Hvězdy

Hvězdy

Tomáš Petrásek, 2007

 

Hvězdy jsou základem všeho. Jsou životodárnými slunci jiných světů, a v neposlední řadě veškeré prvky kromě vodíku a helia, které tvoří Zemi, nás a vše kolem, jsou popelem dávno vyhořelých a rozpadlých hvězd. Není tedy jistě bez zajímavosti dozvědět se o nich více.

Spektrální třídy a osudy hvězd

Hvězda je definována jako plazmové těleso složené převážně z vodíku a hélia, v jehož nitru probíhají termonukleární reakce.

Nejdůležitějšími vlastnostmi hvězd jsou:

·        Hmotnost – velice důležitá, protože nejvýrazněji ovlivňuje délku života i vzhled hvězdy.

·        Spektrální třída – udává teplotu a barvu povrchu

·        Svítivost – udává množství viditelného světla, které hvězda vyprodukuje, jednotkou je obvykle svítivost Slunce.

·        Zářivost – udává množství veškerého záření, které hvězda vyprodukuje, jednotkou je obvykle zářivost Slunce.

·        Zdánlivá hvězdná velikost (apparent magnitude) – udává, jak jasná se hvězda jeví na pozemském nebi

·        Skutečná hvězdná velikost (absolute magnitude) – udává, jak jasná by se hvězda jevila, pokud by byla vzdálená 10 parseků (32,6 ly). Lze přepočítat na svítivost (viz tabulka).

Absolutní hvězdná velikost

Svítivost

10

0,009

9

0,022

8

0,055

7

0,138

6

0,347

5

0,871

4

2,2

3

5,5

2

13,8

1

34,7

Kalkulátor pro magnitudy a zářivosti hvězd:

http://www.go.ednet.ns.ca/~larry/astro/HR_diag.html

 

Zdaleka ne každá hvězda vypadá tak jako Slunce. Hvězdy jsou různě velké a vydávají světlo různých barev.

Ve vesmíru se vyskytuje celkem sedm spektrálních tříd -O, B, A, F, G, K, M. Toto rozdělení je pouze orientační, ale užitečné. V sestupném pořadí tříd totiž klesá hmotnost, teplota, a tedy i svítivost.

 

První tři třídy jsou vzácné, ale zato velmi jasné. Ovšem právě proto, že „plýtvají“ palivem, se „vysvítí“ velmi brzy, a jejich planety nemají čas ani řádně ztuhnout, neřkuli začít s evolucí vyšších forem života.

Třída F je na pomezí. Jsou to bílá, horká slunce. Jejich životnost je sice menší než u našeho Slunce, ale v některých případech už postačuje pro evoluci života. Za horní hranici lze považovat hvězdy o hmotnosti 1,3 Sluncí (MSol), u nichž lze uvažovat o existenci obyvatelných planet po dobu tří miliard let.

Kdyby Země ležela u F-hvězdy, život by se vyvinul, ale byl by zničen už ve stádiu jednotlivých buněk.

Z toho je vidět, že lepšími kandidáty jsou slunce menší, méně hmotná a méně svítivá, tudíž „šetrnější“ a déle žijící.

 

Za klasické kandidáty se považují takzvané sol-typy, tedy třída G. Jejich hmotnost se pohybuje průměrně v  rozmezí od 0,8 - 1,2 MSol, září žlutě. Ty není třeba nijak zvláště připomínat - klasického zástupce máme každý den na obloze. Je schopen být hostitelem života maximálně po osm miliard let, což, když uvážíme, že naše Slunce má nyní 4,5 miliardy, nezní vůbec špatně. Běžně se za obyvatelné považují i hvězdy třídy K. Jsou podstatně menší než Slunce, obvykle mezi 0,5 - 0,9 MSol. Září žluto-oranžově až oranžově. Obyvatelné mohou jejich planety být po 11 - 64 miliard let. Typickým představitelem je mladá hvězda Epsilon Eridani.

 

Existuje ještě jedna třída, M, takzvaní červení trpaslíci. Ti jsou, jak už název napovídá, červení a v modré oblasti spektra nesvítí skoro vůbec. Jsou velmi malí, vždy menší než 0,6 MSol. Nevýhodou je, že planeta musí být velmi blízko hvězdy, jejíž slapové síly pak působí na rotaci tak, že se planeta začne natáčet ke Slunci stále stejnou stranou. Vázaná rotace může (ale nemusí) představovat překážku pro vznik života.

Při vhodné excentricitě oběžné dráhy se rotace vázanou stát nemusí, jak ukazuje Merkur, který je blízko u Slunce, a přece se točí!

Málo hmotné hvězdy navíc prodělávají erupce, které produkují škodlivé záření, před kterým by život muselo chránit silné magnetické pole a hustá atmosféra.

Výhodou těchto hvězdných trpaslíků je fakt, že jsou neobyčejně dlouhověcí. Tato neveliká slunce vydrží zářit  neuvěřitelných 50 - 250 miliard let. V porovnání s tím je život Slunce takřka jepičí.

 

Pokud se hovoří o hvězdě, zpravidla je její typ označen nejen písmenem, ale i dvěma čísly – arabským a římským. Slunce je třeba typ G2V. Co to znamená? G znamená, že jde o žlutou hvězdu. Arabské číslo udává přesnější rozlišení v rámci třídy – hvězda typu G1V je teplejší (a zpravidla svítivější) než Slunce, G3V naopak nepatrně chladnější.

Římská číslice udává jinou charakteristiku hvězdy – totiž to, jak je „velká,“ a tím i jednotlivé její životní etapy.

VI označuje podtrpaslíky, tedy hvězdy, jež z nějakého důvodu září slaběji, než odpovídá jejich teplotě. Z exobiologického hlediska nejsou významné, mají totiž obvykle velmi nízký obsah těžších prvků (viz níže).
V znamená hvězdu hlavní posloupnosti (hlavní sekvence) – ta nás zajímá nejvíce (viz níže). Někdy se jí říká též trpaslík, toto označení je však zastaralé a zavádějící. Existují ještě bílí, černí a hnědí trpaslíci, kteří s hvězdami třídy V nemají nic společného. A posuďte sami – co je naše Slunce za trpaslíka?!

IV označuje hvězdu, která stárne a hlavní sekvenci opouští, tedy podobra.

III označuje obra (tedy hvězdu v posledním tažení), II jsou pak jasní obři a I veleobři. Tyto dvě nejjasnější skupiny jsou však vzácné – jedná se o vývojová stádia velmi hmotných hvězd, nepříliš hojných a z našeho hlediska nezajímavých.

 

Třída

Teplota (K)

Svítivost

Hmotnost

Střed HZ (AU)

Délka života (miliardy let)

F0

7200

6,38

1,600

2,55

1,600

F2

6890

4,14

1,520

2,07

1,760

F5

6440

3,00

1,400

1,79

3,440

F8

6200

1,93

1,190

1,45

6,880

G0

6030

1,36

1,050

1,22

9,180

G2

5860

0,97

0,998

1,05

10,100

G5

5770

0,69

0,920

0,89

14,000

G8

5570

0,56

0,842

0,81

17,900

K0

5250

0,34

0,790

0,65

 21,100

K1

5080

0,28

0,766

0,61

 

K2

4900

0,21

0,742

0,54

 

K3

4730

0,18

0,718

0,51

 

K4

4590

0,12

0,694

0,43

 

K5

4350

82,4E-3

0,670

0,39

 

K7

 4060

 42,1E-3

0,606

0,32

 

M0

3850

23,0E-3

0,510

0,28

 

M1

3720

14,6E-3

0,445

0,25

 

M2

3580

8,42E-3

0,400

0,21

 

M3

3470

5,30E-3

0,350

0,19

 

M4

3370

2,26E-3

0,300

0,13

 

M5

3240

0,95E-3

0,250

0,11

 

 M6

3050

0,29E-3

0,207

72,8E-3

 

 M7

2940

0,15E-3

0,163

58,3E-3

 

 M8

2640 

29,30E-6

 0,120

35,0E-3 

 

 M9

2510

 1,16E-6

 0,100

 17,0E-3

 

 

Život jedné hvězdy

Hvězda, která má být z našeho (tj. exobiologického či scifistického) pohledu zajímavá,  musí mít dostatečný obsah prvků těžších než vodík.

To je totiž podmínka pro zformování terestrických planet. Předpokládám, že skutečně nadějné hvězdy musí mít alespoň 50% slunečního obsahu kovů. Tuto podmínku splňuje z okolních hvězd např. Alfa Centauri a řada dalších.

Jakákoli hvězda musí mít hmotnost vyšší než cca 0,08 MSol, jinak by v jejím nitru nebyl dost velký tlak, aby mohla probíhat termojaderná přeměna vodíku na hélium, a žádná hvězda by to vlastně nebyla.

Ne, že by k takovým „potratům“ nedocházelo! Z takových menších těles se stanou „doutnající“ hnědí trpaslíci, kříženci mezi hvězdou a planetou, kteří krátce fúzují alespoň deuterium, a po jeho vyčerpání již jen chladnou, anebo dokonce „obyčejné“ obří planety, které (téměř) žádné teplo ani světlo nevydávají.

Ve vesmíru též nejsou žádné hvězdy o moc větší než 100 MSol. Není to tím, že by se nemohla vytvořit prahvězda o hmotnosti ještě vyšší, materiálu by bylo dost. Ovšem při zažehnutí takového kolosu by se uvolnilo tolik energie, že by jí byl tento velikán rozmetán na kusy.

 

Pro jednoduchost se zde omezuji na hvězdy blízké hmotnosti Slunce. Myslím tím hvězdy lehčí než asi 1,5 MSol, tučnější hvězda by žila příliš krátce, než aby mohla být zajímavá z exobiologického hlediska. Krom toho hvězdy těžší než několik málo slunečních hmotností podléhají poněkud jiným vývojovým změnám než ty lehčí, a bylo by myslím kontraproduktivní se o jejich životním cyklu rozepisovat.

 

Život takové hvězdy není zdaleka jednotvárný. Zformuje se z oblaků plynu a prachu, která se smrští, a ohřejí na vysokou teplotu. Nakonec dojde smršťování a zahřívání prahvězdy tak daleko, že ji změní v jakýsi dokonale fungující přírodní termojaderný reaktor.

Hvězdy jsou tak „chytře zařízeny,“ že fungují jako termostaty, které si udržují stabilní teplotu – tzn. ani nezhasnou, ani neexplodují (alespoň dokud nepřijde jejich čas). Princip je prostý – rovnováha tepla a gravitace. Je logické, že nesmírně těžké plynné těleso, jakým protohvězda je, má tendenci se vlastní vahou smršťovat, čímž zvyšuje tlak a zároveň i teplotu ve svém nitru.  Za extrémních teplot a tlaků se v jejím jádře rozběhne termojaderná fůze vodíkových jader na jádra helia, kterou se uvolňuje množství energie. Záření se samozřejmě tlačí v opačném směru, než se protohvězda původně smršťovala, tedy ven. Nakonec tedy zavládne rovnováha – záření brání gravitaci v dalším stlačování, a naopak gravitace brání záření v tom, aby hvězdu roztrhlo.

Představme si, že jaderná reakce z nějakého důvodu zeslábne. Co se stane? Gravitace převáží a hvězda se smrští. Tlak a teplota v jádře se tím zvýší… a to znamená rychlejší fúzi a tedy více záření, a rovnováha je obnovena! Totéž se stane, i když hvězda upadne do opačného extrému. Tak geniálně jednoduchý princip zajišťuje poklidnou existenci všem hvězdám, a s nimi i bytostem, které užívají jejich jasu.

 

Zároveň s formováním hvězdy samé se ze zbytků stavebního materiálu – plynu a prachu – tvoří planety. Jakmile se hvězda rozzáří, sluneční vítr odvane zbylý plyn a prach. Zrodila se nová sluneční soustava. Zpočátku je neklidná, dochází ke kolizím a jiným nepravostem, postupně se z ní však stává poklidné místo k životu – takové, v jakém žijeme i my. Během první miliardy let se dráhy planet stabilizují, jejich povrch ztuhne a vychladne, husté roje asteroidů řídnou a na planetách se může začít rozvíjet život.

 

Zažehnutím vodíkové fůze začíná doba vlastního života hvězdy, zvaná hlavní sekvence. Je to nejdelší část hvězdného života (pro Slunce asi 10 mldl), a také ta nejpoklidnější. Jas je relativně stabilní, pouze se s časem mírně zvyšuje. Právě tyto víceméně neměnné podmínky mohou poskytnout příležitost pro život. Zpočátku je hvězda aktivní – tedy ukazuje více skvrn a erupcí – ale během života se „umoudřuje“ a zklidňuje. Doba trvání hlavní sekvence závisí nepřímo úměrně na hmotnosti hvězdy.

 

Hvězdy slunečního typu mají jeden nedostatek – jejich nitro se nepromíchává. Jakmile se tedy v jádře hvězdy vyčerpá vodíkové palivo, není možné jej nijak doplnit. Jaderná reakce zpomalí – a víme už co to znamená. Tlak v nitru stoupne, a to natolik, že začne hořet i dosud nespálená vrstva vně jádra. Tím se uvolní mnoho energie, která způsobí, že povrchová část hvězdné atmosféry se začne nafukovat a svítivost roste. Hvězda se stává podobrem (není mi přesně zřejmé, jak je toto období definováno, ale v případě Slunce by mělo trvat asi miliardu let) a během krátké doby se vyvine v napuchlého rudého obra, několikatisíckrát zářivějšího než původní hvězda, a také o mnoho většího. Navzdory tomu je jeho povrch relativně chladný – proto září oranžově nebo rudě (třída K či M). Tento obr může ztratit až čtvrtinu své hmoty do okolního prostoru.

 

Když se vyčerpá i obal jádra, hvězda se opět smrští. Jádro se tentokrát zahřeje natolik, že v něm začne „hořet“ i odpad původní reakce, tedy helium. Nastane tzv. heliový záblesk, po kterém se hvězda opět poněkud smrští a zahřeje – této fázi se říká horizontální větev. Zářivost klesne na 50 - 100 slunečních zářivostí, hvězda může začít pulsovat s periodou kratší než 1 den (RR Lyrae).

 

Jakmile se vyčerpá i helium, jádro zkolabuje a přitom se rozžhaví. Hvězda se rozepne opět do podoby rudého obra, snad ještě jasnějšího (tzv. asymptotická větev), ovšem ten je velice nestabilní a pulsuje (Mira). Jeho obálka nakonec odpluje do kosmu, kde vytvoří tzv. planetární mlhovinu. Jádro zůstane – zbude z něj těleso o hmotnosti blízké hmotnosti Slunce, ovšem rozměrech planety, nesmírně husté a nesmírně žhavé. Jedná se o bílého trpaslíka, který nemá vlastní zdroj energie a dál už jen chladne.

 

Hvězdy více než 8x hmotnější než je Slunce žijí dobrodružně, avšak krátce, jejich osudy jsou poněkud odlišné a zanikají mnohem dramatičtěji, jako supernovy. Z jejich jader vznikají neutronové hvězdy či černé díry.

 

Ohledně vývoje červených trpaslíků není známo nic, protože jejich život je delší než dosavadní trvání vesmíru, takže jsou všichni ještě „mladí“. Patrně pouze postupně vychladnou a zčernají, ale to si ještě počkáme…

 

Přiložené tabulky udávají orientační hodnoty jednotlivých vlastností hvězd. Jde o hvězdy na hlavní sekvenci, a nadto idealizované, průměrné. Nemusí vždy vystihovat hvězdy skutečné, jejichž vlastnosti se přirozeně proměňují v závislosti na jejich věku a složení. I hvězdy jsou totiž individuality, stejně jako my lidé.

 

Hmotnost

Spektrální třídy

Barva

Svítivost na počátku hl. sekvence

Střed HZ (AU)

Oběžná doba

(roky)

Trvání hlavní posloupnosti

(miliardy let)

Nejdelší možná obyvatelnost planety

(miliardy let)

Čas pro vytvoření vázané rotace

(miliardy let)

0,1

M

Rudá

0,002

0,065

0,053

316,23

256,14

0,004

0,3

M

Rudá

0,014

0,164

0,121

150,13

121,61

0,102

0,5

M,K

Rudo-oranžová

0,044

0,289

0,220

80,00

64,80

1,127

0,7

K,G

Žluto-oranžová

0,130

0,496

0,418

38,10

30,86

14,614

0,8

G,K

Žlutá

0,246

0,681

0,629

23,09

18,70

 

0,9

G,K

Žlutá

0,430

0,901

0,903

14,85

12,02

 

1

G

Žlutá

0,710

1,157

1,246

10,00

8,10

 

1,1

G,F

Žluto-bílá

1,117

1,451

1,669

6,99

5,67

 

1,2

G,F

Žluto-bílá

1,688

1,785

2,178

5,05

4,09

 

1,3

F

Bílá

2,469

2,158

2,783

3,74

3,03

 

1,4

F

Bílá

3,510

2,574

3,492

2,83

2,29

 

Budoucnost Slunce

Zajímavá je otázka budoucnosti našeho Slunce. Z tabulek to vypadá, že máme budoucnost zajištěnu, neboť naše hvězda je teprve v polovině své existence. To by nám dávalo tak 5 miliard let, než se Země upeče u červeného obra.

Potíže však začnou daleko dříve, než by nám bylo příjemné (tedy… pokud se toho jako živočišný druh dožijeme). Klima Země udržuje rovnováha v množství CO2, což je skleníkový plyn. V delším měřítku platí, že čím je Země teplejší, tím rychleji je oxid uhličitý vázán, což funguje jako termostat, respektive až dosud fungovalo.

Jakmile Slunce o trochu zjasní, odhaduje se jen o 10%, množství CO2 klesne tak, že už nebude moci probíhat fotosyntéza. Patrně dojde k vymření rostlin a asi veškerého mnohobuněčného života. K tomu může dojít už během 0,5 – 1,1 miliardy let. Později se bude stále oteplovat, až se nakonec vypaří oceány a Země se stane velmi podobnou Venuši (za 4-5 mldl), což bude definitivní šmitec. To vše mnohem dříve, než Slunce definitivně napuchne. Pak nastane pro Zemi skutečné peklo.

Stárnoucí Slunce se změní v rudého obra, přičemž jeho velikost nesmírně vzroste. Je pravděpodobné, že jeho povrch dosáhne až tam, kde je dnes Země – ovšem vzhledem k tomu, že naše hvězda mezitím část své hmoty ztratí, všechny planety se od něj poněkud vzdálí, takže je možné, že naše planeta přeci jen „přežije“ – ačkoli bude žárem obra kompletně roztavena.

A co my? Není pravděpodobné, že by lidstvo vydrželo byť jen milión let, a i kdyby, změní se k nepoznání. Pokud někdo bude svědkem smrti Slunce, určitě to nebudou lidé jak je známe, ale jejich evolučně či genetickou modifikací proměnění potomci, nebo ještě pravděpodobněji úplně nezávisle vzniklý inteligentní druh. Jde nesnadné předpovědět, jak bude v té době vypadat život na Zemi. Vždyť půl miliardy let trval vývoj od červovitých strunatců k člověku, co nás asi čeká za dobu stejně dlouhou?

 

Jak se civilizace vyrovná s klimatickou změnou během následující miliardy let? Uvažujeme-li civilizaci neschopnou letů ke hvězdám, zbude i jí řada možností. Může žít v základnách v kosmu, v umělých habitatech na Zemi, případně může terraformovat Mars, nebo nějakým způsobem uměle ochlazovat Zemi.

Jakmile Slunce přejde do fáze rudého obra, bude i na Marsu pěkně horko. Bude nutné se přestěhovat dál, třeba na Titan, který bude mít nějakou dobu příjemné klima. A potom – potom už opravdu bude nutné vzít nohy na ramena. U explodujícího obra a následně chladnoucího trpaslíka už žádná budoucnost nekyne.

 

Planety vícenásobných hvězd

 

Představte si oblohu, na níž planou dvě různě barevná slunce… Pouhá fantazie? Nebo naopak celkem běžná realita?

Osamocené hvězdy jsou ve vesmíru méně běžné než dvojhvězdy, a známe i nemalé množství troj- a více násobných hvězd. Zde rozhodně problém není. Mohly by však mít také obyvatelné planety?

Problémem je stabilita drah. Když se dráhy planety a jedné z hvězd příliš přiblíží, dojde ke gravitační strkanici. Hvězda je oproti planetě těžká váha, tudíž vyhraje. Ubohý svět je vržen někam pryč, snad odletí „pánubohu do oken,“ snad se zřítí do chřtánu jednoho ze svých sluncí. Jaká je minimální bezpečná vzdálenost? Není to zcela jednoznačně stanoveno, ale existují orientační odhady.

Existují dva základní typy drah, po nichž se může planeta dvojhvězdy pohybovat.

 

Může například obíhat pouze jednu ze dvou hvězd, a to výrazně blíže než hvězda druhá. Její dráha pak bude stabilní až do ¼ minimální vzdálenosti druhé složky dvojhvězdy. Např. hvězda Alfa Centauri je dvojhvězda. Nejmenší vzdálenost jejích složek je 11,3 AU, planety, vzdálené od jednotlivých hvězd méně než ¼ této vzdálenosti, tedy 2,9 AU, budou na stabilních orbitách. Pro větší z obou složek je obyvatelná zóna 1,25 - 1,5 AU, takže existence obyvatelné planety je teoreticky možná. (1AU = vzdálenost Země-Slunce)

Na tomto příkladě vidíme, že obyvatelné planety mohou jistě existovat u vzdálenějších dvojhvězd. Z povrchu planety pak bude druhá složka dvojhvězdy jasná nejvýše tak, jako Slunce mezi Marsem a Jupiterem. Její vliv na planetu a život tedy nemusí být zcela zanedbatelný.

 

Co těsné dvojhvězdy, z nichž některé leží dokonce tak blízko, že se navzájem dotýkají?

Zde je možné, že orbita planety bude ležet vně dvojhvězdy, tedy tak, že obě slunce se budou pohybovat uvnitř její dráhy.

Otázka zní, jak daleko od společného těžiště dvojhvězdy by planeta musela obíhat, aby byla její dráha stabilní. Uvádí se, že v tomto případě by musela ležet asi 5x dál, než je největší vzdálenost obou hvězd od sebe. Tento typ planet možná existuje u dvojhvězdy CM Draconis.

 

Tím samozřejmě nejsou vyčerpány zdaleka všechny možnosti. Jak bylo řečeno, existují i vícenásobné hvězdy, jejichž složky se obíhají navzájem nejroztodivnějšími způsoby. Pokud jsou jejich složky dost vzdálené, znamená to pro obyvatele místních planet jen zpestření pohledu na noční oblohu, pokud jsou navzájem bližší, mohou už vzájemně ovlivňovat klima na svých planetách.

 

Pokud planety leží na poměrně stabilních orbitách, nemusejí mít ještě úplně vyhráno. Zdá se, že druhá hvězda v systému, ačkoli je třeba velmi daleko, působí na planety druhé složky sice málo, ale soustavně a může jejich dráhy pozměňovat směrem k vyšší výstřednosti. To je asi případ některých velmi výstředných exoplanet v dvojhvězdách, jako je např. 16 Cygni. To může poněkud komplikovat jejich obyvatelnost (výstřednost znamená velké teplotní výkyvy) a hlavně pokud by v systému bylo více planet, výstředné dráhy by je mohly přivádět do konfliktních situací – tj. docházelo by k vzájemným těsným přiblížením, destabilizaci drah a některé planety by mohly být ze systému nadobro odvrženy.

Toto je hlavní důvod, proč se v poslední době k dvojhvězdám naděje exobiologů příliš neupínají – jejich soustavy budou asi méně početné a v každém případě méně spořádané než u osamocených hvězd, takže šance na obyvatelné planety je rozhodně relativně nižší, i když určitě nikoli nulová.

 

Obyvatelné zóny

Obyvatelná zóna (habitable zone, dále HZ) je termín, jež popisuje oblast kolem hvězdy, kde může existovat život. Je to tedy oblast, kde může ležet planeta, jež není ani příliš horká, ani příliš studená. Její umístění závisí na svítivosti mateřské hvězdy - a nemálo i na názorech konkrétního autora!

 

Většina vědců situuje obyvatelnou zónu Slunce mezi 0,75 a 1,6 AU, což je oblast vymezená přibližně drahami Venuše a Marsu. Někdy bývá dokonce zužována na oblast 0,95 – 1,3 AU, tedy „těsně“ kolem dráhy Země. Pro hvězdy s jinou zářivostí je pak třeba vnější a vnitřní hranici této zóny odpovídajícím způsobem posunout.

Ve skutečnosti však nic není jednoduché. Z definice HZ plyne, že ideální planeta ležící v této oblasti by mohla být za ideálních podmínek obyvatelná. Ovšem reálná kosmická tělesa jsou rozmanitá a nerada si nechají poroučet od teoretiků. Je nutno též pamatovat, že veškeré definice HZ jsou prozatím založeny na spekulacích, výpočtech a teoretických modelech, skutečné obyvatelné planety jinde v kosmu zatím nikdo nikdy neviděl. A je těžké důvěřovat teorii, nebyla-li konfrontována s praxí.

Planeta ležící v obyvatelné zóně může být zcela neobyvatelná, například pokud je příliš velká, příliš malá nebo má nevhodnou atmosféru. Planeta v teplejší části HZ se může skleníkově přehřát, podobně jako Venuše, naopak chladnější svět může upadnout do dlouhodobé doby ledové – sněhová pokrývka je bílá a odráží sluneční záření zpět do kosmu, čímž se planeta ochlazuje a je velmi těžké tento stav zvrátit.

Za vhodných okolností může nastat i situace opačná, kdy život vznikne mimo HZ. Třeba svět s velmi hustou atmosférou plnou skleníkových plynů by mohl ležet daleko za vnějším okrajem klasické HZ a přitom hostit život (např. až 2,4 AU nebo i dále).

 

Pokud bychom jako možné životadárné rozpouštědlo uvažovali amoniak nebo dokonce metan, museli bychom definovat HZ zcela jinak, než pro planety s kapalnou vodou, ležela by mnohem dále. A to neuvažujeme světy nezávislé na slunečním svitu, poháněné geologickými silami (např. Europa). Ty jsou na hvězdě vlastně docela nezávislé a mohou se objevit v podstatě kdekoli. Někteří autoři toho využívají k tvrzení, že koncept obyvatelné zóny je nesmyslný, nebo že je třeba HZ rozšířit, aby zahrnula i Europu. To je ale argumentace hnaná ad absurdum.

Obyvatelná zóna v tradičním pojetí je určitě užitečný koncept, uvažujeme-li nad světy pozemského typu, tj. s naším typem atmosféry, vodou a povědomým typem života, čerpající energii primárně z hvězdného (slunečního) svitu. Takové světy jsou nám blízké, a protože sami jsme důkazem, že na nich může existovat život, upřednostňujeme je v našich úvahách i astronomickém pátrání. Tím ovšem neříkáme, že neexistují i jiné typy světů, které závisí na jiných faktorech, a pro které logicky platí jiná pravidla. Volání po tom, aby koncept HZ počítal s tělesy z rodu Europy je nepochopením věci a směšováním „hrušek s jablky“. Takové světy jsou více či méně nezávislé na slunečním svitu, který jim nahrazuje radioaktivní a slapový ohřev, a proto pro ně nemůžeme žádnou HZ definovat!

 

Každopádně, pokud hledáme planety podobné Zemi, které mají pro nás největší význam, jsou nejnadějnější pro rozvoj civilizací a budou asi celkem hojné, je HZ velmi dobrým vodítkem, kde je hledat. Můžeme říci, že HZ udává rozsah, v jakém je Zemi podobná planeta udržet na svém povrchu jakž takž přijatelné podmínky. Planety se „snaží“, mají-li hydrosféru a geologickou činnost, o udržení obyvatelnosti. Čím je tepleji, tím více se skleníkový plyn CO2 váže do hornin, tím méně ho je v atmosféře a tím více se planeta ochladí – a naopak.

Poblíž vnitřního okraje leží planety teplé, v jejichž atmosféře je hodně vodní páry, ta může dokonce disociovat a unikat do vesmíru (odvodnění planety). V extrémním případě vznikne pádivý skleníkový efekt, kdy se planeta díky skleníkovému efektu vodních par ohřeje, což uvolní další páry, následně se z hornin vypeče i CO2, čímž vznikne peklo typu Venuše. Významná je tu role mraků – díky tomu, že odrážejí světlo (zvyšují albedo), planetu trochu ochlazují a posouvají tak okraj HZ o něco blíže, než kdyby jich nebylo.

Naopak v opačném extrému si planeta musí vydržovat hustou atmosféru s převahou CO2 o tlaku i několika atmosfér. Takové planety nejsou ovšem příliš obyvatelné pro lidi – jakmile se oxid uhličitý stane opravdu významnou složkou (více než několik %), byl by pro vyšší pozemské organismy toxický. To samozřejmě neplatí pro adaptované domorodce.

I zde jsou v jádru pozornosti mraky. Od cca 1,3 AU dále totiž začne kondenzovat i CO2. Tím nám roste albedo, což by mělo mít ochlazující efekt – a klima by se mohlo zhroutit. Naštěstí se ukazuje, že mraky „suchého ledu“ (pevného CO2) fungují spíše jako teplo udržující deka než jako odrazivá plocha, takže planetu naopak zahřívají! To pak rozšíří HZ snad až za hranici 2 AU.

 

Sci-fi autoři vytvářející fiktivní světy někdy pro zjednodušení používají jakousi „jednorozměrnou“ HZ, která není udána vnitřním a vnějším okrajem, ale jen jediným poloměrem, který zpravidla (ne však vždy) udává, v jaké vzdálenosti by planeta dostávala stejné množství světla či tepla jako Země od Slunce. Je sice zjednodušující poměřovat všechno naší planetou, která nadto patrně ani neleží ve středu HZ, ale spíš při jejím vnitřním okraji, nicméně tomuto systému nelze upřít jistou názornost.

 

Během fáze podobra či rudého obra dojde k ohřátí i jinak zmrzlých vnějších planet, tzn. HZ hvězdy se velice rozšíří. Existují teorie, podle nichž může u rudých obrů masivně vznikat život na dřívějších ledových tělesech – v případě Slunce na měsících Jupitera, Saturna a Neptuna, a snad i tělesech Kuiperova pásu. Je nesporné, že nějakou dobu budou tato tělesa ležet v HZ, otázka je ovšem, jak dlouho. Zdá se, že v nejlepším případě půjde o 1 mldl, ale spíše jen o desítky či stovky mll (viz http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0503520). Obr totiž mění svoji zářivost na obvyklé hvězdné poměry dosti rychle.

Navíc rudí obři relativně rychle mění jas také svými pulsacemi a obrovskými slunečními skvrnami (tzn. klima by bylo velmi nestálé). Většina ledových těles vnějšího slunečního systému je také příliš malých, než aby si mohla po zahřátí vydržovat stabilní atmosféry, a patrně by se tedy „vypařila“ jako přerostlé komety.

Vzniklá obyvatelná prostředí budou tedy v geologickém měřítku zpravidla krátkodobá – život v nich snad může vzniknout, nebo tam být zanesen a zabydlet se, ovšem domorodé formy vyššího života vznikat asi nebudou, protože k tomu nebudou mít dost času.

To znamená, že na vnějších planetách rudých obrů se mohou objevit bakterie (ať nově vzniklé, či panspermicky zavlečené), popř. civilizace, která se sem odstěhovala z „upečených“ vnitřních planet, ale nikoli makroskopičtí domorodci.

 

Existuje mnoho různých vzorců pro výpočet HZ nebo přímo teploty planety, a také nejrůznější tabulky.

 

Zde je jednoduchý vzorec pro výpočet sluneční konstanty planety:

SK = ((L*3,853E+26)/(4PI*(R*149600000000)2))

L je zářivost hvězdy ve slunečních jednotkách

Pi je 3,14159…

R je vzdálenost planety v AU.

Obyvatelná planeta by měla mít SK v rozmezí asi  500 – 2000 w/m2

 

Přibližnou teplotu planety zjistíme ze vzorce:

T = 279*(L*(1-A)/R^2)^(1/4)

kde R - vzdálenost v AU, L - zářivost hvězdy v jednotkách sluneční zářivosti, T - teplota v Kelvinech (t/ºC = T - 273)

A je albedo, neboli odrazivost. Nabývá hodnot od nuly do jedné. Čím je planeta světlejší, tím má albedo vyšší.

A=0,7 …. planety velmi jasné, např. se silnou oblačnou pokrývkou (Venuše), nebo pokryté čistým ledem (Europa).

A=0,5….obří planety.

A=0,37….albedo Země.

A=0,1-0,15….skalnaté planety (Měsíc, Mars, Merkur)

Tento vzoreček má své nedostatky. Nepočítá totiž kupříkladu se skleníkovým efektem, takže pro Zemi udává teplotu o cca 35 stupňů nižší a pro Venuši dokonce o více než 400 stupňů nižší. Je proto jen orientační.

 

Jiný vzorec pro teplotu:

T = 300*(L*(1-A)/(0,85*R^2))^0,25

Udává teploty o něco vyšší (tzn. pro Zemi například je blíže skutečnosti) ale zřejmě je méně přesný. Nejsem ale fyzik, takže věrohodnost různých formulí si netroufám hodnotit.

 

Výstřednost dráhy

Dráhy planet mají tvar elipsy. Země má dráhu téměř kruhovou, ale některé extrasolární planety (viz např. Hvězdná zoo) se vyznačují drahami ve tvaru výstředných elips. Střídavě se tedy přibližují a vzdalují od své hvězdy. Nejbližší bod dráhy se v případě Sluneční soustavy nazývá perihel, nejvzdálenější afel (přísluní a odsluní), v jiných hvězdných systémech se užívají obecné termíny periastron a apastron („příhvězdí a odhvězdí“).

Eliptičnost může způsobovat výrazné teplotní výkyvy během roku. Planety typu Země však mají mimořádnou schopnost právě takovým výkyvům vzdorovat díky oceánům, které fungují jako tepelný setrvačník. Uvádí se, že i kdyby Země měla velmi velkou výstřednost, dokonce i kdyby její perihelium leželo tam, co nyní Merkur, a odsluní kdesi za Marsem, mohla by být obyvatelná. Výkyvy teplot by byly sice veliké, v přísluní by v tropech mohla teplota překračovat bod varu, a v odsluní by byly tuhé zimy, ale jako celek by byla planeta pro (adaptovaný) život přijatelná. Kdyby byla atmosféra hustší nebo oceány rozsáhlejší, výkyvy by byly ještě méně patrné.

 

Takže, toto jsou jednoduchá kritéria, jimiž se můžeme řídit, když chceme určit, zda je ta která planeta vhodná pro existenci kapalné vody, potažmo i života. Můžeme je aplikovat zejména na známé extrasolární planety. Ty samy o sobě jsou sice pouze plynnými obry, nehostinnými pro život, ale téměř určitě mají velké měsíce o rozměrech planet, jako u nás Jupiter, Saturn a Neptun. Proto každého obra v HZ můžeme považovat za pravděpodobného hostitele měsíce, který je vhodný pro život a vodu. Platí to třeba pro planety hvězd Iota Horologii, HD 28185 nebo Gliese 876.

U mnoha dalších hvězd jsou možná dosud neobjevené - a zatím neobjevitelné - osamocené planety zemského typu.

 

Odkazy:

http://curriculum.calstatela.edu/courses/builders/lessons/less/les1/StarTables.html.

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/habzone.html

http://www.solstation.com/habitable.htm

http://discovermagazine.com/2002/nov/featcircles

http://www.svetvedy.cz/zobraz_clanek.php?id=397