Planety
Planety

Tomáš Petrásek, 2007

 

Pod romantickými prstenci zlatavého obra se ukrývá celá rodina velkých měsíců, jeden z nich se dokonce nápadně podobá naší vlastní planetě. Zdalipak je obydlen?  

 

Na této stránce bych  chtěl stručně informovat o planetách obecně – o tom jaké jsou nebo být mohou, proč vypadají právě tak a ne jinak.

Hlavní důraz budu klást na faktory, ovlivňující vznik života.

Co je planeta?

Toto je velmi kontroverzní otázka, často diskutovaná v souvislosti s Plutem. Jak si řekneme níže, existuje mezi tělesy Sluneční soustavy obrovská pestrost, a jako všude v přírodě, ani zde nenajdeme jasně vymezené kategorie. A pokud se nám zdá, že nějaké vidíme, pak jen proto, že zde chybějí přechodné a nezařaditelné články, které se ovšem nade vší pochybnost nacházejí tam, kam zatím nevidíme, tj. v jiných planetárních soustavách. Kategorizace vesmírných objektů je tedy ať chceme nebo ne násilný akt, jemuž se příroda vzpírá seč může – pro potřeby lidstva je však určitá klasifikace, byť třeba násilná, občas prostě nutná.

Po většinu doby neexistovala jasná definice planety a postupovalo se víceméně intuitivně. Jasná definice neexistuje dokonce ani teď. Byly však vytvořeny kategorie pravých planet (které mají obecně kulatý tvar a velikostně dominují svému okolí), trpasličích planet (které jsou kulaté, ale nedominují) a planetek (které nejsou dokonce ani kulaté). (Předpoklad je, že velká tělesa se sesedají vlastní vahou do tvaru koule (tzv. izostáze), malá na to nemají a tak zůstávají nepravidelná. To ale závisí i na pevnosti materiálu a historii tělesa, takže nelze jen podle hmotnosti říci, zda těleso bude či nebude kulaté.)

Nejrozšířenější „opoziční“ systém navrhuje členit všechna kulatá tělesa mezi typické planety.

Výhoda stávajícího uspořádání je ta, že všechny klasické planety (Merkur – Neptun) již zřejmě byly objeveny a nové nepřibudou (a pokud náhodou ano, pak asi jen ve velmi malém počtu), nevýhoda je ta, že je třeba „degradovat“ Pluta do nižší kategorie, což je vždy provázeno stížnostmi. Výhodou alternativního systému je, že je  (aspoň dle jeho přívrženců) přirozenější a nevyžaduje „přesouvat“ Pluto, nevýhodou je skutečnost, že počet planet by se mohl dále zvyšovat a nakonec by mohl dosáhnout třeba i několika desítek, přičemž většinu by tvořila obskurní ledová tělesa, která nikdo pořádně nezná. Tím by došlo ke znehodnocení pojmu planeta, který si obvykle spojíme s něčím mimořádně významným.

Navíc je problém, že určení „kulatosti“ je svízelné – jednak je to kritérium subjektivní, jednak přesný tvar hodně vzdálených těles se určuje problematicky. To znamená, že tady vždy budou sporné případy a přesuny mezi kategoriemi. Přijatý systém má nesporně výhodu v tom, že veškeré kontroverze přesunuje na hranici mezi trpasličími planetami a planetkami, která přeci jen není tak prestižní jako práh elitního klubu pravých planet.

Nedá se nicméně nesouhlasit s tím, že daná kategorizace je vágní a nešťastná, zejména směšuje vlastnosti orbitální a fyzikální.

Ještě větší nepořádek panuje v řadách měsíců – měsícem je všechno, co obíhá planetu, od exemplářů větších než Merkur ( a samozřejmě i než celý Pluto!) až po tělesa na hranici rozlišovací schopnosti – technicky je každý prášek v prstencích Saturna měsícem!!! Jestliže se nám zdá násilné oddělovat Pluto od osmi klasických planet, není náhodou ještě daleko násilnější oddělovat Pluto od Tritonu (podívejte se do tabulky – obě tělesa jsou vlastně skoro identická!)?  Nebo házet do jednoho pytle několikametrové balvany a svébytný svět o rozměrech planety, jakým je Titan??

V ideálním případě by měly existovat dvě paralelní klasifikace – jedna podle toho, zda těleso obíhá hvězdu nebo ne-hvězdu, a jiná, nezávislá, podle jeho hmotnosti, popř. kulatosti.

Jenže – může vůbec klasifikace být ideální? Pokud spojujeme do jednoho „šuplíku“ pod jménem planeta tak různé věci, jako je Merkur a Jupiter, má pak vůbec smysl se čertit nad definicemi?

 

Typologii hypotetických planet se dále věnuje článek Typy planet, a první díl Průvodce exoplanetami.

Pohyb planety

Jedním ze základních způsobů, jak planetu popisovat, je s přihlédnutím k pohybu, který vykonává. Dlouhou dobu byly právě tyto údaje těmi jedinými, které byly o planetách známy, a v případě extrasolárních planet je tomu tak i dnes.

·        Vzdálenost od slunce, jinak též velká poloosa dráhy, nám udává, jak daleko od své hvězdy planeta obíhá. Bezprostředně souvisí s její teplotou i dobou oběhu. Více o tom, jak zjistíme teplotu, poztažmo obyvatelnost planety, více viz Obyvatelné zóny.

·        Doba oběhu – délka roku dané planety. Je dána především vzdáleností od hvězdy a hmotností hvězdy (hmotnost planety můžeme zanedbat).

·        Výstřednost dráhy – udává, jak výrazně se během roku mění vzdálenost planety od slunce. Nabývá hodnot od 0 do 1.
Dráhy planet jsou, jak víme, eliptické, přičemž hvězda leží v jejich ohnisku. Pokud je výstřednost zanedbatelná, jako u dráhy Země, můžeme je považovat za kružnice.
Pokud je výstřednost vyšší, dráha je stále více protáhlá. Po část svého roku je tedy planeta blíže slunci, je přirozeně teplejší a pohybuje se rychleji. Místo, kde je vzdálenost nejmenší, nazýváme perihel nebo obecně periastron. Naopak, v opačné části dráhy, v afelu, je planeta nejdále, zažívá „zimu“ a pohybuje se velmi pomalu. Se stoupající výstředností se stávají výraznějšími teplotní výkyvy během roku. Nutno podotknout, že střídání ročních dob na Zemi nemá se vzdáleností od Slunce nic společného (na to je výstřednost příliš malá), naopak, Země je v perihelu během zimy!
V naší sluneční soustavě mají eliptické dráhy například Merkur, Pluto, některé asteroidy a všechny komety. Velmi výstředné jsou i mnohé extrasolární planety.
Vzdálenost planety v přísluní zjistíme jako p = a - (a*e), kde p= vzdálenost přísluní, a=velká poloosa dráhy, e=výstřednost. Vzdálenost v odsluní se spočítá podobně: o = a - (a*e).
Při tomto výpočtu nezáleží na použité jednotce, platí jak pro km, tak i pro AU.
Př.: a=1 AU, e=0,7. p = 1-(1*0,7) = 0,3.

·        Sklon rotační osy – osa rotace planety si udržuje víceméně stálý směr, nezávisle na tom, jak obíhá svou hvězdu. Po část roku tedy míří ke slunci jeden pól, po část roku druhý. Obě polokoule tedy dostávají nestejné množství světla a tepla – to je příčinou ročních období na Zemi, Marsu a jiných planetách. Extrémem je Uran, jehož sklon je téměř 90°, takže po část roku míří vždy jeden z jeho pólů téměř přímo ke Slunci, opačná polokoule je tmavá, a postupně se role vymění.
Je logické, že sklon rotační osy výrazně ovlivňuje klima a velikost rozdílů mezi zimou a létem. Planety s málo skloněnou osou budou mít málo výrazná roční období a naopak.

·        Doba rotace – doba, za jakou se planeta otočí kolem své osy. Většinou je velmi blízká slunečnímu dni, tedy periodě světla a tmy (ale ne tehdy, když je doba rotace svojí délkou srovnatelná s dobou oběhu, viz Merkur a Venuše). Ovlivňuje biorytmy obyvatel planety, ale pomáhá také udržovat magnetické pole (rotující planeta se chová jako dynamo). Rychle rotující planety (Jupiter a Saturn) jsou výrazně zploštělé. Odstředivá síla také způsobila protáhlý tvar objektu 2003 EL 61.
Velmi dlouhá doba rotace může při slabší atmosféře a menším zastoupení oceánů způsobovat extrémní rozdíly teplot mezi dnem a nocí. Učebnicovým příkladem je bezvzdušný Merkur, kde by ve dne tálo olovo, ale noc je skutečně kryogenní. Naproti tomu Venuše s hustou atmosférou žádné teplotní rozdíly nezná, ač její sluneční den trvá 117 pozemských dnů.
Rotace planet se zpomaluje, pokud mají velké a blízké měsíce, nebo leží blízko své hvězdě. V extrémním případě se rotace stane vázanou, tedy rovnou době oběhu, a planeta jednu stranu trvale přivrací svému slunci. Totéž platí pro měsíce, ty mají téměř bez výjimky vázanou rotaci ke své planetě.

 

Přehled významnějších těles ve Sluneční soustavě.

Typ písma označuje status tělesa (Hvězda, planeta, trpasličí planeta, měsíc, asteroid), barva pak vlastní charakter tělesa – okrově terestrické planety, fialově obří planety, šedě asteroidy, modře ledová tělesa.

 

Těleso

Poloměr (km)

(u nepravidelných těles všechny rozměry)

G

(m/s2)

Vu

Ro (kg/m3)

M (kg)

Vzdálenost (planety v AU, měsíce v 1000 km)

Výstřednost

Slunce

695997

273,8

617,4

1408

1,99E+30

0

x

Merkur

2440

3,7

4,25

5420

3,30E+23

0,387

0,206

Venuše

6052

8,87

10,36

5243

4,87E+24

0,723

0,007

Země

6378,1

9,81

11,186

5515

5,97E+24

1

0,017

Měsíc

1737,8

1,62

2,38

3340

7,35E+22

384,4

0,055

Mars

3933

3,7

5,03

3397

6,42E+23

1,524

0,093

Phobos

13,5x10,8x9,4

6,0E-03

0,0115

2000

1,08E+16

9,38

0,015

Deimos

7,5x6,1x5,5

3,0E-03

6,2E-03

1700

1,80E+15

23,46

0,000

4 Vesta

578×560×458

0,22

0,35

3400

2,70E+20

2,361

0,089

3 Juno

290x240

0,12

0,18

3400

2,82E+19

2,668

0,258

1 Ceres

975x909

0,27

0,51

2080

9,50E+20

2,766

0,080

2 Pallas

570×525×482

0,18

0,32

2800

2,20E+20

2,773

0,231

Jupiter

71492

23,12

59,55

1326

1,90E+27

5,2

0,048

Io

1816

1,79

2,564

3530

8,93E+22

421,6

0,004

Europa

1569

1,32

2,021

3000

4,80E+22

670,9

0,009

Ganymed

2631

1,42

2,451

1940

1,48E+23

1070

0,001

Callisto

2403

1,25

2,451

1851

1,08E+23

1883

0,007

Saturn

60268

8,96

35,5

687

5,68E+26

9,539

0,056

Mimas

418,2x392,4x382,8

0,08

0,16

1170

3,84E+19

185,4

0,020

Enceladus

513x503x497

0,11

0,24

1610

1,08+20

237,95

0,005

Tethys

529,9

0,16

0,4

990

6,18E+20

294,66

0,000

Dione

560

0,23

0,51

1500

1,10E+21

377,4

0,002

Rhea

764

0,26

0,26

1240

2,32E+21

527,04

0,001

Titan

2575

1,35

2,25

1880

1,35E+23

1221,85

0,029

Iapetus

718

0,26

0,6

1270

1,97E+21

3561,3

0,029

Phoebe

110

0,039

?

2300

7,20E+18

12952

0,156

Uran

25559

8,69

21,3

1270

8,68E+25

19,18

0,046

Miranda

235,8

0,08

0,19

1200

5,69E+19

129,87

0,001

Ariel

578,9

0,27

0,56

1560

1,27E+21

191,02

0,001

Umbriel

584,7

0,25

0,54

1520

1,17E+21

265,97

 

Titania

788,9

0,378

0,77

1710

3,53E+21

463,3

 

Oberon

761,4

0,346

0,73

1630

3,01E+21

583,52

 

Neptun

24766

11

23,5

1640

1,02E+26

30,06

0,010

Proteus

210

0,08

0,18

1300

5,00E+19

117,65

0,00053

Triton

1352,6

0,77

1,45

2075

2,14E+22

354,76

0

Nereida

170

?

?

1500

3,10E+19

5513,4

0,7512

90482 Orcus

475

?

?

?

7,50E+20

39,419

0,226

Satelit Orcuse

100?

?

?

?

?

?

?

Pluto

1195

0,58

1,22

2030

1,31E+22

39,481

0,248

Charon

586

0,3

0,61

1830

1,90E+21

19,64

0,000

Nix

22,5

?

?

?

?

48,7

?

Hydra

23-30

?

?

?

?

64,8

0,005?

Eris

1200?

?

?

?

1,60E+22

67,668

0,442

Dysnomia

150?

?

?

?

?

30-36

?

2003 EL61

1960×1518×996

0,44

0,84

?

4,20E+21

43,335

0,18874

2

85?

?

?

?

?

39,3

?

1

155?

?

?

?

?

49,5

0,05

50000 Quaoar

630?

?

?

?

?

43,405

0,034

90377 Sedna

590 - 900

?

?

?

?

525,606

0,855

 

 

 

Základní vlastnosti planety

To, jak je planeta velká, jak vypadá a z čeho je složená, závisí na jejím pohybu mnohdy nepřímo anebo vůbec.

Obecná pravidla nám říkají, jak se planety formují. Vznikají ze zbytků plynů a prachu, z nějž vzešla sama hvězda, ovšem mnohdy prodělávají zajímavý vývoj, a tak jsou jejich vlastnosti všechno možné, jen ne uniformní. Přesto existují jisté obecné trendy.

Blíže u hvězdy, kde je tepleji, se vyskytuje více prachu a kamení a méně plynu. Vznikají zde tedy tělesa menší, skalnatá, v lepším případě obdařená atmosférou nebo hydrosférou.

Dále od hvězdy se může udržet plyn a částice ledu, který zde nemůže roztát. Je zde tedy víc materiálu a stavba těles se tedy odehrává mnohem rychleji. Vznikají zde tělesa z ledu a kamení, z nichž mnohá narostou natolik, že na sebe nabalí všudypřítomný vodík. Tím ještě ztěžknou a stanou se z nich obří neboli plynné planety. Existuje však i možnost, že tito obři vznikají i jiným způsobem, přímým zhroucením části oblaku, podobně jako hvězdy.

V největších vzdálenostech pak vznikají tělesa ledová, jako je třeba Pluto nebo komety.

Toto je  velmi naivní pohled, vzniklý na základě naší vlastní sluneční soustavy a zdaleka ne univerzální. Na základě pozorování soustav jiných hvězd víme, že obří planety mohou ležet v těsné blízkosti sluncí, nebo se vyskytovat na excentrických drahách. Je důvodné podezření, že po vzniku každé soustavy nastává větší či menší „škatulata hejbejte se“ a planety se mnohdy velmi výrazně přesunují, přičemž se také srážejí nebo navzájem vytěsňují ze svých drah. Tím se zdánlivý pořádek změní v nevyzpytatelný chaos.

Ani souputníci našeho Slunce nebyli výjimkou – například Jupiter prý výrazně migroval směrem dovnitř, přičemž narušil dráhy rostoucích planet a planetek. Výsledkem je, že Mars nemohl dorůst do plné velikosti a „zakrněl“, zatímco planeta na místě pásu asteroidů pro jistotu vůbec nevznikla.

Než se situace uklidnila, panovalo takzvané „velké bombardování,“ stav ustavičných srážek a dopadů, jejichž stopy ještě dnes vidíme na Měsíci. Vlastně sám Měsíc je jednou z těchto stop – byl vytvořen po srážce Země s jinou planetou, která vyvrhla materiál, z něhož Měsíc později vznikl, do vesmíru.

 

Výsledkem těchto složitých a ne zcela pochopených procesů je nezvratný fakt, že každá planeta je jiná. Merkur, Venuše, Země, Měsíc, Mars, Io a Europa, které se svým charakterem řadí mezi terestrické planety, jsou jaksi „co kus, to originál.“ Je skoro jisté, že jakákoli další planeta, kterou najdeme a prozkoumáme, bude vykazovat podobnou osobitost. Je nanejvýš pravděpodobné, že žádné dvě planety nejsou zcela stejné!

·        Hmotnost. Jednotkou je kilogram, hmotnost Země nebo hmotnost Jupitera. Velmi hmotné planety jsou téměř určitě plynní obři, velmi malé jsou buď převážně z ledu, nebo z kamene. Jinak je výpovědní hodnota hmotnosti dosti malá.

·        Velikost – tedy průměr či poloměr.

·        Hustota. To je velmi důležitý parametr. Víme, že planety nejsou zpravidla duté, takže známe-li objem a váhu planety, můžeme určit, jak je hustá. A tato veličina nám řekne mnohé o materiálu, jímž je tvořena. Musíme ale počítat i s tím, že hustota je ovlivněna tlakem – pokud je planeta velice hmotná, stlačí hmotu ve svém nitru a bude se zdát hustší nežli menší těleso ze stejného materiálu
Známé terestrické planety vykazují hustotu 5500-3000 kg/m3. To je celkem v souladu s jejich složením, které je převážně kamenné. Výrazně velká hustota může souviset se stlačením materiálu (Země) anebo s velkým obsahem železa (Merkur).
Malá řídká tělesa jsou především ledové měsíce a většina trpasličích planet, tvořené významným podílem vodního ledu a někdy i ledů jiných látek (čpavek, metan). Jejich hustota je tím vyšší, čím více obsahují hornin. Existuje tu vlastně kontinuum od extrémně řídkých ledových těles (Tethys) až po tělesa přechodná (Triton) a dokonce téměř čistě terestrická (Europa).
Plynní obři naší Sluneční soustavy mají hustoty mezi 600 - 1700 kg/m3. Klasičtí velcí zástupci jsou složeni především z vodíku a helia, s malým kamenným jádrem (Jupiter a Saturn), malí obři naproti tomu z kamení, ledů vody a amoniaku a plynné atmosféry (Uran a Neptun). Obří exoplanety o hmotnosti převyšující Jupiter se však vlastní vahou „sesedají“ do malých objemů, takže mohou mít hustoty které mohou převyšovat i terestrické planety, naopak ty, které jsou spíše méně hmotné a žhavé, se „nafukují“ a jsou tedy i řidší než Saturn! Posuzovat tedy „plynnost“ planety čistě dle hustoty je ošemetné!
Asteroidy a velmi malé měsíce mají hustoty velmi různé, ale nelze z nich určit složení. Tato tělesa jsou totiž nesoudržná, obsahují mnoho dutin a jeskyní, což hustotu zcela zkresluje.

·        Úniková rychlost – to je rychlost, kterou potřebujeme k opuštění povrchu planety. Je podstatná, pokud chceme posílat rakety do kosmu, ale má i praktičtější dopady. Je to třeba právě ona, která má vliv na to, zda planeta má atmosféru a jaký je její charakter. Obyvatelný svět by zřejmě měl mít únikovou rychlost mezi 4 – 20 km/s, popřípadě v rozmezí ještě užším.

·        Gravitace – tento parametr nás zajímá, chceme-li se procházet po povrchu dané planety.
Udává se buď v metrech za sekundu, pro Zemi pak platí hodnota 9,8 (často zaokrouhlovaná na deset) anebo v gé, tedy jednotkách pozemské gravitace.
Gravitace není přímo úměrná hmotnosti, ale závisí také na poloměru dané planety. Saturn je například mnohem těžší než Země, ale protože je jeho „povrch“ velmi daleko od jeho středu, jeho gravitace je vlastně nižší! Jinak řečeno, planeta, která je absolutně hmotnější, nemusí mít větší gravitaci než těleso lehčí, pokud je hustota první z nich výrazně menší než hustota té druhé. Jak gravitace souvisí s hustotou je patrné z tabulek, které vidíte níže.
Příliš velká gravitace je pro pobyt člověka překážkou, činí pohyb namáhavým, ne-li nemožným. Ovšem i v jupiterské gravitaci by se trénovaný člověk dokázal bez rizika pohybovat. Život jako takový, např. bakterie, však zvládne klidně i stovky či tisíce gé.
Velmi malá gravitace je nepříjemná a zdraví škodlivá. Nejnižší praktickou hodnotou je asi gravitace lunární, a přitažlivost Marsu bude zřejmě lidem docela dobře vyhovovat.
Je velmi nepravděpodobné, že by existovaly obyvatelné planety s velmi malou gravitací (lunární či nižší) anebo naopak s příliš velkou (Jupiterská a vyšší.) Je to dáno únikovou rychlostí, která s gravitací souvisí.

 

 

G

(m/s2)

Hustota

(kg/m3)

Poloměr

(km)

Hmotnost

(kg)

M/Mz

M/Mj

9,8

370

94 803

1,32057E+27

221,07

0,70

9,8

687

51 058

3,83047E+26

64,12

0,20

9,8

1000

35 077

1,80786E+26

30,26

0,10

9,8

1500

23 384

8,03494E+25

13,45

0,04

9,8

2500

14 030

2,89258E+25

4,84

0,02

9,8

3500

10 022

1,47580E+25

2,47

0,01

9,8

4500

7 794

8,92771E+24

1,49

0,00

9,8

5515

6 360

5,94393E+24

1,00

0,00

9,8

6000

5 846

5,02184E+24

0,84

0,00

9,8

7000

5 011

3,68951E+24

0,62

0,00

9,8

8000

4 384

2,82478E+24

0,47

0,00

Tabulka hypotetických planet s gravitací 1 G a o různé hustotě, pohybující se od hustoty nejřidších exoplanet až po hustotu železa. Je jasně patrné, že zatímco řídké planety musejí mít hmotnost srovnatelnou s Jupiterem, aby dosáhly pozemské úrovně gravitace, „železná“ planeta by naopak stejného efektu dosáhla i při polovině pozemské hmotnosti.

 

M/Mz

Hustota

(kg/m3)

Hmotnost

(kg)

Poloměr

(km)

G

(m/s2)

 

1

1000

5,9736E+24

11 256

3,14

 

1

1500

5,9736E+24

9 833

4,12

 

1

2500

5,9736E+24

8 293

5,79

 

1

3500

5,9736E+24

7 414

7,25

 

1

4500

5,9736E+24

6 818

8,57

 

1

5500

5,9736E+24

6 377

9,80

 

1

7000

5,9736E+24

5 884

11,51

 

1

7000

5,9736E+24

5 884

11,51

 

1

8000

5,9736E+24

5 628

12,58

 

Tabulka hypotetických planet hmotností naší Země, ale s různou hustotou. Vidíme, že hustší planety mají jednoznačně vyšší gravitaci.

 

Parametry klíčové pro život na povrchu planety

         Atmosféra

Tento faktor je zajisté na prvním místě. Je pravda, že i na tělese bez atmosféry může vzniknout život, zpravidla se však nemůže příliš rozvinout. Většina forem vyššího života v kosmu vznikla zajisté na světech s ovzduším.

Proč právě atmosféra je tak klíčová?

Život se patrně neobejde bez kapalin, jako je třeba voda. Jakákoli kapalina vystavená vakuu se okamžitě vypaří, v lepším případě zmrzne. Aby mohla být kapalná, potřebuje vnější tlak. A velmi dobrým způsobem, jak tento tlak zajistit, je atmosféra. Možná není způsobem jediným, ale rozhodně tím nejlepším.

 

Můžeme rozlišit dva základní typy atmosfér, podle  toho, kolik obsahují vodíku:

o       Atmosféra redukovaná obsahuje převážně vodík a helium, s příměsí metanu, čpavku a jiných exotických látek. Vznikla přímo z mlhoviny, z níž vzešlo Slunce. Takovou najdeme třeba na Jupiteru. Je typická pro planety, které jsou tak velké, chladné nebo obojí, že si dokáží udržet vodík a helium.

o       Atmosféra oxidovaná vznikla na planetách, které si nedokázaly udržet plyny z okolní mlhoviny. Je to atmosféra sekundární, vzniklá sopečnou činností. Obsahuje především CO2, ale také molekulový dusík (N2). Ve zvláštních případech se může objevit i molekulový kyslík (O2), ne vždy však musí souviset s činností rostlin. Tyto planety mohly vodík ztratit téměř úplně (Venuše, Io) nebo jen z větší či menší části (Země, Titan).

Míra dehydrogenace je velice důležitá – pokud je nulová, dostaneme plynného obra, který je celkem beznadějný, s příliš velkou dehydrogenací zase dojdeme k vysušené poušti.

 

Podle místních podmínek dochází k různým modifikacím chemického složení. Na Zemi došlo vlivem živých organismů k vytvoření kyslíkového ovzduší, rázovitou atmosféru má také Titan.

 

Obyvatelná planeta  nesmí být ani moc velká, ani moc malá. Pro hmotnost (potažmo únikovou rychlost) obyvatelných planet existují dva limity – horní, to je ten, kdy se planeta stává obrem, a spodní, tedy ten, kdy zůstane zcela bez vzduchu.

 

Co vlastně musím brát v potaz, uvažuji-li o atmosféře planety?

 

·        Úniková rychlost. Pokud molekula plynu překročí tuto rychlost, může planetu opustit a zmizet v nenávratnu. Čím je tato rychlost vyšší, tím spíše bude mít daná planeta ovzduší. Tento parametr je jednoznačně dán velikostí a hmotností planety.

·        Teplota. Čím je ovzduší teplejší, tím rychleji se jeho částice pohybují. Tím samozřejmě stoupá šance, že některé z nich překročí únikovou rychlost. Důležitá je však nikoli teplota povrchu, ale teplota velmi vysoké atmosféry, která se někdy výrazně odlišuje a není snadno odhadnutelná.

·        Molekulová hmotnost uvažovaného plynu. Lehké částice, jako je třeba vodík, prchnou daleko snáze než ty těžké, jako třeba CO2. Molekuly přitom mohou být ionizací rozbity na atomy, které jsou samozřejmě lehčí a tedy snáze unikají.

·        Magnetické pole. Pokud má planeta magnetické pole, nebo měsíc obíhá pod ochranou pole svého mateřského tělesa, je chráněn před dopady částic slunečního větru. Ty mohou někdy svým působením vyrážet atomy z horní atmosféry a tak její existenci ohrožovat.

·        Radiační pás. Pokud by uvažovaným tělesem byl měsíc obra, mohl by se nacházet v radiačním pásu. To je oblast, kde se vyskytují rychlé nabité částice. Pokud je této radiaci vystaven organismus, zahyne, pokud je mu vystavena atmosféra, může být rychle zničena. To je asi důvod, proč satelity Jupitera nemají skoro žádné ovzduší – jeho radiační pás je neuvěřitelně ničivý a sahá až ke Ganymedu. Saturn je naproti tomu mnohem mírnější, takže jeho Titan ovzduší má.

·        Impakty. Dopad velkého asteroidu či komety může zničit a rozprášit původní atmosféru planety.

·        Chemické a geologické procesy. Např. oceány na Zemi vymývají CO2 a vytvářejí z něj vápenec, atmosférické plyny mohou být pohlcovány i zvětráváním skal. Pokud by nedocházelo k jejich doplňování sopkami, atmosféra by mohla zaniknout, popřípadě se stát pro život nevhodnou.

 

Otázkou je, jak malá planeta může mít atmosféru. Velmi chladná malá tělesa, jako je Titan a Pluto, ji samozřejmě mají, nás však zajímají spíše ta o teplotách Marsu nebo Země.

 

Existuje vzorec, kterým lze zjistit, jak rychle se budou v průměru pohybovat atomy či molekuly plynu:

W = ((3*1,38E-23*T)/(Mm*1,66E-21))0,5

Kde T je teplota v kelvinech, Mm je molární hmotnost plynu(v gramech na mol) a W rychlost částic.

Na tomto vzorci se všechny zdroje shodují.

Průměrná rychlost pohybu je však celkem nezajímavá, protože samozřejmě existuje řada částic, které se pohybují rychlostmi jinými, ojediněle i výrazně vyššími – a v průběhu existence planety by právě tyto nadprůměrné částice pozvolna unikaly, až by se ovzduší zvolna vytratilo.

Jak velká tedy musí být úniková rychlost, aby atmosféra vydržela nějakou rozumnou dobu?

Většina autorů má za to, že by měla být 4x – 6x větší než rychlost W.

Výsledky vidíte v malé tabulce. Vypočtené hodnoty zhruba odpovídají předpokladům.

Je nutné si uvědomit, že teploty vysoké atmosféry planet jsou obvykle vyšší než uvažovaných 300K, a že u planet bez magnetického pole nebo bez výrazné geologické činnosti může být ztráta ovzduší výrazně urychlena.

Plyn

Molekulová hmotnost plynu g/mol

Teplota/K

W/kms-1

Min. Vu = 6W

 

 

 

 

 

Atom H

1

300

2,74

16,4

Molekula H2

2

300

1,93

11,6

Atom He

4

300

1,37

8,2

Atom N

14

300

0,73

4,4

 

Jenom pro zajímavost zde uvádím i tabulku nejmenších možných obyvatelných planet, podle představ různých vědců. Různí autoři uvádějí různé hmotnosti jako limitní, a podle nich jsem dopočítal ostatní vlastnosti, uvažujíc pravděpodobné hustoty. Je přinejmenším zajímavé, jak značně se názory odborníků od sebe liší.

Minimální obyvatelné planety podle různých zdrojů

M/Mz

Hustota

R

G

Vu

 

 

 

 

 

0,07

3500

3 055

2,99

4,27

0,12

3900

3 527

3,84

5,21

0,5

4000

5 628

6,29

8,41

Z výpočtů i čísel plyne jedna věc – není patrně možné, aby planeta podobná Zemi byla výrazně menší než je Mars.

Je to trochu škoda, protože obyvatelná planeta s gravitací jakou má Měsíc čí Titan by byla nepochybně velice zajímavá. Na druhou stranu, přesný limit není znám, existují jen odhady, a možná jsou i překvapení.

                   Magnetické pole

Je to takový magický štít, který planetu chrání před korpuskulárním zářením, ohrožujícím jednak atmosféru, jednak živé organismy na povrchu. Není zřejmě zcela nezbytné pro život (ochranu může zastat i silná atmosféra), ale rozhodně poskytuje mnohé výhody.

Magnetické pole vzniká tehdy, když se v jejím nitru pohybuje vodivá kapalina. Může se jednat o tekuté železo (Země), kovový vodík (Jupiter) nebo čpavkové roztoky (Uran?). Proudící látka funguje jako jakési dynamo generující obrovské silové pole.

Je jasné, že pokud jádro planety zcela či zčásti utuhne, magnetické pole buď zcela zanikne, nebo alespoň výrazně zeslábne. Příkladem je Měsíc či Mars.

Pomalu rotující planety mají zase méně předpokladů k tomu, aby se tekuté materiály v jejich nitru pohybovaly. To je asi případ Venuše.

Fyzika magnetických polí však není zcela pochopena – vrásky vědcům dělá např. Merkur, který by měl být tuhý a rotuje velice pomalu, přesto však magnetické pole má.

 

Další záhadou je chování magnetického pole Země. Naše planeta není žádný obyčejný magnet, jak se tvrdí ve škole – jde o neobyčejně složitý a dynamický systém. Jedním z projevů tohoto faktu je, že ve víceméně náhodných intervalech magnetické pole Země nejprve oslabí, pak téměř vymizí a nakonec se obnoví, ovšem s opačnou polaritou.

Je otázkou, jak tento stav ovlivní život na Zemi. Nebyla však prokázána jednoznačná souvislost mezi minulými periodami oslabeného magnetismu a masovým vymíráním, takže není třeba se přehnaně obávat nějaké nesmírné katastrofy. Magnetické pole je sice velmi užitečné, ale je patrně možné se bez něj alespoň na čas obejít.

Geologická činnost

Planety se rodí žhavé, v podobě roztavených koulí lávy. Během svého života postupně tuhnou. Trvá jim to rozdílnou dobu, podle jejich velikosti. I z vlastní zkušenosti víme, že rozměrné předměty vychládají pomaleji než ty malé.

Geologická činnost je významná hned několika způsoby. Zaprvé, sopečné plyny jsou zpravidla základem atmosféry, a během další existence doplňují ztráty, ke kterým nevyhnutelně dochází. I náš vzduch vznikl primárně činností sopek, a rostliny jej pouze „upravily“. Zadruhé, geologická akce recykluje důležité biogenní  prvky – je známo, že čerstvá láva je nesmírně úrodná.

Existují i organismy, které závisejí na energii z nitra Země – takzvané litotrofní bakterie. Mnohé z nich si vystačí s látkami ze sopečných plynů nebo hornin, aniž by potřebovaly rostlinami vytvořený kyslík nebo denní světlo.

Nepochybně zajímavým jevem je desková tektonika. Kůra Země, jak jistě víte, se skládá z mnoha pohybujících se desek. „Pevná zem“ tedy není vůbec pevná, ale připomíná spíše jakýsi chaotický dopravníkový pás, který posunuje kontinenty sem a tam. V oceánských hřbetech se desky od sebe rozestupují, vytváří se zde nová zemská kůra. Naopak v příkopech se jedna deska zanořuje pod druhou a v hlubině se postupně taví.

Na Zemi právě tento systém zajišťuje pomalou, ale účinnou recyklaci hornin, vrásnými pohyby tvoří naše hory a kontinenty, a kromě toho je zodpovědný i za většinu sopek a zemětřesení.

Ne všechny planety však mají deskovou tektoniku. Mars má již příliš silnou kůru, než aby se mohla pohybovat, a z nějakého důvodu nevykazuje tento způsob aktivity ani Venuše, jinak Zemi podobná.

Planety, které nevykazují deskovou tektoniku, a tedy logicky ani vrásnění, budou z velké části zaplavené. Na Venuši, kdyby měla oceán podobný pozemskému, by byly jen dva kontinenty skromných rozměrů a řada sopečných ostrovů.

Úplná absence geologické činnosti může být nebezpečná. Hrozí kolaps atmosféry i koloběhu mnoha prvků. Pokud by k tomu přeci nedošlo, brzy na takovém světě převáží eroze, která zarovná všechny nerovnosti, a celou planetu pokryje oceán.

Z těchto fakt by se zdálo, že malá tělesa, jako je Mars, musejí vždy brzy vychladnout, čímž klesnou jejich šance na obyvatelnost. To však není pravda! Pokud je uvažovaný svět ve skutečnosti měsícem obra v příhodné vzdálenosti, udrží si geologickou činnost prakticky do nekonečna nezávisle na svých rozměrech – viz Io a Europa.

 

Typ geologické činnosti ovlivňuje celkovou tvářnost planety. Nehybná kůra bez deskové tektoniky podporuje vznik obřích vulkánů (Olympus Mons na Marsu), protože horké skvrny v plášti planety zůstávají stále pod stejnou oblastí a sopečná aktivita tedy setrvává celé miliardy let na jediném místě. Naproti tomu na Zemi se kůra pohybuje, a tedy brzy „ujede“ horké skvrně pod ní. Výsledkem je řetězec menších vulkánů, které vyznačují pozici horké skvrny v minulosti (viz Havajské ostrovy). Pozemská horotvorná činnost se děje převážně jiným způsobem – vrásněním, když pohyb desek vytlačuje horniny vzhůru. Tento typ pohoří pro změnu na Rudé planetě nenalezneme.

Maximální možná velikost hor je nepřímo úměrná gravitačnímu zrychlení. Např. nejvyšší hora Marsu měří 27 km, tedy cca 3x tolik než nejvyšší hora Země. To odpovídá tomu, že gravitace Marsu je velmi přibližně třetinová oproti naší. Venuše má podobné gravitační zrychlení, a také výška hor je velice podobná pozemské normě. Gravitační zrychlení ovšem neovlivní strmost svahů pohoří, jak bychom si mohli myslet, ale spíše tlak, který panuje v jeho nitru, a tedy pomyslnou hranici, kdy by se hora musela zhroutit.

Měsíc má daleko nižší gravitaci než Země, ale přesto jeho hory nejsou příliš impozantní. Příčina je jednoduchá – našemu souputníku chyběl dlouhotrvající vulkanismus i vrásné pochody. Téměř všechny hory jsou pozůstatky kráterových okrajů, a to zřejmě titánským rozměrům nepřeje. Nehledě již na to, že gigantický útvar typu kupole Tharsis a hory Olympus by zabíral podstatnou část povrchu Měsíce, a pojem „hora“ by byl tedy poněkud zavádějící.

Dosti vysoké hory (snad až kolem 8 km) zdobí i měsíc Io. Nejde ovšem o vulkány, jak by se mohlo zdát, jejich původ zatím není zcela jasný. Na tomto sopečném měsíci jsou hory omezovány ve vzrůstu mj. tím, že ztuhlá kůra je velice tenká a nemůže podporovat nějaké enormní struktury. Nevelká pevnost materiálu omezuje hory i na jiných měsících, kde je převažující horninou led.

Planety s atmosférou a vodním koloběhem mohou být „vyhlazovány“ erozí – kdyby na Marsu byla eroze stejná jako na Zemi, Olympus Mons by patrně záhy obroušen na rozměry několikanásobně menší, protože tempo jeho přirůstání by se nemohlo vlivům „zubu času“ vyrovnat.

Celkem vzato, zdá se, že na planetách „klasického typu“ patrně neexistují hory vyšší než 30 km, a na obyvatelných světech, kde převládá eroze, jsou zřejmě zpravidla ještě podstatně menší.

Teploty a tlak

Povrchová teplota je ovlivňována jednak vzdáleností od hvězdy, jednak odrazivostí (albedem) planety. Významný vliv má atmosféra – skleníkové plyny, jako je oxid uhličitý, metan, amoniak, vodní pára nebo freon, mohou teplotu radikálně zvýšit. Naopak oxidy síry mají patrně spíše opačný efekt, byť ne tak výrazný.

Čím je povrchový tlak větší, tím je i teplota obecně vyšší.

Tlak má vliv na kapalnost rozpouštědel, jako je voda. Nízký tlak znamená, že se vypařují již při nízkých teplotách, a jsou tedy nepoužitelná.

Vysoký tlak není tak zjevně nepříznivý. Může však znamenat silný skleníkový efekt nebo atmosféru tak hustou, že je neprůhledná.

Prstence

Prstence jsou sice prakticky bezvýznamné co do reálných důsledků, nicméně mají nemalou hodnotu estetickou. Není tedy od věci něco si o nich povědět.

Jak všichni asi víme, planetární prstenec je vlastně nesmírné množství malých „miniměsíčků“ o velikosti zrnka prachu až několika metrů. V důsledku působících sil se prstenec sám od sebe uspořádá do jediné roviny – zatímco jeho průměr může být úctyhodný, jeho „tloušťka“ je jen několik set metrů, což je v kosmických měřítkách zanedbatelné.

Při pohledu zvenčí se toto „smetí“ jeví jako jednolitá plocha, případně částečně průsvitná, která nijak neprozrazuje své nepříliš vznešené složení.

Prstenec není jednolitý, ve skutečnosti se podobá spíše obří gramofonové desce. Je to proto, že různé oběžné dráhy jsou různě stabilní. Přilehlé měsíce mohou přímo či nepřímo vytvářet mezery v prstenci, nebo naopak hustší prstýnky. Některé z nich, tzv. pastýřské měsíce, prstenec výrazně stabilizují. Celková dynamika tohoto systému je velice složitá, kromě vlivů gravitačních se zapojují totiž i elektromagnetická pole a v neposlední řadě též důsledky vzájemných srážek.

 

Původ prstence bývá prozaický. Vesměs jde o pozůstatky nějakého nešťastného měsíce či bludného asteroidu, který se zatoulal příliš blízko k planetě, kde byl roztrhán.

Dokud těleso pobývá vně určité hranice, zvané Rocheova mez (cca 2,5x poloměr mateřské planety), je v bezpečí – jeho vlastní gravitace mu zajišťuje stabilitu, drží tedy pohromadě „vlastní vahou“. Ovšem pokud zajde příliš daleko, slapové síly jej začnou natahovat jako na skřipec. Asteroidy a malé měsíce nejsou zpravidla žádní tvrďáci, ba naopak, spíše jde o kupy štěrku a smetí, které se rozsypou, jakmile dostanou příležitost. To znamená že dříve či později po překročení Rocheovy meze se takové těleso začne rozpadat. Jeho úlomky se postupně rozptýlí po celé příslušné orbitě a vytvoří tak prstenec.

Vně Rocheovy meze se těleso nejenže rozpadnout nemůže, ale i kdyby to učinilo (např. po srážce), jeho zbytky by se brzy znovu spojily do podoby měsíce.

 

Jaké je složení prstenců? Podobné jako složení rozpadlého tělesa. Může se jednat o kamení, relativně čistý led, anebo i směs ledů a organické hmoty. Závisí to jednak na charakteru rozpadlého tělesa, jednak, a to především, na okolní teplotě. Země by například nemohla mít ledový prstenec, ani kdyby chtěla, brzy by se totiž vypařil.

Na složení závisí i jasnost prstence. Saturn má zářivou svatozář vodního ledu, prstence Uranu jsou naproti tomu uhlově černé a skoro neviditelné. Jednotlivé části prstence se svým zbarvením mohou výrazně lišit.

Kromě toho se liší i hustota a šíře prstenců, to znamená, že variabilita v tomto směru je nesmírná.

 

Prstence jsou ovšem v měřítkách kosmu jevem značně prchavým. Částice, které je tvoří, jsou odnášeny slunečním větrem nebo vypuzovány vzájemnými srážkami, takže končí v meziplanetárním prostoru, anebo shoří v atmosféře mateřské planety. Jejich životnost se počítá na pouhé milióny let, a pokud nejsou obnovovány přísunem nového materiálu, mohou dosti rychle vyblednout a zmizet.

To, že čtyři planety naší Sluneční soustavy prstence mají (byť jen jedna je má skutečně impozantní), dokazuje, že doplňování materiálu není nijak vzácný jev. A jen tak neustane. Saturnovy prstence dostávají materiál např. z Enceladu. Neptun bude asi jednoho dne obdařen prstencem nevídaných rozměrů, protože jeho měsíc Triton za 1 – 4 mldl překročí Rocheovu mez, a pokud se s Neptunem přímo nesrazí, vytvoří úžasný prstenec. Podobný osud čeká ještě mnohem dříve (za cca 50 mll) Marsův Phobos. Dokud je Sluneční soustava plná měsíců, asteroidů a komet, nemusíme se bát, že by z ní prstence někdy nadobro zmizely.

 

V naší Sluneční soustavě mají všechny čtyři obří planety prstence (ač tři z nich nejsou běžně viditelné), zatímco terestrické planety je nemají. Nezdá se však, že by to byla zákonitost. Je to pouze tím, že obří planety mají více měsíců (a tedy více potenciálních zdrojů prstenců) a častěji se srážejí s cizorodými tělesy. Nadto ledu je daleko více než kamení, a také se snáze drtí, takže může být vhodnějším stavebním materiálem. Je též možné, že čím dále od Slunce, tím jsou prstence stabilnější.

Lze si tedy představit i terrestrickou planetu s prstenci! Jejich vliv by byl ovšem spíše malý. Mohly by mít efekt na klima (když by stínily či odrážely světlo) a mohly by též oslabovat radiační pásy planety (což by se na povrchu asi neprojevilo). Spíše by šlo o pouhou neškodnou, avšak romantickou ozdobu noční oblohy.

Měsíce

Měsíc má na planetu daleko větší vliv, než by se dalo soudit. Nejenom že osvětluje noční krajinu a inspiruje básníky (a scifisty), nýbrž dokonce může být klíčový i pro udržení obyvatelnosti planety vůbec.

1)      Stabilizuje pozici osy rotace. Brání tedy dramatickým, a navíc relativně rychlým (statisíce až milióny let) klimatickým výkyvům. Např. Mars, jemuž chybí větší měsíc, se v prostoru kymácí mezi šedesátistupňovým a téměř nulovým náklonem – a výsledkem jsou doby ledové, proti nimž byly ty, jenž periodicky postihovaly Zemi, jen bezvýznamnými závany chladu. Kdoví, zda by na Zemi mohl vzniknout vyspělý život, kdyby nebylo Měsíce.

2)      Vytváří příliv a odliv. Mnoho organismů včetně 50% lidské populace je bytostně spjato s lunárním cyklem. Zejména bytosti žijící v moři jsou logicky úzce svázány s přílivy a odlivy. Je též možné, že toto promíchávání, zaplavování pobřeží, ustupování moře a opětné vysychání urychlily prebiotickou evoluci v zemském praoceánu.

3)      Může mít vliv na geologickou činnost, geomagnetismus a mnoho dalšího.

4)      Kdyby Země neměla Měsíc, nebylo by s největší pravděpodobností dosud letů do kosmu. Možná maličkost – ale i ty jsou důležité!

 

Existují lidé, kteří si myslí, že náš Měsíc byl a je zcela nezbytný pro vznik a existenci života na Zemi, a že velká kolize, která stvořila Měsíc, byla něco mimořádného a výjimečného, z čehož vyvozují, že život v kosmu je velmi vzácný. Tato argumentace je ale vratká. Zaprvé nezbytnost měsíce pro obyvatelnost planety není nijak prokázána a je to v podstatě dohad. Ano, Měsíc výrazně ovlivnil dnešní podobu Země, ale to z něj ještě nedělá nutnou a nevyhnutelnou podmínku pro existenci života!!!

A že je Měsíc unikátem? Jak se to vezme. Oběžnice mají všechny obří planety, Mars, Země, Pluto a také další trpasličí planety, a řada asteroidů. Uvážíme-li, že vnitřní planety (Merkur a Venuše) by jen s obtížemi mohly mít stabilní oběžnice (z důvodu rušivých sil Slunce), potom spíš budeme obtížně hledat planetu, která by měsíc(e) mohla mít a nemá je! Kolize těles nejsou podle všeho v chaosu vznikajících planetárních systémů nic nezvyklého, a jejich trosky zřejmě produkují měsíce „ve velkém“. Lze tedy usuzovat, že měsíce doprovázející planety zemského typu i v jiných hvězdných soustavách mohou být běžným jevem.

Dost možná třeba hned třetina planet bude mít měsíc dost velký na to, aby stabilizoval její rotační osu a vzdouval její oceány!

 

Jak měsíce vznikají?

·        Měsíce mohou vznikat kolem planety stejným způsobem, jako vznikly planety kolem Slunce, tedy akrecí z pramlhoviny. To je podle všeho běžné hlavně u velkých měsíců plynných planet (např. Galileovské měsíce Jupitera).

·        Mohou též připutovat odjinud a být zachyceny, takové exempláře většinou obíhají proti směru pohybu měsíců původních, tzv. retrográdní orbita. Tohoto ražení je třeba Saturnova Phoebe či výše zmíněný Triton, plus množství menších měsíců plynných planet. Zachyceny mohly být i měsíce Marsu – jednalo by se pak o bývalé asteroidy. Ovšem ty nemají retrográdní orbitu, a ne všichni vědci se záchytovou teorií jejich původu souhlasí.
Zachycení měsíce je velmi obtížné, za normálních okolností totiž těleso které k planetě přiletí zase také odletí. Aby přešlo na orbitu, musí „zabrzdit“. K tomu ale dochází jen ve vzácných případech (tedy pokud není tělesem kosmická loď s vlastním pohonem). Nejběžněji k záchytům mohlo docházet v období budování planet, kdy v jejich okolí (opět zejména v okolí obrů) ležely dosti husté plynné a prachové mlhoviny, kde se tělesa mohla brzdit třením. Vzácněji může k záchytu dojít při vstupu do normální planetární atmosféry, zde je ale potřeba správně „vyladěný“ vstupní úhel. A konečně lze také zabrzdit „natvrdo“, srážkou se stávající družicí planety.

·        Posledním zdrojem měsíců jsou impakty. Planeta se může srazit s jiným tělesem, a trosky vyvržené z místa této havárie se na její orbitě slepí do jediného tělesa. Takový je podle všeho i původ Měsíce, který se nejspíš zformoval z vyvrženin poté, co na „prazemi“ dopadla jiná planeta zvíci Marsu. Protože bylo objeveno množství družic asteroidů a těles vnější sluneční soustavy, (jako je Pluto, disponující minimálně třemi oběžnicemi), kde je impaktní původ zdaleka nejpravděpodobnější, dochází zřejmě k impaktům spojeným s tvorbou satelitů poměrně běžně.

 

Měsíce nejsou věčné. Kromě rozpadání do podoby prstenců jsou ohroženy i nestabilitami v dráze. Blízké měsíce (Phobos) ztrácejí na výšce a mohou záhy spadnout (či se rozpadnout), vzdálené se naopak mohou postupně vzdalovat a být odtrženy působením hvězdy či jiné planety (to asi jednoho krásného dne čeká i Měsíc, prozatím však není čeho se obávat).

Planety bližší než asi 0,5 AU mohou mít problémy se stabilitou měsíců. Obecně platí, že čím je měsíc hmotnější, a čím je planeta blíže hvězdě, tím je měsíc ohroženější a jeho předpokládaná doba života kratší.

Obyvatelné měsíce?

Jakožto obyvatelé planety trpíme silnými předsudky. Pokud hovoříme o životě ve vesmíru, máme sklon mluvit zase jen o planetách. Tím však přehlížíme spousty velice zajímavých těles, a to jen proto, že obíhají kolem plynných obrů, a naše terminologie je tedy jako planety neoznačuje.

Tři ze čtyř obřích planet v naší Sluneční soustavě mají rozměrné měsíce, které se od planet v ničem podstatném neliší. Lze předpokládat, že stejná situace bude i v jiných soustavách.

Mnohé extrasolární obří planety obíhají v tzv. obyvatelné zóně, a jejich měsíce budou mít tedy velmi příznivé teploty. Neexistuje důvod, proč by alespoň některé z nich nemohly mít vhodnou velikost a atmosféru, aby se na nich mohl vyvinout život.

Podstatně to zvyšuje šance pro existenci obyvatelných světů. Klasická planeta může být v obyvatelné zóně jen jedna, maximálně snad dvě. Ovšem pokud je v této oblasti obr, může mít klidně třeba pět příhodných měsíců!

Měsíce mají četné výhody, ale i některé nevýhody.

 

Obyvatelné měsíce

Výhody

Nevýhody

Velké množství příhodných obrů, i možnost existence více měsíců u jedné planety

Nebyly dosud dokázány měsíce o rozměrech Marsu či Země a někteří vědci je nepovažují za příliš pravděpodobný jev (ale nelze je vyloučit). Tělesa o rozměrech nám známých měsíců nemohou hostit biosféry pozemského typu.

I malá tělesa zůstanou geologicky aktivní

Geologická aktivita může být až příliš silná, viz Io

Magnetosféra obra může chránit jeho měsíce (např. Saturn chrání Titan)

Silný radiační pás, jako má Jupiter, zničí atmosféru všech oběžnic a znemožňuje povrchový život

Měsíc může mít vlastní ochranné magnetické pole, které ho ochrání i před radiačními pásy

Měsíc může být díky gravitaci obra velmi často bombardován asteroidy

Měsíce obsahují velké množství vody

Nemusejí obsahovat dost hornin a kovů

Pokud dojde k přesunu obra z vnější části systému do vnitřní, může zachytit na své oběžné dráze původně samostatné planety

Satelity planet mají často relativně dlouhou dobu oběhu a tedy i rotace (známé velké měsíce 1,7 – 18 dní). Pozemským organismům, zejména rostlinám, by to příliš nevyhovovalo.

Planety mohou získat vázanou rotaci vzhledem ke hvězdě, takže na jedné straně je trvalý den, na druhé věčná noc. Měsícům tento osud nehrozí, mají vázanou rotaci pouze vzhledem ke své mateřské planetě, a cyklus den-noc funguje dál.

Měsíce nemusejí být stabilní u planet velmi blízko hvězdy. Zejména u červených trpaslíků je stabilita měsíců v obyvatelné zóně v mnoha případech velmi problematická. Pro hvězdy zářivější však problémy se stabilitou v OZ nejsou.

 

Jak je vidět, podle většiny odborníků existuje reálná šance, že alespoň část obřích planet v kosmu má obyvatelné měsíce, a nelze zanedbat ani možnost, že právě velké satelity jsou nejhojnějším typem těles hostícím život. Pak by Země byla spíše výjimečná!

 

Zajímavým nápadem je existence planet (měsíců?) v libračních bodech svých obřích průvodců. V bodech L4 a L5 by se vlastně pohybovaly po stejné oběžné dráze s planetou v závěsu/předstihu šedesát stupňů. V bodě L1 by ležely mezi planetou a Sluncem, v L2 naopak za planetou, tyto dva posledně jmenované librační body jsou však nestabilní.

Ve Sluneční soustavě známe převážně tělesa umístěná v bodech L4 a L5 obřích planet, kde se jedná o roje asteroidů. Někteří odborníci však soudí, že v těchto stabilních bodech by se mohly formovat i celé planety.

 

Odkazy:

Sluneční soustava

http://planety.astro.cz

http://www.vesmir.info/

Vlastnosti planet

http://www.sfwa.org/members/Nordley/Gravity.pdf

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

Obyvatelné měsíce

http://www.space.com/scienceastronomy/shadow_moons_021008-1.html

http://skyandtelescope.com/resources/seti/article_255_1.asp

http://www.eurekalert.org/pub_releases/1997-01/PS-ISOH-160197.php

 

Vzorce pro planety

Základní pomůckou pro cestování v kosmu, tedy alespoň to pomyslné, je matematika. Nepokouším se zde tvrdit, že jsem s touto vědou zadobře – naopak, můj vztah k matematice je spíše ve stavu studené války. Ovšem jakožto amatérský exobiolog a příležitostný scifista se bez pomoci výpočtů občas neobejdu.

Velmi užitečnou pomůckou je počítač – doporučuji např. program MS Excell.

Důležitou charakteristikou každého světa je gravitační zrychlení. Je významné zejména tehdy, když se chceme „projít“ po povrchu libovolné planety: budeme tam skákat jako na Měsíci, budeme se tam cítit jako doma, nebo nás přitažlivost dokonce rozdrtí?

Zjistíme to výpočtem z následujícího vzorce:

G = 6,67*10 ^(-11) *4/3*π*r*1000*Ro.

G je gravitační zrychlení v m/s, r poloměr planety v kilometrech, Ro její hustota v kg/m3.

 

Další klíčovou veličinou je úniková rychlost. Určuje, jakou rychlost musí vyvinout raketa, snažící se opustit dotyčnou planetu, a také hraje roli pro schopnost udržet si atmosféru. Zjistíme jí takto:

Vu = ODMOCNINA(2*6,67*10^(-11) *(4/3)*π*r ^3*Ro/r)

Vu je úniková rychlost v km/s, r poloměr v km, a Ro hustota v kg/m3.

 

Oběžnou dobu dvou těles (v sekundách) vypočítáme jako:

T = ODMOCNINA(((4* π ^2)*r^3)/((6,67*10^(-11))*( M1 + M2)))

Ve vzorci je r oběžná vzdálenost v metrech, M1 a M2 hmotnosti obou těles v kilogramech. Oběžná doba T vyjde v sekundách, pro přepočet na roky vydělte číslem 31536000.

 Tento vzorec funguje pro oběh čehokoli kolem čehokoli ( planet kolem hvězd, měsíců kolem planet, složek dvojhvězdy, kosmických lodí kolem planet apod. Při oběhu planety kolem hvězdy můžeme hmotnost planety zanedbat, protože je většinou ve srovnání s hvězdou nepatrná.

 

Přibližnou teplotu planety zjistíme ze vzorce:

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

Kde R - vzdálenost v AU, L - svítivost hvězdy v jednotkách sluneční svítivosti, T - teplota v Kelvinech (t/ºC = T – 273,15), laicky řečeno odečteme-li od teploty v Kelvinech číslo 273, dostaneme Celsie.

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

A=0,6 – 0,8 …. planety velmi jasné, např. se silnou oblačnou pokrývkou (Venuše), nebo pokryté čistým ledem (Europa, Enceladus).

A=0,5….obří planety.

A=0,37….albedo Země.

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

Tento vzoreček je jen orientační, skutečná teplota planety může být výrazně ovlivněna mnoha faktory, jako je skleníkový efekt. Tak např. pro Zemi vychází teploty kolem -25ºC, zatímco skutečná povrchová teplota činí 14ºC. Venuše, navzdory tomu že je blíž, má díky vysokému albedu (0,65) teoreticky teplotu kolem -20ºC, zatímco ta reálná šplhá někam ke 460ºC.
Jako orientační „pravidlo“ můžeme říci, že typická obyvatelná planeta by měla mít teplotu „pod nulou“, ty nadnulové budou povětšinou spíše přehřáté než příjemně teplé.