C. Bond, Dante S. Lauretta, David P. O’Brien (2010a): The Diversity of Extrasolar Terrestrial Planets. Chemical Abundances in the Universe: Connecting First Stars to Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, Volume 265, p. 399-402.

Bond, Jade C.; O’Brien, David P.; Lauretta, Dante S. (2010b): The Compositional Diversity of Extrasolar Terrestrial Planets. I. In Situ Simulations. The Astrophysical Journal, Volume 715, Issue 2, pp. 1050-1070 (2010). (ApJ Homepage)

Leslie Mullen: Extrasolar Planets with Earth−like Orbits. Astrobiology Magazine.

Schwarz, Richard; Pilat-Lohinger, Elke; Dvorak, Rudolf; Érdi, Balint; Sándor, Zsolt (2005): Trojans in Habitable Zones. Astrobiology, Volume 5, Issue 5, pp. 579-586.

Dvorak, R.; Pilat-Lohinger, E.; Schwarz, R.; Freistetter, F. (2004): Extrasolar Trojan planets close to habitable zones. Astronomy and Astrophysics, v.426, p.L37-L40 (2004)

Schwarz, R.; Dvorak, R.; Pilat Lohinger, E.; Süli, Á.; Érdi, B. (2007): Trojan planets in HD 108874? Astronomy and Astrophysics, Volume 462, Issue 3, February II 2007, pp.1165-1170

Lyra, W.; Johansen, A.; Klahr, H.; Piskunov, N. (2009): Standing on the shoulders of giants. Trojan Earths and vortex trapping in low mass self-gravitating protoplanetary disks of gas and solids. Astronomy and Astrophysics, Volume 493, Issue 3, 2009, pp.1125-1139 (A&A Homepage)

Robert Roy Britt: Shadow Moons: The Unknown Sub-Worlds that Might Harbor Life. Space.com

Andrew J. LePage: Habitable Moons. What does it take for a moon — or any world — to support life? skyandtelescope.com