Důležitou úlohu má statistika a množství dat. Astronomové pozorují tisíce a miliony hvězd, aby jek pak mohli rozdělit je podle typů, teploty povrchu, říct jak vznikají apod. Stejně se postupuje při studiu galaxií, komet a ostatní nebeských objektů.
Na problém astronomové nalezli při studiu Sluneční soustavy. Náš planetární systém byl po dlouhou dobu jediným vzorkem a to je opravdu málo na sestavené nějakých obecných teorií o vzniku planet.
Především kosmonautika nám v posledních letech umožňuje doslova cestovat do historie a studovat vznik naší Sluneční soustavy. Komety a planetky jsou němými svědky událostí, které se odehrávaly před více než 4,6 miliardami let. Ve 20. století pak výkonné pozemní dalekohledy a především kosmické observatoře pootevřely jedno z dalších oken do vesmíru. Pozorování v infračervené části spektra odhalila přítomnost vznikajících planetárních systémů u vzdálených hvězd.
Bylo, nebylo…
Před 4,6 miliardami lety by jste na místě Sluneční soustavy nenalezli ani Slunce, ani planety, ani její měsíce a samozřejmě ani člověka. Bylo zde jen řídké mračno prachu a plynu. Mračno prachu a plynu je ale přece jen pojem, který může být pro oko nezasvěceného čtenáře trochu matoucí. Beztvaré mračno o průměru až jednoho světelného roku se skládalo z asi 98% plynu a jen asi 2% prachu. Dalo by se říct, že právě v onom mračnu se začala psát dlouhá a stále ještě tajemstvím zahalená historie planetárního systému tam někde na periférii jedné galaxie, které budou jednou za mnoho miliard let jistí tvorové říkat Mléčné dráha. Ale není tomu tak. Vše začalo o mnoho a mnoho miliard let dříve událostí zvanou velký třesk. Po velkém třesku ale byly ve vesmíru prakticky jen dva prvky – vodík a hélium. Z těchto prvků moc planet neuplácáte, o životě ani nemluvě. Klíčovou roli v našem příběhu sehrály hvězdy. Právě v nitru prvních generací hvězd se vyráběly těžké prvky jako železo, uhlík, dusík či kyslík. Hvězdy v jejichž nitrech tyto prvky vznikaly byly velmi hmotné a svou poměrně krátkou životní dráhu ukončily mohutnou explozí – supernovou. Právě při těchto událostech se vesmír obohatil o těžší prvky.
Vraťme se ale zpět k naší milé mlhovině na periférii jedné spirální galaxie s velkým G. Mlhovinu jednoho dne potkala důležitá událost. Jaká? To stále přesně nevíme. Mohlo se jednat o výbuch relativně blízké supernovy. Jistý je ale důsledek této události. Dosud nudné a řídké mračno začalo rotovat a gravitačně se hroutit. Teplota a hustota v disku rostla. Nejvíce v centru a to do chvíle, kdy došlo k překročení kritické meze 10 milionů Kelvinů. V tu chvíli se v centru mračna zažehla termonukleární fúze – zrodilo se Slunce. Dítě to ale bylo zlobivé. Slunce vyzařovalo víc světla a bylo větší než jak ho známé dnes. Sluneční vítr vymetl plyn pryč do mezihvězdného prostoru. Blízko Slunce se udržely jen žáruvzdorné sloučeniny jako jsou oxidy železa a křemičitany. Ty později sehrály důležitou úlohu při vzniku planet zemského typu. Ale nepředbíhejme. Ve větších vzdálenostech od neklidného Slunce teplota klesala až k -170°C. V těchto oblastech přecházely prvky z plynného do pevného skupenství. Najdeme zde led, metan nebo čpavek.
Pokud by jste celou tu nádheru mohli tehdy spatřit, viděli by jste Slunce jako velmi mladou hvězdu, obklopenou tenkým diskem z malých prachových zrnek a plynu. Disk šahal do vzdálenosti, odpovídající dnes zhruba oběžné dráze Neptunu. Tomuto disku říkáme protoplanetární či akreční a pozorujeme ho u velkého množství hvězd. Kde jsou ale ty planety? Jak mohou z takového disku vzniknout?
Celý disk rotuje okolo mladého Slunce ve stejném smyslu ale ne stejnou rychlostí. Z Keplerových zákonů vyplývá, že těleso nacházející se blíže Slunci, se okolo něj pohybuje rychleji než těleso vzdálenější. Platí to i pro dvě částečky prachu. I když se jedna z nich nachází jen o několik centimetrů blíže Slunci, pohybuje se rychleji. Rozdíly jsou sice malé ale stačí k tomu, aby se částečky v disku začaly srážet. Při srážkách se rozbíjí ale také slučují. Druhý případ naštěstí v disku převažuje, a tak z malých částeček prachu vznikají útvary o velikosti několika centimetrů. Ty se pak dále srážejí s dalšími zrnky a dalšími a dalšími. Větší i menší zrnka se gravitačně ovlivňují, což napomáhá dalšímu slučování. Vznikají zárodky budoucích planet o velikosti několika kilometrů. Celý tento proces zřejmě trvá na astronomické poměry velmi rychle – řádově milion let.
Zárodky blíže Slunci jsou tvořeny převážně křemičitany a jejich poměrně krátké oběžné dráhy jim neumožňují nasbírat větší množství materiálu. Objekty o velikosti Země mají dostatečnou hmotnost k tomu, aby si udrželi atmosféru.
Vzdálenější planety ale pokračují ve svém nenasytném růstu dál a dál. Stávají se z nich obří kamenné planety, které svou gravitací vysávají vše ve svém okolí. Jednoho dne ale legrace přestane. Hmotnost těchto planet se přehoupne přes cca 10 až 13 Zemí. Pevné zárodky si začnou vytvářet z okolního plynu svou atmosféru. Jejich gravitace je ale tak velká, že přitáhne i lehčí prvky jako hélium a vodík. Vzniká obr sluneční soustavy – Jupiter i jeho poněkud menší ale stále obří kolegové – Saturn, Uran a Neptun.
Co ten tam dělá?
V roce 1995 ale Michel Mayor a Didier Queloz z Ženevské observatoře oznámili objev první planety u cizí hvězdy. Byla jim dnes již slavná exoplaneta 51 Peg. Astronomům tehdy po oznámení objevu spadla čelist proklatě nízko. Planetární průvodce hvězdy 51 Peg totiž zcela naboural tehdy platné teorie o vzniku Sluneční soustavy. Exoplaneta 51 Peg b má hmotnost asi 0,47 Jupiterů a obíhá okolo svého slunce ve vzdálenosti jen 0,052 AU s dobou oběhu 4,23 dne! Pro srovnání bychom mohli uvést oběžnou dobu Merkuru, která činní asi 88 dní, tedy více než 20x tolik! Výše jsme uvedli, že obří plynné planety vznikají ve větších vzdálenostech od hvězdy. Jak je tedy možné, že 51 Peg obíhá tak blízko svého slunce? Jsou teorie snad špatné? Naštěstí tehdy agónie mezi astronomy trvala jen několik dní. Velmi pohotově na problém zareagovali Američané D. Lin, P. Bodenheimer a D. Richardson, kteří přišli s teorií migrujících planetárních obrů. Myšlenka to tehdy ale nebyla nová. Jiní astronomové o ní přemýšleli už asi o 15 let dříve.
Jak vše probíhá? Plynný obr vzniká ve vzdálenějších končinách (řádově několik AU od hvězdy). Jak ale rodící se zárodek budoucího obra roste, nabírá na hmotnosti a svou gravitací vyvolává v protoplanetárním disku hustotní vlny. Doté doby homogenní disk se mění. Vznikají v něm husté chuchvalce hmoty a to jak uvnitř tak vně oběžné dráhy planety. Tyto chuchvalce hmoty mají velkou kuráž a nenechají si od planety nic líbit. Také ony ovlivňují svou gravitací planetu a postupně ji ženou po spirále směrem k mateřské hvězdě. Planeta tak na svém dráze může zlikvidovat případné zárodky terestrických planet, což pro vznik života rozhodně není dobrá zpráva. I když… z některých modelů vychází pravý opak. Klíčová je zřejmě doba, kdy planeta zemského typu v disku vzniká. Pokud se její zárodek zformuje teprve poté, co migrující planeta přejde přes její oběžnou dráhu, může to být pro planetu naopak přínosné. Podle teorie J. Martyna mohou mít takovéto planety větší šanci, že se na jejich povrchu bude vyskytovat voda v kapalném skupenství. Migrující obr totiž do vnitřních částí disku nažene vodu, která se jinak nachází ve vzdálenějších končinách. Pro doplnění ještě uveďme, že migrace plynného obra může být proces relativně rychlý. Planetě to může trvat jen asi 100 000 let.
Je ale zřejmé, že spirálovité přibližování k hvězdě se jednou zastaví. Kdyby ne, byl by s planetou amen. Gravitace hvězdy by ji nemilosrdně roztrhala. To se ale zřejmě neděje. Co tedy planetu zastaví? Teorií je hned několik, ale stoprocentně uspokojivé vysvětlení zatím podáno nebylo. Je ale jisté, že scénář migrující planety není ve vesmíru vzácný. Velká část z dnešních asi 340 objevených exoplanet jsou plynní obři, obíhající velmi blízko svých sluncí.
Zdroje:
- MAYOR, M., FREI, Y.F. Nové světy ve vesmíru. Praha: Paseka, 2007
- POKORNÝ, Z. Exoplanety. Praha: Academia, 2007
- berkeley.edu