Extrasolární planety jsou objevovány rychlým tempem, s 4 531 planetami v 3 363 systémech (s dalšími 7 798 kandidáty čeká na potvrzení). Z nich bylo 166 identifikováno jako kamenné planety (také „podobné Zemi“), zatímco dalších 1 389 byly kamenné planety, které jsou několikanásobně větší než Země („Super-Země“). Jak je učiněno více a více objevů, zaměření se přesouvá od procesu objevování k charakterizaci.
Astronomové a astrobiologové hledají způsoby, jak detekovat biomarkery a další známky biologických procesů, aby bylo možné přísněji omezit, zda je některá z těchto exoplanet obyvatelná. Podle a nové studium Astronomové a astrobiologové by měli hledat náznaky cyklu uhlík-silikát. Na Zemi tento cyklus zajišťuje, že naše klima zůstane stabilní po celé věky a mohlo by být klíčem k nalezení života na jiných planetách.
Studie s názvem „ Cyklování uhlíku a obyvatelnost masivních exoplanet podobných Zemi “ provedli Amanda Kruijver, Dennis Höning a Wim van Westrenen – tři vědci Země z Vrije Universiteit Amsterdam. Höning je také společníkem Centrum původu , národní vědecký institut se sídlem v Nizozemsku, který se zavázal zkoumat původ a vývoj života v našem vesmíru. Jejich studie byla nedávno zveřejněna vPlanetární vědecký žurnál.
Tento diagram rychlého uhlíkového cyklu ukazuje pohyb uhlíku mezi pevninou, atmosférou a oceány. Kredit: U.S. DOE/BERIS
Na Zemi tento dvoustupňový cyklus zajišťuje, že oxid uhličitý (CO2) hladiny v naší atmosféře zůstávají v průběhu času relativně konzistentní. Tento první krok spočívá v odstranění oxidu uhličitého z naší atmosféry reakcí s vodní párou za vzniku kyseliny uhličité, která zvětrává a rozpouští silikátovou horninu. Produkty tohoto zvětrávání se vyplavují do oceánů (vytvářejí uhličitanové horniny), které klesají na mořské dno a stávají se součástí zemského pláště.
Zde přichází na řadu druhý krok. Jakmile jsou uhličitanové horniny v plášti, roztaví se a vytvoří silikátové magma a CO2plyn, z nichž druhý se uvolňuje zpět do atmosféry prostřednictvím sopečných erupcí. Jak Dr. Höning vysvětlil Universe Today prostřednictvím e-mailu, proces je také ovlivněn změnami povrchových podmínek:
„Důležité je, že rychlost tohoto procesu závisí na povrchové teplotě: Pokud se povrch zahřeje, reakce na povětrnostní vlivy se zrychlí a více CO2lze odstranit z atmosféry. Vzhledem k tomu, CO2je skleníkový plyn, tento mechanismuschladídolů po povrchu, takže máme stabilizační zpětnou vazbu. Musíme zdůraznit, že tato stabilizační zpětná vazba potřebuje dlouhou dobu, aby byla účinná, v řádu stovek tisíc let nebo dokonce milionů let.“
Klíčovým faktorem je zde to, jak se Slunce postupem času zahřívá, dodal Dr. Höning. V porovnání s ranou historií Země dostává naše planeta nyní zhruba o 30 % více energie ze Slunce, a proto atmosférický CO2úrovně byly v dávné minulosti vyšší. Proto lze s jistotou říci, že zvětrávání se stává výraznějším, jak planeta stárne a že atmosférický CO2úrovně budou v tomto bodě svého vývoje klesat rostoucí rychlostí.
Terestrické planety naší Sluneční soustavy v přibližně relativních velikostech (zleva doprava): Merkur, Venuše, Země a Mars. Kredit: LPI
Vzhledem k tomu, že se jedná o jednoduchý chemický proces, není důvod si myslet, že by cyklus uhlík-silikát nemohl fungovat na jiných planetách – za předpokladu, že mají na svém povrchu kapalnou vodu. Pro výzkumníky exoplanet a astrobiology byla přítomnost kapalné vody zásadní pro pokračující hledání mimozemského života. Otázka deskové tektoniky byla také nastolena, protože hraje významnou roli při udržování obyvatelnosti Země v průběhu času. Řekl Dr. Höning:
„V naší vlastní sluneční soustavě má deskovou tektoniku a tedy subdukci pouze planeta Země. Důvod není zcela jasný a je předmětem moderních studií – pravděpodobně souvisí se složením hornin, velikostí planet, povrchovou teplotou nebo s existencí kapalné vody na samotném povrchu.
„Pokud bychom na exoplanetě zvětrávali, ale nedocházelo k subdukci, vzniklé uhličitany by se hromadily na povrchu a po milionech let by se mohly stát znovu nestabilními. Tento scénář jsme prozkoumali v dřívější práci a zjistili jsme, že klima bude stále do určité míry regulováno, i když poněkud méně efektivně než u deskové tektoniky, jak se předpokládá v tomto dokumentu.
Dr. Höning a jeho kolegové jsou stěží sami, když dojde na zkoumání, zda jsou desková tektonika a geologická aktivita nezbytné pro život. V posledních letech byl proveden podobný výzkum, který zvažoval, zda by stagnující víkové planety (kde povrch a plášť tvoří jedna neaktivní deska) pokryté oceány mohly mít uhlíkový cyklus – s povzbudivé výsledky .
Umělcův dojem, jak by mohly vypadat exoplanety podobné Zemi. Poděkování: NASA/JPL-Caltech
V zájmu své studie se Dr. Höning a jeho kolegové snažili zjistit, zda by byl možný cyklus uhlík-silikát na jiných kamenných planetách, které se pohybují od „podobných Zemi“ po „Super-Země“. Za tímto účelem vytvořili model, který reprodukoval pozemský uhličitan-silikátový cyklus a vzal v úvahu všechny relevantní procesy. To zahrnovalo všechny relevantní procesy, jako je vnitřní evoluce, vulkanické odplyňování, zvětrávání a subdukce, a zvažovalo se, jak by mohly být citlivé na změny velikosti a hmotnosti.
'Například tlak uvnitř hmotných planet roste s hloubkou silněji, protože gravitace je vyšší,' řekl Dr. Höning. „Tlak má vliv na hloubku tavení a také na sílu konvekce pláště, která určuje rychlost ochlazování interiéru. Aktualizovali jsme tedy všechny části modelu, které jsou citlivé na velikost nebo hmotnost planety, a mohli jsme tedy prozkoumat vliv těchto parametrů na obyvatelnost exoplanet.“
Zjistili, že nárůst hmoty (do určitého bodu) by měl za následek vyšší průměrné povrchové teploty, čímž by se změnilo to, co by bylo považováno za cirkumsolární obyvatelnou zónu planety (také znám jako „Zóna zlaté lásky“). Řekl Dr. Höning:
„Zjistili jsme, že exoplanety stáří Země, ale ~3krát hmotnější, by měly mít vyšší rychlost odplyňování vulkanického původu, protože jejich vnitřek je mnohem teplejší a konvekce pláště je tedy intenzivnější. Uhličitano-silikátový cyklus může stále regulovat klima na těchto planetách, přesto očekáváme teplejší povrch. Optimální vzdálenost mezi planetou a hvězdou pro udržení kapalné vody na povrchu planety je proto o něco dále než vzdálenost Země od Slunce.
Výsledky však byly opačné, když zvýšily hmotnost kamenné planety až na 10násobek hmotnosti Země (což odpovídá ~2 poloměrům Země). 'Tady je tlak uvnitř těchto planet tak velký, že vulkanická činnost a uvolňování CO2.'2se zmenšuje,“ řekl. „Protože se však teplo z jejich nitra neztrácí tak efektivně, odplyňování CO2se stává zvláště účinným v pozdějším vývoji. Naneštěstí se s časem také zvyšuje svítivost hvězd, takže planeta by se pak mohla stát příliš horkou na to, aby existovala jakákoli kapalná voda.“
Umělcova koncepce exoplanety LHS 3844b o velikosti Země, která může být pokryta temnou sopečnou horninou, podle pozorování Spitzer Space Telescope NASA. Poděkování: NASA/JPL-Caltech/R. Zranit (IPAC)
Z těchto výsledků vyplývá mnoho poznatků. Za prvé, studie ukazuje, že velikost a hmotnost jsou důležité parametry pro obyvatelnost planet. Velikost a hmotnost přitom patří mezi velmi málo parametrů, ke kterým mají vědci právě teď přístup. Stejně jako u dostupných prostředků detekce – například metoda tranzitu je velmi dobrá v omezení těchto dvou vlastností – jsou vědci poněkud omezeni nepřímými prostředky a musí se spoléhat na extrapolace a modelování.
Tyto dva parametry jsou však stále velmi užitečné pro omezení toho, jaké typy kamenných planet by mohly být obyvatelné a které pravděpodobně nepodporují život. A co víc, ukazují, jak stáří a hmotnost planety hrají významnou roli při udržování uhlíkového cyklu, a tedy obyvatelnosti planety. Po zvážení těchto faktorů společně budou vědci schopni říci, zda je planeta „potenciálně obyvatelnější s větší jistotou“. Jak shrnul Dr. Höning:
„Jedním z hlavních zjištění našeho článku je, že bychom se měli skutečně podívat na kombinaci velikosti planet a věku, abychom získali představu o obyvatelnosti. Planety velikosti Země by měly být obyvatelné po velmi dlouhou dobu, ale jejich atmosféry je samozřejmě obtížnější charakterizovat než u větších planet. Planety o hmotnosti 3násobku hmotnosti Země (přijímající stejný hvězdný tok) by měly mít teplejší povrch než Země (rozdíl ~10K). Dokonce i hmotnější planety, které přijímají stejný hvězdný tok, jsou o něco chladnější, ale později by se ve svém vývoji výrazně zahřály.“
A co víc, tato studie bude přínosná, až budou k dispozici teleskopy nové generace bHöninge, které budou moci provádět přímá pozorování exoplanet. To je něco, co astronomové očekávají od nadcházejícího Vesmírný dalekohled Jamese Webba (JWST), Římský vesmírný dalekohled Nancy Grace a pozemní observatoře jako např Extrémně velký dalekohled (ELT), Obří Magellanův dalekohled (GMT) a Třicetimetrový dalekohled (TMT).
Přímým pozorováním světla odraženého atmosférou exoplanety astronomové získají spektra, která odhalují chemické složení atmosféry. Tento výzkum by mohl být použit pro budoucí studie k umístění detekce atmosférického CO2do správného kontextu. Stručně řečeno, astrobiologové určí, zda je to známka geologické aktivity, a lze ji tedy interpretovat jako možný ukazatel obyvatelnosti.
Dalším povzbudivým aspektem studie je, že i když jde o kamenné planety různých hmotností a velikostí, karbonát-silikátový cyklus zůstává účinným regulátorem klimatu. Pokud vědci objeví důkazy tohoto cyklu na exoplanetách, mohou si být jisti, že to naznačuje potenciální obyvatelnost, bez ohledu na to, jak masivní planeta je. 'Takže můžeme zůstat optimističtí ohledně hledání mimozemského života v budoucnosti!' řekl doktor Höning.
Další čtení: arXiv
