Co je planetární termostat?
Podkladem pro stabilní planetární klima je zpětná vazba mezi povrchovou teplotou a obsahem oxidu uhličitého v atmosféře. Tento plyn, uvolňovaný především sopečnými erupcemi, zabraňuje úniku tepla z povrchu planety do kosmu, čímž zvyšuje teplotu (skleníkový jev). Čím vyšší je ale teplota, tím více je srážek a tím rychleji probíhá i zvětrávání hornin. Při tomto procesu se ze silikátů uvolňuje vápník v podobě vápenatých iontů, které se ve vodním prostředí spojují s oxidem uhličitým za vzniku uhličitanu vápenatého – a tato reakce hladinu CO₂ v ovzduší snižuje. Tento koloběh označujeme jako silikátový-karbonátový cyklus, jenž ve výsledku funguje jako termostat, který stálým vylaďováním koncentrace skleníkových plynů v ovzduší udržuje víceméně stabilní teplotu.

Zvětšit obrázek

Umělecká představa planetárního systému Gliese 581. (Kredit: Tomáš Petrásek)

Tento termostat však funguje jen za určitých okolností – podmínkou je geologická činnost (nejlépe desková tektonika) která vytváří stále nové nezvětralé horniny, a existence kapalné vody, bez níž tvorba uhličitanů neprobíhá. Existence organismů není absolutní nezbytností, avšak přirozeným procesům vydatně pomáhá, např. rostliny zrychlují rozpad hornin a pomáhají vázat CO₂, zatímco koráli a jiné mořské organismy zefektivňují tvorbu vápence. Jako každý termostat, i tento má své meze. Na planetě příliš vzdálené od slunce nakonec zmrzne sám oxid uhličitý, atmosférický skleník se zhroutí a termostat zanikne. Naopak na planetě, která je natolik blízko, že ji ani úplné odčerpání CO₂ z atmosféry dostatečně neochladí, se do ovzduší dostanou kvanta vodní páry, která je sama skleníkovým plynem, a dojde k pozitivní zpětné vazbě – čím tepleji je, tím více se voda odpařuje, a čím víc je páry, tím je tepleji... Může to skončit pádivým (překotným) skleníkovým efektem, který neustane, dokud veškerá voda není v plynném stavu, a v atmosféře se navíc začne rychle hromadit CO₂. Konečným stavem je cosi velmi podobného Venuši. Jistým mezistupněm je vlhký skleník, kdy planeta na nějakou dobu setrvá ve stavu s vlhkou, teplou atmosférou, ale neoteplí se natolik, aby voda z povrchu zcela zmizela. Vlhký skleník ale postupně ztrácí vodu ze stratosféry do kosmu. V okamžiku, kdy se voda ztratí zcela, začne se v ovzduší nezastavitelně hromadit CO₂, a konečným stavem je opět Venuše.

Vázaná rotace
Planety červených trpaslíků se ovšem od idealizované obyvatelné planety v mnoha ohledech liší. Už jenom fakt, že jejich slunce září na jiných vlnových délkách, má své důsledky pro jejich obyvatelnost. Wordsworth (2010) například ukázal, že při jinak stejných podmínkách dojde k vymrznutí husté atmosféry CO₂ u červené hvězdy méně snadno než u hvězdy slunečního typu.
Zásadnější a problematičtější je ovšem skutečnost, že červení trpaslíci jsou daleko méně zářiví než jiné typy hvězd. Planety obyvatelné zóny k nim tedy musejí ležet velmi blízko, ve vzdálenosti, kde už získávají na významu slapové síly. V důsledku jejich působení dochází zpravidla, i když ne vždy, k vytvoření synchronní vázané rotace, kdy má planeta jednu polokouli trvale osvětlenou a tu druhou naopak trvale tmavou.

Co na to atmosféra?
Dříve se myslelo, že svět s vázanou rotací nemůže být obyvatelný. Zní to logicky: temná strana by musela vychladnout na velmi nízké teploty, téměř k absolutní nule, zatímco ta přivrácená by byla horká. Za této situace by veškerá voda a nakonec i plyny vymrzly na noční polokouli, a hydrosféra i atmosféra planety by zkolabovala.
Teprve ve druhé polovině 90. let ukázali Joshi a Haberle (1997), že tyto předsudky byly neopodstatněné. I poměrně řídká atmosféra obsahující 10 kPa oxidu uhličitého by svojí cirkulací dokázala účinně přenášet teplo z osvětlené strany na temnou. Totéž by platilo i pro atmosféru podobnou pozemské. Přenos tepla prouděním ovzduší či odpařováním a srážením vodních par je vysoce účinný a mohl by vyrovnávat teplotní extrémy natolik dobře, aby byly na značné části planety podmínky přiměřené pro život i kapalnou vodu.
Jak by ovšem na takové planetě fungoval termostat silikátového-karbonátového cyklu? To je neméně zásadní otázka, kterou se nedávno pokusili zodpovědět E. S. Kite a kol. (2011).
Jako zásadní problém identifikovali nestabilitu způsobenou zvýšeným substelárním zvětráváním (enhanced substellar weathering instability, ESWI). O co jde? Na planetě se synchronní rotací je vždy nejteplejším místem podsluneční bod, kde panuje věčné poledne. Čím dále od tohoto místa, tím je chladněji. Protože rychlost zvětrávání je závislá na teplotě, bude právě tato poměrně malá oblast mít určující vliv na klima celé planety, jakoby pomyslné čidlo termostatu leželo právě na tomto jediném místě. Zbytek planety má na funkci termostatu vliv poměrně malý.

Takové nastavení termostatu se ale může planetě krutě nevyplatit. Představme si svět s atmosférou tvořenou CO₂, která odvádí teplo z podslunečního bodu a ohřívá noční stranu. Dejme tomu, že nějaká sopečná erupce vypustí další CO₂ a mírně zvýší atmosférický tlak. Protože jde o skleníkový plyn, průměrná teplota na planetě nutně vzroste. Na rotující planetě by zde zafungoval termostat a vrátil vše do normálu. Ne tak na synchronně rotující planetě. Hustší atmosféra totiž lépe vyrovnává teplotní rozdíly a účinněji odvádí teplo z podslunečního bodu, takže tamní lokální teplota vůbec stoupat nemusí: Může dokonce klesnout, a s ní klesne i účinnost zvětrávání. Hustota atmosféry proto také neklesá, nýbrž dále stoupá, hnána pozitivní zpětnou vazbou! Nestabilita ale funguje i v opačném směru – zprvu hustá atmosféra tak může rázem zeřídnout. Při vhodném nastavení parametrů tak může docházet ke skokům katastrofálního rozsahu – například 100 kPa atmosféra se ztenčí na 0,2 kPa, či naopak 4 kPa atmosféra zhoustne na 500 kPa. Takové skoky nejenže samy o sobě představují závažnou překážku obyvatelnosti, ale také mohou planetu katapultovat buď směrem k pádivému skleníku, anebo způsobit vymrznutí CO₂ na noční straně, když atmosféra zeřídne natolik, že již nestíhá vyrovnávat teploty na povrchu.
Tyto změny mohou být v geologickém měřítku velmi rychlé – při vulkanické aktivitě podobné pozemské se 100 kPa CO₂ nahromadí za 20 miliónů let, ale na vulkanickém pekle typu Io by to trvalo jen 10 000-100 000 let!

Zvětšit obrázek

Počítačová simulace atmosférického proudění a povrchových teplot na synchronně rotující planetě podobné Zemi. Chladný vzduch z noční strany proudí do podslunečního bodu, kde se ohřívá a stoupá. Barevná stupnice udává teplotu v Kelvinech. (Kredit: Heng a Vogt, 2010)

Mechanismus ESWI se ale zdaleka nemůže uplatnit všude. Vyžaduje totiž, aby dominantní složkou atmosféry byl jediný plyn, který obstarává jak rozvádění tepla prouděním, tak fungování skleníkového efektu, a který je odbouráván chemickým zvětráváním. Tyto podmínky splňuje prakticky pouze oxid uhličitý. V atmosféře podobné pozemské, kde je dominantní složkou dusík, by ESWI nefungoval jednoduše proto, že změny v obsahu CO₂ by neměly významný dopad na schopnost atmosféry distribuovat teplo.
Zároveň je nutné, aby efektivita skleníkového působení nebyla příliš vysoká, jinak oteplující vliv atmosféry přebije její ochlazující vliv na podsluneční bod. A samozřejmě musejí být přítomny lokální teplotní rozdíly, což ani na planetě s vázanou rotací není zaručené. Atmosféra ~10x hustší než pozemská udrží globálně konstantní teplotu, při níž k žádné nestabilitě nedojde. Vyrovnávání rozdílů by mohla zajistit také cirkulace v globálním oceánu, takže oceanické planety jsou k nestabilitám méně náchylné. Kontinentální drift by naopak mohl způsobovat extrémní změny klimatu, podle toho, zda by v podslunečním bodě zrovna ležel kontinent nebo oceán.
ESWI se tedy nemusí zdaleka uplatňovat na všech planetách červených trpaslíků, a jen na určité podskupině, splňující daná kritéria, ohrožuje obyvatelnost jako takovou.

Kolaps atmosféry Marsu
Zajímavé je, že ESWI není nutně specifická pro světy s vázanou rotací. Jistá forma téhož mohla operovat i na Marsu. Mars sice nemá vázanou rotaci, ale navzdory tomu tam vládnou obrovské teplotní rozdíly mezi dnem a nocí, díky tomu, že atmosféra je příliš řídká, než aby je účinně tlumila. A i tady o odčerpávání oxidu uhličitého rozhoduje nejteplejší místo (respektive nejteplejší denní doba), nikoli globální průměr.
Dejme tomu, že tlak byl původně vyšší, takže kapalná voda na povrchu byla stabilní, a zároveň teploty překračovaly její bod tání. V tom případě se v dočasných vodních oázách začaly tvořit karbonáty a oxid uhličitý byl z atmosféry odčerpáván. Čím byla řidší atmosféra, tím vyšší byly maximální denní teploty (navzdory tomu, že v globálním měřítku Rudá planeta zamrzala), protože mizející ovzduší zdaleka tolik nestíralo teplotní extrémy. Dokonce i dnes se marťanské skály mohou během dne na vhodných místech „rozhicovat“ až na +20°! Odčerpávání CO₂ ustalo teprve tehdy, když tlak klesl ke trojnému bodu vody, kdy kapalná voda nemůže při libovolné teplotě existovat (led při zahřátí sublimuje), anebo je kapalná fáze alespoň velmi nestabilní vůči vypařování. Tehdy voda z Marsu zmizela a s ní ustalo i odčerpávání atmosféry. A to je právě stav, ve kterém dnes Rudou planetu vidíme – uvázlou ve stabilním stavu s extrémně řídkou atmosférou. Kolapsu jistě napomohla i skutečnost, že marťanský vulkanismus je slabý a nemohl s odčerpáváním CO₂ soupeřit.
Také na Marsu řídnutí atmosféry umožnilo vymrzání oxidu uhličitého, a to na pólech, které tu hrají podobnou roli jako na planetě červeného trpaslíka mrazivá noční strana.

Nestabilita modrookých planet
Planety se synchronní rotací mohou prodělávat i jiné typy nestabilit. Kite a kol. uvažují také destabilizaci rozpouštěním atmosférických plynů v podslunečním bodě (substellar dissolution feedback, SDF).
Představme si planetu s atmosférou, pokrytou kompletně vodním ledem. Když zvýšíme její oslunění, dojde v podslunečním bodě k tání a vznikne rezervoár (v citované publikaci doslova „jezírko“). V tom se rozpustí část atmosférických plynů. Úbytek atmosféry, jak už víme, zesílí teplotní rozdíly, takže zatímco se většina planety ochladí, v podslunečním bodě se oteplí a „jezírko“ utěšeně roste. Ale je jasné, že nemůže růst do nekonečna, a nakonec se musí zastavit, takže získáme planetu podobnou oční bulvě (modrá duhovka oceánu v okolí podslunečního bodu, bílý ledovec na zbytku tělesa). I tady může nestabilita fungovat obousměrně a vést naopak k úplném zamrznutí tělesa s lokálním oceánem.
Jestliže u ESWI jsme si řekli, že je významný a nebezpečný jen na některých planetách, SDF vyžaduje pro svoje fungování ještě daleko méně pravděpodobnou shodu okolností – objevuje se na planetách na chladném okraji obyvatelné zóny, kde je rozsah oceánu malý a jeho hloubka velká. Atmosféra musí být řídká a tvořená dobře rozpustnými plyny se slabým skleníkovým působením. Většina plynů obvyklých v planetárních atmosférách se však rozpouští špatně, s výjimkou oxidu uhličitého, který je ale zase silným skleníkovým činidlem.
Ukazuje se tedy, že SDF má na obyvatelnost reálných planet nejspíš zanedbatelný vliv.

Závěr
Kite a kol. zjistili, že zpětná vazba typu ESWI může destabilizovat klima a případně i ohrozit obyvatelnost některých planet se synchronní rotací, ale ohrožuje i planety bez vázané rotace, pokud na jejich povrchu existují velké teplotní rozdíly, dále se zvětšující řídnutím atmosféry. Existence takového procesu ale nevylučuje obyvatelnost synchronně rotujících planet obecně, protože se nemůže uplatňovat univerzálně.
Je také nutné zdůraznit, že Kite a kol. se nepokoušejí modelovat vliv dalších neodmyslitelných složek planetárního systému, jako je skleníkové působení vodních par, oblačnost, srážky aj., které přitom mohou výsledek ovlivnit poměrně významně. Výsledky jejich modelů je tedy nutné brát spíše jako orientační a velmi zjednodušené přiblížení k situaci na reálných planetách.

Prameny:
Kite, E. S.; Gaidos, E.; Manga, M.: Climate Instability on Tidally Locked Exoplanets. The Astrophysical Journal, Volume 743, Issue 1, article id. 41 (2011). (ApJ Homepage)

Joshi, M. M.; Haberle, R. M. (1997): On the ability of synchronously rotating planets to support atmospheres. Conference Paper, Astronomical and Biochemical Origins and the Search for Life in the Universe, IAU Colloquium 161, Publisher: Bologna, Italy, p. 351.

Wordsworth, R.; Forget, F.; Selsis, F.; Madeleine, J. -B.; Millour, E.; Eymet, V. (2010): Is Gliese 581 habitable? Some constraints form radiative-convective climate modelling.
eprint arXiv:1005.5098.

Heng, Kevin; Vogt, Steven S. Gliese 581g as a scaled-up version of Earth: atmospheric circulation simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 415, Issue 3, pp. 2145-2157.

Poznámka redakce: Autor článku spolu s Igorem Duszkem vydává knižní sérii nazvanou Vzdálené světy