Exoplanetární astronomie patří k nejrychleji se rozvíjejícím oborům nejen astronomie, ale přírodních věd vůbec. Přitom jde o obor velice mladý – první exoplanety byly objeveny až v půli 90. let, a jejich detekce byla zpočátku velmi obtížná. Dnes je situace alespoň zdánlivě zcela odlišná. Zdá se, že téměř každá hvězda alespoň nějaké planety má. Známe již přes pět tisíc exoplanet, a magická hranice deseti tisíc bude nejspíš pokořena poměrně záhy. Webové stránky NASA ke dni 16. 5. 2023 uvádějí 5347 potvrzených planet ve 4010 soustavách, a navrch ještě 9618 takzvaných kandidátů – tedy planet, které byly detekovány, ale jejich existence ještě není dostatečně ověřena. Mohlo by se zdát, že s takovým vzorkem už musíme o exoplanetách vědět opravdu hodně. Ve skutečnosti je ovšem náš pohled na jiné světy velmi nevyvážený a neúplný.

Detekční metody

Většinu exoplanet ve skutečnosti nevidíme, ale detekujeme je nepřímo.

Často můžeme planetu odhalit podle toho, jak gravitačně působí na jiná tělesa. Jak planeta obíhá, vychyluje svou mateřskou hvězdu z její obvyklé polohy, což můžeme měřit jako periodické přibližování a vzdalování pomocí dopplerovské spektroskopie (detekce planet měřením radiálních rychlostí). To je „tradiční“ metoda detekce exoplanet, která je doménou pozemských observatoří. Metoda je vhodnější pro blízké hvězdy, a přednostně objevuje hmotné planety s krátkou oběžnou dobou obíhající málo hmotné stálice. Z jejich dat lze odvodit dobu oběhu planety a dolní limit její hmotnosti.

Některé planety přecházejí z našeho pohledu přes mateřskou hvězdu, a způsobují dočasné oslabení jejího světla (detekce metodou tranzitní fotometrie). Sledování tzv. tranzitů je principem výkonných kosmických observatoří, jako byl (nyní již nefunkční) teleskop Kepler a nyní pilně pozorující observatoř TESS. Z jejich dat lze dopočítat velikost (průměr) planety a její oběžnou dobu. Pochopitelně nejsnáze se pozorují planety rozměrné, obíhající v malé vzdálenosti okolo co nejmenší hvězdy. Existují i jiné detekční metody, statistikami však dosud příliš nehýbou: vděčíme jim za méně než 6 % exoplanetárních objevů.

Z omezení detekčních metod jasně plyne, že nejsnáze objevujeme planety rozměrné či hmotné obíhající v těsné blízkosti menších stálic. O planetách horkých, hmotných a obíhajících červené trpaslíky tedy víme nepoměrně více než o těch ostatních. Naše Slunce ovšem patří k 10 % nejhmotnějších stálic, naše Země od něj leží relativně daleko a je planetou poměrně malou – jinak bychom tu s největší pravděpodobností vůbec nebyli. To značně komplikuje pátrání po dokonalém „dvojčeti Země“, což je úkol na hranici možností současných detekčních metod.

Planetární systémy

Prozatím se nedaří ani pátrání po „dvojčatech Sluneční soustavy“, tedy systémech, které by se podobaly tomu našemu. Nedávno vyšlá studie Mishra a kol. definuje čtyři základní typy uspořádání planet v systému:

1. Systémy podobných planet. Všechny oběžnice mají podobnou hmotnost. Typickým případem je soustava TRAPPIST-1. Odborná literatura je poeticky přirovnává k „hráškům v lusku“.

2. Pomíchané systémy. Hmotnosti planet jsou tak říkajíc na přeskáčku.

3. Opačně seřazené systémy. Největší planety jsou nejblíže, menší dále. V simulovaných systémech jde často o horkého jupitera a malou „zapomenutou“ planetu na odlehlé dráze. V praxi se nepozorují, ale to může být proto, že malou odlehlou planetu zatím jednoduše nemáme šanci najít, a tak vidíme jen osamoceného obra.

4. Seřazené systémy. Tak jako u nás jsou malé planety nejblíže a velké ve větší vzdálenosti.

Z počítačových simulací vychází jako zdaleka nejhojnější systémy vzájemně podobných planet (obsahují 99 % všech zformovaných planet!). Dominují i mezi skutečně pozorovanými systémy, byť ne tak dramaticky. Planety této skupiny zřejmě zůstaly tam, kde vznikly a výrazněji nemigrovaly, na rozdíl od ostatních tří kategorií. Co je nejpozoruhodnější, v systémech podobných planet je i největší pravděpodobnost, že se některá planeta trefí do obyvatelné zóny. Je to ale opravdu dobrá zpráva?

Sluneční soustava vychází z tohoto srovnání jako „kůl v plotě“. Její třída „seřazených systémů“ je jedna z těch vzácnějších, ale dokonce ani v tomto klubu nemá žádné uspokojivé blížence. Není to velké překvapení, protože již delší dobu se proslýchá, že plynných obrů podobně „hodných“ (rozumějte na vzdálené a kruhové dráze, kde obyvatelným planetám nijak neškodí) jako je náš Jupiter je v prozkoumaných systémech opravdu pomálu. Částečně to může být dáno zkreslením našich pozorování použitými detekčními metodami, ale již nyní lze usoudit, že „náš“ typ planetárního systému rozhodně nepatří k těm nejčetnějším.

Celková architektura systému nepochybně má na obyvatelnost planet ohromný vliv (určuje třeba složení planet, zastoupení vody na jejich povrchu, stabilitu jejich drah nebo riziko srážek s asteroidy). Například přítomnost našeho „hodného“ Jupitera měla podle některých studií příznivý vliv na obyvatelnost Země. V systému planet o podobné hmotnosti se ovšem ničeho takového nadít nelze. Co by to znamenalo pro obyvatelnost? Přesně to nevíme. Pokud jsme my lidé jako z udělání vznikli zrovna v hodně netypickém systému, vyvolává to neblahé tušení, že ty „typické“ systémy mohou mít nějaké skryté vady, které by snad mohly vysvětlit i absenci mimozemských civilizací v blízkém vesmíru.

Planetární systémy a jejich klasifikace. Kredit: Lokesh Mishra a kolektiv, https://arxiv.org/pdf/2301.02374.pdf

Hledání obyvatelných planet

Ponechme ale soustavy soustavami a vraťme se k takzvaným „druhým Zemím“. Uvozovky jsou zde plně namístě. I kdybychom „druhou Zemi“ detekovali, dokázali bychom rozpoznat, že je opravdu dvojčetem naší planety? K tomu bychom potřebovali znát vedle hmotnosti a velikosti takové planety také množství slunečního záření, které dostává (oslunění), tlak a složení její atmosféry a zastoupení vody. Zatímco oběžné parametry i hmotnost planety často známe a oslunění se dá jednoduše spočítat, známe-li zářivost hvězdy, to ostatní zatím neumíme ani změřit, ani teoreticky odvodit.

Pokud planeta vykonává tranzity (což platí jen pro 0,5 – 10 % všech planet) a zároveň ji lze proměřit i metodou radiálních rychlostí, známe její hmotnost i velikost, potažmo hustotu. Vysoká hustota je typická pro kamenná tělesa, nízká naopak pro objekty s vysokým obsahem těkavých látek (plynů, vody apod.), proto jde o údaj velmi užitečný. Velké teleskopy mohou za příznivých okolností zmapovat rozložení teplot na denní a noční straně planety, a tím nepřímo demonstrovat (ne)přítomnost atmosféry, která by vyrovnávala teplotní rozdíly mezi osluněnou a neosluněnou stranou. To se nedávno povedlo teleskopu Jamese Webba v případě nejvnitřnější planety v systému TRAPPIST-1. Nejvyšší metou je proměřit spektrum atmosféry a tak určit její složení. Oba způsoby charakterizace exoplanet už obstojně fungují pro „horké jupitery“ a občas i pro horké planety menších rozměrů, ale v případě chladnějších planet podobných Zemi zatím tak úspěšné nejsou.

Obyvatelná zóna

Obyvatelná planeta nesmí být ani příliš horká, ani příliš studená: zpravidla ji definujeme jako svět, na jehož povrchu by voda mohla existovat v kapalném stavu. Rozmezí vzdáleností od určité hvězdy, kde je oslunění „tak akorát“, označujeme jako obyvatelnou zónu, a měl by to být klíčový nástroj při hledání zajímavých planet. Kde ale obyvatelná zóna leží a jak je široká? Nejspíš to bude někde kolem dráhy Země (nijak překvapivě).

Přesnější vymezení je ovšem problematické. Planety nejsou jen kamenné koule, ale velmi složité dynamické systémy, kde probíhají procesy jako skleníkový jev, koloběh vody a vznik oblačnosti, proudění v atmosféře i oceánu, změny ve složení atmosféry... Zjistit, jak se změní teplota planety se změnou oslunění je proto záležitost pro složitý klimatický model (a i ty se mohou mýlit). Když navíc uvážíme, že každá planeta je originál, a bude se chovat „trošičku“ jinak, původně jednoduchý úkol se posouvá na hranice nemožného: jakou planetu tedy vlastně máme na mysli? „Průměrná obyvatelná planeta“ je nepochybně stejná fikce jako „průměrný občan“. Možnost konfrontovat výpočty s pozorováním skutečných obyvatelných (a neobyvatelných) planet nám citelně chybí. Střet s realitou, až přijde, jistě přinese mnohá překvapení, a možná i nějaký ten šok.

Obyvatelná zóna má každopádně rozostřené okraje. Zdá se, že pomalu rotující planety jsou odolnější proti přehřátí – na jejich osluněné straně vznikají „bouře z horka“, jejichž velká oblačnost odráží sluneční paprsky zpět do vesmíru, čímž planetu chladí. Při rychlé rotaci je tento ochranný mechanismus mnohem méně účinný. Planety na chladném okraji obyvatelné zóny se mohou udržet v teple hustou atmosférou s obsahem CO₂, nicméně od určité hranice riskují, že jim začne vymrzat i tento hlavní skleníkový plyn, což by znamenalo fatální kolaps atmosféry. O něco dále od slunce už se riziko mění v jistotu – a to je také vnější hranice obvyklé obyvatelné zóny.

Pro „Zemi nepodobné“ planety mohou hrát hlavní roli i jiné skleníkové plyny (metan, vodík), které rozšiřují obyvatelnou zónu směrem ke chladnějším končinám, v extrému až do nekonečna, počítáme-li s dostatečně hustou atmosférou (tzv. hyceánské planety). Naopak lokální oázy na pouštní planetě (významné mrknutí směrem k Duně) by mohly existovat i při překvapivě vysokém oslunění. Ale asi se shodneme, že jakkoli mohou být takové planety zajímavé, tudy cesta ke „dvojčeti Země“ nepovede.

Kandidáti

Na Obrázku 2 vidíme nejnadějnější objekty z databází exoplanet, které můžeme považovat za kandidáty na obyvatelné planety. Do užšího výběru postoupilo 64 planet, u nichž jsou k dispozici údaje o oslunění, které je situují do blízkosti obyvatelné zóny. Dalšími kritérii byla velikost méně než dvojnásobná oproti Zemi, případně hmotnost méně než desetinásobná. To dává naději (ne ovšem záruku), že by mohlo jít o tělesa složením podobná Zemi (tj. převážně kamenná). Zejména mezi těmi většími se ale nepochybně skrývá řada oceanických planet bez pevného povrchu, případně „minineptunů“ se superhustou atmosférou, potažmo pekelným skleníkovým efektem. Přednost dostaly i planety, které jsou členy početnějších systémů, nebo jsou památné z historických důvodů.

Většina těch opravdu zajímavých planet se skrývá v přeplněné dolní polovině diagramu, protože obíhají chladné hvězdy neboli červené trpaslíky (teploty pod 4000 K). To vypovídá hlavně o zkreslení našeho vzorku - planety hvězd podobných Slunci (zcela nahoře) se obtížněji hledají. Planety červených trpaslíků budou mít často tzv. vázanou rotaci (buď přivracejí ke hvězdě stále stejnou polokouli, nebo rotují jen velmi pomalu, jako náš Merkur či Venuše). To by jim mohlo dovolovat obyvatelnost i při vysokém oslunění, i když by je to vzdalovalo od ideálu „druhé Země“. Červení trpaslíci jsou ale neklidné, eruptivní hvězdy. Jejich planety mohou mít za sebou značně pohnutou minulost: mladý červený trpaslík bývá zářivější a divočejší, a teprve po stamiliónech let trochu zkrotne. Zatím není jasné, zda tyto hvězdy ve svém okolí vůbec dovolují existenci Zemi podobných atmosfér, natožpak biosfér, a jak se vyvíjejí podmínky na jejich planetách.

Kdybychom se podívali na vzdálenosti těchto systémů (Obrázek 3), mnohé z nich bychom našli mezi těmi vůbec nejbližšími. Na čestném místě stojí Proxima Centauri a Tau Ceti, které máme vskutku za humny. Jiné, zejména ty detekované teleskopem Kepler, leží stovky nebo tisíce světelných let od Země, což je nezanedbatelná vzdálenost i v obvyklých galaktických měřítkách.

Vybrané exoplanety a jejich pozice v rámci obyvatelné zóny. Velikost kotoučku odpovídá velikosti planety, není-li velikost známa, byla použita třetí odmocnina hmotnosti. Poloha na ose X odpovídá intenzitě oslunění dané planety, poloha na ose Y teplotě mateřské hvězdy (dolní polovina diagramu odpovídá červeným trpaslíkům). Tečkované čáry vyznačují hranice obyvatelné zóny. Pro srovnání Venuše, Země a Mars. Data čerpána z Extrasolar Planets Encyclopaedia, NASA Exoplanet Archive a odborné literatury.

Hvězdné systémy s kandidáty na obyvatelné planety v okruhu 40 světelných let od Slunce. Červení trpaslíci červeně, hvězdy slunečního typu žlutě.

Co kus, to originál

V rostoucím množství těchto „kandidátů na obyvatelnost“ se snadno ztratí jejich individualita. Ačkoli o samotných planetách nevíme skoro nic, některé i tak zřetelně vyčnívají z davu.

GJ (Gliese) 581 c: Planeta je na diagramu hlavně z historických důvodů. V roce 2007 se stala krátce populární jako „druhá Země“, kterou ovšem v žádném případě není. Později se proslavily její domnělé sousedky označené písmeny „d“ a „g“, které již vypadaly mnohem nadějněji. Jejich existenci se ovšem nepodařilo nezávisle ověřit. Pravděpodobně šlo o pouhé artefakty pozorovacích metod.

GJ 514 b: Poměrně čerstvý úlovek - planeta obíhá blízkého červeného trpaslíka po vysoce výstředné dráze (výstřednost 0,45 je vyšší než u kterékoli planety Sluneční soustavy). V našem seznamu ale není tou nejvýstřednější: Planeta GJ 1061 d má výstřednost dokonce 0,54, a planet s výstředností nad 0,3 je zde hned osm. Vzhledem k relativně krátkým dobám oběhu nebude mít eliptická dráha v těchto případech velký vliv na klima, alespoň mají-li tyto planety atmosféru a oceány (vzhledem k tepelné setrvačnosti se rychlé změny v oslunění jednoduše vyprůměrují). Nicméně planety na výstředných drahách nebudou mít synchronní rotaci, spíše mohou rotovat v podobném režimu jako Merkur, který se otočí kolem osy 3x za každé dva oběhy. Střídání dne a noci bude tedy velmi pomalé a pohyb slunce po nebi může být opravdu zajímavý (na obloze Merkuru Slunce občas „couvá“ a opisuje smyčky). Výstředné planety červených trpaslíků mohou zažívat i nezanedbatelný slapový ohřev vedoucí k vulkanismu. Nejpravděpodobnější příčinou výstředných drah je gravitační vliv jiného tělesa (například jiné planety), případně může jít o následek obří kolize v dávné minulosti.

HIP 38594 b (Ross 429 b): Mateřská hvězda má jako souputníka bílého trpaslíka, pozůstatek hmotnější hvězdy, která v minulosti zanikla. Vzplanutí rudého obra, který posléze odvrhl své plynné obaly v sebezničujícím finále, mohlo potenciálně obyvatelnou planetu v témže dvojhvězdném systému vážně poznamenat.

Kepler-438 b: Protože mateřskou hvězdou je jeden ze starších a hmotnějších červených trpaslíků, mohli bychom očekávat, že bude klidnější než jeho mladší a drobnější kolegové. Opak je však pravdou. Planeta tak musí čelit velmi energetickým erupcím, je tedy otázkou, zda vůbec může mít nějakou atmosféru.

KIC-7340288 b: Exoplanetu, která „unikla“ profesionálním astronomům, objevila v archivních datech teleskopu Kepler vysokoškolská studentka Michelle Kunimoto z University of British Columbia.

LHS 1140 b: Tato planeta je vážně hustá, protože je 7x hmotnější než Země, ale jen 1,7x větší, musí být tedy o 40 % hustší. To docela odpovídá stejnému složení jako má Země, ale stlačenému větší gravitací této planety. Musí tedy jít o planetu převážně kamennou (i když přítomnost atmosféry vyloučena není).

Proxima Centauri: Planetární systém vůbec nejbližší Zemi, jakoby byl zhmotněním romantických představ spisovatelů sci-fi. Planeta „b“ je nejen nejbližší kandidátkou na obyvatelnost, ale rovnou i jednou z nejnadějnějších, co se týče jak hmotnosti, tak pozice v obyvatelné zóně. Senzaci vyvolalo údajné mimozemské vysílání z tohoto systému, zachycené v roce 2019 a známé jako BLC1. V tomto případě však šlo nejspíše o planý poplach. Proxima b se musí vypořádat s eruptivitou mateřské hvězdy a dost možná i vázanou rotací, o skutečných podmínkách na povrchu tedy nelze s určitostí říci vůbec nic. V systému se nachází i další, vnitřní planeta „d“ hmotnostně bližší Marsu než Zemi, a možná i hmotnější planeta „c“ na vzdálenější orbitě, její parametry i samotná existence jsou však sporné.

Hvězdy označované zkratkou TOI jednoduše patří do katalogu cílů družice TESS (TESS Objects of Interest). Nezaměňovat s mnohem známějšími objekty značky TOI TOI! V případě hvězdy TOI-700 jde o poměrně klidného červeného trpaslíka se systémem  planet, z nichž hned dvě („d“ a „e“) by mohly být potenciálně obyvatelné. Planeta „e“ byla objevena teprve letos!

TRAPPIST-1: Početný systém sedmi planet rozměrově i hmotnostně velmi blízkých naší Zemi, z nichž by až čtyři mohly ležet v obyvatelné zóně. Dnes již víme, že mají hustoty indikující převážně kamenná tělesa, nejvnitřnější planeta TRAPPIST-1 b (zde nezahrnutá) navíc podle aktuálních měření nemá žádnou významnější atmosféru. Systém představuje zajímavou přírodní laboratoř, kde jsou vzájemně podobné planety lišící se osluněním: žhavé, „tak akorát“ i studené. Mohl by tedy značně přispět k potvrzení konceptu obyvatelné zóny. Mateřská hvězda se ovšem ani trochu nepodobá Slunci: je to velmi malý a velmi chladný červený trpaslík, zároveň ovšem netypicky klidný (málo eruptivní). To ovšem nemuselo platit v dobách jeho mládí, je tedy možné, že planety v jeho obyvatelné zóně o atmosféru přišly, nebo ani nikdy žádnou neměly.

Wolf 1069 b: Další letošní objev nedaleko našeho Slunce. Název by sice mohl napovídat, že je planeta osídlena vlky, ve skutečnosti však ukazuje jen na to, že její mateřská hvězda byla zahrnuta do katalogu německého astronoma Maxe Wolfa. O planetě samé mnoho nevíme, ale v základních parametrech patří k nejnadějnějším planetám vůbec.

Poznámky: Parametry některých exoplanet jsou známy jen se značnou mírou nejistoty, případně se publikované údaje rozcházejí. Plánujete-li prázdninový pobyt v některé ze zde uvedených destinací, vězte, že za správnost uvedených údajů neručíme.

Tabulku s daty o planetách ke stažení zde.

A pokud máte rádi exotické mimozemšťany a chtěli byste se s nimi blíže seznámit, autorovi tohoto článku právě vyšel román Azhareida.

Končí jedenatřicáté století a pro kolonisty z hvězdné soustavy Efesuma je Země jen zpola zapomenutou vzpomínkou. Hlad po surovinách přivádí potomky pozemšťanů i na ledový měsíc Megan, zahalený oblaky mrazivé, smrtelně jedovaté mlhy... (odkaz)

Pod záštitou Evropského Astrobiologického Institutu nedávno vyšla sbírka sci-fi povídek specificky věnovaná exotickým formám života, nazvaná Life Beyond Us, již spolueditovala Julie Nováková a vedle zvučných jmen světové sci-fi do ní autorsky přispěl také autor tohoto článku. (odkaz)