Čas od času médii proletí zpráva o objevu nové druhé Země, na jejímž povrchu mohou být podmínky k životu. Málokdy je to však pravda. Není to ale většinou vina novinářů. V tiskové zprávě je objev vykreslen pozitivně a chybí základní fakta a dávka skepse.
Které potenciálně obyvatelné exoplanety můžeme brát vážně? A proč zrovna je? Podívejte se….
Kolik exoplanet známe?
V současné době známe celkem přes 4100 exoplanet.
Co to je druhá Země?
Mediální zkratka. Tento pojem ve skutečnosti neexistuje. Můžeme mluvit o planetách terestrického typu, ale o složení exoplanet většinou nic nevíme. Osobně si pod pojmem druhá Země představuji planetu, která má podobné složení jako Země (tedy podobnou velikost a hmotnost), obíhá po kruhové dráze okolo hvězdy spektrální třídy G (podobné Slunci) a dostává od své hvězdy podobné množství záření jako Země (někde okolo 80 až 100 %). Neznamená to, že na jiných planetách nemůže být život. U zmíněné konfigurace však máme jeden případ, kdy se podobné planetě život prokazatelně vyvinul. Známe takové exoplanety? Ne.
Co je to obyvatelná oblast?
Zjednodušeně řečeno je to oblast okolo hvězdy, ve které může mít planeta podobná Zemi podmínky k tomu, aby na svém povrchu udržela vodu v kapalném skupenství.
Parametry obyvatelné zóny vychází z velmi zjednodušených klimatických modelů. Pokud je planeta v obyvatelné oblasti, tak to neznamená, že na jejím povrchu bude voda, dokonce to neznamená, že na jejím povrchu budou podmínky k tomu, aby se na něm udržela voda v kapalném skupenství. Je to složitější. Mnohem lepší, než obyvatelná zóna, je používat pojmy jako oslunění nebo rovnovážná teplota. První znamená množství záření, které dostává planeta od své hvězdy v násobcích toho, co dostává Země od Slunce. Druhý pojem udává teplotu na povrchu planety, ale bez vlivu atmosféry. Rovnovážná teplota vychází ze zářivosti hvězdy, vzdálenosti planety a albeda (kolik toho planeta odráží, což odhadujeme).
Jak se druhá Země hledá?
Existuje řada metod pro objevování exoplanet. V případě menších planet existují dvě nejčastější metody:
- Tranzitní metoda (TR): pokud planeta přechází z našeho pohledu před hvězdou, tak částečně zablokuje její světlo, což se projeví v nepatrném poklesu její jasnosti. Z tranzitní metody lze určit poloměr planety. Teoreticky také hmotnost, pokud je planet více, obíhají blízko sebe a gravitačně se ovlivňují, což se projeví ve změnách v časech tranzitů.
- Měření radiálních rychlostí (RV): planeta neobíhá okolo hvězdy, ale okolo společného těžiště s hvězdou. Vzhledem k rozdílům ve hmotnostech obou těles, se těžiště nachází obvykle relativně blízko středu hvězdy. Pohyb planety tak pozorujeme jako oběh, zatímco hvězda se spíše kymácí. Toto kymácení lze pozorovat vlivem tzv. Dopplerova jevu jako posuv spektrálních čar ve spektru hvězdy. Z této metody můžeme určit hmotnost planety, ale pozor… jen tu minimální. Pro přesné určení hmotnosti je nutné znát sklon dráhy planety vůči nám a to je trochu problém.
Jinými slovy: většinu exoplanet nevidíme, pozorujeme jen jejich vliv na mateřskou hvězdu.
Problém 1.: Exoplanety na jedné noze
U většiny malých planet známe hmotnost, nebo poloměr. Ne obojí. Proč? Planety, které objevíme tranzitní metodou můžeme pozorovat také metodou měření radiálních rychlostí. Ale jen teoreticky. Mají většinou tak malou hmotnost, že na ně současné přístroje nestačí. Musíme si pár let počkat.
Pokud planetu najdeme měřením radiálních rychlostí, tak to nutně neznamená, že tranzituje. Aby tranzitovala, musí její rovina oběžné dráhy směřovat k nám. Ve skutečnosti jen velmi malá část ze všech planet objevených metodou měření radiálních rychlostí tranzituje.
Proč je dobré detekovat exoplanetu oběma metodami? Pokud známe poloměr a hmotnost, tak známe hustotu a můžeme odhadnout složení povrchu.
Problém 2: Přesnost především
Už jsme uvedli, že známe obvykle jen minimální hmotnost planety. S přesností dalších parametrů (poloměr, rovnovážná teplota atd.) to nemusí být valné.
Někdy se dokonce může stát, že planeta vůbec neexistuje! U menších planet objevených metodou měření radiálních rychlostí je obtížné rozeznat signál planety od šumu.
Problém 3: Fyzikální parametry? Neznáme
Pokud neznáme hustotu, nevíme nic o složení povrchu. V případě malých planet nevíme také nic o složení atmosféry, která ovlivní i teplotu na povrchu. U větších exoplanet už dnes zkoumat atmosféry dokážeme. U některých z těch, které uvádíme v přehledu, to dokáže kosmický dalekohled Jamese Webba, který odstartuje v roce 2021.
Problém 4: Proč objevujeme malé planety jen u červených trpaslíků?
Červení trpaslíci jsou nejpočetnější skupinou hvězd v Galaxii, ale to není ten hlavní důvod. Exoplanety se u nich hledají lépe než u hvězd podobných Slunci. Proč? Za prvé je to proto, že se obyvatelná oblast nachází mnohem blíže k hvězdě, než u hvězd podobných Slunci, protože červení trpaslíci jsou chladnější.
V případě měření radiálních rychlostí platí, že čím má hvězda menší hmotnost, tím lépe se u ní planeta hledá (planeta o hmotnosti Země dokáže zacloumat snadněji s červeným trpaslíkem než s hmotnějším Sluncem) a také platí, že čím je planeta od hvězdy blíže, tím lépe.
U tranzitní metody je to zejména o praktické stránce věci – pokud planeta tranzituje jednou za 20 dní, tak ji najdete snáze, než když tranzituje jednou ročně. Kromě toho pravděpodobnost tranzitu závisí na velikosti hvězdy a vzdálenosti planety od ní. Pokud chcete najít planetu u hvězdy podobné Slunci, musíte pozorovat více hvězd, abyste něco našli a obyvatelná planeta vám bude tranzitovat jen jednou ročně.
Problém 5: Jsou červení trpaslíci cool?
Exoplanety u červených trpaslíků to nemusí mít jednoduché. Většinou mají vázanou rotaci, což znamená, že jsou ke své hvězdě nakloněny stále stejnou stranou. Červení trpaslíci jsou také v mládi hodně aktivní, takže mohly planety připravit o vodu na jejím povrchu.
TOP 10+
Do přehledu jsme zařadili exoplanety, které mají více méně příznivé oslunění a také šanci, že jsou podobné Zemi svým složením. Jak to poznáme? Nijak. Obecně se však předpokládá, že říše terestrických planet končí na poloměru 1,6 Země. Nad tuto velikost jde už spíše o mini-neptuny. Jak je to u hmotnosti? Závisí to na složení planety, ale obecně můžeme stanovit limit na 5 Zemí.
Pokud vás zajímá vztah mezi velikostí a hmotností planet v závislosti na složení, tak se podívejte na tuto tabulku.
Obyvatelné exoplanety
| Planeta | Metoda | P (dny) | a (AU) | M (Mz) | R (Rz) | S (Sz) | Mh (Ms) | PN | T (K) | Dis. (ly) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| GJ 1061d | RV | 13 | 0,052 | 1,7 | 0,6 | 0,12 | 3 | ? | 12 | |
| Proxima b | RV | 11,1 | 0,048 | 1,3 | 0,7 | 0,12 | 1 | 227 | 4,3 | |
| Teegardenova hvězda c | RV | 11,4 | 0,044 | 1,11 | 0,37 | 0,089 | 2 | 200 | 39,6 | |
| GJ 667 Cc | RV | 28,1 | 0,125 | 3,7 | 1,3 | 0,33 | 6 | 274 | 23,6 | |
| TRAPPIST-1e | TR | 6,1 | 0,029 | 0,77 | 0,9 | 0,6 | 0,089 | 7 | 246 | 39,6 |
| TRAPPIST-1f | TR | 9,2 | 0,038 | 0,93 | 1 | 0,35 | 0,089 | 7 | 214 | 39,6 |
| TRAPPIST-1g | TR | 12,3 | 0,046 | 1,15 | 1,1 | 0,23 | 0,089 | 7 | 194 | 39,6 |
| Kepler-186f | TR | 129,9 | 0,35 | 1,1 | 0,26 | 0,54 | 5 | 188 | 582 | |
| Kepler-442b | TR | 112,3 | 0,41 | 1,3 | 0,72 | 0,61 | 1 | 233 | 1200 | |
| K2-72e | TR | 24,2 | 0,116 | 1,3 | 1,1 | 0,27 | 4 | 217 | 227 |
Poznámky:
- P: oběžná doba
- a: velká poloosa v AU (astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce, cca 149 600 000 km)
- M: hmotnost planet v násobcích Země
- Rz: poloměr planety v násobcích Země
- Sz: oslunění v násobcích Země
- Mh: hmotnost hvězdy v násobcích Slunce
- PN: počet planet v systému
- T: rovnovážná teplota planety v Kelvinech
- Dis: vzdálenost hvězdy od nás ve světelných letech
Zdroje dat: exoplanet.eu, phl.upr.edu, archív Exoplanety.cz