Počátkem února letošního roku představila NASA celkem 1235 exoplanetárních kandidátů, které obíhají okolo 997 hvězd a během prvních přibližně 4 měsíců své mise je nalezl kosmický dalekohled Kepler. Těmto kandidátům jsme se už podrobněji věnovali v dřívějším článku, tentokrát se zaměříme výhradně na ty kandidáty, kteří byli objevení v tzv. obyvatelné oblasti nebo jejím okolí.
Obyvatelná oblast nebo chcete-li zóna života je termín, se kterým se v článcích o exoplanetách setkáte poměrně často. Zvláště druhý ekvivalent tohoto termínu je dosti nešťastný, obyvatelná oblast nám totiž o životě na té či oné planetě nic nepoví. Jedná se pouze o oblast okolo hvězdy, ve které může mít případná planeta zemského typu podmínky k udržení vody v kapalném skupenství.
Parametry obyvatelné oblasti vychází jen a pouze z údajů, které známe o mateřské hvězdě, nic nám však neříkají o skutečných podmínkách na povrchu daného světa a v obecném slova smyslu dokonce ignorují vlastnosti i samotnou existenci atmosféry planety.
Kepler objevil v obyvatelné oblasti nebo jejím okolí 54 kandidátů. Vzhledem k výkonu pozemských spektrografů budou tito kandidáti čekat na své potvrzení jistě velmi dlouho, takže celá naše diskuse se odehrává pouze v teoretické rovině. Na druhou stranu je seznam těchto kandidátů pouhým nedoslazeným předkrmem. Aby Kepler objevil exoplanetu v obyvatelné oblasti u hvězdy typu Slunce (s oběžnou dobou plus mínus rok), musí data poctivě sbírat po dobu 3 let a nikoliv pouhých 4 měsíců.
Mezi 54 kandidáty bude navíc hodně plynných obrů, jako je Neptun či dokonce Jupiter. Pokud by okolo těchto obrů obíhaly hmotnější měsíce, mohly by to být právě ony, kdo budou mít na svém povrchu podmínky k životu, avšak to se už pouštíme do obyčejných spekulací.
Pro naši debatu jsme dnes vybrali nejnadějnější kandidáty, kteří obíhají v obyvatelné oblasti či jejím okolí a mají poloměr maximálně 2 Země.
Není teplota jako teplota
V odborném článku od týmu Keplera naleznete seznam všech 54 kandidátů v obyvatelné oblasti (strany 22 a 23) a u nich rovnovážnou teplotu na povrchu exoplanety (Equilibrium temperature, Teq). Pokud jste si tabulku prohlíželi, pak jste patrně hledali planetu, na jejímž povrchu budou panovat příjemné teploty. Nevím, zda preferujete spíše horko nebo máte rádi chladnější klima, ale na teplotě okolo 10 až 30°C se asi shodneme. V tabulce jsou hodnoty uváděny v Kelvinech (K), jak už to ostatně v odborné astronomické literatuře bývá. Převod je jednoduchý. Teplotu ve °C dostaneme, pokud od hodnoty v tabulce odečteme 273 (zaokrouhleně). Budeme tedy asi hledat planetu s povrchovou teplotou okolo 283 až 303 Kelvinů. Pokud jste tento postup dříve absolvovali, pak si připravte nejméně dva balíčky kapesníků. Asi vás zklameme, postupovali jste špatně.
Rovnovážná teplota je jako údaj vlastně celkem k ničemu a to z několika důvodů:
K určení teploty potřebujeme znát přesné parametry mateřské hvězdy (zářivý výkon, poloměr, povrchová teplota) a velkou poloosu dráhy planety. Tyto údaje samozřejmě známe pouze s určitou přesností.
Dalším klíčovým parametrem je albedo planety. Jedná se o hodnotu, která udává, kolik záření planeta odráží zpět do kosmického prostoru. Pokud by byla hodnota rovná nule, neodráží nic, při hodnotě 1, odráží veškeré záření. Například Země má albedo přibližně 0,37. Jaké albedo mají zmínění kandidáti, však nevíme, můžeme ho pouze hrubě odhadnout.
Díky těmto nedostatkům lze rovnovážnou teplotu odhadnout s přesností asi 22%, což nám samozřejmě následné diskuse poněkud komplikuje. Co je však důležitější, rovnovážná teplota nebere v úvahu vliv atmosféry. Ten přitom rozhodně nemůžeme zanedbat. V případě Země přidává atmosféra k rovnovážné teplotě navíc 33 K, u Venuše je to ale díky skleníkovému jevu plných 500 K.
Pokud bychom tedy chtěli nalézt v datech exoplanetu, na jejímž povrchu se může nacházet voda v kapalném skupenství, musíme nasadit poněkud podivný přístup a hledat planetu s rovnovážnou teplotou pod bodem mrazu (méně než 273 K).
Mnohem jistějším postupem je proto pracovat s energií. V případě Země se zavádí tzv. sluneční (solární) konstanta, což je tok sluneční energie procházející plochou 1 m2, kolmou na směr paprsků, za 1 s ve střední vzdálenosti Země od Slunce měřený mimo zemskou atmosféru. Hodnota sluneční konstanty je 1366 W/m2. Podobný parametr si můžeme zavést i pro cizí hvězdy. Pro náš případ si ho označíme písmenem S. Hodnota S bude pro jiné hvězdy samozřejmě odlišná, ale my si ji dokážeme snadno vypočítat.
K výpočtu potřebujeme prioritně znát zářivý výkon hvězdy, který lze určit ze vzorce:
- Ls – zářivost Slunce
- Ts – povrchová teplota Slunce = 5780 K
- Rs – poloměr Slunce – v daném vztahu = 1
- R – poloměr hvězdy
- T – povrchová teplota hvězdy
Vzhledem k tomu, že R je uveden v násobcích poloměru Slunce, je Rs rovno 1. Vzorec se proto zjednoduší. Povrchová teplota Slunce je Ts = 5 780 K. Vzorec tedy můžeme upravit na:
Všechny údaje můžeme zjistit z tabulky v článku od týmu Keplera.
Poměr L/Ls nám vyjde v násobcích zářivosti Slunce. Parametr S pak vypočteme jednoduše podle vzorce:
, kde a je velká poloosa dráhy planety. Tento údaj opět nalezneme v odborném článku.
Pokud chceme, aby na planetě byly podmínky k udržení vody v kapalném skupenství, měl by být parametr S přibližně roven 1. Tím budeme mít zaručeno, že planeta dostává stejné množství energie od své hvězdy, jako dostává naše Země od Slunce.
Už jsme ale uvedli, že klíčovým faktorem, který dnes bohužel u žádného z kandidátů ani omylem neznáme, je atmosféra. David R. Underwood, Barrie W. Jones, P. Nick Sleep ve své práci z roku 2003 definovali několik „stupňů obyvatelnosti“ planet. Tyto stupně reflektují vnější a vnitřní okraje obyvatelné oblasti ale také možné složení atmosféry. My je trochu upravujeme a definujeme takto:
- 1 – skleníkový efekt – atmosféra planety je ovlivněna skleníkovým efektem. Povrch je silně zahříván a do atmosféry se dostává velké množství vody v podobě páry, která taktéž působí jako skleníkový plyn. Vliv atmosféry na reálnou povrchovou teplotu je vysoký.
- 2 – ztráta vody – voda se postupně odpařuje a dostává se do stratosféry, kde je působením ultrafialového zářením postupně rozkládána na vodík a kyslík. Prvně jmenovaný postupně uniká do kosmického prostoru, planeta o vodu přichází.
- 3 – planeta s podmínkami jako má naše Země. Termostat atmosféry ohřívá povrch teploty na přijatelnou úroveň.
- 4 – kondenzace oxidu uhličitého. U těchto exoplanet dochází v menší míře ke kondenzaci oxidu uhličitého, což v důsledku vede ke vzniku oblačnosti, jenž přispívá (tentokrát v dobrém slova smyslu) k ohřívání planety díky skleníkovému jevu.
- 5 – exoplanety typu dřívějšího Marsu. Kondenzace oxidu uhličitého je zde maximální, jedná se o vnější (teoretickou) hranici obyvatelné oblasti.
Jednotlivé stupně můžeme definovat v závislosti na spektrální třídě mateřské hvězdy
Parametry S pro různé typy hvězd
V závorce je uvedena přibližná vzdálenost oběžné dráhy planety.
Pro hvězdy spektrální třídy M0 platí zářivý výkon 0,06 Ls, povrchová teplota 3700 K.
Pro hvězdy spektrální třídy G2 platí zářivý výkon 1,0 Ls, povrchová teplota 5700 K.
Pro hvězdy spektrální třídy F0 platí zářivý výkon 6,45 Ls, povrchová teplota 7200 K.
U stupně 3 a hvězd M0 a F0 jde o odhad.
Pokud bychom si chtěli diskusi zjednodušit, můžeme část se stupni vypustit a definovat si pro spektrální typy hvězd přibližnou polohu vnitřní a vnější hranice obyvatelné oblasti v závislosti na parametru S:
- G2: 0,82 až 1,20 AU
- M0: 0,20 až 0,30 AU
- F0: 2,00 až 3,00 AU
Nyní nám už nezbývá nic jiného, než se podívat na zoubek obyvatelným kandidátům od Keplera. Připomínáme, že vybíráme jen ty o maximálním poloměru 2 Zemí:
Analýza obyvatelných exoplanetárních kandidátů objevených dalekohledem Kepler
SO - stupeň obyvatelnosti
KOI - Objekt Keplerova zájmu
Rz - poloměr Země
AU - astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce
Rs - poloměr Slunce
Ls - zářivost v násobcích zářivosti Slunce
S - uvádíme v násobcích sluneční konstanty
střed HZ - přibližný střed obyvatelné oblasti
Pro dané parametry hvězdy leží uvnitř obyvatelné oblasti kandidáti KOI 854.01 a KOI 701.03. Ostatní se nacházejí poblíž obyvatelné oblasti. Vzhledem k tomu, že parametry známe s určitou přesností, mohou i zbývající kandidáti ležet uvnitř obyvatelné zóny. V úvahu také nebereme neznáme veličiny jako tlak atmosféry a oblačnost v atmosféře.
Zdroje:
- The evolution of habitable zones during stellar lifetimes and its implications on the search for extraterrestrial life
- Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data
- vzdalenesvety.cz