Exoplanety 3

 

Průvodce exoplanetární džunglí – 3. díl: „Úlovky“ z exoplanetární džungle!

 

Igor Duszek, 2005

 

V předchozích dvou dílech jsme dospěli k tomu, že kolem vhodných hvězd mohou vznikat planety a že skutečně vznikají jsme si dokázali na Sluneční soustavě, kterou jsme také využili k vytvoření základní typologie planet. Dále jsme se „vyzbrojili“ arzenálem účinných metod hledání exoplanet, takže nezbylo, než vyrazit na „lov“!

 

3. Trochu statistiky…

V současné době jsme již „ulovili“ dohromady asi 182 extrasolárních planet! Známe již 20 multi-planetárních systémů s více než jednou planetou! Dokonce se nám podařilo objevit 5 planet, které obíhají ve dvojhvězdném systému a 2 planety, které obíhají v systému trojhvězdném! Objevili jsme pravděpodobně 1 planetu v jiné galaxii a 1 planetu bludnou (clusterovou)! Zcela nečekaně jsme objevili již 7 planet kolem neutronových hvězd! Ale pojďme si v tom nejprve udělat pořádek. (Celkový přehled exoplanet je uveden v tabulce č. 5 na konci tohoto článku.)

 

Projedeme-li si typy hvězd, u kterých byly exoplanety nalezeny, získáme toto rozložení:

Tabluka č. 1: Počty nalezených exoplanet podle spektrálních typů mateřských hvězd

Neutronové hvězdy (pulsary)

(pův. O, B, A)

Sp. typ

F

(Žluto-bílí trp.)

Sp. typ

G

(Žlutí trp.)

Sp. typ

K

(Oranžoví trp.)

Sp. typ

M

(Červení trp.)

Sp. typ

M, L

(Hnědí trp.)

Neznámý sp. typ

Bludné planety

(bez  mat. hvězdy)

Planeta  v jiné galaxii

7

22

107

36

5

1

2

1

1

Tato tabulka potvrzuje jednoznačné zaměření astronomů na Slunci podobné hvězdy a blízce příbuzné spektrální typy. Zatím se moc nepátrá u červených a hnědých trpaslíků, což je možná škoda, protože nižší hmotnosti těchto hvězd umožňují odhalit méně hmotné planety. To se týká především dnes nejúspěšnější spektroskopické metody.

V šedém a fialovém poli jsou pro úplnost doplněny dva případy zvláštních exoplanet, z nichž jedna je tzv. „bludná“ planeta bez mateřské hvězdy a druhá je možná exoplanetou, která obíhá kolem neznámé hvězdy v jiné galaxii viz. dále!

 

Pokud si provedeme rozčlenění objevených exoplanet podle jejich hmotností, získáme tento přehled „váhových“ kategorií:

Tabulka č. 2: Počty exoplanet podle hmotnostního kritéria

Hmotnost
pod 0,01 Mj
Terestrické nebo Ledové

(Země nebo Pluto)

Hmotnost
0,01 - 0,1 Mj
Podobři

(Neptuni)

Hmotnost
0,1 - 2 Mj
Obři

(Jupiteři)

Hmotnost
2 - 20 Mj
Nadobři

(super-Jupiteři)

7

8

97

70

Zeleně jsou označeny nové kategorie planet, které nebyly obsaženy v typologii planet Sluneční soustavy (viz. „Průvodce exoplanetární džunglí -1.díl)

Z této tabulky je zřejmé, že drtivá většina objevených extrasolárních planet je velmi hmotných ve váhové kategorii Jupitera a vyšší.

Přesto z tabulky vyplívá, že jsme objevili možná 7 planet s hmotností srovnatelnou s naší Zemí nebo i menší! Ale není důvod k velkému optimismu, protože šest z nich jsou naprosto nečekaní „exoti“, kteří obíhají kolem neutronových hvězd a mají tedy ke standardním planetám asi dost daleko. A poslední je bohužel pouhým mikro-čočkovým zábleskem možné planety v jiné galaxii.

Tedy žádnou „Zemi“ u „normální“ hvězdy zatím nemáme! Plyne z toho tedy, že naše Země a ostatní terestrické planety jsou ve vesmíru výjimkou?

V žádném případě NE! Ale naše nejpoužívanější spektroskopická metoda zatím bohužel dokáže detekovat jen planety větších hmotností.

 

Teď se podíváme, jak je to se vzdáleností exoplanet od mateřské hvězdy:

Tabulka č. 3: Počty exoplanet podle vzdálenostního kritéria

Vzdálenost od mateřské hvězdy

0 – 0,3 AU

(do dráhy Merkuru)

Vzdálenost od mateřské hvězdy

0,3 – 0,7 AU

(od Merkuru k  Venuši)

Vzdálenost od mateřské hvězdy

0,7 – 1,5 AU

(od Venuše k Marsu)

Vzdálenost od mateřské hvězdy

> 1,5 AU

(Vnější oblast)

65

16

37

62

Zde vidíme, že v současné době je vzdálenostní rozložení planet celkem rovnoměrné a to signalizuje, že výběrový efekt z počátků hledání exoplanet, kdy byly detekovány převážně velmi blízko obíhající „horké“ Jupitery, je již úspěšně překonán.

 

Uděláme-li si rozdělení podle vypočtených povrchových teplot exoplanet, získáme následující:

Tabulka č. 4: Počty exoplanet podle průměrných vypočtených teplot na „povrchu“ exoplanety

Vypočtená teplota nad 150 oC

Vypočtená teplota 70 až 150 oC

Vypočtená teplota

-100 až 70 oC

Vypočtená teplota

pod - 100 oC

Neznámá teplota

59

12

59

27

25

V této tabulce je možno vypozorovat, že astrobiologicky zajímavých planet, s teplotou povrchu (či spíše vrchní vrstvy atmosféry), která podporuje výskyt vody v kapalném stavu, byl již nalezen poměrně slušný počet.

Zde je nutno ještě podotknout (a z celkové tabulky na konci článku je to zřejmé), že zhruba 50% objevených exoplanet má velmi excentrickou oběžnou dráhu. Ze 182 objevených exoplanet je excentrických (s excentricitou nad 0,2) celkem 89 exoplanet. Na těchto exoplanetách a jejich případných měsících tedy dochází ke značnému kolísání povrchových teplot.

 

Z výše uvedených tabulek č.1-4 je možno provést podrobnější rozčlenění exoplanet. Jaké?

 

3.1. Extrasolární planety obíhající kolem „normálních“ hvězd (hlavní posloupnost - sp. typy F, G, M, L)

Ve všech případech se jedná o velmi hmotné planety (od Neptunu výše). Některé z nich obíhají po značně výstředné dráze, takže jejich zařazení nemusí být jednoznačné.

 

Typ I. – Žhaví (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy pod cca. 0,1 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry nad 700 oC.

Pro vědce bylo naprosto nečekané, že by planety jupiterovského typu mohly obíhat tak blízko kolem mateřské hvězdy (výjimkou nejsou případy pod 0,05 AU s teplotou nad 1000 oC) a přece je tomu tak a první objevená exoplaneta (51 Pegasi b) byla tohoto typu. Možných vysvětlení je několik, uvedu dvě nejčastější:

- Nejpravděpodobnější je patrně to, že standardně vzniklí Jupiteři vlivem zbržďování v hustém protoplanetárním disku, případně gravitačními interakcemi s jinými planetami, „migrovali“ tak blízko ke hvězdě. Kombinovaná pozorování různými metodami detekce exoplanet dávají největší šance právě této domněnce.

- Některé případy by se dali vysvětlit i tak, že jde o vlastně těsnou dvojhvězdu s málo hmotnou sekundární složkou, tedy hnědým trpaslíkem, který vzniknul hvězdným způsobem (např. standardním hvězdným gravitačním kolapsem zárodečného mračna případně odštěpením kusu hmoty při formování centrální hvězdné složky).

Vzhledem k tomu, že tyto exoplanety obíhají tak blízko své mateřské hvězdy, tak budou mít s největší pravděpodobností vázanou rotaci. Dále pravděpodobně přišly o všechny své měsíce. Pokud budou srovnatelné hmotnosti s naším Jupiterem, budou mít o něco větší průměr díky silnému ohřevu jejich atmosféry. V důsledku vysoké teploty atmosféry a přenosu tepla v ní budou také slabě načervenale zářit, což bude zvláště patrné na jejich noční straně. Při vysokých teplotách se budou v jejich tmavých šedohnědých atmosférách pravděpodobně vyskytovat oblaka par kovů jako např. sodíku a křemíku. Pokud bude par křemíku více (teploty nad 1000 oC), může být planeta světlejší. Z takových mračen horninových par poté může „pršet“ písek do hlubších vrstev atmosféry.Velmi přehřátý vodík těchto planet uniká do vesmíru a planeta tak může být obalena unikajícím vodíkem od mírné koróny až po ohromnou komu.

Pokud nesáhneme k fantastickým představám, jsou z hlediska astrobiologie tyto planety nezajímavé.

Příklady zajímavých „žhavých“ obrů :

Př. 1: 51 Pegasi b "Bellerophon" – první objevená exoplaneta u standardní hvězdy!

Př. 2: HD 209458 b "Osiris" – nejkomplexněji prozkoumaná exoplaneta (známe její hustotu, složení atmosféry ad.)!

 

Obr. 1: Představa žhavého obra typu I: 51 Pegasi b (m=0,468 Jupitera). Tato exoplaneta má již jméno: "Bellerophon". Planeta má velmi horkou atmosféru (1022 oC), takže se již jednak mohou vytvářet mraky z křemíkových par nad oblaky ze sodíkových par. Díky nižší hmotnosti má planeta mírnou korónu z unikajícího přehřátého vodíku.

Copyright © by John Whatmough.

 

Obr. 2: Představa žhavého obra typu I: HD 209458 b (m=0,69 Jupitera). Tato exoplaneta má již jméno: "Osiris". Planeta má velmi horkou atmosféru (1122 oC), takže se mraky z křemíkových par vytváří ´ještě mohutněji a planeta je relativně světlá. Díky nižší hmotnosti a velké blízkosti k mateřské hvězdě má planeta rozsáhlou komu z unikajícího přehřátého vodíku.

Zajímavé na Osirisu je především to, že se jedná o jedinou planetu, která byla detekována dvěma nezávislými metodami, jak jsem již uvedl výše (spektroskopickou a zákrytovou). Tato šťastná náhoda nám umožnila zjistit jak hmotnost této planety, tak i celkem přesný odhad jejího průměru. Čímž jsme získali hustotu planety, která odpovídá třídě obřích planet. To je velmi důležité, protože tímto se ukazuje pravděpodobné, že objevené hmotné exoplanety s extrémně malou vzdáleností od mateřské hvězdy, jsou horcí Jupiteři a nemusíme se zatím děsit „nestvůrných“ terestrických planet ve „váhové“ kategorii Jupitera.

 

Typ II. Horcí (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 0,1-0,4 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry 150 až 700  oC.

I u těchto planet bude převažovat vázaná nebo rezonanční, pomalá rotace (podobně jako např. u planety Merkur). Některé ze vzdálenějších planet tohoto typu si mohou zachovat alespoň část svých blízko obíhajících měsíců. Teplotní rozmezí je poměrně široké a pravděpodobně neumožňuje tvorbu oblak, protože na oblaka vodního ledu je u těchto planet příliš teplo a další vhodný prvek v tomto teplotním rozmezí není k dispozici. Není však úplně vyloučena tvorba oblak z nějakých exotických sloučenin (např. páry sloučenin Cínu a podobné nesmysly).  U horkých obrů tedy bude obloha zřejmě bez mraků a na pohled budou „čistě“ modří díky přítomnosti metanu v hlubších vrstvách jejich vodíkových atmosfér.

Vzdálenější planety by mohly mít velké měsíce, na kterých by mohly panovat povrchové podmínky za kterých by mohly přežít některé extrémně teplotně odolné organismy (hranice cca. 140 – 160 oC).

Příklady zajímavých „horkých“ obrů:

Př. 1: HD 34445 b, HD 52265 b – exoplanety s vypočtenou teplotou pod 160 oC (teoretickou hranici přežití).

Př. 2: GJ 436 b, Gliese 876 d, HD 190360 c – jedny z nejmenších objevených exoplanet. Podobři typu „horký“ Neptun.

Př. 3: HD 178911 B b – horký obr ve trojhvězdném systému s vypočtenou teplotou 169 oC. Jedná se příklad toho, že při vhodné „konstalaci“ hvězd může exoplaneta obíhat po stabilní dráze i u více násobných hvězdných systémů.

Př. 4: 55 Cnc c – horký obr (0,22 hmotnosti Juipetra) s vysokou excentricitou (0,44) a průměrnou teplotou 196 oC. Nejblíže své mateřské hvězdě je rozpálený na 353 oC a pokud je od hvězdy nejdále, klesne vypočtená teplota až na 117 oC, což je teplota při které standardně žijí pozemské termofilní organismy.

 

Obr. 3: Představa horkého obra typu II: 55 Cnc c (m=0,22 Jupitera) s vysokou excentricitou . Vlevo je planeta se svým měsícem (ala Merkur) zachycená v zimě, kdy je v nejdále od své hvězdy a teplota na povrchu oblak je pod 120 oC. V atmosféře se pak vyskytují i oblaka vodních par či ledu. Vpravo je stejná planeta v létě, kdy je typickým horkým obrem prakticky bez oblačnosti  (teplota horní vrstvy atmosféry se vyšplhá na vražedných 353 oC.

Copyright © by John Whatmough.

 

 

Typ III. Teplí (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 0,4-0,9 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry 70 až 150  oC.

U těchto planet by již rotace neměla být mateřskou hvězdou výrazněji bržděna. Planety tohoto typu budou také pravděpodobně mít zachované početné rodiny měsíců.

Teplotní poměry umožňují tvorbu oblak zmrzlé vody hlavně v polárních oblastech. Zde se mohou vyskytovat bílá oblaka vodního ledu či par. Měsíce těchto planet by mohly být z astrobiologického hlediska zajímavé pro některé teplomilné organismy. Některé z těchto měsíců by mohly být podobné např. Venuši nebo poněkud „přehřáté“ Zemi.

Příklady zajímavých planet třídy „teplých“ obrů:

Př. 1: HD 101930 b, HD 27442 b - vypočtená teplota těchto exoplanet pod 120 oC! To je zóna běžná pro organismy žijící v extrémně teplém prostředí jako na Zemi např. horké prameny u podmořských sopek! Pokud mají tyto exoplanety velké měsíce, tak tyto by mohly být z astrobiologického hlediska zajímavé!

Př. 2: HD 154857 b, HD 177830 b, HD 216770 b, HD 27442 b, HD 73526 b, HD 8574 b, Ups And c – vypočtená teplota těchto exoplanet je opět do 120 oC! Všechny jsou však s velmi excentrickými oběžnými drahami (excentricita oběžné dráhy mezi 0,38 a 0,51) a díky tomu by u případných měsíců docházelo k extrémnímu kolísání povrchových teplot.

 

Obr. 4: Představa teplého obra typu III: Upsilon Andromedae c (m=1,89 Jupitera). Planeta obíhá ve vzdálenosti (0,829 AU) s poměrně velkou excentricitou 0,18. Planeta má teplou atmosféru (77 oC), takže v rovníkových oblastech je modrá, téměř bez oblak, ale v polárních oblastech (s nižší teplotou) se mohou vyskytovat oblaka vodního ledu či par. Copyright © by John Whatmough.

 

 

Typ IV. Vlažní (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 0,9-2 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry (-100) až (+70)  oC.

Planety s rychlou rotací, s početnými rodinami měsíců. Planety by mohly být modro-bílé s rozsáhlou oblačností tvořenou vodními parami či vodním ledem.

Jelikož obíhají v „zóně života“ mateřské hvězdy nebo velmi blízko ní, jsou exoplanety tohoto typu a především jejich potenciální velké měsíce zatím nejzajímavějšími extrasolárními tělesy pro astrobiologii!

Je to proto, že větší planety tohoto typu (vlažní super-Jupiteři) by mohly mít obří měsíce, které by svými rozměry i prostředím mohly být podobné naší Zemi! I poměrně tenká atmosféra s mírným skleníkovým efektem (ala zemská nebo marsovská atmosféra) by vytvořila příznivou teplotu a tlak pro udržení kapalné vody na povrchu!

Příklady „vlažných“ obrů:

Př. 1: HD 10697 b, HD 23079 b, HD 28185 b – vlažní super-Jupiteři s nízkou excentricitou oběžných drah obíhající v zóně života mateřských hvězd. U takto velkých planet můžeme očekávat obří měsíce velikosti Země s atmosférami a kapalnou vodou na povrchu! Takové měsíce by měly výborné podmínky pro vznik a vývoj života!

Obr. 5: Představa vlažného obra typu IV: HD 28185 b (m=5,7 Jupitera). Tento super-Jupiter obíhá ve vzdálenosti 1,03 AU s celkem nízkou excentricitou 0,060. Planeta má vypočtenou teplotu horní vrstvy atmosféry - 23 oC, takže má bohatou světlou oblačnost z vodního ledu či par v klasické atmosféře obrů tvořené vodíkem, heliem s příměsí metanu a čpavku. Protože se jedná o velmi hmotnou planetu je v představě znázorněn super-měsíc velikosti naší Země. Pokud takový kolem této planety skutečně obíhá, velmi pravděpodobně by se na jeho povrchu mohla vyskytovat voda v kapalném stavu!. Copyright © by John Whatmough.

 

Př. 2: HD 10647 b, HD 108874 b, HD 114783 b, HD 188015 b, HD 19994 b, HD 37124 b, HD 37124 c, HD 4208 b, HD 93083 b – vlažné exoplanety velikosti Jupitera s nízkou excentricitou oběžných drah obíhající v „zóně života“ mateřských hvězd. Jejich případné velké měsíce třídy Titan až Mars s atmosférami a s kapalnou vodou na povrchu. Tyto měsíce mají dobré šance pro vznik života!

Př. 3: HD 114729 b, HD 12661 b, Usilon Andromedae d, a další (celkem 43 exoplanet viz. tabulka č. 5 na konci článku) – vlažní Jupiteři s vysokou excentricitou a tím i velkým kolísáním teplot. Oproti předchozím příkladům menší podpora života, stále však dostatečné, ale „dynamicky“ se měnící podmínky pro vznik života!

Př. 4: Gliese 876 b, Gliese 876 c – vlažní Jupiteři objevení v „zóně života“ u červeného trpaslíka (sp. typ M)! Jejich vzdálenost od mateřské hvězdy nevylučuje zachování alespoň několika velkých měsíců!

Př. 5: Gamma Cephei A b, 16 Cygni B b, HD 41004 A b – vlažní obři přesahující hmotnost Jupitera, kteří obíhají ve dvojhvězdných systémech po stabilních drahách v zóně života! Příklad toho, že ani dvojhvězdné systémy nelze vyloučit z pátrání po obyvatelných exoplanetách a jejich měsících! 

Obr. 6: Představa vlažného obra typu IV: 16 Cyg B b (m=1,69 Jupitera) u dvojhvězdné soustavy. Tato exoplaneta obíhá hvězdnou B složku ve vzdálenosti 1,67 AU s  excentricitou 0,670. Planeta je v „odsluní“ tedy v největší vzdálenosti (2,79 AU) od mateřské hvězdy. Proto je měsíc v popředí momentálně zamrzlý a po dvouletém oběhu na něm dojde k prudkému tání.

Copyright © Lynette R. Cook.

 

 

Typ V. Chladní (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 2-10 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry (-200) až (-100) oC.

Opět planety s rychlou rotací, s početnými rodinami měsíců. Do této skupiny planet patří i náš „dobře“ známý Jupiter a Saturn. Po jejich vzoru tedy zřejmě budou planety tohoto typu bílo-žluto-červeno-hnědé. Oblačnost bude tvořena krystalky zmrzlého čpavku a jeho sloučenin s uhlíkem a sírou.

Potenciální velké měsíce těchto obrů mohou být pro astrobiologii stejně zajímavé, jako je např. planeta Mars nebo velké měsíce Europa, Ganymed nebo Titan.

Příklady zajímavých „chladných“ obrů:

Př. 1: 47 Ursae Majoris b, HD 106252 b, HD 108874 c, a další (celkem 13 exoplanet,  viz. tabulka č.5 na konci článku) – chladní Jupiteři s vypočtenou teplotou nad – 130oC, což ještě dává naději na udržení kapalné vody na povrchu případných velkých měsíců těchto exoplanet, které by byly obklopeny hustšími atmosférami (se skleníkovým efektem).

 

Obr. 7: Představa chladného nadobra typu V: Ursae Majoris b (m=2,54 Jupitera) obíhajícího mateřskou hvězdu ve vzdálenosti 2,09 AU.

Velký měsíc této planety by mohl být blízký planetě Mars!

Copyright © Lynette R. Cook

 

 

Př. 2: 14 Herculis b, 47 Ursae Majoris c, 55 Cancri d, a další (viz. tabulka na konci článku) – analogie našeho Jupitera či Saturnu. Zajímavé pro astrobiologii by mohly být případné velké ledové měsíce „ala“ Europa nebo Titan!

Př. 3: HD 142022 A b – opět Jupiter obíhající kolem hvězdy ve dvojhvězdném systému s vypočtenou teplotou vyšší než – 130oC!

 

Typ VI. Mraziví (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy nad 10 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry pod

 -200  oC.

Naposledy planety s rychlou rotací, s početnými rodinami měsíců. Díky výběrovému efektu současných metod zatím máme objevenu pouze několik exoplanet této třídy (exoplaneta 2M1207 b o hmotnosti 5 Jupiterů, obíhající kolem mateřského hnědého trpaslíka ve vzdálenosti 55 AU, dále ještě ne zcela potvrzená planeta Fomalhaut b o hmotnosti 0,3 Jupitera obíhající ve vzdálenosti 60 AU a několik dalších diskutabilních případů). Můžeme se však zorientovat podle našeho Uranu a Neptunu. Po jejich vzoru tedy zřejmě budou planety tohoto typu v odstínech modré díky metanovému efektu. Oblačnost bude tvořena převážně krystalky zmrzlého metanu a případně čpavku a vodního ledu v jejích hlubších vrstvách.

Potenciální velké měsíce (vlastně ledové planety) těchto obrů mohou být pro astrobiologii zajímavé podobně, jako je např. Neptunův Triton.

 

Obr. 8: Planeta Neptun se svým největším měsícem Triton. Typický příklad „mrazivého“ podobra. Fotomontáž.

Copyright © by NASA/JPL

 

3.2. Extrasolární planety obíhající kolem neutronových hvězd (pulsarů)

Kdyby se mně někdo v 80. letech minulého století zeptal, kde hledat exoplanety, určitě by mně jako poslední napadlo hledat je u pulsarů! Proč?

Jak jsme si vysvětlili v 1. díle je u velmi hmotné hvězdy vznik planet velmi nepravděpodobný. Pokud by přeci jen nějaká na krátkou dobu vznikla určitě by nepřežila gigantickou explozi supernovy, ve kterou se velmi hmotná hvězda promění. Po explozi supernovy zůstane  malý „zbytek“ původní hvězdy – pulsar. A přesto vůbec první objevené exoplanety (v roce 1992) obíhají právě kolem pulsaru PSR 1257+12! Kde se tyto planety vzaly není jednoduché vysvětlit, ale z pozorování vyplývají asi tři pravděpodobné možnosti:

1.                              Část plynu vyvrženého po explozi supernovy může kolem pulsaru vytvořit prstenec, ze kterého se zformují planety.

2.      Intenzivní hvězdný vítr pulsaru může způsobit ztrátu hmoty (až úplné rozpuštění) jeho průvodce, následné vytvoření plochého disku a vznik planet ( např. binární pulsar B 1975+20 „Černá vdova“ má sekundární složku o velmi nízké hmotností 0.025 Slunce neboť je ničena hvězdným větrem pulsaru. Během 100 mil. let se tento průvodce „rozpustí“ v disk, ze kterého patrně vzniknou planety.

3.      Gravitace pulsaru roztrhá druhou složku dvojhvězdy a z jejích zbytků se pak vytvoří planety.

Ať tak či tak, planety se zcela jistě zformují až po výbuchu supernovy a s klasickými planetárními soustavami tedy nemají moc společného.

Pulsarové planety jsou mezi dosud objevenými exoplanetami jediné, které mají hmotnosti srovnatelné s naší Zemí! 

Některé z těchto exoplanet dokonce obíhají v teplotní „zóně života“ mateřského pulsaru, která je např. u pulsaru PSR 1257+12 mezi 0,1 až 0,33 AU. Ovšem všechny tyto planety jsou nemilosrdně vystaveny obrovské radiaci a také velmi intenzivnímu hvězdnému větru pulsaru a pokud exoplaneta nemá dostatečně silné magnetické pole, tak tento vítr velmi rychle zlikviduje její případnou atmosféru. Takže pokud nebereme v úvahu fantastické představy, je život na povrchu těchto planet velmi nepravděpodobný. Faktem ale je, že i u nás na Zemi existuje druh bakterie, který úspěšně odolává účinkům velmi silné radiace a žije si svůj život přímo v jaderném reaktoru! Při hlubší úvaze bychom mohli také snad zvažovat možnost případného primitivního života např. pod povrchem těchto planet, kde je vysoká radiace již stíněna. Pokud by například některá z pulsarových planet byla ledovou planetou, mohla by pod povrchovou krustou mít oceán kapalné vody vyhřívaný radioaktivním rozpadem prvků v jádře planety.

Příklady zajímavých pulsarových exoplanet + spekulace o tom jak vlastně vypadají:

Př. 1: PSR 1257+12 b – exoplaneta hmotná stejně, jako největší Jupiterův měsíc Ganymed. Obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,19 AU od mateřského pulsaru PSR 1257+12. Vypočtená povrchová teplota -7 oC je relativně příjemná. Tato planeta velmi pravděpodobně nebude mít hustší atmosféru, ale pokud by např. její povrch pokrýval zmrzlý vodní led mohl by pod touto povrchovou krustou existovat kapalný vodní oceán, stíněný ledovou krustou před intenzivní radiací, ohřívaný teplem radioaktivního rozpadu prvků nacházejících se v jádře planety nebo i slapovým působením pulsaru. Ale nakonec můžeme objevit třeba kamenitou Merkurovskou poušť.

Př. 2: PSR 1257+12 c, PSR 1257+12 d – exoplanety o hmotnostech 4,3 a 3 Zemí, s vypočtenými teplotami povrchu atmosfér -80 oC a -104 oC. Hmotnosti těchto planet dávají určitý potenciál ke spekulacím o možnosti vzniku silných planetárních magnetických polí, které by mohly ochránit jejich případné husté atmosféry před hvězdným větrem. Husté atmosféry by pak mohly alespoň částečně stínit silné rentgenové záření pulsaru. Pokud bychom silně spekulovali dál, mohli bychom si například u těchto planet představit globální vodní oceány a případně i život…

Př. 3: PSR 1257+12 e – mini-exoplaneta hmotnosti Saturnova měsíce Rhea obíhající mateřský pulsar ve vzdálenosti 2,7 AU. Vypočtená povrchová teplota – 203 oC. Opět by se dalo spekulovat o podpovrchovém oceánu kapalné vody, metanu nebo čpavku „živeného“ teplem z radioaktivního rozpadu.

Př. 4: PSR 0329+54 b -  exoplaneta o třetinové hmotnosti Země (tj. dvojnásobek hmotnosti Marsu) obíhající ve vzdálenosti 2,3 AU. Zde by se dala vyspekulovat charakteristika poněkud „přerostlého bratra“  Saturnova měsíce Titanu. Pokud by se u této planety zachovala hustší atmosféra, mohli bychom si představit např. i povrchové oceány kapalného čpavku nebo metanu. Pokud je planeta bez atmosféry, mohli bychom zase spekulovat třeba o podpovrchovém oceánu.

Poznámka skeptika:

Zde je nutno podotknout, že ve výše uvedených příkladech jsme se skutečně nechali unést exotikou pulsarových planet a přílišným astrobiologickým optimismem. Vzhledem k tomu jak tyto exoplanety vznikly by pesimista mohl říci, že je možno počítat spíše s heavy metalovými pekelnými planetami plnými těžkých radioaktivních prvků, které vznikly při explozi supernovy a jsou beznadějné pro vznik života. Teprve budoucnost nám ukáže, která z vizí je správná…

 

Obr. 9: Pohled z měsíce exoplanety PSR B1620-26 b "Methuselah" obíhající kolem binárního pulsaru v představě umělce.

Copyright © by John Whatmough.

 

 

3.3. Bludné exoplanety

Počítačové simulace ukazují, že při vzniku planetárních soustav může být velké množství vytvořených planet vymrštěno mimo gravitační působnost své mateřské hvězdy gravitačním prakem ostatních planet a stát se tak bludnými planetami, které pak opuštěné putují mrazivými „dálavami“ mezihvězdného prostoru.

Zároveň sem můžeme zařadit objekty, které vzniknou z prachoplynového mračna jako hvězdy, ale mají hmotnosti pod úroveň hnědých trpaslíků tj. pod 5 Jupiterů. Název těchto objektů je: metanový trpaslík, protože teplota jejich atmosfér je tak nízká, že se v jejich spektrech vyskytují i čáry metanu. Takový objekt bych vřadil mezi bludné planety, někdy se pro ně v angličtině vyskytuje výraz „cluster“ planets.

Bludné exoplanety jsou současnými metodami velmi těžko detekovatelné, ale podle našich simulací jich bude ve vesmíru zřejmě značný počet.

V otevřené hvězdné asociaci σOri kde je množství mladých hvězd se podařilo přímo pozorovat (v infračerveném oboru) právě izolovaného studeného metanového trpaslíka: S Ori 70, o hmotnosti 3 Jupiterů (tým vědců vedených A. Burgasserem v roce 2003).. Pokud by kolem něho obíhaly nějaké velké měsíce, mohly by být např. typu Ganymed nebo Titan a tedy z astrobiologického hlediska zajímavé.

Pro astrobiologii je zajímavé také například to, že planety zemského typu, které byly vyvrženy z rané Sluneční soustavy (a počítačové simulace takové případy naznačují) mohou zůstat dostatečně vlhké a teplé pro udržení života! Pokud by si totiž planeta sebou odnesla svou atmosféru tvořenou např. dusíkem, metanem, čpavkem a vodními parami (ale stačila by i např. jen tenká vodíková), tato by zabránila úniku vnitřního tepla planety generovaného radioaktivním rozpadem a distribuovaného vulkanickou a tektonickou činností na povrch. Toto teplo, přestože energie z něj získaná je 5000x menší než energie od Slunce na Zemi, již může udržet primitivní život. Tuto teorii zpracoval vědec Stevenson z California Institute of Technology, Pasadena, a byla zveřejněna časopisem Nature. Představme si, že stojíme na povrchu takové zbloudilé „Země“: Jen rozžhavená láva zde matně osvětluje chmurnou krajinu pod příkrovem mraků z metanu a čpavku…

A mohli bychom spekulovat dále - pokud by se jednalo třeba o vyvrženou ledovou planetu, opět by se pod ledovou krustou dal uvažovat „osvědčený“ podpovrchový oceán živený teplem z radioaktivního rozpadu prvků!

 

3.4. Exoplanety v jiné galaxii

Jak jsem již podrobně popisoval ve 2. díle u metody gravitačních mikročoček, podařilo se v roce 1996 týmu vědců vedených R. E. Schildem objevit pravděpodobnou planetu o hmotnosti „pouhých“ tří Zemí ve vzdálené galaxii, která mikročočkovala ještě vzdálenější quasar Q 0957 + 561 (viz. obr. 6. ve 2. díle článku).

Kromě odhadu hmotnosti nemůžeme o této planetě říci nic bližšího a ani nemáme šanci ji znovu pozorovat, ale pokud postupem doby zachytíme více podobných mikročoček, bude to důležité např. pro statistiku četností exoplanet zemského typu ve vesmíru a tím i zpřesnění důležitého parametru Drakeovy rovnice výpočtu četnosti života ve vesmíru!

 

4. Další doplnění typologie planet ve vesmíru?

V 1. díle exoplanetárního průvodce jsme se zabývali typologií planet ve Sluneční soustavě, kterou jsme použili jako odrazový můstek pro naše pátrání po exoplanetách. Nyní jsme nasbírali poměrně slušný vzorek exoplanet a myslím, že nebudu daleko od pravdy, když řeknu, že nám objevené exoplanety dosti ohrozily některé závěry shrnuté v 1. díle v tabulce č. 1 o typologii planet Sluneční.

Ale vezměme to jedno po druhém:

1. Nejvíce nás zpočátku zaskočila přítomnost obřích planet v blízkosti mateřských hvězd. Ale nakonec jsme si to chytrými teoriemi o migraci planet vysvětlili tak, že to nakonec nijak zásadně neotřáslo kritériem míst vzniku planet.

2. Jak poznat u blízko obíhajících exoplanet, zda se skutečně jedná o horkého obra a ne o terestrickou obludu? To se dá těžko rozsoudit. Nicméně např. u planety HD 209458 b „Osiris“ byl dokázán horký Jupiter. Ale u hvězd s vyšší metalicitou a hmotnějším protoplanetárním diskem musíme vzít v úvahu i možnost existence super-Zemí. Podle některých pramenů je žhavou super-Zemí planeta HD 160691 d (o hmotnosti 0,04 Jupitera) a planeta 55 Cnc e (o hmotnosti 0,05 Jupitera). Já se však u těchto planet přikláním k alternativě žhavého podobra („žhavého Neptunu“). Přiřazení super-Země pro výše uvedené exoplanety mi totiž přijde spekulativní, protože např. planeta 55 Cnc e má vyšší excentricitu (e=0,174), což spíše ukazuje na migraci klasického podobra. A co se vyšší metalicity mateřské hvězdy 55 Cnc (Fe/H=0,29) týká, tak proč potom příslušný pramen nenazve super-Zemí např. i exoplanetu HD 149026 b (o hmotnosti 0,36 Jupitera), obíhající kolem hvězdy HD 149026 s vysokou metalicitou (Fe/H) = 0,36?

3. Naprostým šokem bylo objevení pulsarových planet. Tyto jsme na základě naší Sluneční soustavy skutečně podchytit nemohli. Otázkou zůstává, z čeho jsou tyto planety uplácané, viz. předchozí autorova rozpolcenost v kapitole o pulsarových exoplanetách. Jednoznačně však musíme naši typologii rozšířit o pulsarové planety.

4. Bludné planety propočítaly naše výkonné počítače a bludné clusterové planety (alias metanové trpaslíky) již dokonce pozorujeme. Bludné planety mohou být všech planetárních typů.

5. Mezi objevenými exoplanetami (pokud nebereme v úvahu pulsarové exoty) stále ještě není zcela zaplněná hmotnostní „díra“ mezi 2 – 8 Zeměmi. Tuto mezeru však velmi pěkně zaplnil zajímavou teorií francouzsko-španělsko-rakouský tým vědců (A. Léger, F. Selsis, C. Sotin, T. Guillot, D. Despois, H. Lammer, M. Ollivier, F. Brachet, A. Labque, C. Valette). V článku - A NEW FAMILY OF PLANETS? „OCEAN-PLANETS“- (což v překladu znamená: Nová rodina planet? „Oceánické planety“) autoři vycházejí z toho, že kdyby takový „malý Neptun“ zmigroval do obyvatelné zóny mateřské hvězdy, roztál by vodní led v jeho plášti a stal by se „oceánickou planetou“ s obrovským vodním oceánem stokrát rozsáhlejším než jsou ty naše pozemské. Díky upozornění kolegy Tomáše Petráska jsem si oceánickými planetami zaplnil určitou vědomostní mezeru i já.

Existence oceánických planet je velmi pravděpodobná, navíc jsou tyto planety z hlediska astrobiologie velmi zajímavé a jejich výhodou je také to, že se díky svojí hmotnosti dají lépe detekovat. No musíme si však ještě počkat na objevení prvních zástupců tohoto typu exoplanet. Zatím máme jen několik „žhavých Neptunů“.

 

Závěr:

Neodpustím si ještě shrnující odstaveček. V současnosti známe přehršle extrasolárních planet a to od žhavých až po mrazivé Jupitery. Pokud si vzpomeneme na tabulku č.1 v 1. díle článku, kde jsme si odbyli typologii planet Sluneční soustavy, dostáváme se do lehčí deprese, protože zatím nemáme žádné podrobnější informace o exoplanetách zemského, ledového případně oceánického typu. Právě tyto kategorie exoplanet jsou nejvhodnější pro astrobiologické úvahy.

Ovšem jak jsem již naznačil výše - deprese zde není vůbec na místě, protože pokud objevujeme „Jupitery“, „Saturny“ a „Neptuny“, není pochyb o tom, že s novými přístroji objevíme další „Země“.

Zároveň známe již několik hvězd s asteroidálními a Kuiperovými pásy, což jsou další pádné důkazy pro existenci terestrických a ledových planet.

A do třetice ze Sluneční soustavy víme, že obří planety mají velké měsíce v kategorii planet zemského či ledového typu, z nichž některé jsou dokonce kandidáty na mimozemský život. Není žádný důvod pochybovat o tom, že „exo-Jupiteři“ budou mít podobné rodiny velkých měsíců.

Každopádně se při objevování exoplanet máme v budoucnu na co těšit!

 

Díl I            Díl II           Díl III

 

TABULKA Č. 5: Přehled objevených extrasolárních planet s jejich parametry

 

Zdroje:

 

Knihy:

- První planety mimo Sluneční soustavu objeveny!; František Martínek; Brožura; Hvězdárna Valašské Meziříčí; 2. vydání 1996

- Vesmír 2 Hvězdy - Galaxie; Róbert Čeman, Eduard Pittich; Astronomická encyklopedie; Edice: Rekordy; Slovenská Grafia, a.s., Bratislava 1. vydání 2003; ISBN 80-8067-075-7

 

Časopisy:

- Astropis 1/2004; rubrika: Novinky z astronomie; článek: Planetární ping-pong; autor: Vladimír Kopecký Jr.

 

- Icarus 10.7.2004; článek: A NEW FAMILY OF PLANETS? „OCEAN-PLANETS“; autoři: A. Léger, F. Selsis, C. Sotin, T. Guillot, D. Despois, H. Lammer, M. Ollivier, F. Brachet, A. Labque, C. Valette

 

Webové stránky:

- Ze serverů o exoplanetách na  http://www.extrasolar.net/ a http://vo.obspm.fr/exoplanetes/encyclo/encycl.html a byly čerpány veškeré informace fyzikálních parametrech exoplanet a obrázky.

- Velmi pěkné umělecké vyobrazení exoplanet, které byly použity v textu jsou na serverech http://www.extrasolar.net/  (Copyright © by John Whatmough)a na http://extrasolar.spaceart.org/extrasol.html (Copyright © Lynette R. Cook)

- Ztracené světy; článek na webu o bludných exoplanetách od DH podle informací CNN z 30.6.1999 na http://astro.sci.muni.cz/pub/info1999/cnn0630.html

- článek o clusterové planetě S Ori 70 na http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0410678