Rozmanitost světů
Krátce po svém vzniku byl vesmír fádní pustinou vyplněnou pouhými dvěma plyny – vodíkem a héliem. Všechny ostatní atomy musely být teprve „uvařeny“ ve fúzních reaktorech hvězd a odtud rozptýleny do prachoplynných mračen, z nichž později vznikaly generace nových stálic, tentokrát již doprovázené kamennými planetami – včetně té naší.
Je ale materiál, z něhož se hvězdy a planety rodí, vždy a všude stejný? Pochopitelně nikoli. Různé skupiny prvků byly vytvořeny různými typy hvězd a rozptýleny různými procesy (odnášením hvězdným větrem, výbuchy supernov typu I a II aj.). Každé prachoplynné mračno, které se kdy stalo hvězdnou porodnicí, mohlo od „kosmických sudiček“, rozumějte zanikajících hvězd, které se nachomýtly do jeho blízkosti, dostat do vínku poněkud jinou směs prvků. Kosmochemici a planetární geologové teprve začínají doceňovat, jak by tato variabilita mohla ovlivnit životadárnost planet.
Na přelomu tisíciletí upozornil americký geolog Eric Gaidos [01] na pozoruhodnou možnost, že řada planetárních soustav se mohla zformovat z materiálu mimořádně bohatého na uhlík. Sice by se v nich mohly zformovat planety s pevným povrchem, ale z chemického hlediska by se Zemi vůbec nepodobaly – později se pro tyto světy vžil název uhlíkové planety.
Vodík, hélium, kyslík, uhlík a dusík jsou dominantními prvky ve vesmíru, nikoli ale na planetě Zemi: Přes 90% její hmotnosti tvoří železo, křemík, hořčík a kyslík. Není tedy zvláštní spíš Země, kde je uhlíku jako šafránu, než ony hypotetické uhlíkové planety?
Osudový duel prvků
Obrazně bychom mohli říci, že o charakteru rodících se planet rozhoduje duel mezi uhlíkem a kyslíkem, v němž může přežít jen jeden. Tyto prvky se vzájemně spojí do podoby oxidu uhelnatého [02], který je pro tvorbu kamenných planet ztracen. Potom už záleží na tom, který z nich má početní převahu – jeho přebytek se poté v podobě sloučenin s jinými atomy podílí na stavbě planet.
V materiálu, z něhož vzniklo Slunce a planety, bylo sice nemálo uhlíku, ale kyslík měl drtivou převahu. Bylo to téměř „dva na jednoho“ (poměr C/O zde činil asi 0,55 [03]). Po vytvoření oxidu uhelnatého v mračnu zůstal přebytek kyslíku, který vytvořil zejména vodu, ale také se ochotně spojil s křemíkem, hořčíkem a dalšími prvky za vzniku křemičitanových zrnek. Tento prach (a na chladné periferii také led) byl stavebním materiálem pevných těles. Uhlík ve své dominantní plynné formě byl pro ně nedostupný, ačkoli teoreticky ho bylo dost. Slunce a obří planety víceméně nevybíravě hltaly prach i plyn, a proto lépe reflektují původní stav.
Co kdyby ale bylo uhlíku srovnatelné či dokonce větší množství než kyslíku? Pak by příběh vypadal úplně jinak. Uhlík by si usurpoval lví podíl kyslíku, takže by vzniklo jen naprosté minimum vody [02]; [04]. Nedostatek ledu by znamenal nedostatek materiálu v chladnějších částech disku, planety by proto vznikly spíše v centrální části. Místo křemičitanů by vznikaly karbidy (např. SiC nebo TiC), případně různé organické látky, ať už těkavé (např. metanol) nebo dehtovitého charakteru, případně i metan, oxid uhličitý a grafit [04]; [05]. To vše by se pak logicky promítlo i do složení pevných planet, které by byly velmi chudé na kyslík, ale zato bohaté na uhlík a jeho sloučeniny.
Výsledek duelu se láme při poměru C/O = 0,8 kdy křemík začne tvořit spíše karbidy než křemičitany [06]. Podle některých autorů by k formování uhlíkatých planet alespoň v teplejších částech systému postačilo i C/O = 0,65 [07], což není zase tolik odlišné od naší Sluneční soustavy. V každém případě platí, že planety bohaté na uhlík a chudé na kyslík i vodu se budou rodit přednostně ve vnitřnějších a teplejších oblastech, zatímco vnější část téhož disku (bude-li tam dost materiálu) může být chemicky relativně „normální“ [06]; [07].
Kde je můžeme čekat?
Spektroskopické studie hvězd v našem okolí dlouho ukazovaly, že co do chemického složení jde o učiněnou zoo plnou exotů [01]; [02]. Pokud by mělo složení hvězd odpovídat složení jejich protoplanetárních disků, pak by až 35 % všech planetárních systémů mělo být jasně uhlíkových (C/O ≥ 0,8) [06]. Slunce se jevilo jako lehce anomální exemplář chudý na uhlík a hořčík [06], což by snad mohlo činit výjimečnou i naší planetu.
To ale neznamená, že uhlíkové systémy neexistují. V kosmu vzácně nalezneme staré hvězdy, relikty z pradávných dob, kdy byly těžké prvky ještě vzácné. Některé však měly to štěstí, a dostaly při svém zrodu „z první ruky“ čerstvou dodávku materiálu velmi bohatého na uhlík. Mezi nejstaršími stálicemi takových není vůbec málo, a mohly být domovem snad vůbec prvním planetám celého vesmíru – a to nejspíše planetám uhlíkovým [09]. Domovem chemicky podivných planet by mohly být také systémy hvězdných pozůstatků. Pokud vybuchne hvězda a zanechá po sobě pulsar nebo bílého trpaslíka, mohou na její orbitě vzniknout planety druhé generace, hvězdní pohrobci, dost pravděpodobně uhlíkového charakteru [05]. Mohou povstávat z materiálu odvrženého samotnou umírající hvězdou, anebo v případě pulsarových planet snad ze zbytků jejího někdejšího souputníka, nejspíše bílého trpaslíka, který byl vzniklou neutronovou hvězdou z větší části pohlcen [18]. Disky obklopující hnědé trpaslíky – objekty na pomezí mezi hvězdou a planetou – jsou zřejmě v centrální oblasti také chudé na vodu a bohaté na uhlík, a patří k potenciálním rodištím uhlíkových těles [10].
Zastoupení prvků se též mění v čase, přičemž relativní množství uhlíku postupně stoupá [02]; [05]. Vzájemně se liší také různé části Galaxie – galaktická výduť je obzvlášť bohatá na kyslík [02], zatímco středová oblast spíše na uhlík [05].
I v „normálním“ protoplanetárním disku může dojít v určitých oblastech k lokálnímu obohacení či naopak ochuzení určitými prvky či sloučeninami. Pro příklad nemusíme chodit daleko – meteority ze skupiny uhlíkatých chondritů vznikly ze stejné pramlhoviny jako ostatní tělesa Sluneční soustavy, přitom však obsahují mnohem větší podíl uhlíku (až 6 %) než naše Země, což ukazuje, že tento proces je reálný, a teoreticky by mohl vést až ke vzniku uhlíkových planet [05]. Existuje i hypotéza, že jádro budoucího Jupiteru bylo ve skutečnosti uhlíkovou planetou, vzniklou v místech, kde ještě nekondenzoval vodní led, ale zato bohatých na dehtovité organické látky – zatím ji ale nelze potvrdit ani vyvrátit (napomoci by mohly výsledky sondy Juno).
Geologie s leskem (a bídou) diamantu
Uhlíkové planety by byly nepochybně bizarní nejen co do svého chemismu, ale také stavby, geologických dějů a vnějšího vzhledu. Jejich jádra by byla tvořená železem s vysokým obsahem uhlíku. Jádro by obklopoval plášť, tvořený dole těžšími karbidy (SiC, TiC), ve vyšších partiích bychom našli vrstvy diamantu, zatímco kůra by byla převážně grafitová [05].
Karbidy a diamanty se velmi nesnadno taví a jsou mechanicky extrémně pevné. Zatímco zemský plášť je v pohybu díky konvektivnímu proudění, uhlíkové horniny by ke svému „rozhýbání“ vyžadovaly mnohem vyšší teploty, a jejich pohyblivost by i tak značně zaostávala za tím, co známe ze Země. Diamant navíc velmi efektivně odvádí teplo vedením a zářením (jelikož je průhledný), takže by planeta rychle ztratila své prvotní teplo [11]. Uhlíkové planety by proto s největší pravděpodobností neměly deskovou tektoniku (poháněnou konvekcí v plášti), a jejich geologická činnost by se záhy zastavila. Vysoká tepelná vodivost grafitu a karbidů by navíc umožnila vznik velmi silné a rigidní kůry, kterou by jen obtížně pronikaly zlomy či vulkány [02].
Desková tektonika by proto nejspíš nefungovala, popř. jen krátkou dobu, a také vulkanismus by měl šanci jen na planetách velmi mladých a proto žhavých, anebo na těch, které dostávají dodatečné slapové teplo. Vulkány by odváděly z nitra planety roztavený uhlík, jenž je lehčí než pevné uhlíkaté horniny [02]; [11].
Bizarní svět a jeho obyvatelé
Povrchové horniny uhlíkových planet by nejspíše tvořil grafit, možná také karbidy a diamanty vynesené geologickými procesy. Atmosféra (pokud by ji vůbec měly) by byla nejspíše bohatá na sloučeniny uhlíku – jak jinak! Nejspíše oxid uhelnatý a/nebo metan, případně také organický „smog“ vznikající chemickými reakcemi těchto plynů. O kyslíku nemůže být ani řeč. Na povrchu by mohly kondenzovat pevné, kašovité i kapalné uhlovodíky a organické látky různé povahy, některé by snad tvořily i mraky, řeky, jezera nebo moře. Viděno lidskýma očima by šlo o pochmurný svět tmavých a narudlých odstínů, s nedýchatelným ovzduším plným jedů, kam by asi ani vidina diamantových ložisek nezlákala žádného příčetného lidského kolonistu.
Uhlík je ovšem zásadním stavebním kamenem života, a prebiotická chemie by měla na uhlíkové planetě netušené možnosti. Dospěla by ale až do cíle? Život potřebuje i jiné věci než jen uhlík – zejména vhodné rozpouštědlo, jímž je na Zemi voda. A tady nastává problém.
V systémech bohatých na uhlík by existovalo jen málo vodního ledu, a i pokud by tam byl, vyskytoval by se v periferních oblastech soustavy, a na uhlíkové planety umístěné blízko ke hvězdě by se dostával jen obtížně. I v případě dopadu např. komety by se voda povětšinou chemicky rozložila na oxid uhelnatý, vodík a uhlovodíky, aniž by planetu citelně zavlažila [05]. Domorodý život by se proto musel nejspíše obejít bez vody.
Určitou náhražkou by mohly být kapalné alkany. Ze Saturnova měsíce Titanu známe kryogenní jezera kapalného metanu a etanu. Vzhledem k tomu, že uhlíkové planety očekáváme spíše v menší vzdálenosti od hvězd (navíc jsou tmavé a mohou mít silný skleníkový efekt), budou na nich spíše vyšší teploty, nicméně pršet by zde mohly uhlovodíky těžší (řekněme benzin či nafta místo CNG). Alkanová kapalina je ovšem velmi odlišná od nám známé vody. Je to nepolární rozpouštědlo, s nímž by si naše biochemie vůbec nerozuměla. Teoretické a experimentální práce ale ukazují, že by mohla být slučitelná s biochemií exotickou. V alkanových tekutinách mohou vznikat membrány na bázi nitrilů vytvářející měchýřky označované jako azotozómy [12], které by mohly být vhodným základem pro analogy buněk. Obzvláštní problém představují molekuly analogické k nukleovým kyselinám, které by byly základem dědičnosti. Naše DNA a RNA může zastávat své životně důležité úkoly pouze díky pevné „páteři“ obsahující nabité fosfátové skupiny, která ji umožňuje držet tvar nezávisle na jejím informačním obsahu, tj. pořadí nukleotidů. V tom tkví problém pro život v alkanech: nabité molekuly se v uhlovodících nerozpouštějí, nenabité zase bývají natolik bezpáteřní, že by se beznadějně zkroutily a jako nositelky informace by nebyly k ničemu. Nedávno bylo zjištěno, že zdánlivě se vylučující požadavky by mohly naplnit molekuly ze skupiny polyetherů, které sice mají vnitřní dipól, který jim umožňuje držet tvar, ale navenek se tváří jako nepolární [13].
Astrobiologové vynašli také celou řadu dalších alternativních rozpouštědel, která však často mají zásadní problémy, které je obyčejně odkazují kamsi do poznámek pod čarou – jsou chemicky nestabilní v přítomnosti vody nebo kyslíku, anebo jsou na známých tělesech prostě příliš vzácná, než aby mělo smysl o nich uvažovat. Uhlíkové planety jsou však dobrou příležitostí se nad některými z nich znovu zamyslet.
Formamid je kupříkladu polární molekula, kapalná v širším rozmezí teplot než voda (2 – 210 °C při pozemském tlaku), a představuje výborné rozpouštědlo i pro mnohé pozemské biomolekuly, navíc usnadňující prebiotickou syntézu. Sice se okamžitě rozkládá při kontaktu s vodou, právě na uhlíkových planetách však nic takového nehrozí. Další zajímavou molekulou je metanol, který je rovněž polárním rozpouštědlem s velkým rozmezím kapalnosti (-98 – 65°C při pozemském tlaku). Je tedy zcela představitelné, aby na vhodných uhlíkatých planetách existovala polární nevodná rozpouštědla a v nich – snad – nějaké exotické formy života.
Pozemská biosféra je intimně spojena s geologickou činností mateřské planety, zejména deskovou tektonikou. V tomto ohledu se výše popsaná diamantová geofyzika zdá pro obyvatelnost vysloveně nevhodná – pokud tedy můžeme vynášet soudy o něčem tak exotickém a nepovědomém, jako uhlíková planeta bezesporu je.
Příklady a detekce
Prokazatelně uhlíkovou planetu zatím neznáme. Jednak o složení exoplanet víme obecně málo, jednak uhlíkové planety nemusejí být snadno spektrálně identifikovatelné.
Jedním z kandidátů je extrémně horká planeta 55 Cancri e, o hmotnosti 7,8 x vyšší než má Země. Její hustota je příliš nízká na planetu kamennou, což by mohlo svědčit pro planetu s velkým zastoupením vody, anebo naopak uhlíkovou [19]. V její atmosféře byl nedávno identifikován vodík, hélium a kyanovodík (s možnou příměsí dalších sloučenin uhlíku), ale žádná vodní pára, což spíše svědčí pro druhou možnost [20], jasný důkaz to ale není.
. U horké obří planety WASP 12 b byla spektroskopicky detekována atmosféra silně obohacená uhlíkem, ale ani to nelze vydávat za neprůstřelné, když jasno nemáme ani u svého lokálního Jupiteru. To, že jde v obou případech o extrémně žhavé světy, svědčí spíše ve prospěch uhlíku. Uhlíkové planety by mohly snáze než silikátové přežít blíže ke hvězdě, díky extrémní tepelné odolnosti karbidů a diamantu [05]. Uhlíkové by mohly být i objevené planety obíhající pulsary, o jejich vlastnostech ale zatím nevíme absolutně nic.
Možná nejlepší doklad existence uhlíkových planet ale mohou představovat ty, které paradoxně již neexistují. Bílí trpaslíci (pozůstatky zaniklých hvězd podobných Slunci) mají obyčejně atmosféry tvořené čistým vodíkem nebo héliem, a tak vysokou gravitaci, že jakékoli těžké atomy velmi rychle klesnou do nitra a z atmosféry zmizí. Pokud nějaké „nečistoty“ přesto vidíme, znamená to, že jde o cizorodý materiál velmi nedávného data, který do atmosféry trpaslíka napadal zvenčí – tedy o trosky planet nebo asteroidů [14]. V čisté atmosféře bílého trpaslíka je možné tento materiál překvapivě podrobně spektrálně analyzovat. Minimálně v některých případech jde o horniny odpovídající uhlíkovým planetám [15]. U jiného bílého trpaslíka byla nalezena extrémní koncentrace uhlíku v akrečním disku, tj. rozmělněném materiálu, který na hvězdu teprve padá [16]. Ať už tato uhlíkem bohatá tělesa vznikla v době, kdy se příslušné hvězdy formovaly a přežila jejich smrt, anebo se zformovala teprve ze zbytků materiálu odhozeného při jejich zániku jako objekty druhé generace, jsou dokladem toho, že uhlíkové planety – alespoň někde – doopravdy existují a nejsou jen fikcí.
Závěr
Americký astrofyzik Nikku Madhusudhan v interview pro BBC [17] prohlásil: „Jsem pevně přesvědčen, že značná část objevených exoplanet bude bohatá na uhlík. Je zajímavé, že na takových planetách bude písek vzácný a diamanty úplně běžné (…) mohli byste tam najít diamantové pevniny a pohoří.“
Zda jsou opravdu běžné, to nevíme, nepochybně ale existují. Jejich exotická prostředí se vzpírají představivosti, a pro život pozemského typu by byla nejspíš nepřátelská. Mohla by ale být domovem exotičtějších typů života, jsme-li ochotni v jejich existenci věřit.
Odkazy:
[01] Gaidos, E. J. (2000). A cosmochemical determinism in the formation of Earth-like planets. Icarus, 145(2), 637-640.
[02] Gaidos, E., & Selsis, F. (2006). From protoplanets to protolife: the emergence and maintenance of life. arXiv preprint astro-ph/0602008.
[03] Gaidos, E. (2015). What Are Little Worlds Made Of? Stellar Abundances and the Building Blocks of Planets. The Astrophysical Journal, 804(1), 40.
[04] Johnson, T. V., Mousis, O., Lunine, J. I., & Madhusudhan, N. (2012). Planetesimal compositions in exoplanet systems. The Astrophysical Journal, 757(2), 192.
[05] Kuchner, M. J., & Seager, S. (2005). Extrasolar carbon planets. arXiv preprint astro-ph/0504214.
[06] Bond, J. C., Lauretta, D. S., & O'Brien, D. P. (2009). The Diversity of Extrasolar Terrestrial Planets. Proceedings of the International Astronomical Union, 5(S265), 399-402.
[07] Moriarty, J., Madhusudhan, N., & Fischer, D. (2014). Chemistry in an evolving protoplanetary disk: effects on terrestrial planet composition. The Astrophysical Journal, 787(1), 81.
[08] Nissen, P. E. (2013). The carbon-to-oxygen ratio in stars with planets. Astronomy & Astrophysics, 552, A73.
[09] Mashian, N., & Loeb, A. (2016). CEMP stars: possible hosts to carbon planets in the early universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, stw1037.
[10] Pascucci, I., Herczeg, G., Carr, J. S., & Bruderer, S. (2013). The atomic and molecular content of disks around very low-mass stars and brown dwarfs. The Astrophysical Journal, 779(2), 178.
[11] Unterborn, C. T., Kabbes, J. E., Pigott, J. S., Reaman, D. M., & Panero, W. R. (2014). The role of carbon in extrasolar planetary geodynamics and habitability. The Astrophysical Journal, 793(2), 124.
[12] Stevenson, J., Lunine, J., & Clancy, P. (2015). Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome. Science advances, 1(1), e1400067.
[13] McLendon, C., Opalko, F. J., Illangkoon, H. I., & Benner, S. A. (2015). Solubility of Polyethers in Hydrocarbons at Low Temperatures. A Model for Potential Genetic Backbones on Warm Titans. Astrobiology, 15(3), 200-206.
[14] Farihi, J. (2011): Evidence for Terrestrial Planetary System Remnants at White Dwarfs. PLANETARY SYSTEMS BEYOND THE MAIN SEQUENCE: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings, Volume 1331, pp. 193-210 (2011).
[15] Dupuis, J., Bouabid, M.-P., Wesemael, F., Chayer, P. (2007): A Spectroscopic Study of the Far-Ultraviolet Spectrum of the DAZ White Dwarf EG 102. 15th European Workshop on White Dwarfs ASP Conference Series, Vol. 372, proceedings of the conference held 7-11 August, 2006 in Leicester, United Kingdom. Edited by Ralf Napiwotzki and Matthew R. Burleigh. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2007., p.261.
[16] Reach, W. T., Kuchner, M. J., von Hippel, T., Burrows, A., Mullally, F., Kilic, M., Winget, D. E. (2005): The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38. The Astrophysical Journal, Volume 635, Issue 2, pp. L161-L164.
[17] Diamond exoplanet' idea boosted by telescope find. Pallab Ghosh, BBC News 2010 (https://www.bbc.com/news/science-environment-11942451)
[18] Margalit, B., Metzger, B. D. (2017): Merger of a white dwarf–neutron star binary to 1029 carat diamonds: origin of the pulsar planets. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 465(3), 2790-2803.
[19] Madhusudhan, N., Lee, K. K., Mousis, O. (2012): A possible carbon-rich interior in super-Earth 55 Cancri e. The Astrophysical Journal Letters, 759(2), L40.
[20] Tsiaras, A., Rocchetto, M., Waldmann, I. P., Venot, O., Varley, R., Morello, G., ... Tennyson, J. (2016): Detection of an atmosphere around the super-Earth 55 Cancri e. The Astrophysical Journal, 820(2), 99.