Sciencemag.cz
Doporučujeme
Pro stabilní obyvatelnost Země mají klíčový význam dva geologické procesy: uhličitano-křemičitanový cyklus a desková tektonika. Měli bychom k tomu přihlížet i při odhadech pravděpodobnosti života na terestrických exoplanetách.
První krok uhličitano-křemičitanového cyklu spočívá v tom, že oxid uhličitý se z atmosféry odstraňuje reakcí s vodní párou za vzniku kyseliny uhličité, která rozpouští křemičitanové horniny. Částečně rozpustné produkty tohoto zvětrávání jsou vyplavovány do oceánů. Zde se vytvářejí karbonátové horniny, které klesají na mořské dno a stávají se součástí zemského pláště.
Následuje druhý krok. Jakmile se karbonátové horniny dostanou do pláště, roztaví se a vytvoří silikátové magma a plynný CO2, který se při sopečných erupcích uvolňuje zpět do atmosféry.
Rychlost obou těchto procesů závisí na teplotě povrchu: Pokud se povrch zahřeje, zrychlí se zvětrávání a z atmosféry může být odstraněno více CO2. Protože CO2 je skleníkový plyn, tento mechanismus ochlazuje povrch, takže cyklus funguje jako stabilizující záporná zpětná vazba (v delších časových měřítkách, statisících až milionech let).
V porovnání s ranou historií Země nyní naše planeta přijímá ze Slunce zhruba o 30 % více energie, což je důvod, proč byla v dávné minulosti hladina CO2 v atmosféře vyšší. Z toho vyplývá, že zvětrávání křemičitanů se stává stále významnějším. Jak naše planeta stárne, hladina CO2 v atmosféře bude klesat stále rychleji, tedy zase v časovém měřítku stamilionů let. (Poznámka PH: Takže, bez geoinženýrství, život na Zemi časem zahubí rostoucí teplota. Ale možná už předtím pokles koncentrace oxidu uhličitého, který rostlinám zabrání provádět fotosyntézu.)
Vzhledem k tomu, že se jedná o jednoduchý chemický proces, není důvod se domnívat, že by uhličitano-křemičitanový cyklus nemohl fungovat i na jiných planetách, které mají na povrchu kapalnou vodu (a právě takové jsou pro nás při pátrání po životě pochopitelně zajímavé). Otázkou je, zda na těchto exoplanetách bude fungovat i další speciální pozemský mechanismus, desková tektonika, která rovněž hraje významnou roli při udržování obyvatelnosti Země v průběhu času.
„V naší sluneční soustavě má pouze Země deskovou tektoniku, a tedy subdukci. Důvod není zcela jasný a je předmětem řady studií – pravděpodobně to souvisí se složením hornin, velikostí planety, povrchovou teplotou nebo se samotnou existencí kapalné vody na samotném povrchu,“ uvedl pro UniverseToday Dennis Höning z Vrije Universiteit Amsterdam. Höning je spoluautorem článku Carbon cycling and habitability of massive Earth-like exoplanets, který byl publikován v Planetary Science Journal. „Pokud bychom na exoplanetě měli zvětrávání, ale neprobíhala by subdukce, vzniklé uhličitany by se hromadily na povrchu a po milionech let by se mohly stát opět nestabilními. Tento scénář jsme zkoumali v dřívějších pracích a zjistili jsme, že klima by bylo stále do jisté míry regulováno, i když poněkud méně účinně než v případě deskové tektoniky.“
Jiná práce se zabývala tím, zda by na planetách, kde povrch a plášť tvoří jedna neaktivní deska, pokrytých oceány mohl stále probíhat koloběh uhlíku podobně jako na Zemi. Podle všeho ano.
Dennis Höning a jeho kolegové nyní modelovali, jak by mohl uhlíkový cyklus probíhat např. na hmotnějších planetách (superzemě). Simulace vedou k závěru, že hmotnější planety budou – až do určitého bodu hmotnosti – relativně teplejší, takže bychom pro ně měli jinak uvažovat o obyvatelné zóně.
„Zjistili jsme, že exoplanety stáří Země, ale zhruba 3krát hmotnější, by měly mít vyšší míru sopečné činnosti, protože jejich nitro je mnohem teplejší, a plášťová konvekce je proto intenzivnější. Uhličitano-křemičitanový cyklus může na těchto planetách stále regulovat klima, nicméně očekáváme teplejší povrch. Proto bude optimální vzdálenost planety od hvězdy pro udržení kapalné vody na povrchu o něco větší, než je vzdálenost Země od Slunce.“ Obecně má 3krát větší planeta přijímající od své hvězdy stejně energie jako Země mít asi o 10 stupňů vyšší teplotu.
Výsledky však byly opačné, když se v simulaci zvýšila hmotnost kamenné planety až na desetinásobek Země (což odpovídá asi 2 poloměrům Země). „Zde je tlak uvnitř těchto planet tak velký, že sopečná činnost a vypouštění CO2 se klesá. Protože se však teplo z jejich nitra neztrácí tak efektivně, stává se odstraňování CO2 z atmosféry obzvláště účinným během pozdějšího vývoje. Bohužel se s časem zvyšuje i svítivost hvězdy, takže planeta se pak /i přes pokles koncentrace CO2/ může stejně stát příliš horkou na to, aby na ní mohla existovat jakákoli kapalná voda.“
Celkově studie ukazuje, že velikost a hmotnost jsou důležitými parametry pro obyvatelnost planet. Zároveň jde o jedny z mála údajů, které dnes o exoplanetách zvládneme zjistit. Samozřejmě takto neprokážeme existenci života, ale získáme řadu omezení, kde je jeho přítomnost nepravděpodobná. Dalším významným parametrem pro obyvatelnost kamenných planet je jejich stáří. Jak se ukazuje, obyvatelnost řady kamenných planet nemusí být dlouhodobá (PH: V této souvislosti viz o otázka Venuše, Mars…). A obecně existence uhličitanovo-křemičitanového cyklu přispívá k obyvatelnosti, a to bez ohledu na hmotnost exoplanety (i když samozřejmě jeho přítomnost nedokážeme jednoduše odhalit).
Amanda Kruijver et al 2021 Planet. Sci. J. 2 208. Carbon Cycling and Habitability of Massive Earth-like Exoplanets
Zdroj: Matt Williams: Rocky Planets Might Need to be the Right age to Support Life
