Sciencemag.cz
Doporučujeme
Aby se na exoplanetě mohl vyvinout život (cca pozemského typu), je zapotřebí dostatečné množství určitých chemických prvků. Jaká z toho vyplývají omezení?
„Během formování jádra planety musí být přítomno přesně správné množství kyslíku, aby fosfor a dusík mohly zůstat na povrchu planety,“ uvádí spoluautor nové studie Craig Walton z ETH v Curychu. Přesně to se stalo na Zemi před asi 4,6 miliardami let – chemický šťastná náhoda. Tento objev může ovlivnit způsoby hledání života jinde ve vesmíru, tvrdí alespoň autoři studie.
Tvořící se planety vznikají z roztavené horniny. Během této doby dochází k třídění: těžké kovy klesají dolů a tvoří jádro, zatímco lehčí kovy plášť a později kůru.
Pokud je během tvorby jádra přítomno příliš málo kyslíku, fosfor se spojí s těžkými kovy, jako je železo, a přesune se do jádra. Tento prvek pak již není k dispozici pro vývoj života. Na druhou stranu, příliš mnoho kyslíku přítomného během tvorby jádra vede k tomu, že fosfor zůstává v plášti a dusík s větší pravděpodobností unikne do atmosféry, kde je nakonec ztracen (poznámka: míněno, že zcela unikne, než se planeta dostatečně ochladí? Nebo že v nereaktivní formě molekul N2 není pro vznikající život použitelný?).
C. Walton a jeho spoluautoři prostřednictvím četných modelů prokázali, že pouze v mimořádně úzkém rozmezí středních hodnot kyslíku zůstanou fosfor i dusík v plášti v dostatečném množství. „Naše modely jasně ukazují, že Země se nachází přesně v tomto rozmezí. Kdybychom měli během formování jádra jen o něco více nebo o něco méně kyslíku, nebyl by dostatek fosforu ani dusíku pro vývoj života,“ říká Walton.
Vědci také prokázali, že během formování jiných planet, jako je Mars, se hladina kyslíku nacházela mimo potřebné rozmezí.
Nové poznatky by mohly změnit způsob, jakým vědci hledají život jinde ve vesmíru. Dosud se soustřeďujeme hlavně na vodu a její možnou existenci v kapalném stadiu („obyvatelná zóna“). Množství kyslíku dostupné během formování planety může ale znamenat, že mnoho zdánlivě obyvatelných planet je z chemického hlediska od samého počátku pro život nevhodných.
Tyto chemické předpoklady pro vznik života mohou astronomové měřit nepřímo pozorováním jiných slunečních soustav pomocí velkých dalekohledů. Množství kyslíku, který je/byl k dispozici pro vznik planet, závisí na chemickém složení mateřské hvězdy. Chemická struktura hvězdy formuje celý planetární systém kolem ní, protože planety jsou složeny převážně ze stejného materiálu jako jejich mateřská hvězda.
Soustavy, které se výrazně liší od naší chemickým složením, proto nejsou vhodným místem pro hledání života jinde ve vesmíru. To činí hledání života na jiných planetách mnohem konkrétnějším. Měli bychom hledat soustavy s hvězdami, které se podobají našemu Slunci.
The chemical habitability of Earth and rocky planets prescribed by core formation, Nature Astronomy (2026). DOI: 10.1038/s41550-026-02775-z
Zdroj: ETH Zurich / Phys.org, přeloženo / zkráceno
Poznámky:
Působí dost zvláštně, když nevíme, zda na Marsu byl či nebyl život. Navíc je zase třeba rozlišovat, zda život může vzniknout, zda se může dlouhodobě udržet, zda se v prostředí může udržet život importovaný odjinud…
Má-li rozdílné složení z hlediska kyslíku Země a Mars, znamená to, že alespoň jedna z těchto planet se liší od mateřské hvězdy. Tudíž z „nevhodného“ složení hvězdy nijak nevyplývá, že naopak nebude mít planetu vhodnou pro život? Stejná síla podporuje existenci podpovrchových oceánů na Enceladu a Europě a dokonce způsobuje sopečnou činnost na Io, aniž by docházelo k přímému přísunu energie ze Slunce. Tlak a tah ze strany příslušných plynných obřích planet stačí k tomu, aby se vnitřek těchto měsíců zahřál natolik, že se voda roztaví.
