Oceány na exoplanetách a úskalí jejich mylné detekce

Přítomností kapalné vody na povrchu exoplanety se tradičně definuje její obyvatelnost. Zatím se podařilo přímo pozorovat jen 31 exoplanet, v budoucnosti jich však bude nepochybně více. Ačkoli přímo pozorovaná exoplaneta bude vypadat jako hvězdička bez jakýchkoli detailů, je možné sledovat změny její jasnosti. Exoplanety nesvítí vlastním světlem, jen světlem odraženým hvězd, kolem kterých obíhají. Proto při pohledu ze Země jeví podobné fáze jako vnitřní planety Merkur a Venuše. Fázi sice není možné rozlišit, ale světelná křivka exoplanety bude fázemi charakteristicky poznamenaná. V případě, že exoplaneta bude mít na povrchu vodní oceán, bude světlo odrážet jinak než suchý povrch, a to se do světelné křivky exoplanety také promítne. Všechno však může být mnohem složitější.

V současnosti bylo přímo pozorováno jen 31 exoplanet z celkových téměř 500, které jsou známy. Jsou to vesměs mladé exoplanety, silně zářící v infračervené oblasti spektra. Navíc jde o planety typu Jupiteru ve větší vzdálenosti od hvězdy. O ostatních exoplanetách víme jen z nepřímých pozorování. Ještě nějakou dobu potrvá, než budeme schopni přímo pozorovat exoplanetu zemského typu, navíc v obyvatelné zóně kolem centrální hvězdy. Chceme-li však objevit život na exoplanetě, bude tento krok nezbytný. Navíc budeme muset být schopni zjistit, zda na exoplanetě existuje voda v kapalném stavu. V situaci, kdy již budeme umět takovou exoplanetu přímo pozorovat, budeme na prahu možnosti zjistit také eventuální přítomnost oceánu.

Na první pohled by se mohlo zdát zhola nemožné detekovat oceán na exoplanetě, která je sotva vidět jako slabá hvězdička, navíc v těsné blízkosti mnohonásobně jasnější hvězdy, kolem které exoplaneta obíhá. Existuje však metoda, která umožňuje zjistit detaily i na nerozlišeném kotoučku – metoda barevné variace. Avšak musejí být splněny určité podmínky. Především objekt k nám musí natáčet v průběhu času různé oblasti svého povrchu. V případě exoplanet hraje roli také jejich fáze – protože „svítí“ jen ta část povrchu exoplanety, která je osvětlena centrální hvězdou, a přitom současně natočena k nám.

Oceán je tmavší a má jinou barvu, než pevniny. Jinou barvu má také vrstva ledu nebo sněhu – ta je naopak světlejší. Oceán je také v porovnání s pevninou hladký, takže ve světle odraženém od oceánu může převládat určitá, nějak definovaná polarizace. Naproti tomu světlo odražené od pevniny bude zcela nepolarizované. V praxi bude polarizační stav světla přicházejícího od exoplanety rozmělněný vlivem atmosféry exoplanety, která bude jistě obsahovat oblačnost a aerosoly, které budou světlo rozptylovat a možná vůbec nepůjde žádný polarizační stav zjistit. Pozorování planety Země z kosmického prostoru však naznačují, že by to nemuselo být marné. Oceán způsobí zrcadlovou odrazivost („třpyt“). Ta zvýší albedo exoplanety, bude-li pozorována v malé fázi (fázi srpečku).

N. B. Cowan, D. S. Abbot a A. Voigt vytvořili model exoplanety podobné Zemi, který simuluje světelné křivky pozorované exoplanety.

To, jaká část exoplanety bude nejvíce a nebo nejméně obsažena v osvětlené části exoplanety – tedy té, od které se k nám odráží světlo – úzce souvisí se sklonem osy rotace exoplanety ke kolmici k rovině oběhu. Určitá planetografická šířka – můžeme ji nazvat „hlavní“ – je v důsledku sklonu osy nejvíce obsažena v osvětlené části. A v důsledku sklonu osy také dostává od hvězdy nejvíce záření, protože právě na ni dopadá záření kolmo. Při nulovém sklonu rotační osy (tj. při rotační ose kolmé na rovinu oběhu) je to planetografická šířka 0°, tedy rovník exoplanety. Rovník je také nejvíce ohříván, je nejteplejší a nejvíce odráží světlo. Je-li osa skloněná, je také hlavní planetografická šířka jiná, a to má vliv na albedo exoplanety. Tuto skutečnost pojmenovali autoři šířkově-albedový efekt (latitude-albedo effect).

Autoři vytvořili klimatický model exoplanety podobné Zemi za účelem simulace světelných křivek odraženého světla. Model jim předpověděl obrovské variace i bez zahrnutí zrcadlové odrazivosti (oceánu). Usuzovat na oceán kapalné vody na povrchu planety ze zrcadlové odrazivosti může snadno vést k falešně pozitivním objevům. Existují pro to nejméně dvě příčiny: 1) při malém sklonu rotační osy exoplanety ke kolmici k rovině oběhu dostávají póly planety méně záření z hvězdy než rovník exoplanety, takže je pravděpodobné, že póly budou pokryty vysoce odrazným materiálem, například sněhem nebo ledem, 2) ukazuje se, že světlo odražené exoplanety s malým sklonem osy obsahuje ve fázi srpku větší podíl světla odraženého od polárních oblastí než ve fázi blízké úplňku, a z tohoto důvodu je albedo ve fázi srpku vyšší.

Autoři vyslovili domněnku, že šířkově-albedový efekt se uplatňuje nejvíce při velkých sklonech osy: v takovém případě dostává rovník méně záření než póly a navíc je ve fázi srpku vidět z rovníku menší část. Proto, než začneme přesně interpretovat variace celkové intensity odraženého záření, je nutné zmapovat povrch exoplanety metodou barevné variace.

Šířkově-albedový efekt je příčinou falešně pozitivní detekce oceánu zvláště u planet s malým nebo nulovým sklonem osy rotace. A protože u takových exoplanet se nemůže stát, abychom při menší fázi viděli ze Země jen některé planetografické šířky, nedají se tyto exoplanety (bez možnosti jejich nebodového rozlišení) nijak zmapovat. Šířkově-albedový efekt proto silně omezuje použitelnost třpytivého odrazu k detekci oceánů na exoplanetách.

K zrcadlovému odrazu je proto potřeba přistupovat s opatrností a nemůže sloužit jako spolehlivý doklad existence oceánu.