Známky života u mrtvých hvězd?

Bílí trpaslíci jsou pozůstatky mrtvých hvězd. Mohou však i oni hostit na svých planetách život podobný tomu našemu? To zatím nevíme, jak však ukazuje nedávno publikovaná studie, mohli bychom to již brzy zjistit.

Celý článek na Osel.cz

Když hvězda podobná Slunci vyčerpá jaderné palivo ve svém jádře, stane se obrem. Dramatický vývoj obra vyvrcholí odvržením vnější plynné obálky. Z hvězdy zůstane jen superžhavé a superhusté jádro, v němž po odvržení vnějšího obalu odumřou veškeré jaderné reakce. Tím přestává být právoplatnou hvězdou, protože už nevyrábí vlastní energii. Stává se hvězdnou mrtvolou – bílým trpaslíkem. Jak je u mrtvol obvyklé, od okamžiku své smrti pomalu, ale jistě chladnou…

Bílý trpaslík je hodně zvláštní „hvězdou“. Jeho nejtypičtější vlastností je extrémní hustota. Typický bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 Msol má poloměr jen 9000 km, hustotu 385 kg/cm3 a povrchovou gravitací 100 000 g! Když bílý trpaslík vznikne, má ještě původní teplotu jaderného reaktoru v jádru hvězdy. Ti nejmladší proto žhnou žárem přes 100 000 K, kdy emitují velké množství rentgenového a tvrdého UV záření. Nejstarší bílí trpaslíci, kteří jsou k vidění, tak mají povrchovou teplotu jen kolem 4000 K. Je zajímavé, že právě v období, kdy je teplota bílého trpaslíka podobná teplotě našeho Slunce (6000 K), mění se již jeho teplota jen poměrně pomalu. Planeta ve vhodné vzdálenosti od takové hvězdy by mohla mít příznivou teplotu pro výskyt kapalné vody po celé miliardy let, než by její hvězda neúnosně vychladla a zeslábla (Agol, 2011).

Bílí trpaslíci samozřejmě mohou mít planety – pokud tyto přežijí předchozí fáze hvězdného vývoje. Což se ovšem týká především planet vzdálenějších – do vzdálenosti několika astronomických jednotek musela vše pohltit obří hvězda, podobně jako jednou pohltí staré Slunce i naši Zemi. A to je problém. V době, kdy je trpaslík dostatečně stabilní, totiž září velmi málo, a případné obyvatelné planety by musely ležet extrémně blízko (asi stokrát blíže, než činí aktuální vzdálenost Země-Slunce), s oběžnou dobou pouhých 4 – 32 hodin!

Zdálo by se, že není o čem přemýšlet – takové planety prostě existovat nemohou. Systémy těles obíhajících staré hvězdy ale nemusejí být stabilní – během obří fáze hvězda ztratí velké množství hmoty (v případě Slunce to bude kolem poloviny, u hmotnějších hvězd dokonce ještě větší procento). Díky tomu se mohou dráhy jejích planet a asteroidů destabilizovat, a je představitelné, že nějaká planeta může být „vystrčena“ do obyvatelné zóny, popř. se tam zformovat z trosek planet jiných.

A tady to začíná být zajímavé. Díky tomu, že bílí trpaslíci mají natolik svérázné parametry, by mohlo být pátrání po jejich oběžnicích teoreticky daleko snazší, než u hvězd dřívějších vývojových stádií. V případě hledání exoplanet pomocí zatím nejpoužívanější metody radiálních rychlostí nebo astrometrické metody je detekovaný signál tím výraznější, čím je centrální hvězda soustavy méně hmotná. Astronomové tedy velmi ocení, že při svém přerodu v bílého trpaslíka hvězda radikálně „zhubne! Alternativní tranzitová metoda detekce exoplanet pro změnu profituje z malého průměru bílého trpaslíka. Přechod planety přes disk hvězdy slunečního typu je nenápadná událost, která oslabí hvězdný svit skoro nepostřehnutelně. Malého trpaslíka ovšem může i terestrická planeta zakrýt zcela (pokles jasnosti na nulu!), což je mnohem nápadnější.

Avi Loeb a Dan Maoz v aktuální studii argumentují, že tato situace usnadní také určování chemického složení atmosfér takových planet. Podíl hvězdného světla „přefiltrovaného“ atmosférou tranzitující planety oproti světlu jdoucímu zcela mimo je tu totiž vyšší, a hledaný signál tudíž kontrastnější. Plánovaný nástupce Hubblu, teleskop Jamese Webba (JWST) by měl být schopen odhalit v atmosférách takových planet přítomnost kyslíku, vodní páry a oxidu uhličitého, což sice ještě není stoprocentní důkaz přítomnosti života, ale velmi silný náznak již jistě. Mělo by to jít snáze než u planet obíhajících hvězdy slunečního typu, a dokonce i než u planet červených trpaslíků. Loeb a Maoz odhadují, že k nalezení takové planety by bylo třeba prozkoumat 500 bílých trpaslíků, kteří by ovšem neměli ležet dále než 130 světelných let. Vytipování vhodných cílů si slibují od evropské družice Gaia.

Otázkou jistě je, zda planety bílých trpaslíků vůbec v principu mohou být obyvatelné. Do jejich osudu silně promluví například slapové síly. Barnes a Heller (2012) ukázali, že planety bílých trpaslíků jsou tak blízko svým hvězdám, že by snadno mohly být vystaveny silným slapovým silám, vedoucím k vulkanismu snad ještě strašnějšímu než na Io. Vázaná rotace, s jednou polokoulí trvale osvětlenou a druhou věčně temnou, je zde téměř samozřejmostí. Pro obyvatelnost to nemusí být snad nepřekonatelná překážka, Zemi by se však takové planety jistě nepodobaly.

Světy „normálních“ hvězd se vyrovnávají s tím, že jejich slunce pomalu zjasňují, až je nakonec upečou ve skleníkovém pekle, jako se to stalo s Venuší. Planety bílých trpaslíků jsou na tom právě opačně – začínají jako přehřátá pekla, a teprve s chladnutím jejich „neživého-nemrtvého“ slunce se dostávají do obyvatelné zóny. Pokud se z nich však do té doby „vypeče“ veškerá voda nebo i atmosféra, (a nebude nějakým způsobem nahrazena) obyvatelná planeta se prostě konat nebude.

Loeb a Maoz doufají, že vodu by mohly dodat dopadající komety. Nordhaus a Spiegel (2012) ovšem podotýkají, že bombardování kometami (navíc urychlenými nemalou gravitací bílého trpaslíka na vysokou rychlost) není pro život na planetě nic příjemného. Planeta, která by dostávala dostatek vody, by musela být odstřelována tak často a mohutně, že by život nedostal čas se vůbec rozvinout. Snad jen kdyby déšť komet nějakým „zázrakem“ ve vhodnou chvíli ustal… Pravděpodobnost, že na takovou šťastnou planetu narazíme, je však asi malá.

Znamená to, že bychom neměli planety bílých trpaslíků hledat? Rozhodně ne! Vědecké teorie jsou přece od toho, aby byly ověřovány pozorováním. Již mnohokrát se podařilo najít i to, co bylo předtím považováno za nepravděpodobné či dokonce nemožné. Co když nás příroda překvapí i v tomto případě?

Odkazy:

Loeb, A., Maoz, D. (2013): Detecting bio-markers in habitable-zone earths transiting white dwarfs. arXiv preprint arXiv:1301.4994.

Barnes, R., Heller, R. (2012): Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary. eprint arXiv:1211.6467

Agol, E. (2011): Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs. The Astrophysical Journal Letters, Volume 731, Issue 2, article id. L31, 5 pp. (2011).

J. Nordhaus, D. S. Spiegel (2012): On the Orbits of Low-mass Companions to White Dwarfs and the Fates of the Known Exoplanets. arXiv:1211.1013

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

Napsat komentář

Vaše emailová adresa nebude zveřejněna. Vyžadované informace jsou označeny *