Co je to obyvatelná zóna?
Obyvatelná zóna (HZ) je oblast obklopující hvězdu, v níž může ležet (Zemi podobná) planeta s kapalnou vodou na povrchu. Nic více a nic méně.
Obyvatelná zóna je poměrně důležitá pro odbornou i neodbornou veřejnost. Pokud objevíme novou planetu, ležící mimo obyvatelnou zónu, znamená to, že není nutné se vzrušovat – Zemi se podobat nebude a výskyt vyspělého života na ní je extrémně nepravděpodobný. U planety ležící v HZ naděje zůstává, i když je důležité si uvědomit, že poloha v HZ je jen jedním z mnoha aspektů obyvatelné planety, takže zaručeno není vůbec nic.
Přesné a spolehlivé vymezení HZ by vyžadovalo průzkum všech světů v přilehlé části Galaxie a důkladnou statistiku – což zatím k dispozici nemáme. Prozatím jde tedy o koncept především teoretický (Venuše, Země a Mars by jako statistický vzorek obstály těžko). Vědci se snaží polohu a šíři HZ různých hvězd odhadovat pomocí více či méně sofistikovaných výpočtů a počítačových simulací – takzvaných modelů. Za současného stavu vědění není ani příliš překvapivé, že výsledky získané různými postupy se liší, a míra nejistoty je značná. Nedávno byl jeden z těchto výpočtů zopakován s přesnějšími vstupními údaji, a jedna z nejpoužívanějších definic HZ tím byla aktualizována, tj. její hranice se o něco posunuly.
Abychom pochopili, co to znamená a co to naopak neznamená, musíme si říci něco o tom, jak se k tomuto problému přistupuje.
Co udělal Ravi Kopparapu a jeho kolegové?
Doposud nejrozšířenější definici HZ zformuloval James F. Kasting v roce 1993 – právě z tohoto základu vyšel autorský tým nové studie (jehož členem byl i Kasting sám), starý model trochu vylepšil a zpřesnil vstupní údaje.
Aktuální studie i její předchůdkyně (Kasting a kol., 1993) používají v zásadě stejnou metodologii. Používají takzvané jednorozměrné klimatické modely planet. Zjednodušeně řečeno: planeta je brána jako homogenní těleso, na které dopadá určité množství slunečního záření. Část se bez efektu odrazí zpět do vesmíru, část projde na povrch, kde se přemění na teplo, které pak zase coby infračervené záření sálá pryč. Skleníkový efekt určuje, jak efektivně nebo naopak neefektivně se svého tepla planeta zbavuje. Samozřejmě jsou uvažována různá množství oxidu uhličitého, coby hlavního klimatického regulátoru. Rozmezí oslunění, kde ještě lze regulací hladiny CO2 docílit přijatelné teploty, slučitelné s dlouhodobým výskytem kapalné vody, lze potom přepočítat na rozmezí vzdálenosti od Slunce, popř. jiné hvězdy – a obyvatelná zóna je na světě!
Vnitřním okrajem HZ je oblast, kde je i při nulové hladině CO2 neúnosně vysoká teplota, a atmosféru zaplní vodní pára. V teplé atmosféře pára stoupá do stratosféry (při tom jen tak mimochodem zničí ozonovou vrstvu), kde se rozkládá na vodík a kyslík působením UV paprsků. A to je špatně – vodík totiž z planety definitivně mizí do kosmu. Vodní pára je sice nahrazována odparem z moří – ale ta také nejsou bezedná. Během doby v astronomických měřítkách krátké tak z planety zmizí převážná většina vody. Takovou vysychající planetu s parní atmosférou označujeme jako vlhký skleník.
Vodní pára je sama o sobě skleníkový plyn, a ne jen tak ledajaký. Vlhce skleníková planeta by proto měla teploty od 67°C výše! Kdybychom ji však zahřáli ještě o něco víc, projevila by se „skleníkovost“ páry ještě dramatičtěji. Více páry by zvýšilo skleníkový efekt, který by zvýšil teplotu a tím i odpar, a ve vzduchu by se ocitlo ještě více páry, čímž by dál vzrostla teplota... Zkrátka a dobře, nastartoval by se začarovaný kruh. Vodní pára by přibývala rychleji, než by se stíhala rozkládat, a popsaný cyklus by velmi rychle vedl k převedení veškeré vody do plynného skupenství. Výsledek? Peklo, proti kterému se i Venuše jeví jako přívětivá! Začarovaný kruh rostoucí teploty označujeme jako překotný skleníkový efekt.
Vnějším okrajem HZ je naopak taková vzdálenost od hvězdy, kde ani sebesilnější skleníková atmosféra neudrží přijatelné teploty. Mezi množstvím CO2 a teplotou nepanuje přímočarý vztah – oxid uhličitý zadržuje teplo díky tomu, že je neprůhledný pro určité vlnové délky infračerveného záření, takže brání ztrátám tepla z povrchu do vesmíru. Jakmile je ale jeho vrstva natolik mohutná, že v příslušném pásmu odcloní veškeré záření, další přidávání už tepelně-izolační vlastnosti nezvýší. Naopak taková hustá atmosféra zvýší albedo (odrazivost), což může dokonce vést k paradoxnímu ochlazení, protože méně a méně záření proniká na povrch nebo do spodních vrstev atmosféry. Největší míra skleníkového efektu nastává okolo 8 atmosfér čistého CO2. Pokud i planeta s maximálním možným skleníkovým efektem zmrzne, dosáhla vnější meze takto definované HZ.
Kasting a kol. (1993) dospěli k závěru, že limit překotného skleníku leží pro současné Slunce 0,84 AU daleko, limit ztráty vody (vlhkého skleníku) potom v 0,95 AU. Naopak vnější okraj, v podobě limitu maximálního skleníku, v 1,67 AU.
Kopparapu a kol. (2012) použili aktualizované údaje o spektrech skleníkových plynů, a rozšířili svůj záběr i na hvězdy ne zcela podobné Slunci, jako jsou červení trpaslíci, jejich metodika byla ale jinak podobná –šlo spíš o aktualizaci starší práce. Obecně se dá říct, že podle jejich čísel je skleníkový efekt účinnější než podle studie z roku 1993. Limit překotného skleníku se tím posunul do 0,97 AU a limit vlhkého skleníku dokonce na 0,99 AU (Země obíhá v 1 AU). Vnější okraj HZ pak podle nové definice leží v 1,7 AU.
Dále se ukázalo, že planetám červených trpaslíků stačí k dosažení limitů obyvatelnosti menší oslunění, než planetám hvězd slunečního typu, tedy vnitřní i vnější okraj HZ leží dále, než by se jinak dalo očekávat. Planety chladných hvězd mají totiž relativně nízké albedo. Proč? Ze stejného důvodu, jako je obloha modrá. Atmosféra totiž rozptyluje světlo do všech směrů (Rayleighův rozptyl), a část ho tímto způsobem rovnou odrazí do kosmu, aniž by planetu ohřálo. Obloha je modrá proto, že rozptylováno je převážně modré světlo. Ve světle červeného trpaslíka ovšem už moc modrých vlnových délek není (proto je ostatně červený), takže Rayleighův rozptyl je méně významný – frakce světla, které pronikne na planetární povrch, tím stoupne. Naopak je červenější světlo výrazněji pohlcováno plyny, jako je CO2 a vodní pára, takže ohřívání atmosféry je účinnější. Zatímco Země má albedo okolo 0,3 (odrazí 30% dopadajícího světla, 70% pohltí), u Zemi podobných planet červených trpaslíků lze počítat spíše s albedy kolem 0,01 – 0,1! U chladných hvězd (spektrální typy M a K) navíc zcela splývá vlhký a překotný skleník – voda je zde jednoduše tak účinný pohlcovač dopadajícího záření, že jakmile se atmosféra obohatí parou, dojde k překotnému skleníku, bez vlhkého mezistavu!
Autoři doporučují nedefinovat obyvatelnost planety její vzdáleností (což zanedbává mj. různou zářivost hvězd) ani ekvivalentní teplotou (která zanedbává skleníkový efekt a navíc je závislá na předpokládaném albedu). Radí používat spíše hodnotu oslunění (insolace) planety. „Zaručená“ obyvatelná zóna leží mezi 0,84 a 0,42 pozemského oslunění – planety v tomto rozmezí by měly být obyvatelné nezávisle na typu hvězdy. U chladných hvězd (3000 K) je potom obyvatelné rozmezí 0,86 – 0,23, zatímco pro dnešní Slunce mezi 1,02 – 0,35 pozemské insolace.
|
Vymezení obyvatelné zóny a jejích různých limitů. Kredit: R. K. Kopparapu / Chester Harman / Planetary Habitability Laboratory, JPL, Arecibo |
Země nad propastí?
Ale co chudinka Země? Kopparapu a kol. ji umístili nebezpečně blízko hranice propuknutí vlhkého skleníku! Řada populárních „obyvatelných“ exoplanet, včetně Gliese 667Cc a Kepler-22b, má ještě méně štěstí, a ocitá se zcela mimo HZ... Aby toho nebylo málo, podle aktuální studie by stačilo, aby se obsah CO2 v naší atmosféře zdesetinásobil, a dostali bychom se do stádia vlhkého skleníku! To Kasting a kol. (1993) nám dávali mnohem větší rezervu – ke „zneobyvatelnění“ Země by bylo třeba hladinu CO2 ztisícinásobit!
Znamená to, že Země je skutečně na pokraji zkázy, a Gliese 667Cc je na sto procent neobyvatelná? Světy, divte se – neznamená! Vezměte si například to, že podle aktuální studie by planeta na pokraji vlhkého skleníku měla mít povrchovou teplotu 67°C. Země, ačkoli by měla tomuto bodu ležet velmi blízko, má však jen 15°C! Že by byl někde nějaký háček?
Kdepak háček! Hák jako od jeřábu, nebo, jak říkají Angličané, slon v místnosti. Planety, které počítačově modelují Kopparapu a kol. (2012) a Kasting a kol. (1993) se totiž podobají legendární „sféricky symetrické krávě“. Pro účely zobecnění a výpočtu jsou natolik zjednodušené, že se v některých aspektech vůbec nepodobají skutečným světům. Ne že by autoři studie byli nějací lajdáci a dělali „špatnou vědu“ – ono namodelovat planetu je pěkně těžké i v případě tak radikálního zjednodušení, a má to jistě svůj smysl. Ostatně ani ty nejsložitější modely nemusejí být vždy věrohodné (vzpomeňme na kontroverze obklopující klimatické modely té vůbec nejlépe prostudované planety ze všech!). Jen si musíme uvědomovat, že počítačový model není skutečný svět.
Všechno je jinak!
Cílem uvedené studie bylo spočítat konzervativní odhad obyvatelné zóny, t.j. odhad co nejpesimističtější a nejužší. Podle toho také autoři postupovali. Tak například předpokládali, že troposféra planet bude plně nasycena vodní párou, což přirozeně neplatí – naštěstí, protože stoprocentní vlhkost není nic příjemného. To ovšem zvyšuje skleníkové působení par a uspišuje vlhký skleník. Ještě větší (záměrně) zanedbanou veličinou jsou mraky. Má to svůj důvod. Mraky mají v klimatologii pověst nepolapitelného fantóma, jsou natolik složité a nevyzpytatelné, že je vždycky ošidné s nimi kalkulovat. Ve hře jsou mraky různého složení (vodní kapky, ledové krystalky, na chladných planetách i krystalky CO2), objevující se na různých místech a v různých výškách. I jejich klimatický efekt je nejednoznačný. Někdy planetu zesvětlují (zvyšují albedo) a tím ochlazují, jindy se chovají jako dodatečná tepelná izolace a zesilují skleníkový efekt (proto bývají zamračené noci teplejší než jasné). Obecně se dá říct, že mraky jsou takoví Jánošíkové a Robini Hoodi: mají tendenci chladné planety ohřívat a ty teplé ochlazovat. Na horkém okraji HZ je to velmi markantní: planeta zcela pokrytá mraky by mohla zůstat obyvatelnou v 0,51 AU, tj. mezi Merkurem a Venuší (Kasting, 1988, Selsis a kol, 2007)! Jistě, stoprocentní oblačná pokrývka je nepravděpodobná – mraky se tvoří ve stoupavých vzdušných proudech, a celá atmosféra stoupat nemůže. Při zcela uvěřitelném 50% pokrytí mraky by však limit vlhkého skleníku stále ležel v 0,76 AU, tedy velmi blízko dráhy Venuše! Podobné divy provádějí mraky i na vnějším okraji HZ, který pro „polojasnou“ planetu leží až v 1,95 AU! Skutečná obyvatelná zóna tedy může být výrazně rozsáhlejší, než jak ji vymezili Kopparapu a kol.
Výčet věcí, které nebyly ve studii zahrnuty, by byl dlouhý. Nejsou uvažovány „netradiční“ skleníkové plyny, jako je metan či molekulový vodík. Planety červených trpaslíků mají vázanou rotaci, kdy je na jedné polokouli trvalý den, na druhé věčná noc. Klima na takových světech má své zvláštnosti (viz např. ZDE). Takovou planetu prostě nejde s pomocí jednorozměrného modelu (který zanedbává jakékoli rozdíly mezi různými částmi povrchu) dobře zachytit, což autoři otevřeně přiznávají.
Ještě jednou opakuji – není to proto, že by kolektiv renomovaných autorů odvedl špatnou práci, ale proto, že jejich cílem byl snad povrchní, ale na straně druhé všezahrnující pohled, což by s komplikovanými a výpočetně náročnými simulacemi provést nešlo. Pesimistické vymezení obyvatelné zóny by mělo pomoci stanovit dolní limit počtu obyvatelných planet v Galaxii. To, co bylo vytyčeno, je jakási zóna, kde může planeta být obyvatelná dokonce i bez pomoci mraků a dalších obtížně předvídatelných fenoménů. Je to tedy jakási okleštěná, opatrnická, minimální obyvatelná zóna. Skutečná HZ bude zřejmě výrazně širší než ta „vymezená“ Kopparapu a kol. (2012), a autoři to dokonce hrdě přiznávají hned v abstraktu: „Our model does not include the radiative effects of clouds; thus, the actual HZ boundaries may extend further in both directions than the estimates just given.“
Ravi Kumar Kopparapu |
Nepropadejte panice!
Bohužel, řada populárních článků na webu tuto prostou, ale důležitou informaci zamlčela, nebo se jejich autoři neprokousali ani abstraktem. Ne že bych si dělal iluze, že by na tom nějakému většímu počtu lidí záleželo, napadají mě však přinejmenším dvě oblasti, kde by dezinterpretace zmíněné publikace mohla napáchat škodu.
V první řadě jde o „lidovou klimatologii“ točící se kolem globálního oteplování – zkreslené „přežvýkání“ Kopparapuova článku by snadno mohlo vyvolat dojem, že Země leží velmi blízko hrany, kde by se stala neobyvatelnou. Odtud je jen krůček k panice a obavám, že se to v dohledné době skutečně stane. Jistě, Země se jednou přehřeje a její oceány se vypaří, k tomu ale dojde až za stovky miliónů, možná i víc než miliardu let, s tím, jak bude Slunce stárnout a zjasňovat. „Zneobyvatelnění“ Země je jednoznačně mimo dosah nejen lidstva, ale i jakýchkoli klimatických změn v nejbližších milionech let.
Druhou oblastí je problematika exoplanet. Je to otázka citlivá. V případě příliš široké definice HZ hrozí skandální „plané poplachy“, kdy za slibného kandidáta na „druhou Zemi“ vyhlásíme planetu naprosto beznadějnou (to už se několikrát stalo – jedna z prvních údajných „druhých Zemí“, Gliese 581c, dostává ve skutečnosti ještě o polovinu více světla a tepla než Venuše!). Naopak pokud budeme kalkulovat s HZ přehnaně úzkou, hrozí, že takříkajíc „od stolu“ zlomíme hůl nad zajímavými planetami, a třeba jim kvůli tomu bude věnováno méně astronomického zájmu, než by si zasluhovaly. Nesprávná aplikace výsledků práce Raviho Kopparapu a jeho kolegů by k tomu jistě mohla svádět.
Pokud jde o obyvatelnost Země a vašich oblíbených exoplanet, může to být lepší, než se zdá. Stopařův průvodce Galaxií radí jasně: „Nepropadejte panice!“
Praktické ověření
Snad jednou v budoucnosti stanovíme hranice HZ ne teoreticky, ale empiricky. Nakročeno k tomu máme. Družice GAIA, jejíž vypuštění připravuje ESA již na letošní podzim, by měla zpřesnit vzdálenosti a svítivosti okolních hvězd, a také objevit řadu planetárních systémů astrometrickou a tranzitovou metodou. Dalekohled Jamese Webba by mohl být vypuštěn snad už v roce 2018, a měl by být schopen zkoumat atmosféry obyvatelných planet červených trpaslíků. Můžeme to brát jako opatrné kroky správným směrem – k přímému studiu podmínek na exoplanetách, a tím i jejich obyvatelnosti. Žijeme v zajímavé době!
Odkazy:
Kopparapu, Ravi Kumar, et al. "Habitable Zones around Main-sequence Stars: New Estimates." The Astrophysical Journal 765.2: 131.
https://arxiv.org/pdf/1301.6674v1.pdf
Kasting, James F., Daniel P. Whitmire, and Ray T. Reynolds. "Habitable zones around main sequence stars." ICARUS-NEW YORK- 101 (1993): 108-108. https://www.geosc.psu.edu/~kasting/PersonalPage/Pdf/Icarus_93.pdf
F. Selsis, J. F. Kasting, B. Levrard J. Paillet, I. Ribas, X. Delfosse: Habitable planets around the star Gl 581? Astronomy & Astrophysics, 2008. https://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0710/0710.5294v3.pdf
Kasting, James F. "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus." Icarus 74.3 (1988): 472-494.
Calculation of Habitable Zones (R. K. Kopparapu)
https://www3.geosc.psu.edu/~ruk15/planets/
Poznámka redakce: Autor článku se stará o stránky Vzdálené světy a spolu s Igorem Duszkem vydává knižní sérii stejného jména.