Mnohé planety mají vpravdě pohnutý osud. Už zběžný pohled na stále se rozrůstající okruh objevených exoplanet ukazuje, že ani tělesa tak velká a úctyhodná, jako jsou planety, nejsou ušetřena krutého boje o existenci. Je mnoho vlivů, které mohou zpečetit osud planet. Migrace plynných obrů v období hvězdného mládí je tím nejzřejmějším, orbitální přesuny a chaos ale mohou být také dílem druhé složky dvojhvězdného systému, nebo převratných změn v soustavách zanikajících hvězd.
Často se mlčky předpokládá, že životní pouť planety mohou ukončit dva hlavní fenomény: srážka s hmotnějším tělesem (např. hvězdou – to bude i konečný osud Země), anebo vymrštění ze soustavy do mezihvězdného prostoru, kde odvržený svět rychle umrzne a zhyne v temnotě a zapomnění. Co když se ale někteří z těchto planetárních zatracenců nevzdají tak snadno?
O počátcích hvězdných soustav víme dosud jen málo, i když mnohé z toho mála nás opravňuje k víře, že jde o dost chaotický proces. Předpokládá se, že z prvotního materiálu – prachu a plynu – se zformují planetesimály, větší tělesa, která se postupně srážejí, spojují a rostou. Jakmile překročí určitou velikostní mez, začnou nasávat prach a zhušťovat kolem sebe také plyn. Ty nejúspěšnější, které překročí desetinásobek zemské hmotnosti, tak činí natolik úspěšně, že se stanou plynnými obry, ty menší se musejí spokojit s převážně kamenným nebo ledo-kamenným složením s minimálním plynným obalem.
Vzájemné kolize a těsná přiblížení těchto těles jsou na denním pořádku. Setkání protoplanety s výrazně hmotnějším sousedem v podobě plynného obra může snadno vést k jejímu vymrštění ven ze sluneční soustavy. Je dokonce možné, že více rodících se planet skončilo v mezihvězdném prostoru, než kolik jich v systému zůstalo! A co teprve systémy, kde se plynní obři vydali na cestu do teplých krajin a po zužující se spirále klesli až do těsné blízkosti hvězdy? Tam musela být rozsáhlá oblast dosti efektivně zbavena většiny vznikajících těles!
Ta šťastnější odvržená tělesa zakotvila na periferii jako tělesa Kuiperova pásu a Oortova oblaku. Jiná ale skončila až v mezihvězdném prostoru… Jaký asi mohl být jejich další osud?
Právě tuto otázku si položil profesor David J. Stevenson z California Institute of Technology v Pasadeně (Stevenson, 1999). Zaměřil se především na pevná (kamenná či ledová) tělesa o velikosti blízké naší vlastní planetě, a to hlavně z astrobiologické perspektivy. Mohla by být obyvatelná?
Obyvatelné planety bez slunce
Co by se asi tak mohlo dít s naší Zemí, kdyby se ocitla beze Slunce? Dá se předpokládat, že by velice rychle zamrzla. Její oceán by pokryl několikakilometrový ledovec, zřejmě i podstatná část atmosféry by zkolabovala do pevného skupenství. Veškeré složitější organismy (zejména rostliny a vyšší živočichové) by rychle vyhynuly. Vnitřní teplo planety by se ovšem uchovalo po miliardy let, takže v největších hloubkách oceánu a v zemské kůře by teploty stále přesahovaly bod tání vody, a tím by umožnily přežití alespoň některých bakterií, archeí a snad i prvoků nebo drobných mnohobuněčných. Země by se stala světem „europského typu“. Taková planeta sice může hostit život, nesplňuje však klasická kritéria „obyvatelné planety“, zejména přítomnost vody na povrchu.
Protoplanety vymrštěné takříkajíc v porodních křečích planetárního systému se však od dnešní Země odlišovaly především ve dvou bodech: zaprvé měly mnohem vydatnější zásoby vnitřního tepla, protože obsahovaly více radioizotopů, zadruhé zřejmě měly prvotní atmosféry z vodíku a hélia, nalapané přímo z pramlhoviny. Nahromadění plynů muselo být znatelné už v okolí těles o hmotnosti Měsíce, a protoplanety o hmotnosti Marsu musely mít již velmi silné vodíkové obaly. Planeta srovnatelná se Zemí musela být obklopena plynem, který představoval 0,1 – 1% její hmotnosti (Stevenson, 1999)! Naše Země ani jiné terestrické planety si svoji praatmosféru neudržely (což je ostatně naše štěstí!), protože byly blízko Slunce. Jakmile se naše hvězda pořádně rozhořela, vysoká teplota, sluneční vítr a UV záření způsobily, že vodíko-héliové atmosféry planet rychle zanikly a rozptýlily se do kosmu. Opačná situace nastala u velmi hmotných a/nebo vzdálených těles: plynných a ledových obrů. (V některých exoplanetárních systémech nacházíme horké planety jen o málo větší než Země, ovšem s mohutnými plynnými obaly, což nejspíše ukazuje, že uchování prvotní atmosféry je alespoň v některých případech snazší, než bychom si mysleli).
Protoplanety odvržené již v raných fázích formování svého systému však nikdy tímto „odvanutím“ praatmosfér neprošly, a byly také mnohem chladnější než planety ohřívané slunečním světlem. Za těchto podmínek si mohla vodíkový obal uchovat po celé miliardy let i tělesa o hmotnosti srovnatelné se Zemí.
Důležité je, že hustá vodíková atmosféra se chová jako tepelná izolace, taková peřina, která nedovoluje teplu (v podobě infračerveného záření) odcházet do kosmu. Třebaže bezsluneční planeta produkuje radioaktivním rozpadem jen velice málo tepla (radioizotopy v nitru Země vydávají několikatisíckrát méně energie, než naší planetě dodává Slunce), silná vodíková atmosféra by umožnila toto teplo střádat natolik účinně, že by povrchová teplota mohla překročit bod tání vody. I bez Slunce by tedy mohly existovat otevřené a třeba i poměrně teplé oceány. Vyžadovaly by ale poměrně vysoký atmosférický tlak v řádu 0,1 – 1 kbar (stovek až tisíců atmosfér). Protože v podobném tlaku existuje život na dně našich oceánů, mohlo by to být prostředí vcelku pohostinné.
Ve spodních vrstvách atmosféry by probíhala konvekce (proudění), vysoko nad hladinou věčně temných moří bychom našli vrstvy oblaků různých látek (vody, čpavku a metanu), podobně jako v atmosférách plynných obrů. Jen v některých případech (řídká atmosféra, menší planeta) by planeta mohla ochladnout natolik, že by atmosféra zkondenzovala a povrch by zaplavil oceán kapalného vodíku.
Podle Stevensona je optimální hmotnost „obyvatelné“ mezihvězdné planety blízká hmotnosti Země nebo i menší (kolem ½). Takových protoplanet přitom mohlo být z naší (i jiných) soustav vymrštěno značné množství. Oceány takového světa by mohly být i mnohem hlubší než naše, pokud by se jednalo o vodou bohatý svět (větší obdobu Europy či Ganymedu). V takovém případě by se ale na jejich dně mohla zformovat vrstva vysokotlakého ledu. Mořská hladina by se halila do neproniknutelné tmy, snad jen občas přerušované zášlehem blesku proniknuvším sem z oblak vysoko nahoře. Na mořském dně bychom se ale stále mohli setkat se žhavotekutou lávou či mihotavým přísvitem termálních pramenů. To samozřejmě otevírá prostor pro spekulace o existenci života. Takový život by se však zřejmě velmi lišil od čehokoli, co známe ze Země, nebo i od toho, co očekáváme na Europě. Nájemníci osidlující černé a bílé kuřáky na dně moří vesměs využívají geotermálně vzniklé redukované látky (sirovodík, metan, vodík), které slučují s oxidovanými látkami z mořské vody (kyslík, síran). Takové oxidované molekuly by však chyběly na planetě doslova přesycené vodíkem. Pokud by sopky generovaly oxid uhličitý, mohly by hostit metanogeny, kteří jej slučují s vodíkem na metan. V horninách obsahujících radioizotopy by i na mezihvězdné planetě musela probíhat radiolýza vody na vodík a kyslík, další potenciální zdroj energie pro živé organismy. Určitou možností by zřejmě byly i přirozeně vzniklé organické látky, generované galaktickým kosmickým zářením a blesky v atmosféře, nebo v hydrotermách. Celkově by šlo o prostředí energeticky chudé. Energie pro život by bylo nejvíce na samém počátku a postupně by jí ubývalo, s tím, jak by se planeta zbavila tepla uvolněného při vzniku, a navíc jak by se ztenčoval rezervoár přirozených radioizotopů. Vnější zdroje (hvězdné světlo či jiné typy radiace) by zde totiž nejspíše zcela chyběly. Ačkoli tedy bezsluneční planeta má otevřený oceán jako Země, ve všech ostatních ohledech je na tom v zásadě stejně jako planeta „europského typu“. Liší se jen tím, že roli izolační vrstvy neplní ledovec, nýbrž vodíkový obal, což z astrobiologického hlediska může být velmi podobné.
Stevenson optimisticky předpovídá, že bezsluneční planety by mohly patřit k nejhojnějším typům obyvatelných planet. Je to samozřejmě možné, musíme ale vzít do úvahy také to, že jejich obyvatelnost úzce závisí na vlastnictví správně husté vodíkové atmosféry – příliš řídká znamená zamrznutí moří (přechod k planetě europského typu), příliš hustá znamená příliš vysokou teplotu, takže se život i bez přítomnosti slunečního svitu upeče jako v papiňáku (tím se planeta dostává na roveň „ledových obrů“ Uranu a Neptunu, které také mají „vodní oceány“, ovšem při zcela nepřívětivé teplotě a tlaku). Takže i zde existuje „obyvatelná oblast“, vymezená tentokrát nikoli polohou, ale spíše velikostí a stářím planety a hustotou atmosféry. Stevenson označuje tyto planety jako světy s „přikrytými oceány“ (blanketed oceans), které staví do kontrastu s podledovými europskými oceány na straně jedné a s planetami podobnými Zemi na straně druhé. Podle úhlu pohledu je můžeme označovat jako „sub-Neptuny“ nebo „super-Ganymedy“ (Stevenson, 2002).
Pro člověka budou takové světy samozřejmě zcela neobyvatelné. Nejen proto, že vodík nelze dýchat, ale také proto, že k přežití v místním tlaku bychom potřebovali tlakovou nádobu podobnou batyskafu, která by udržela tlak v mezích tolerance lidského organismu.
Parametry bezslunečních planet ozřejmuje tabulka, sestavená podle práce Stevenson, 1999.
 |
| Tři typy oceánů podle D. Stevensona. Zcela vlevo – typická obyvatelná planeta s tenkou atmosférou a otevřenou hladinou, ohřívanou slunečními paprsky, uprostřed otevřený oceán zahalený silnou, izolující atmosférou vodíku a hélia, zcela vpravo ledem pokrytý oceán europského typu. (Podle Stevenson, 2002) |
Samotářské světy: endohydrosféry mezi hvězdami
Abbot a Switzer (2011) se podrobněji podívali na „europský“ typ bezslunečních planet, které básnivě označují jako „vlky samotáře“ mezi planetami (Steppenwolf planets). Usoudili, že planeta složením a stářím podobná Zemi, obsahující stejný hmotnostní podíl vody, bez přítomnosti tepelně izolačních vrstev, by mohla mít oceán jen tehdy, kdyby měla 3,5x vyšší hmotnost než naše Země.
Do hry ale vstupuje celá řada dalších faktorů. Udržení oceánu by silně nahrávala přítomnost většího podílu vody oproti Zemi (neboť ledová krusta by mohla být silnější, aniž by moře promrzla až na dno), a existence tepelně-izolační vrstvy na povrchu ledovce. Autoři hovoří o vrstvě suchého ledu (jinovatky CO2), vznikající vymrzáním sopečných plynů. Taková deka by výrazně zvýšila teplotu na povrchu ledu. V extrémním případě, kdyby byla silná až 2 km, by teplota na její bázi dosáhla 220 K (-53°C), a došlo by ke vzniku kapalného CO2. K tomu by ale planeta musela mít více oxidu uhličitého, než pozorujeme na Venuši.
Jak vyšší podíl vody (zde uvažován desetinásobek oproti Zemi, což je ve srovnání s ledovými tělesy stále velmi málo), tak přítomnost CO2 na povrchu by umožnila dlouhodobou existenci oceánů i na planetě s 1/3 hmotnosti Země, a svět splňující obě tyto podmínky by mohl mít snad jen 1/10 pozemské hmotnosti, což odpovídá zhruba Marsu.
Kdyby se ledovec choval konvektivně, byla by situace odlišná, o ledových tělesech však víme příliš málo, než aby se dalo odhadnout, za jakých podmínek ke konvekci dochází. Autoři se podrobněji nezabývali rolí solutů (solí, amoniaku atd.) ve vodě, podle analogie s ledovými tělesy Sluneční soustavy by však byla velmi zásadní – čpavkové oceány se podle všeho mohou udržet i v nitru ledových tělísek o hmotnosti 100x až 1000x menší než Země, jako je například Pluto.
Osamělé planety a slapové síly
Stevensonova průkopnická práce nezůstala bez ohlasu. Američtí badatelé John H. Debes a Steinn Sigurdsson se zaměřili na otázku jejich možného slapového ohřevu.
Ano, skutečně osamělá planeta žádným slapům podléhat nemůže, co kdyby však měla alespoň menšího souputníka, podobného našemu Měsíci?
Autoři nejprve ukazují, že značné množství těles má velké oběžnice – není to jen naše Země, ale také Pluto, Eris nebo Haumea z Kuiperova pásu, a četné dvojité asteroidy. (Při tom zcela mimoděk rozbíjejí argumentaci zastánců hypotézy „vzácné Země“, podle nichž má být planeta s velkým, Měsíci podobným měsícem naprosto ojedinělým zjevem.) Otázkou ale je, co se stane, když je (proto)planeta vymrštěna ze systému – je vyhnána zcela sama, nebo si může na cestu „přibalit“ i svůj měsíc? Jak kdy. Počítačové simulace autorů, které napodobovaly podmínky blízkého přiblíženi systému planeta-měsíc k plynnému obru, ukázaly, že ve 3,3 % případů je do kosmu vyvržena jen planeta, zatímco ve 4,6 % jí jako společník v exilu zůstane její oběžnice. V ostatních případech soustavu neopustí nikdo. Hned 12 % simulací (včetně těch, kde planeta soustavu neopustila) skončilo tak, že měsíc planety byl sprostě odcizen a skončil v područí plynného obra. Toto pozorování je zajímavé mj. i v kontextu debaty o obyvatelných měsících.
Měsíc, není-li odcizen, může po takovém orbitálním kaskadérství skončit na výstředné dráze a planetu významně slapově ohřívat. Ohřev může být až 100x vyšší než radiogenní ohřev dnešní Země, a dosáhnout 4 % energie, které Zemi dodává Slunce! Taková planeta by mohla mít otevřený oceán i s atmosférou podstatně tenčí, než jakou uvažoval Stevenson. Špatná zpráva je, že většina planet bude ohřívána méně, a navíc ani těm šťastnějším to dlouho nevydrží – během 150 – 250 miliónů let se slapový ohřev sníží na úroveň radiogenního. Může to stačit jako počáteční vzpruha pro vznik a vývoj života, ale určitě ne jako trvalá základna vzkvétající biosféry.
Podle autorů by mohl celkový počet volně se potulujících planetárních vyhnanců několikanásobně převyšovat počet hvězd v Galaxii (jichž je řádově 1010), a až 7*108 z nich by mohlo být dvojitých.
Jak je nalézt?
Stevenson je v otázce detekce volně putujících planet (tedy konkrétně těch „obyvatelných“) spíše skeptikem. Husté atmosféry by bránily úniku IR záření, takže planeta by se navenek jevila jako extrémně chladné těleso o teplotě kolem 30 K, které prakticky žádné záření nevydává. Jediným signálem by byla slabá mikrovlnná radiace.
Opuštěné planety by mohly mít i vlastní magnetické pole, vymezující velmi rozsáhlou magnetosféru (Stevenson, 1999). V té by snad mohly vznikat i rádiové emise, další potenciální signál o existenci těchto světů. Naděje na jejich objevení je však přesto mizivá. U velkých plynných planet a hnědých trpaslíků je naděje na existenci opravdu silného magnetického pole. Střet tohoto pole s mezigalaktickou hmotou, nebo ještě lépe jeho interakce se satelity mateřského tělesa (podobné interakci Io a Jupiteru) by vyvolával aurorální jevy, spočívající v interakcích mezi nabitými částicemi a magnetosférou, doprovázené vznikem radiových vln. Tak by mohl za příznivých okolností vzniknout signál zachytitelný budoucími extrémně velkými radioteleskopy.
Debes a Sigurdsson (2008) předpokládají, že slibnější výsledky mohou přinést gravitační mikročočky.
Abbot a Switzer (2011) doplňují, že ve vzdálenostech řádově 1000 AU by osamocené planety mohly být zachyceny prostřednictvím odražených slunečních paprsků. Pravděpodobnost takového nálezu silně závisí na tom, kolik bludných planet v Galaxii je a jak často se některá dostane až na periferii Sluneční soustavy.
První mezihvězdné planety objeveny!
V květnu 2011 byla publikována studie mezinárodního týmu astronomů pracujících metodou gravitačních mikročoček, oznamující objev 10 těles planetární hmotnosti, která nejspíše nejsou asociována s žádnou hvězdou. Jde tedy o bludné planety nebo málo hmotné hnědé trpaslíky (planema). Extrapolací získaných dat na celou Galaxii bylo zjištěno, že počet bludných planet by měl výrazně přesáhnout počet hvězd, a to 1,8x – 3,5x (Článek na Exoplanety.cz).
Zoo mezi hvězdami
Pro lepší perspektivu je na místě poznamenat, že v mezihvězdném prostoru zřejmě najdeme velmi bohatou zoo různých objektů. Mladé hvězdy za sebou jistě netrousí jen planety zemského typu. Exulanty v chladném vakuu se tak mohou stát nejrůznější objekty od plynných obrů „vykopnutých“ svými hmotnějšími sourozenci až po prachobyčejné komety. Nejvíce těchto těles se zřejmě dostane k „životu na volné noze“ krátce po svém zrodu, ale budou i výjimky, jako např. planety uprché od umírajících hvězd.
Skoro každá hvězda může mít svou družinu volně vázaných těles, která obíhají v odlehlých končinách její soustavy, jako obdoba našeho Oortova oblaku. A nemusí to být vždy jen komety, ale i něco většího. Ostatně se stále udržují zvěsti, že i na periferii naší Sluneční soustavy obíhá „něco velkého“, ať už je to Planeta X srovnatelná velikostně se Zemí či Marsem, zapomenutý plynný obr Tyche nebo dokonce „temná hvězda“ Nemesis. Přinejmenším ti posledně jmenovaní hmotnější „fantomové“ by však nemohli uniknout citlivým detektorům IR záření, jako je probíhající projekt WISE, takže o jejich přítomnosti budeme mít brzy jasno.
Takovíto vzdálení souputníci nebudou zrovna pravzory věrnosti – působením ostatních hvězd, procházejících zrovna blízko jejich soustavy, se mohou uvolnit a odplout, nebo přejít do onoho druhého systému. Ostatně pro těleso obíhající stovky či dokonce tisíce AU od hvězdy je příslušnost k hvězdné soustavě jen formalitou – žádné podstatné teplo nezískává, takže odplutí do mezihvězdných dálek pro něj nepředstavuje žádnou změnu.
Co vše můžeme nalézt v otevřeném kosmu, nebo na vzdálených orbitách hvězd? Nejčastěji to budou komety a další malá ledová tělesa. Ale pozor – už třeba objekty zvíci Pluta mohou mít uvnitř malé oceány kapalného čpavku. Ty jsou sice příliš chladné pro konvenční život, přesto už tito trpaslíci zasluhují bedlivou pozornost astrobiologů. Ledové (či přesněji ledo-kamenné) objekty větší než Měsíc nebo Mars už mohou mít značnou geologickou aktivitu (alespoň po dobu prvních miliard let), a mohou se stát světy podobnými Europě, Ganymedu či Callisto, a to i v případě, že nemají zdroj slapového tepla. Intenzita a vytrvalost vulkanismu samozřejmě roste s hmotností planety.
U planet této skupiny už začíná nabývat na důležitosti atmosféra. Najdeme tak europské planety s řídkým plynným obalem nad ledovou krustou, Stevensonem uvažované planety s hustou atmosférou nad otevřeným oceánem a planety neptuniánské, jejichž vodou bohaté vrstvy budou již přehřáté. To, kam se která planeta zařadí, bude záviset nejen na její hmotnosti, ale také na tom, kdy a jak byla vymrštěna do prostoru, a možná i na jejím stáří (nadkritický „oceán“ žhavé vody na neptuniánské planetě může během miliard let zchladnout a zkondenzovat do podoby pravé, životu přátelské kapaliny).
Planety výrazně přesahující desetinásobek hmotnosti Země však můžeme s největší pravděpodobností zařadit do kategorie astrobiologicky málo slibných plynných obrů. V zoo mezihvězdných objektů jim budou dělat společnost také nehvězdné objekty vzniklé přímým kolapsem prachoplynných mračen – hnědí trpaslíci (o hmotnosti 13 – 80 Jupiterů) a „hnědí podtrpaslíci“ neboli planema, což jsou objekty o hmotnosti plynných obrů, které zřejmě nebude snadné odlišit od obřích planet vypuzených z hvězdných soustav.
Aby to nebylo jednoduché, mezihvězdné objekty často nemusejí být osamocené. Uprchlých terestrických planet s měsíci jsme se již dotkli, kromě nich však v černé prázdnotě vesmíru najdeme i samotářské obří planety se soustavami měsíců. Také hnědí trpaslíci a podtrpaslíci se rodí obklopeni „protoplanetárním diskem“, a tudíž musejí mít oběžnice (není dosud jasné, jak by se měly nazývat – jde o cosi mezi planetami a měsíci!).
V takovýchto početnějších soustavách obsahující hmotná tělesa dramaticky vzrůstá potenciál pro dlouhodobý slapový ohřev v důsledku např. orbitálních rezonancí mezi satelity. To je ovšem kapitola sama pro sebe, které se budeme věnovat někdy jindy.
Zastávky na cestě ke hvězdám?
Objekty plující volně Galaxií mohou být významné pro mezihvězdné cestování. V první řadě pro cestování jednoduchého života v podobě panspermií. Zárodky života nejspíše nemohou přežít volně v kosmu, a dokonce i kdyby cestovaly ve zmrzlé, spící podobě v bezpečném nitru meteoritů či komet, nemusely by vydržet životaschopné po extrémně dlouhou dobu nutnou k přeletu od hvězdy k hvězdě.
Větší tělesa přijatelná pro existenci mikrobiálního života – tj. uprchlé planety dost velké na to, aby si uchovaly kapalnou vodu alespoň pod povrchem (když už ne na povrchu) – tímto omezením netrpí, organismy zde mají příhodné prostředí, kde se mohou množit a prospívat celé miliardy let, a překonat prakticky neomezené vzdálenosti, snad dokonce mezigalaktické. Otázkou do diskuse samozřejmě je, zda a jak by živé organismy mohly bludnou planetu opustit. Teorie panspermie obyčejně počítá s organismy, ukrytými v nitru kamenů vymrštěných do kosmu při dopadu asteroidů. Na planetách s velmi hustou atmosférou to ale nefunguje, a mezihvězdné planety s řídkou atmosférou mohou hostit život jen hluboko pod povrchem, kde zase nemůže být vymrštěn do kosmu. Všechny dosud navržené možnosti jsou extrémně nepravděpodobné, silně spekulativní nebo obojí. Ačkoli úlohu bludných planet v panspermismu nemůžeme z principu vyloučit, nelze ji ani přeceňovat.
Ani pro vyspělé kosmické civilizace nemusejí být planety ponořené do tmy úplně nezajímavé. Představa, že by tam nějaká forma inteligentního života vznikla, sice není zrovna pravděpodobná (není ale ani zcela vyloučená, když už o tom mluvíme), takováto tělesa by ale mohla představovat potenciální zastávku na cestě mezihvězdných kolonistů.
Pokud předpokládáme, že civilizace jen o málo vyspělejší než naše dokáže dlouhodobě žít v uměle vytvořených habitatech, získávat energii z jaderných reaktorů a suroviny dobývat z asteroidů a jiných pustých těles, je jí v zásadě jedno, zda osidluje právoplatnou sluneční soustavu, nebo „jen“ okolí hnědého trpaslíka či opuštěnou hroudu ledu a kamení plující někde mezi hvězdami. Mohli bychom se proto domnívat, že takové civilizace zamíří do hlubin Galaxie jaksi neznatelně, postupnými kroky – nejprve zabydlí svou planetu, pak planety a asteroidy v jejím okolí, až postupně přejdou do své obdoby Kuiperova pásu a Oortova oblaku. Pak již pro ně nebude nijak obtížné provést krátký mezihvězdný skok k blízkému hnědému trpaslíku či volně putující planetoidě, a tak jaksi nenásilně infiltrovat galaktický prostor, dokud (během staletí či tisíciletí) nedosáhnou skutečných hvězdných soustav. Je logické předpokládat, že osamocené planety budou početnější než hvězdy, a propasti časoprostoru mezi nimi proto nemusí být nepřekročitelné ani pro relativně pomalé typy mezihvězdných plavidel.
Jedním z vysvětlení Fermiho paradoxu by mohlo být, že drtivá převaha mezihvězdných civilizací se během svého vývoje specializovala právě na osidlování chladných mezihvězdných těles, a hvězdy jako je naše Slunce je prostě přestaly lákat. Například proto, že se jejich technologie až příliš dokonale přizpůsobily mrazivým podmínkám početných temných světů.
A co když i naši potomci, jednou…? Co když za mnoho tisíc let noha člověka, nebo nějakého jeho následníka, stane na pustém, mrazivém povrchu světa ozařovaného jen vzdáleným třpytem Mléčné dráhy? Naučí se dobývat si živobytí v mrtvém, mrazivém pekle věčné tmy a mrazu? Najdou se odvážlivci, kteří se spustí do husté atmosféry některého z šerých světů předpovídaných profesorem Stevensonem, aby se vydali do jeho miliardy let staré temnoty a pokusili se tam nalézt jiskru čehosi živého?
Terminologická poznámka:
Šťoural by mohl namítnout, že hovořit o mezihvězdných tělesech jako o planetách je holý nesmysl, dokonce protimluv, neboť planeta bez hvězdy vlastně už ze samé své definice není žádnou planetou. Šťouralové mají samozřejmě pravdu, alespoň pokud se držíme platné definice planety. Vžitá terminologie ale tato tělesa jako planety označuje (interstellar planets, rogue planets). Alespoň na počátku šlo o plnoprávné (proto)planety, takže je obtížné rozhodnout, zda jim tento titul ponechat či odebrat. Samozřejmě existují i alternativní názvy pro objekty o hmotnosti planet volně plující v prostoru, např. planemo nebo planetar, ty jsou ale častěji asociovány s plynnými objekty, nebo tělesy vzniklými přímo kolapsem pramlhoviny podobným způsobem jako hvězdy, nikoli s uprchlými terestrickými planetami.
Ostatně když se pustíme hlouběji na půdu etymologie: název planeta původně znamenal cosi jako putující nebo potulující se hvězda, což vlastně na uprchlé bezsluneční planety sedí mnohem lépe, než na ty, které „zůstaly doma“.
Odkazy:
Stevenson, D. J.(1999): Life-Sustaining Planets in Interstellar Space? Nature 400, 32. (starší verze článku)
Stevenson, David J.(2002): Planetary Oceans, Sky and Telescope, pp38-44, November, 2002.
John H. Debes, Steinn Sigurdsson (2007): The Survival Rate of Ejected Terrestrial Planets with Moons. The Astrophysical Journal, Volume 668, Issue 2, pp. L167-L170.
The Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) Collaboration & The Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) Collaboration (2011): Unbound or distant planetary mass population detected by gravitational microlensing. Nature, Volume 473,349–352, 19 May 2011
WARREN E. LEARY: Sunless, Airless, and Full of Life?
Hector Javier Durand-Manterola (2010): Free-floating planets: a viable option for panspermia
Dorian S. Abbot, Eric R. Switzer (2011): The Steppenwolf: A proposal for a habitable planet in interstellar space. ArXiv:1102.1108v1
Detecting Wandering Worlds That Host Life (Astrobiology Magazine)
