Planety
Planetární typy

Tomáš Petrásek, 2007

 

Na této stránce bych chtěl zabřednout hlouběji do spekulací a nabídnout určitou planetární zoo – přehlídku planet, respektive typů planet, které mohou (a nemusejí) v jiných hvězdných soustavách existovat.

Naše vědomosti o planetách jsou založeny na znalostech jen velice malého vzorku – naší Sluneční soustavy. Přitom vůbec nevíme, zda jsou „naše“ planety exempláři průměrnými či výjimečnými, a bylo by nesmírně hloupé domnívat se, že v této hrstce jsou zastoupeny všechny typy planet, které zabydlují Vesmír.

 

V následujícím výčtu se chci zabývat možnými planetami, a to těmi, které by mohly být relativně hojné a typické, a především těmi, které nabízejí určité možnosti pro existenci života. Na druhou stranu ovšem připouštím, že jakýkoli takový výčet je vysoce spekulativní a na hranici sci-fi, protože o skutečném zastoupení planetárních typů v kosmu a o podmínkách jejich vývoje dosud víme pramálo. Je tedy možné, že některé z uvedených planetárních typů ve skutečnosti neexistují, a naopak vesmír zabydlují planety, na jaké dosud nikdo nepomyslel. Rozdělení planetárních typů je rovněž poměrně intuitivní a spíše z hlediska podmínek pro život na jejich povrchu než s přihlédnutím na jejich původ a charakter. Numerické vlastnosti, tj. rozmezí pozice a gravitace, je kvalifikovaným (doufejme) odhadem.

 

Obyvatelné planety pozemského typu

           

Hmotnost

0,07 – 2 Me

Gravitace

3-13 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany

Pozice

0,7 – 1,7 EAU*

 

* = ekvivalent astronomické jednotky

 

Do této kategorie patří planety podobné naší vlastní Zemi – tedy světy s pevným povrchem, oceány a více či méně hustou atmosférou. Právě zde je největší pravděpodobnost vzniku života.

Planety terrestrického typu poznáme především podle jejich horninového složení, a tedy i vysoké hustoty, více než 3000 kg/m3. Spadají sem pouze světy dostatečně hmotné, aby mohly mít vlastní atmosféru, a navíc ležící v obyvatelné zóně. Označení planety však neznamená, že by sem nemohly spadat i četné měsíce!

Terrestričtí obři

Hmotnost

2 – 10 Me (?)

Gravitace

13-25 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany

Pozice

<3 EAU

                       

V kosmu mohou ovšem existovat i masivnější terrestrické planety, které však ještě nejsou plynnými obry. To znamená, že si z nějakého důvodu neudržely velké množství vodíku a hélia – buď byly příliš teplé, nebo se zformovaly příliš pozdě. Přesto je však nutné předpokládat, že mají husté atmosféry rozličného složení. Ty mohou připomínat atmosféry terrestrických planet (CO2, N2), nicméně díky značné velikosti těchto světů bude zpomalena či znemožněna jejich dehydrogenace, nelze tedy vyloučit ani více či méně redukovanou atmosféru s vodíkem a metanem. Zvláštností této třídy světů mohou být oxidované atmosféry, z nichž molekulový vodík vyprchal, ovšem které zůstaly obohacené o hélium.

Geologická akce je velmi silná a kůra tenká. Pohoří tedy nemohou dosahovat závratných výšek, a je možné, že celou planetu pokryje oceán. Většina terrestrických obrů však bude jistě zcela neobyvatelná, jsou buď příliš žhaví a tedy bez vzduchu, nebo se jedná o pekla typu Venuše či jinak nehostinná místa. Na povrchu větších terrestrických planet bude patrně panovat silný skleníkový efekt, a jejich obyvatelná zóna může ležet dále od slunce než u planet normální velikosti.

Mořské planety terrestrického charakteru

Hmotnost

0,07 – 10 Me

Gravitace

3-25 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany, voda (≤100 km)

Pozice

0,7 – 1,7 EAU

 

            Jsou světy podobné Zemi, ovšem oceán pokrývá celý jejich povrch, eventuálně s výjimkou několika ostrůvků.

            Mohly vzniknout hned z několika příčin.

1)      Světy s mírnou geologickou akcí.
Tyto planety jsou buď velmi staré, nebo příliš malé, než aby si udržely silnou geologickou činnost. Jejich aktivita se též může projevovat jinak než horotvornými pochody (světy bez deskové tektoniky). Na tomto typu světů převážila eroze, a zarovnala veškerou pevninu.

2)      Světy s přemírou vody
Zatímco předchozí typ planety mohl do vínku dostat klidně méně vody nežli Země a vodním světem se stal až dodatečně, druhá kategorie je na tom jinak. Ve stavebním materiálu takové planety byl už od počátku nadbytek vody, takže pohoří a kontinenty nemají nejmenší šanci dostat se nad hladinu.

3)      Vlhcí terrestričtí obři
Čím je planeta větší, tím má relativně menší povrch (v poměru ke hmotnosti). To znamená, že voda, která byla součástí původního materiálu (nebo na planetu dodatečně napadala v podobě komet), vytvoří na větších planetách silnější vrstvu než na menších.
Větší planety mají slabší kůru a silnější gravitaci, a hory jsou na nich tedy nižší. Z toho plyne, že velká planeta se snadno může stát zatopeným světem.

 

Mořské planety se budou navzájem patrně velmi lišit, od světů podobných jednomu velkému Karibiku až po oceány plné plujících ledovců. Společné jim však patrně budou bouřlivé projevy počasí, neboť bouře a větrné proudy nebudou bržděny ve svém rozletu žádnou pevninou. Můžeme tedy důvodně očekávat například hurikány enormních rozměrů a s dlouhou životností, podobné Velké rudé skvrně Jupitera. Při nerušené cirkulaci se atmosféry těchto planet mohou obrům podobat i pravidelnou pásmovitostí.

Zajímavá je otázka, zda na oceanických planetách může vznikat inteligence. Pro planety terrestrického založení bych však odpověděl spíše kladně. Vždyť i na Zemi vznikla řada zajímavých vodních druhů. Na těchto světech budou mít k dispozici členité dno, nezměrné vodní pláně a eventuálně i ostrůvky pro své evoluční a později i kulturní experimenty. Že by mimozemští delfíni či chobotnice?

 

Oceanické planety

Hmotnost

1 – 8 Me

Gravitace

6 – 21 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany, ledový plášť, 100 km tekuté vody

Pozice

0,7? – 1,7 EAU (pro obyvatelné)

 

Tyto planety můžeme považovat za menší a teplejší obdobu malých plynných obrů (Uran, Neptun), kteří se přesunuli do „teplých krajin“ a přišli o molekulový vodík. Eventuálně mohou být považovány za přerostlá ledová tělesa typu Ganymedu či Callisto. Ať tak či onak, během svého vývoje nezískaly či si neudržely atmosféru „obřího“ typu, a přesunuly se do obyvatelné zóny. Jejich hustota se pohybuje přibližně mezi 2800 – 4200 kg/m3.

Máme zde tedy tělesa složená jednak z hornin, ale zhruba polovinu jejich masy tvoří i lehčí sloučeniny. Vidina tisícikilometrových oceánských hlubin je dosti děsivá – a samozřejmě lákavá pro všechny scifisty.

Oceanické planety se objevovaly jako teoretická možnost již dlouho, nicméně až v poslední době se staly předmětem vědeckého bádání. Skupina planetologů s pomocí matematických modelů potvrdila možnost jejich existence a přinesla i nové postřehy. Prvním objevem je fakt, že oceán by nebyl až tak hluboký, jak by se zdálo. Díky velkému tlaku v nitru takových planet by totiž  nebyl „neomezeně“ hluboký – dosahoval by hloubky jen asi 60 - 130 km, hlouběji by ležel pouze plášť tvořený vysokotlakou formou ledu.

Další zajímavou novinou je, že i větší kousky mohou projít dehydrogenací, tedy fotolýzou látek jako je metan a amoniak. Tím se 1) omezí skleníkový efekt 2) získá atmosféra podobná pozemské s potenciálem pro vznik kyslíku.

Oceanické planety jsou velice zajímavé i z hlediska detekce exoplanet a života na nich. Zaprvé jsou totiž mnohem těžší než obyčejné terrestrické planety – je tedy snazší objevit je astrometricky. Zadruhé jsou větší, snáze tedy mohou být nalezeny metodou zákrytovou.

Jejich nectností je to, že se zde může abioticky objevit kyslík. Vzniká fotolýzou vody ve vyšší atmosféře, a může tedy mást hledače života. Naštěstí se zdá, že fotolýza by vytvářela v ovzduší množství hydroxylových radikálů, které ničí ozónovou vrstvu. To znamená, že planety s fotolýzou by neměly mít ozón, na rozdíl od planet se životem, jako je třeba Země. Každopádně to poněkud znesnadňuje identifikaci oživených a neoživených planet.

Počasí oceanických planet by bylo ještě extrémnější než u třídy předešlé, ovšem zřejmě v mnohém ještě bližší vzdušným pochodům obrů.

 

Jsou však tyto planety vhodné pro vývoj života a inteligence? To není jednoduchá otázka. Měly by v ovzduší CO2 jakožto zdroj uhlíku? Byl by v oceánu dostatek rozpuštěných minerálních látek? Existovala by tam nějaká vulkanická činnost, jejíž produkty by pronikly tlustým ledovým pláštěm a obohacovaly kapalnou vrstvu? Vznikla by zde prebiotická polévka vhodné koncentrace a vhodného složení? Kladná i záporná odpověď se mi jeví jako stejně představitelná.

Velmi důležitá je skutečnost, že organismy by neměly k dispozici žádné horninové dno. To je situace na Zemi nevídaná, neboť většině forem života se daří především na pevném podkladu, nikoli volně v roztoku. Vznikly by vůbec nějaké makroskopické organismy? I pokud ano, dotáhly by to dále než na úroveň medus? Vždyť pozemští členovci a hlavonožci bezesporu začali jako tvorové lezoucí po dně, totéž mohlo platit i pro předky obratlovců, a nejnadanější mořští obyvatelé, kytovci, jsou přivandrovalci ze souše. Je však možné, že souši mohou domorodcům vodních světů nahradit třeba obří shluky řas nebo dokonce nějaké „megaryby“ (větší oceán =  větší veleryby, nebo ne? Nebo alespoň pořádně olbřímí medusy...?)

Život létající v atmosféře a plovoucí při hladině může být na některých oceánských planetách nesnadný anebo dokonce vyloučený – důvodem by mohl být paradoxně kyslík. Na Zemi je množství kyslíku omezeno jednoduše – pokud by ho bylo více, než rostliny snesou, vegetace by začala vymírat a přísun kyslíku by se zastavil, dokud by jeho hladina neklesla na rozumnou míru.

Pakliže ovšem na těchto planetách vzniká v masivním měřítku fotolýzou vody, může vznikat prakticky v libovolném množství. V hyperoxickém prostředí hrozí samovznícení, takže život by se musel skrývat ve vodě. Aby toho nebylo málo, kyslík je ve větším množství jedovatý, a mohl by tedy v extrémním případě zabíjet i organismy pod hladinou.

 

Abych to shrnul, nedal bych ruku do ohně za to, že na oceanických světech může život pravidelně vznikat. Inteligenci zde sice nemůžeme vyloučit, jeví se mi však jako extrémně nepravděpodobná.

 

Oceanická planeta, pokud se přehřeje (není k tomu daleko, atmosféry budou spíše husté a vodní páry zvyšují skleníkový efekt víc než co jiného), nemůže dost dobře ztratit vodu, na to jí má příliš, a navíc má mnohdy i velkou gravitaci na to, aby se snadno dehydrogenovala jako terestrický svět typu Venuše. Namísto toho prostě stoupne teplota, tlak a zastoupení páry v atmosféře. V extrémním případě se voda změní v nadkritickou, tj. zcela se setře rozdíl mezi kapalinou a plynem, a „atmosféra“ bude volně přecházet do „oceánu“ bez hladiny. Takovéto planety budou v lepším případě obyvatelné aspoň pro extrémofily, v horším pouze pro (zcela hypotetické) exoty nebo (a to spíš) zcela neobyvatelné. Vědci jim přezdívají „sauna planets“, tedy planetární sauny.

 

Zdá se, že oceanickými planetami (nebo terrestrickými obry) mohou být planety hvězdy Gliese 581, kterou najdete mj. i v naší hvězdné zoo. V tom případě by ta nejbližší byla typickou přehřátou saunou o nelidské teplotě, druhá by balancovala na pomezí mezi obyvatelnou oceanickou planetou a nepohodlně horkou parní lázní, a třetí by byla spíše globální Arktidou.

 

http://www.rense.com/general49/dsndt.htm

http://corot.oamp.fr/pub/Ocean_planets.pdf

 

Pouštní planety

Hmotnost

0,07 – 2 Me

Gravitace

3-13 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany

Pozice

0,6 – 1,2 EAU

 

Pouštními planetami se staly světy, které to „přehnaly“ s dehydrogenací. Mohou to být planety příliš malé, postrádající magnetické pole anebo příliš horké.

Během svého vývoje ztratily všechen nebo téměř všechen vodík. Kyslík mohl v ovzduší zůstat, anebo spíš mohl být vázán do podoby oxidovaných sloučenin, jako jsou oxidy železa nebo kyseliny.

Atmosféra však z nějakého důvodu není tak hustá jako na Venuši, a tak není jejich povrch tak žhavý.

Zvláštní kapitolou jsou planety, které mají potíže s udržováním atmosféry, jako je Mars – ty se stávají pouštěmi prakticky automaticky.

Život na povrchu pouštních světů  je omezen především absencí vody. Ta se mohla udržet v polárních oblastech, v podzemí anebo v podobě silně slaných jezer a moří, možná také okyselených kyselinou sírovou. Takovýto koncentrovaný roztok kyselin a solí se velmi obtížně odpařuje a má zvýšený bod varu, a tedy mohl zůstat stabilní i při vysoké teplotě.

Právě takovéto světy by mohly být domovem mimozemšťanů s kyselou nebo alespoň hypertonickou krví.

Pouštní planety jsou mimořádně oblíbené ve sci-fi, zejména ve filmech. Patrně proto, že nejsou příliš náročné na rekvizity, přiznejme si to otevřeně. Nezdá se mi však, že by se ve skutečném vesmíru „normální“, tj. plně vzrostlé terrestrické planety stávaly pouštěmi nějak zvlášť často, pouště s dýchatelným ovzduším se již zdají dost podezřelé (kyslíkaté ovzduší bez rostlin i bez vody pro fotolýzu?).

Sopečná pekla

Hmotnost

0,005 – 8 Me

Gravitace

1,2 – 20 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany

Pozice

Nerozhoduje

           

Vulkanické planety jsou rovněž oblíbenými exteriéry vědecko-fantastických filmů. Je však velice pravděpodobné, že nejde jen o výplody fantazie, ale že taková pekla skutečně existují. Však jedno takové malé peklíčko jménem Io máme i v naší Sluneční soustavě! 

Vulkanicky hyperaktivní planety jsou buď velice mladé, nebo se jedná o terrestrické obry, kteří chladnou pomalu, nejčastějším a nejzajímavějším příkladem však budou měsíce obřích planet. Tato tělesa hnětená slapovými silami mohou připomínat ty nejděsivější verze inferna.

Mnohé z těchto světů mohou mít (narozdíl od Io) i husté atmosféry a obsahovat vodu, a díky své zpravidla značné vzdálenosti od slunce si obé budou moci udržet i při celkem malých rozměrech, což je činí velice zajímavými. Najdeme zde vybuchující fontány magmatu a řeky lávy, jezera síry, kapalného oxidu siřičitého nebo oceány roztoků kyseliny sírové. Atmosféra může být rámcově terrestrická, ale také exotická, obohacená oxidy síry a dusíku.

V tomto pro nás vražedném prostředí může bujet život, a to i ve vzdálenostech od hvězdy, kde by to nikdo nečekal, nebo dokonce i tam, kde hvězda zcela chybí. Zdrojem energie může být kromě klasické fotosyntézy i fotosyntéza geotermální a chemotrofie. Tyto takzvaně alternativní metabolismy mohou být v těchto bouřlivých podmínkách stejně úspěšné, jako je metabolismus zelených rostlin na Zemi. A co dál? Velcí živočichové s kyselinou místo krve, dýchající oxid siřičitý? Život v kapalné síře? Proč ne, v těchto energií i chemickými prvky bohatých tavících kotlích Vesmíru?

Oheň a led

Hmotnost

0,02 – 8 Me

Gravitace

1 – 20 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany, ledová/vodní vrstva

Pozice

≥1,4 EAU

           

Poněkud mírnější sopečné planety a měsíce terrestrického typu, které si zachovaly „chladnou hlavu“ i zásoby vody, spadají právě sem. Vnitřní teplo je zde dostatečné k tomu, aby roztavilo led, ale ne k tomu, aby změnilo planetu v peklo.

Europská tělesa s oceány jsou asi nejběžnější skupinou. Patří sem jednak měsíce obrů zahřívané slapově, jednak i osamocené planety, které mají dostatečné teplo z radioaktivního rozpadu v jádře (tzn. jejich velikost je srovnatelná s velikostí Země nebo větší). Jejich povrch je pokryt ledovci, dole to však žije. Sopečná činnost a tepelný tok udržují kapalnou vrstvu v nitru a eventuálně dávají i energii místním organismům. Více viz Život pod ledem.

Pokud však takový svět dostává či vydává  tepla ještě více a má podmínky k tomu, aby si udržel atmosféru, která funguje jako izolace, může dojít k vytvoření otevřené vodní hladiny. Výsledkem budou planety podobné globální Arktidě, nebo dokonce globálním parním lázním plným gejzírů a termálně ohřáté vody. Zde život může vybujet i mimo obyvatelnou zónu, ale zároveň si užívat dobrodiní fotosyntézy, bude-li mít zdroj světla.

Nejzajímavější je, že takováto tělesa mohou v principu existovat víceméně nezávisle na jakákoli hvězdě. Slapově ohřívaným „Europám“ stačí jakýkoli hmotný soused, velké terestrické světy se dokonce obejdou zcela bez něho, a stále si mohou udržet podledové oceány, anebo dokonce i otevřené vodní plochy. Netřeba dodávat, že všechny možné varianty jsou velice zajímavé jako hostitelé života, a ty nadějnější případy dokonce i jako potenciální domov mimozemských civilizací.

Světy s vůní čpavku

Hmotnost

0,02 – 2 Me

Gravitace

1,2 – 20 m/s2

Složení

Železnokamenné jádro, ledy (mohou chybět)

Pozice

1,4 - 9 EAU

           

Lze předpokládat, že svého druhu „obyvatelných zón“ – tedy oblastí, kde existuje určitá látka v kapalném stavu, lze vytyčit povícero. Dobře známá je OZ vody, nicméně nedá mnoho práce představit si, že podobná, byť dále ležící zóna může být vytyčena i pro látku v mnoha ohledech vodě podobnou – amoniak.

Čistý NH3 při pozemském tlaku taje při -77°C a vaří se při -33°C, což znamená, že jde o látku nízkoteplotní. Při vyšším tlaku se rozmezí jeho kapalnosti rozšiřuje směrem k vyšším teplotám, nicméně nelze předpokládat amoniakové oceány na planetách o vzdálenosti srovnatelné se Zemí. Amoniak je skleníkový plyn, stejně jako metan, který patrně nebude na čpavkové planetě chybět. Proto tyto světy budou mít tendenci se ohřívat, a to samozřejmě tím více, čím větší tlak na povrchu bude. Závěr zní: Amoniak při vysokém tlaku může existovat i při příjemné teplotě, ale vysoký tlak ve spojení s příjemnou teplotou se mohou vyskytnout jenom ve větší vzdálenosti od hvězdy.

Pro nízkoteplotní světy hraje další skutečnost: fotolytický rozklad. Teplejší planeta umožní výstup amoniaku do vysoké atmosféry (neboť cestou nevymrzne) a jeho rozklad na dusík a vodík. Pokud bude planeta dost malá, aby vodík unikl, učiní tak a amoniak záhy zmizí. Zdá se tedy rozumné očekávat, že oceány NH3 budou přítomny zpravidla až za ekvivalentem orbity Marsu.

Je velmi pravděpodobné, že na planetě s amoniakem bude přítomna i voda, protože je značně obtížné zařídit, aby na „správně“ chladné planetě žádná nebyla. Daleko nejpravděpodobněji bude dokonce vodní led tvořit podstatnou část hmoty této planety. I když teploty na povrchu budou pod bodem mrazu, voda se bude v amoniaku rychle rozpouštět. Směs amoniaku a vody, nazývaná obecně čpavek nebo čpavková voda,  má daleko širší rozmezí kapalnosti než amoniak sám o sobě, a může tedy při vhodných podmínkách existovat i v teplotách nižších než -100°C.

 

Nejpravděpodobnější obraz amoniakové planety je tedy následující: dosti velký svět, s kamenným jádrem a ledovou vrstvou, pokrývající úplně nebo zčásti jeho povrch. Atmosféra bude složena z metanu, možná dusíku, oxidu uhelnatého s příměsí kyanidů a uhlovodíků. Koloběh kapalin bude značně spletitý, neboť odpar (a tedy i mraky a déšť) bude přirozeně obohacen amoniakem, jenž je těkavější. Po dopadu na povrch bude dešťový amoniak rozpouštět led (a pravděpodobně tvořit bizarní erozní útvary, snad podobné krasovým oblastem). Při snížení teploty může rozpuštěná voda z čpavkových roztoků opětovně vymrzat. Na planetě tedy zavládne značně složitá rovnováha, jejíž výsledek bude patrně velmi závislý na teplotě a tlaku. Každopádně zde budou dominovat čpavkové roztoky o různé koncentraci a půjde o systém značně dynamický, proti němuž jsou koloběhy látek na Zemi naprosto nekomplikované.

Zajímavé dopady bude mít také skutečnost, že led amoniaku ani jeho roztoků neplave, ale potápí se, což by mohlo destabilizovat oceány a vést ke svého druhu ledové době. Na druhou stranu v oceánu čpavku může dojít k ustavení nějaké rovnováhy mezi vrstvami o rozdílné koncentraci a teplotě, která by mohla izolační efekt ledu suplovat.

 

Na těchto planetách bude fungovat velmi spletitá organická chemie s výrazným příspěvkem fotochemie. V roztocích na povrchu může docházet ke vzniku prebiotických polévek s amoniakem a tedy i vzniku života. Ten by se ovšem musel umět vyrovnat se svým čpavkovým založením, redukovanou povahou atmosféry a bizarními podmínkami svého světa.

 

Není třeba dodávat, že jiné čpavkové světy (včetně planet relativně malých a velice vzdálených) mohou být hnány geotermální silou a ležet tedy mimo čpavkovou OZ. Mohou existovat snad i „amoniakové Europy“ – a prvním jejich příkladem je podle některých interpretací Enceladus, ačkoli amoniak na jeho povrchu zatím objeven nebyl, a mohl by sem spadat i Titan, jenž má ve svém nitru možná čpavkový oceán.

 

Uhlíkové planety

Hmotnost

Nerozhoduje (0 – 60 Me)

Gravitace

Nerozhoduje

Složení

Železné jádro, karbidy, diamant, sloučeniny uhlíku

Pozice

Nerozhoduje

 

Astronom Marc Kuchner z Princetonu přišel s konceptem značně exotické třídy planet – uhlíkových. Ty by měly vznikat v protoplanetárním disku, kde se vyskytuje převaha uhlíku a málo kyslíku, a to jednak u hvězd na uhlík obzvláště bohatých, jednak i u normálních hvězd, pokud někde došlo k akumulaci uhlíkatého materiálu. Jejich složení by ze všeho nejvíce připomínalo uhlíkaté chondrity.

Namísto křemičitanů, které tvoří Zemi, by tedy byly tvořeny sloučeninami uhlíku. Jádro by bylo patrně železné, v kůře a plášti by dominovaly karbidy (titanu a křemíku) a jiné uhlíkaté sloučeniny. Velmi pravděpodobně by zde pod vysokým tlakem vznikaly vrstvy diamantu. Povrchová vrstva by byla nejspíše tvořena z velké části grafitem.

Uhlíkové planety by mohly vznikat častěji zejména ve starších regionech vesmíru, kde se nashromáždil dostatek uhlíku, například poblíž galaktického centra. Uvažuje se též o tom, že do této skupiny by mohly spadat pulsarové planety a předpokládaní souputníci bílých trpaslíků. Vzhledem k odolnému složení (karbidy ap.) by se mohly vyskytovat i ve velmi žhavých regionech protoplanetárního disku.

Hmotnost takových planet není nijak omezena, pouze tím, že příliš velké exempláře by přerostly do podoby plynných obrů, kteří nás tolik nezajímají. Hustota by byla o něco menší než u planet kamenných, ale větší než u oceanických.

 

Jak by to na takové planetě vypadalo? Jak kde. Záleželo by na teplotě, velikosti a jiných procesech.

Velké uhlíkové planety (10 – 60 Me) by se patrně staly klasickými podobry typu Uranu. Chladnější exempláře by od nich byly prakticky nerozeznatelné, ty teplejší by měly v atmosféře značnou koncentraci oxidu uhelnatého a velmi  málo vody. Na velmi žhavých kusech by mohla existovat oblaka grafitu, karbidů nebo železa.

„Terrestrické“ uhlíkové planety by měly patrně druhotné atmosféry obsahující oxid uhelnatý nebo metan (podle teploty a dalších okolností). Na povrchu by nemělo být mnoho vody, neboť by patrně reagovala s uhlíkem za vzniku jeho oxidů a uhlovodíků. Hojnější než voda by mohl být amoniak, který by se zde díky vzácnosti vody mohl vyskytovat ve víceméně čisté podobě, nikoli jen jako čpavkový roztok. Mezi kapalinami by ale asi dominovaly uhlovodíky všech typů. Na teplých planetách by to byly uhlovodíky vyšší („nafta“), na chladných nižší (kapalný metan a etan, čili „kapalný zemní plyn“).

 

Naskýtá se samozřejmě otázka, zda by tyto světy byly vhodné pro život. Vzhledem ke vzácnosti vody by to byl patrně život na bázi uhlovodíků, metanolu nebo jiných organických látek, popř. amoniaku. Takový nám sice znám není, nicméně se mi nezdá v žádném ohledu nemožný.

Na druhou stranu, některé z těchto planet by mohly mít i zásoby vody, pokud byla dodána zvnějšku (např. z komet).

Každopádně, metabolismus případných životních forem by byl rozhodně odlišný od našeho, neboť by žily v prostředí, kde by dominovaly více či méně redukované látky (zatímco prostředí dnešní Země je bohaté na sloučeniny oxidované). Na povrchu uhlíkových planet lze tedy důvodně očekávat různé exotické životní formy.

 

Autor této hypotézy zároveň naznačuje, že by mohly existovat i světy obohacené v podobném smyslu například o dusík, o jejich podobě se však dále nerozvádí, což je škoda.

 

http://www.novacelestia.com/space_art_extrasolar_planets/carbon_planets.html

http://xxx.lanl.gov/PS_cache/astro-ph/pdf/0504/0504214.pdf

 

Oceány metanu

Hmotnost

0,02 – 8 Me

Gravitace

1,2 – 20 m/s2

Složení

Železnokamenné jádro, ledy

Pozice

≥5 EAU

           

Na vzdálených tělesech, která jsou příliš chladná i pro čpavek, o vodě nemluvě, mohou existovat oceány lehkých uhlovodíků, metanu a etanu. Může se jednat jak o planety klasického typu (ledo-kamenné), tak i uhlíkové. Příkladem metanového světa může být Titan.

Život na těchto planetách je komplikován především velmi nízkou teplotou, která zpomaluje chemické reakce až k nemožnosti. Ovšem mohou existovat výjimky, kde je uhlovodík i při rozumnějších teplotách udržován vysokými tlaky. Tam se pak složitá atmosférická fotochemie může plně zúročit a vzniknout život.

Zajímavé také mohou být světy smíšené, kde ve vertikálním sloupci, nebo v různých podnebných pásech koexistuje kapalný uhlovodík s polárním rozpouštědlem (čpavek apod.).

Více viz Život na Titanu.

Skleníková pekla

Hmotnost

0,5 – 10 Me

Gravitace

5-25 m/s2

Složení

Železné jádro, křemičitany (ale i jiné)

Pozice

≤1,1 EAU

           

Příkladem nám budiž Venuše – přehřátý svět s atmosférou hustou tak, že by se dala krájet. Takových a podobných planet bude zajisté nepřeberné množství u nejrůznějších hvězd ve vnitřní části obyvatelné zóny a možná ještě daleko blíže. Proč by taková exo-Venuše nemohla ležet i blíže než Merkur? Je dokonce možné, že některé ze známých exoplanet, považovaných za rozžhavené obříky, jsou vlastně terrestričtí obři podobní přerostlé Venuši.

Tyto planety v minulosti mohly být nositelkami života pozemského typu, ovšem přehřály se, jejich oceány se vypařily a veškerý uhlík se změnil v CO2, který jakožto skleníkový plyn dílo zkázy dokonal. Ovšem tím to nemuselo skončit. Některé, zejména ty větší a obdařené magnetickým polem, si mohly uchovat zásoby vody. Na jejich povrchu mohly zůstat zásoby vysokotlakých, překyselených a přehřátých oceánů – domov pro extrémní formy života? I kdyby ne, ani ovzduší nemusí být zcela mrtvé. Hustá atmosféra, obsahující (v lepším případě) vodní kapky, sopečný popílek a další zajímavé substance, by mohla v příznivých vrstvách hostit bujný život, od bakterií v oblačných kapénkách až po obrovské balonové organismy, létající rostliny v podobě metanem, vodíkem či dusíkem plněných vzducholodí. Mohla se zde vyvinout nějaká exotická forma inteligence? Aktivní letouni? Balonovití živočichové? Bytosti žijící na povrchu nebo dokonce uvnitř obřích balonovitých rostlin?

Naše Venuše samozřejmě není pro život příliš vhodná, neboť vodu z drtivé většiny již ztratila a i létající bakterie by tam měly poněkud drsné živobytí. I ona však může překvapit. A kdoví, co nás čeká jinde?

 

Plynní obři (či též obří planety nebo joviánské planety)

Hmotnost

cca 0,1-13 Mj (31 – 4000 Me)

Gravitace

5 – 300 m/s2

Složení

Z velké části vodík a hélium v plynném, kapalném i kovovém stavu, dále H2O, NH3, větší či menší příměs hornin buď v podobě jádra, nebo rozptýlená v okolní hmotě.

Pozice

≥0,02 EAU

           

Plynní obři se z exobiologického hlediska výrazně vyčleňují z řad ostatních planet. V porovnání se Zemí (a všemi ostatními planetárními typy) jsou to nestvůry o gigantické hmotnosti, ovšem naprosto neobyvatelné. Jejich masa je tvořena z velké části „plyny“ – tj. vodíkem a héliem. V naší soustavě je reprezentuje Jupiter a Saturn, a nejspíše sem patří i většina planet extrasolárních.

Pokud bychom sestupovali do nitra idealizovaného obra, nejvýše bychom se setkali s atmosférou, která by se při pohledu z okénka kosmické lodi mohla podobat našemu nebi – s kupovitou i cirrovitou oblačností, vzdušnými proudy, víry a bouřemi. Na Jupiteru a Saturnu byste si dokonce mohli najít úroveň, kdy by se teplota a tlak podobaly pozemským. Ovšemže složení toho všeho by bylo krapet jiné. Různé vrstvy oblaků by byly tvořeny různými sloučeninami, podle jejich kondenzačních teplot. Na Jupiteru tak najdeme mračna amoniaku, hydrogensulfidu amonného a snad i vody, to všechno pěkně obarvené nejrůznějšími pigmenty (voda i NH3 jsou samy bezbarvé), neboť z metanu, amoniaku, fosfanu a dalších sloučenin vzniká za přispění UV paprsků a výbojů celá zoo organických molekul. Na velmi chladných obrech najdeme i mračna metanu, na velmi horkých snad mohou kondenzovat i silikáty nebo železo. Na Internetu se mnohde tvrdí, že obři v obyvatelné zóně (příliš teplí na kondenzaci amoniaku, metanu a spol.) budou mít pouze bílé mraky vodních kapek, a ti ještě blíže (cca ve vzdálenosti Venuše) pak nebudou mít oblačnost vůbec, popř. budou mít oblaka síry a kyseliny sírové. Všechna tato tvrzení jsou nepodložená a podle mého názoru podezřelá. Obr v obyvatelné zóně samozřejmě bude díky vyšší teplotě postrádat mraky amoniaku, nikoli však organický inventář, a tak mu „barviva“ scházet nemusejí, i když se mohou složením i barvami lišit od těch jupiterských. Ještě teplejší obr by neměl vodní mraky, kyselina sírová by se však vytvořit nemohla ani omylem – H2SO4 je oxidovaná látka, a ve vodíkové atmosféře obra by se záhy redukovala na sirovodík, jenž je bezbarvý a plynný. Ovšem přeskočit k závěru, že takový obr by byl zcela bezoblačný (a tudíž modrý), je podle mého názoru velice ukvapené. V atmosféře stále máme sirovodík, fosfan a metan, a tak organika vzniká dále. Samozřejmě, organika značně odlišná od té, která probíhá za nízké teploty, ale rozhodně bych si netroufl tvrdit, že jí bude chybět barva.

Kdybychom však v naší hypotetické lodi sestupovali dále, nenarazili bychom na žádný povrch. Teplota a tlak by dále stoupaly, až by okolní plyn přešel v nadkritický – tj. látku, která je někde mezi kapalinou a plynem. Ještě hlouběji by se vlastnosti rozžhavené hmoty přiblížily kapalnině. V případě Jupitera se pod kapalným plynem zřejmě skrývá kovový vodík a ještě hlouběji snad tzv. horninové jadérko (A.C.Clarke si dovolil vtipnou spekulaci v tom smyslu, že je může tvořit diamant zvíci Země). Spíše se jedná o nahromadění kovových a nekovových těžších prvků o obrovských teplotách v řádu desetitisíc stupňů pod nepředstavitelným tlakem okolní hmoty. Je těžké hledat pro takovou hmotu jméno, neboť se vymyká veškeré běžné zkušenosti.

Kovový vodík je supravodivý, a produkuje enormní magnetická pole obrů. Jejich velká hmotnost jim také dovoluje, aby vyráběli vlastní teplo – proto jsou jejich spodní vrstvy tak žhavé. Energie zčásti pochází z doby jejich zrodu, zčásti vzniká postupným stlačováním a smršťováním planety. Jupiter je proto někdy nadsazeně přirovnáván k nepodařené hvězdě.

Regulérní obr však na rozdíl od hvězdy neprovádí žádné jaderné reakce – povolení k (dočasnému) otevření vlastního malého reaktoru mají až tělesa nad 13 Mj, která je vhodné označovat za hnědé trpaslíky. Ale pořádně to rozjedou až hvězdy, které jsou samozřejmě ještě mnohem těžší.

Při pohledu zvenčí se obři zdají být pruhovaní. Mohou za to pásma, uspořádaná pode zeměpisných šířek, kde vzdušné proudy buď stoupají anebo klesají, a tudíž dochází k rozdílné kondenzaci – zvenčí vidíme rozdílně barevná oblaka v různých výškách. Tyto vzorce však mohou být více či méně zastřeny výše ležícím zákalem (viz Saturn). Z ne zcela jasných příčin dochází i ke vzniku bouří a vírů mnoha různých typů, z nichž nejznámější je Velká Rudá skvrna Jupitera, která je aktivní již celá staletí.

Pro astrobiology jsou obři zajímaví jen omezeně. Život na obrech se všeobecně považuje za nanejvýš nepravděpodobný. V budoucnu může být zajímavé studium atmosférické chemie, které může přinést důležité poznatky o způsobu, kterým na Zemi vznikal život. Celkem se však zdá, že spíše než sami obři mohou být zajímavé jejich měsíce.

 

Ohledně rozměrů a hustot plynných obrů je to všelijaké. Vzhledem k jejich „podivnému“ složení zde určitě neplatí, že 2x těžší planeta má 2x větší objem. Přidejte obrovi plyn – a on se pod jeho hmotou „sesedne“ tak, že bude skoro stejně velký jako předtím. Většina obrů je tedy zhruba stejně velká jako náš Jupiter. Jmenovitě Saturn má 84% Jupiterovy velikosti, ale jen 30% hmotnosti. Jupiter má hustotu 1326, zatímco Saturn jen 687 kg/m3 – Saturn je prostě mnohem lehčí, ale víc nafouknutý.

Samozřejmě roli hraje i teplota. Ohřátý plyn prostě bobtná ještě víc – a tak jedna z mála exoplanet, jejíž průměr byl změřen – HD 209458 b čili Osiris – má hustotu jen 370 kg/m3, neboť se peče v těsné blízkosti hvězdy.

Na druhou stranu, i mezi obry jsou velké rozdíly v chemickém složení – tak jiná exoplaneta, HD 149026, má hustotu úctyhodných 1170 kg/m3, ačkoli je hmotností podobná Saturnu a teplotou Osiridovi, a měla by tedy být ještě mnohem „nafoukanější“ než oba jmenovaní. Příčina? Tato nestvůra je totiž asi ze 2/3 tvořena těžšími prvky (tj. nadkritická voda a čpavek, uhlík, křemičitany, železo a podobně), a s klasickými plynnými obry má co do složení společného opravdu málo. Je to jakýsi přechod směrem k obrům čistě terrestrického (kamenného) rázu – zda takoví též existují, to možná zanedlouho uvidíme.

Vzhledem k tomu, že hmotnosti obrů kolísají v obrovském rozmezí, a jejich hustoty kolísají snad ještě více, je nemožné říci cokoli bližšího k jejich „povrchové“ gravitaci. Čím je obr těžší a menší, tím je přitažlivost větší, čím je lehčí a větší, tím je nižší. Tak například Saturn má gravitaci o něco málo nižší než Země (ačkoli je mnohem těžší), Jupiter má zhruba 2,5 gé. Známé exoplanety (tj. o známém průměru) se pohybují v podobném rozpětí. Skutečně mohutné exoplanety dosáhnou gravitace ještě výrazně vyšší (tipuji 30 gé i víc při hustotě i přes 15 000 kg/m3), malé, řídké a žhavé mohu mít překvapivě nízkou přitažlivost (např. pouhých půl gé při hustotě Osirida a hmotnosti 0,1 Mj) pokud by se ovšem takové nafouklé nic vůbec udrželo pohromadě.

 

Planety neptunského typu (neboli neptuny, urany, malí plynní obři, podobři, obříci, ledoví obři)

Hmotnost

cca 0,02 – 0,1 Mj (6 – 30 Me)

Gravitace

Kolem 10 m/s2

Složení

Převažuje H2O a NH3 v pevném, kapalném či nadkritickém stavu, dále jádro z „hornin“ a masivní atmosféra z vodíku a hélia.

Pozice

Snad od cca 0,2 EAU dále

           

Zde narážíme na problém s terminologií. Uran a Neptun, zástupci této kategorie planet, byli dlouho házeni do jednoho pytle s plynnými obry třídy Jupitera a Saturna. Oni se jim „na omak“ podobají – jsou to velké planety, na nichž pozorujeme vodíkohéliovou atmosféru. Ovšem jsou přeci jen menší, hustší, a hlavně jsou složeny z jiného materiálu. Nabízí se jim tedy říkat „malí obři“ či „obříci“, což je věcně správné, ale poněkud komické. Název podobr se zase používá pro určitou kategorii hvězd, a byl by tudíž poněkud matoucí. Nejčastěji se proto používá jmen zástupců z naší Sluneční soustavy jako jmen pro celou kategorii – tak se hovoří o planetách neptunského typu (neptunian planet), popř. rovnou o neptunech či uranech. I to vede k trochu komickým situacím – například kdybychom napsali o Uranu, že je to neptun, či o Neptunu, že je to uran. Termín „ledový obr“ je jednoznačný, ale zase zcela nevystihuje skutečnost, že nitra těchto planet jsou zpravidla spíše žhavá než ledová, a led v nám známé podobě bychom zde marně hledali.

Na těchto světech najdeme atmosféru podobnou té, kterou známe od plynných obrů. Hlouběji pak roste tlak i teplota, charakter hmoty se mění směrem k nadkritické kapalině, a postupně přibývá těžších látek, nejprve vody a čpavku, hlouběji pak najdeme žhavé nitro, kde dominují horniny a kovy. Ani zde není žádný povrch, a zřejmě ani jasně daná hladina. To proto, že v nadkritickém stavu není rozdíl mezi kapalnou a plynnou fází. Na některých obřících, zejména těch menších, by teoreticky teploty a tlaky mohly zformování hladiny dovolit.

I tyto planety mají magnetická pole, ta však nevznikají díky proudům v jádře, ale ve vrstvách směsi čpavku a vody, tedy blíže povrchu.

Hustota ledových obrů činí 1270  kg/m3 pro Uran a 1640 kg/m3 pro Neptun. U mimoslunečních zástupců se od těchto hodnot dramaticky odlišovat asi nebude. Gravitace (pro horní atmosféru) je blízká pozemským hodnotám.

Uran a Neptun leží velmi daleko a jsou mraziví, extrasolární planety s podobnou hmotností však leží i těsně u svých hvězd. Zčásti se může jednat o terrestrické obry, zčásti snad o „neptuny“, jejichž charakter však bude vzhledem k vysoké teplotě asi trochu jiný. Mohli poztrácet větší či menší část vodíku, mohou obsahovat relativně vyšší podíl kovů a silikátů. Těžko říci.

Klasičtí obříci nejsou o moc vhodnější pro život než plynní obři. Výjimku tvoří případy, kde kapalné vrstvy sahají do oblastí s „malým“ tlakem a příhodnou teplotou pro vznik života. Jaké jsou tyto mezní podmínky, to je samozřejmě obtížné říci.  Za speciální případ „obříků“ můžeme považovat vlastně i oceánské planety neterrestrického charakteru – to jsou v podstatě obříci hodně malých rozměrů, kteří nemají vodík.