Modrá je špatná, už je to tak

Autor: Mgr. Tomáš Petrásek

Původně vyšlo na webu Vzdalenesvety.cz.

Nemějte strach, nejde o kritiku ODS, a tím méně Šmoulů nebo Avatara. Předmětem tohoto článku je seriózní vědecký výzkum, který dále rozšiřuje již tak bohatý výčet negativních účinků sloučeniny známé jako DHMO. Kromě mnoha dalších škodlivých účinků totiž tato sloučenina také negativně ovlivňuje obyvatelnost celých planet a zužuje nám obyvatelné zóny okolo hvězd! Mo(u)dří už vědí, že pod děsivou zkratkou DHMO se skrývá obyčejná voda, která ze Země dělá modrou planetu. A že by zrovna voda mohla nějak škodit obyvatelnosti planety? Větší protimluv snad ani nelze vymyslet. Vždyť právě přítomnost kapalné vody je tím nejdůležitějším bodem samotné definice „obyvatelnosti“!

Ovšem i zde může platit, že všeho moc škodí. Třebaže tradiční úvahy o obyvatelnosti se soustředily hlavně na planety podobné Zemi, nebo dokonce zcela pokryté oceánem, který je na Zemi odjakživa považován za nejdůležitější ze všech biomů a kolébku života, v některých extrémních případech mohou planety pouštního charakteru setrvat obyvatelné i tam, kde by jakákoli „modrá planeta“ fatálně selhala. Nejnověji to ukázala skupina vědců pod vedením Kevina J. Zahnleho (Abe a kol., 2011). Představte si planetu na chladném okraji obyvatelné zóny, potýkající se s hrozbou trvalého zamrznutí. Zamrzlý oceán má vysoké albedo, takže udržuje povrch velmi chladný. Vysoká tepelná kapacita vody navíc komplikuje případné rozmrzání. Pokud už se modrá planeta jednou změní v bílou (snowball planet), rozmrazit ji může jedině opravdu drastický zásah.

Naopak pouštní planeta je na tom o něco lépe. Skalnatý povrch je tmavší než led a sníh, lépe jímá teplo, a také se rychleji ohřívá. Proto na ní teploty na rovníku nebo na letní polokouli (u planet se skloněnou osou), zejména během dne, snadno překročí nulu, třebaže průměrná teplota může ležet hluboko pod bodem mrazu. V poušti tak mohou existovat alespoň lokální oázy rozmrzající v určitých částech denního či ročního cyklu, zatímco stejně chladná planeta pokrytá ledovým oceánem zůstane zmrzlá kompletně. Ona „pouštní“ situace se vlastně týká i Marsu, kde také teploty vzácně vystupují i 20° nad nulu, ovšem tam existenci oáz komplikuje nízký atmosférický tlak, vedoucí k jejich rychlému zániku vypařováním, což ale nemusí platit obecně.

Tuto paradoxní výhodu pouštních planet ukázali už Dressing a kolektiv (2010) ve své studii klimatu na různých typech terestrických exoplanet. Nyní Abe a kolektiv (2011) demonstrují, že obyvatelná zóna (HZ) je pro pouštní světy s minimálním množstvím vody širší než pro světy oceanické, a to jak na okraji studeném, tak rovněž horkém.

Na horkém pomezí HZ se planeta potýká s mnoha problémy. Teplotu nelze snižovat snižováním hladiny CO₂, která je téměř nulová. Rostoucí teplota urychluje odpar, takže se podstatnou složkou atmosféry stává vodní pára, jež je navíc sama silným skleníkovým činidlem, což situaci dál vyostřuje. Když se tato pozitivní zpětná vazba vymkne kontrole, planeta podlehne pádivému skleníkovému efektu, při němž veškerá voda rychle změní své skupenství z kapalného na plynné, a povrchová teplota stoupne na mnoho set stupňů. I když k tomu nedojde, teplá vlhká atmosféra (vlhký skleník neboli moist greenhouse) není žádná výhra. Tropopauza se ohřívá natolik, že tam vodní pára nevymrzá, nýbrž nerušeně stoupá do stratosféry. Tam ji může UV záření rozkládat na vodík a kyslík, přičemž vodík uniká do vesmíru, takže planeta stejně pomalu (během stovek miliónů let) vysychá, až vyschne zcela.

Představte si, co se stane, když je na takové planetě vody málo – namísto oceánů jen izolovaná moře či jezera. První vyschnou oblasti kolem rovníku, kde je nejtepleji. Tropické pouště se sice poté „rozhicují“ ještě víc, ale není tam už nic, co by se mohlo odpařovat. Horký skalnatý povrch vyzařuje do kosmu velké množství tepla, a vzduch s relativně nízkým obsahem vodních par není tak účinnou překážkou pro infračervenou radiaci jako vlhký vzduch nad horkým oceánem, což pouštní planetě dovoluje se chladit účinněji než její vlhčí kolegyni, jež se paří ve vlhkém skleníku. Atmosféra chudá na vodní páru nedovoluje molekulám H₂O ve větším množství stoupat do stratosféry (rozhodující je tu nejen celková teplota, ale i koncentrace par v ovzduší). Díky tomu by se limit pro nástup „vlhkého skleníku“ posunul ze 135% pozemské insolace (0,85 AU) až ke 170% pozemské insolace (0,77 AU).

Kdyby Zemi podobná planeta čelila postupnému zjasňování své centrální hvězdy, mohla by se díky postupnému úniku vody ze stratosféry zvolna měnit v pouštní planetu, aniž by upadla do stavu pádivého skleníku. Oceány by postupně mizely, ale dostatečně pomalu, takže obsah páry v atmosféře by zůstával nízký a teplota na povrchu „rozumná“. Nakonec by se vodní rezervoáry a srážková činnost uchovaly jen na pólech, které by se staly posledními útočišti života, zatímco střední a nízké šířky by byly zcela neobyvatelné. To vše ještě v době, kdy by na planetě podle tradičních modelů měl vládnout sterilizující žár a drtivý tlak. Je asi na místě podotknout, že tato úvaha není zcela nová, čeští čtenáři se s ní mohli setkat například v díle P. Warda a D. Brownleeho Život a smrt planety Země.

Tento scénář je aktuální hned ze dvou důvodů. Za prvé, postupné přehřátí jednou čeká i matičku Zemi. Pokud se dokáže přeměnit v pouštní planetu, vydrží na ní život déle, než bychom se mohli domnívat. Za druhé, její předchůdkyní na této cestě mohla být sestřička Venuše. Pokud byla pouštní planetou s vodou toliko na pólech, mohla jí zůstat dosti dlouho, až do doby před 1 miliardou let (což se mimochodem kryje s předpokládanou globální sopečnou katastrofou).

Čeká nás předefinování obyvatelné zóny? Nejspíš hned tak ne, protože jiné faktory, zejména mraky, mohou mít na šíři HZ ještě dramatičtější vliv (vesměs ovšem pozitivní!) a dosud jim úplně nerozumíme, takže je asi rozumnější definovat HZ konzervativně. Je to ale další ukázka toho, jak vynalézavá by příroda mohla být, pokud jde o obyvatelná prostředí na planetách.

Milovníci sci-fi jistě již zasněně vzdychají a pomýšlejí na Tatooine nebo Arrakis (viz ilustrační obrázky). Možná ale máme jednu takovou pouštní planetu přímo před očima: je jí Saturnův měsíc Titan. Ano, je to zvláštní typ pouště o teplotě −180 °C, a kapalinou tam není voda, ale metan, ovšem všechno ostatní je stejné – přes rovník se táhne globální písečné moře, zatímco na pólech se krčí poslední malá moře a bezpočet jezer.

 

Zdroj

Abe Y – Abe-Ouchi, A. – Sleep, N. H. – Zahnle, K. J.: Habitable Zone Limits for Dry Planets, Astrobiology. 2011 Jun;11(5):443-60. doi: 10.1089/ast.2010.0545.

Yutaka ABE: How to Make Habitable Planets (PDF)

DRESSING, Courtney D. – SPIEGEL, David S. – SCHARF, Caleb A. – MENOU, Kristen – RAYMOND, Sean N. (2010): Habitable Climates: The Influence of Eccentricity (PDF), The Astrophysical Journal, Volume 721, Issue 2, pp. 1295-1307.

Desert Planets, (Systemic)

Ward, P. D. – Brownlee, D.: Život a smrt planety Země, Dokořán, Praha 2004