Bylo-nebylo, kdesi v souhvězdí Lva, za osmatřiceti parseky a dost možná ještě dál, žil jeden červený trpaslík. Na první pohled byl docela obyčejný, ale už na ten druhý... Ten pohled přišel v roce 2015, a „pozorovatelem“ byl kosmický teleskop Kepler. Protože jeho staré a revmatické gyroskopy mu již nedovolovaly upřeně pozorovat jeho oblíbené souhvězdí Labutě, kterému se věnoval v letech 2009 – 2013, poctil svou pozorností také Lva a našeho zatím bezejmenného trpaslíka. Zjistil, že každých třiatřicet dnů jej oběhne planeta. A náš trpaslík od těch dob sluje K2-18. (Rozumějte: „K“ jako „Kepler“ a „2“ prostě proto, že šlo o Keplerovu druhou, prodlouženou misi. Osmnáctka je už číslo pořadové.) Pokud byste si pro hvězdu našeho příběhu přáli nějaké epičtější jméno, můžete jí říkat také EPIC 201912552. Trpaslíkova planeta byla pokřtěna hezkým a poetickým jménem K2-18 b. („Béčko“ znamená, že jde o první planetu nalezenou v daném systému. Proč ne „áčko“, ptáte se? Inu, vedle hvězdy, byť by to byl trpaslík, je každá planeta jenom „béčko“, pokud to tedy není rovnou „céčko“, „déčko“ atd.)

Spektrum K2-18 b, pořízené přístroji NIRISS (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph) a NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) na teleskopu Jamese Webba, jasně ukazuje přítomnost metanu a oxidu uhličitého. Kredit: WEBB SPACE TELESCOPE.

Atmosféra K2-18 b

Netrvalo dlouho, a K2-18 b o sobě dala znovu vědět. V roce 2019 byla v jejím spektru díky pozorováním Hubbleova teleskopu objevena oblaka a vodní pára, v podobě signálu na vlnové délce 1,4 μm (Tsiras a kol., Benneke a kol.). Autoři si pochopitelně všimli, že planeta od své mateřské hvězdy dostává podobné množství zářivé energie jako naše Země, a je tedy v obyvatelné zóně – voda by se zde tedy mohla nacházet i v kapalném stavu (teoreticky). To pochopitelně více než stačilo k tomu, aby se planeta dostala na nejednu titulní stranu. O rok později přítomnost vodní páry potvrdil britský astronom indického původu Nikku Madhusudhan, který reanalyzoval data z Hubbleova a Spitzerova teleskopu i z observatoře Kepler. Jiní autoři byli ale skeptičtější a poukázali na riziko falešné pozitivity těchto výsledků.

Letos v září se Nikku Madhusudhan vrátil na scénu s článkem, který by měl brzy vyjít v časopise Astrophysical Journal Letters, ale již je k dispozici coby preprint (Madhusudhan a kol., 2023). Nasadil ten nejtěžší kalibr současné astronomie, totiž teleskop Jamese Webba. Podařilo se mu napozorovat hned dva přechody planety přes hvězdu, a to 20 – 21. ledna a 1. června letošního roku. Spektrum planety v infračervených vlnových délkách 0,9 – 5,2 μm analyzovaly přístroje NIRISS (Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph) a NIRSpec (Near Infrared Spectrograph). V datech se velmi přesvědčivě ukázal metan a oxid uhličitý, oba v zastoupení kolem 1 %. Zajímavé je, že se nepodařilo potvrdit vodní páru – dřívější signály, které byly za vodní páru považovány, měl asi na svědomí spíše ten metan. To však nemusí nutně znamenat, že na planetě žádná voda není. Data totiž poukazují i na možný výskyt mraků nebo mlhy, a vodní pára by se mohla skrývat v nižších vrstvách atmosféry pod mraky, kde není spektroskopicky snadno zjistitelná. Neméně pozoruhodná je absence čpavku, který je ve vodíkových atmosférách obvyklý (alespoň tedy v naší Sluneční soustavě).

Nikku Madhusudhan, profesor astrofyziky a exoplanetárních věd na Cambridge university

Mnoho pozornosti vyvolal náznak přítomnosti dimetylsulfidu (DMS). Tato molekula na Zemi vzniká prakticky pouze působením živých organismů. Je produktem mořského fytoplanktonu, který přispívá k typické vůni moře, ale uvolňuje se např. také z vařené zeleniny. Vědci zatím nevidí způsob, jak by mohla vznikat na planetě bez života. Proto je považována za tzv. biomarker či biosignaturu – známku toho, že daná planeta je obydlena.

Podivný svět

Svatým grálem exoplanetární astronomie nepochybně je vytoužená (a dost možná nedostižná) „druhá Země“. V cestě k jejímu nalezení však stojí mnoho překážek, v současné době především technické limity našich přístrojů. Ty nám sice již umožňují hledat planety velikostně a hmotnostně podobné Zemi, ale převážně u hvězd nepodobných našemu Slunci.

Jeden z mála způsobů, jak odlišit „druhou Zemi“ od „druhé Venuše“, případně „vyprahlé kamenné koule“, je proměření spektra planetární atmosféry. Spektrum obyčejně získáváme tak, že si vyčíháme moment, kdy planeta přechází přes svoji hvězdu. Při tom zacloní určitou část jejího světla, ale jistá nepatrná část hvězdných paprsků k nám projde přefiltrovaná skrz planetární atmosféru. Když si „odmyslíme“ spektrum hvězdy samotné, můžeme ze světla vytáhnout slaboučký signál planetární atmosféry.

Zde však máme zatím víceméně smůlu, protože kamenné planety, jako je ta naše, nejsou k pozorování ideální. Země je planeta malá a její atmosféra se drží dost při zemi, takže její signál je na samé hranici možností i tak obřích přístrojů, jako je teleskop Jamese Webba. Nebo spíše za touto hranicí.

Když však máme planetu několikanásobně větší a s atmosférou výrazně rozsáhlejší, je i toho atmosférou prosvítajícího světla více. S největšími teleskopy dneška tak můžeme analyzovat atmosféry takzvaných „superzemí“ (planet menších než Neptun, ale větších než Země). Astronomové mají obzvláště rádi atmosféry vodíkové, protože vodík coby lehký plyn vytváří (při stejném povrchovém tlaku) mnohem rozsáhlejší, nadýchanější plynný obal než třeba oxid uhličitý. Superzemě s vodíkovou atmosférou určitě není žádná „druhá Země“, na tom se asi všichni shodneme. Ale někde se zkrátka začít musí.

K2-18 b je splněným snem spektroskopistů. Je dokonce 2,61× větší než Země (Tsiras a kol., 2019, Madhusudhan a kol., 2023) a zhruba 9× hmotnější než naše planeta (hmotnost ale známe jen přibližně). Vlastně spíše než „superzemě“ bude lépe říkat „sub-neptun“, protože K2-18 b má velmi nízkou hustotu (2,2 – 3,2 g/cm³), což ukazuje, že určitě nejde o kamenné těleso, ale o objekt s velmi významným zastoupením lehkých prvků v podobě vody (v libovolném skupenství) a plynů, v čemž se podobá spíše Neptunu nežli Zemi. (Mimochodem, nadměrná velikost je i důvodem, proč tuto planetu nenajdete mezi kandidáty v mém nedávném oslím článku o hledání obyvatelných planet, třebaže leží v obyvatelné zóně). Už Tsiras a kol. (2019) odvodili, že významnou, ne-li hlavní složkou atmosféry K2-18 b bude vodík a hélium, podobně jako u plynných planet. Od Země se tedy tato planeta odlišuje prakticky ve všem, snad s výjimkou velmi podobné osluněnosti.

Takové těleso bohaté na lehké prvky určitě nebude mít pevný povrch, ale při nejlepším „povrch“ kapalný, v podobě globálního oceánu. Podobné hypotetické planety se v literatuře označují jako hyceánské planety – oceánské planety s vodíkovou atmosférou.

Je tam voda? A mohli bychom ji vidět?

Ne každý oceán lze doporučit ke koupání. Je potřeba si uvědomit, že už vodík sám o sobě je velmi solidní skleníkový plyn, o metanu a oxidu uhličitém ani nemluvě. I když je planeta K2-18 b osluněna podobně jako Země, pokud je její atmosféra dostatečně hustá, může oceán snadno změnit na globální Papinův hrnec, ba dokonce autokláv. Voda za vysokých teplot a tlaků by se pak nacházela v superkritickém stavu, kdy ani nemá žádnou jasně definovanou hladinu, a o „vodu“ se jedná jen z pohledu chemika. O slučitelnosti se životem našeho typu potom nemůže být ani řeči.

Ačkoli známe velikost K2-18 b i její přibližnou hmotnost, můžeme se jen dohadovat, jak přesně vypadá uvnitř. Jednoduše se dá říci, že pokud je samotné těleso planety poměrně husté (má významný podíl železné a horninové složky), musí pozorovanou velikost dohánět rozsáhlou atmosférou. To by nevyhnutelně vedlo k extrémním teplotám a tlakům, vylučujícím obyvatelné podmínky (šlo by spíše o „minineptun“). Pokud je těleso planety tvořené spíše vodou než horninami, mohla by být atmosféra (relativně) řídká, oceán by měl hladinu a s trochou štěstí (při vhodném nastavení parametrů) i „příčetné“ teploty, potenciálně slučitelné s životem našeho typu (byla by to opravdu hyceánská planeta).

Madhusudhan je zde optimistou, a to hlavně kvůli tomu, co v naměřených spektrech není. Například nebyl zaznamenán čpavek, který jinak ve vodíkových atmosférách (např. našich plynných planet) běžně nacházíme. To může být nepřímý důkaz, že na planetě je přítomna voda v kapalném stavu – voda totiž čpavek ochotně rozpouští a do atmosféry by ho uvolnila jen minimum. Dokonce i absence vodní páry se dá s trochou snahy interpretovat jako argument ve prospěch existence oceánu. Podle Madhusudhana by se vodní pára nad kapalným oceánem (podobně jako na Zemi) mohla před teleskopy skrývat v hlubších vrstvách atmosféry, ale do mrazivé stratosféry by pronikala jen v omezeném množství. Naopak pokud by planeta byla rozžhaveným papiňákem s vodou v superkritickém stavu, vodní pára by měla zaplavit i pozorovanou svrchní vrstvu atmosféry.

Život pod vodíkovým nebem

Nevidím-li vodu, musí tam být oceán! Taková úvaha chce dozajista poněkud „drzé čelo“. Budoucnost nejspíše ukáže, zda má Madhusudhan v tomto směru pravdu. Jistě ale nepochybíme, když prozatím budeme brát tento senzační závěr se zdravou opatrností.

Pokud je K2-18 b hyceánskou planetou, může tam být život (rozumějme život našeho typu)? Nám lidem sice vodík, metan a oxid uhličitý příliš nevoní, ale z pohledu biologa není k zamítavé odpovědi důvod. Vodík není nijak toxický, a mnoho druhů anaerobních mikrobů by si v atmosféře s vodíkem, oxidem uhličitým a metanem blaženě pochrochtávalo. Sluneční energie je na K2-18 b zhruba stejně jako na Zemi, tedy dost i pro fotosyntézu. Pokud tam nechybějí nějaké zásadní prvky (což zatím netušíme), život by tam klidně mohl prosperovat. Planeta s bezbřehým globálním oceánem, navíc „bezedným“ (bez skalnatého podkladu) by podle všeho nepřála vývoji komplexnějšího života, ale k vysvětlení DMS by nám bohatě stačily jednobuněčné řasy, které jím zásobují i atmosféru pozemskou. Ostatně i kdyby spodní atmosféra byla přehřátým parním kotlem příliš horkým pro život, organismy by mohly přežívat ve vyšší atmosféře, podobně jako (hypotetická) biosféra v oblačné vrstvě Venuše. Pochopitelně občas by nějaký takový organismus spadl do vroucího pekla dole… Všímavý čtenář si jistě všiml, že dimetylsulfid se uvolňuje mj. z vařené zeleniny. Planeta s oceánem plným planktonu i planeta připalující se zeleninové polévky ovšem za současného stavu vědění patří spíše do ranku science fiction.

Co si ale myslet o detekci DMS? Není to důkaz života? V první řadě je nutné zdůraznit, že detekce je zatím statisticky velmi slabá, ba neprůkazná, a další pozorování (která se skutečně plánují) ji mohou, ale také nemusejí potvrdit. Pokud je oznámená detekce skutečná, muselo by být v atmosféře K2-18 b opravdu hodně DMS (řádově víc než na Zemi), což by vyžadovalo velmi vysokou produkci. Znamená to, že místní oceán kypí planktonem více než české rybníky sinicemi? Nebo tam probíhá nějaký neznámý proces, který tuto látku vytváří i bez přispění života? Prozatím bych vsázel spíše na to druhé. Vzhledem k tomu, že o planetách typu „superzemě – subneptun“ máme zatím jen velice kusé informace (ve Sluneční soustavě pohříchu není ani jedna!), je snadno představitelné, že se tam mohou dít hodně zvláštní věci, na které bychom vsedě za psacím stolem ani nepomysleli.

Konečně, docela zajímavá je i koexistence vodíku a CO₂. Pozemská metanogenní archea, obyvatelé podzemí, horkých vřídel, kravských bachorů a bioplynových stanic, patřící k nejstarším a nejpůvodnějším formám života vůbec, si založila živobytí na slučování vodíku s oxidem uhličitým na metan. A protože život je oportunistický, rozpínavý a chamtivý, lze předpokládat, že jakmile na určité planetě život jednou vznikne a naučí se provádět metanogenezi, vyžere ze svého prostředí buď vodík, nebo oxid uhličitý (podle toho, čeho je méně). Vodíková atmosféra se značným množstvím nespotřebovaného CO₂ by se tedy dala interpretovat také jako „abiosignatura“ – svědectví o nepřítomnosti života. I když si jistě dokážeme vymyslet nějakou hezkou a vědecky netestovatelnou pohádku o tom, co by mohlo řádění metanogenů zastavit. Kupříkladu absence jejich oblíbených stopových prvků, jako je nikl nebo molybden…

A pohádky je konec

Bude mít „pohádka“ o planetě K2-18 b šťastný konec? Jak už to tak u exoplanet bývá, konec bude téměř jistě otevřený a nabídne více otázek než odpovědí. Naštěstí se zdá, že na další pokračování nebudeme muset čekat dlouho. Návazná pozorování teleskopu Jamese Webba se chystají (nebo možná již dokonce probíhají). S každým dalším tranzitem statistická síla měření vzroste. Zapojit by se měl i třetí, dosud zahálející přístroj MIRI (Mid-Infrared Instrument) a rozšířit tak prozkoumané spektrum i na delší vlnové délky.

Prozatím nás může těšit, že se pozornost astronomů již nesoustředí jen na hledání „druhých Zemí“, ale že se začínají zamýšlet i nad obyvatelností planet a prostředí, která mají se Zemí pramálo společného. Při nesmírné rozmanitosti exoplanet, jak se před námi zvolna odkrývá, se totiž může snadno ukázat, že žádná druhá Země jednoduše neexistuje, prostě proto, že každá planeta je jedinečná „osobnost“. Pro někoho by to bylo nepříjemné vystřízlivění, pro jiného ovšem začátek nového dobrodružství poznání.

Odkazy

Madhusudhan, N., Sarkar, S., Constantinou, S., Holmberg, M., Piette, A., & Moses, J. I. (2023). Carbon-bearing Molecules in a Possible Hycean Atmosphere. arXiv preprint. https://arxiv.org/pdf/2309.05566.pdf

Madhusudhan, N., Nixon, M. C., Welbanks, L., Piette, A. A., & Booth, R. A. (2020). The interior and atmosphere of the habitable-zone exoplanet K2-18b. The Astrophysical Journal, 891(1), L7. https://arxiv.org/abs/2002.11115

Benneke, B., Wong, I., Piaulet, C., Knutson, H. A., Crossfield, I. J., Lothringer, J., ... & Fraine, J. (2019). Water vapor on the habitable-zone exoplanet K2-18b. ApJ. Letters, 887, L14. https://arxiv.org/abs/1909.04642

Tsiaras, A., Waldmann, I. P., Tinetti, G., Tennyson, J., & Yurchenko, S. N. (2019). Water vapour in the atmosphere of the habitable-zone eight-Earth-mass planet K2-18 b. Nature Astronomy, 3(12), 1086-1091. https://arxiv.org/abs/1909.05218

Montet, B. T., Morton, T. D., Foreman-Mackey, D., Johnson, J. A., Hogg, D. W., Bowler, B. P., ... & Mann, A. W. (2015). Stellar and planetary properties of K2 campaign 1 candidates and validation of 17 planets, including a planet receiving earth-like insolation. The Astrophysical Journal, 809(1), 25. https://arxiv.org/abs/1503.07866