Země vyfotografovaná z raketoplánu Discovery během mise STS-96 v roce 1999. Zdroj: NASA.
Podle současných planetologických poznatků pochází pozemský oceán z materiálu, který obsahovala Země v době, kdy byla protoplanetou. Komety mohly přispět k pozemským oceánům asi 10%. Svědčí o tom obsah těžké vody ve vodě – led ve vnějších částech sluneční soustavy obsahuje mnohem více těžké vody.
Zjistí-li se, že nějaká hvězdá má exoplanetu o hmotnosti srovnatelné s hmotností Země, ještě to zdaleka neznamená, že tato planeta je opravdu Zemi podobná. Svědčí o tom příklad ze sluneční soustavy – Venuše, na které není téměř žádná voda, alespoň v porovnání se Zemí. Na druhou stranu voda se ve sluneční soustavě vyskytuje v překvapivě velkém množství, a to i tam, kde ji lidé neočekávali, např. v kráterech poblíž pólů na Měsíci. Situace bude nejspíš ještě mnohem složitější, protože objevené planetární soustavy hvězd se od sluneční soustavy zpravidla velmi liší.
Voda se na planetách terrestrického typu nevyskytuje jen v (předpokládané) hydrosféře, ale také v atmosféře a – v samotném tělese planety. Voda se podílí nebo podílela na jejich formování jako médium, ve kterém se některé látky při vysoké teplotě a tlaku rozpouštějí, přičemž voda může později z tohoto materiálu uniknout do hydrosféry nebo atmosféry a nebo zůstat v části povrchových vrstev jako součást krystalického materiálu. Na uchování vody má vliv také složení atmosféry. Na Zemi máme vodu v takovém množství a podobě díky existenci stratosféry o nízké teplotě, která brání úniku vodní páry do meziplanetárního prostoru, magnetickému poli a ozónové vrstvě, které chrání spodní vrstvu atmosféry před ultrafialovým a ionisujícím zářením.
K odpovědi na otázku, zda na exoplanetách velikosti Země je nebo není oceán, pomáhají závěry z matematických modelů. Nutným předpokladem oceánu na planetě je, aby voda byla obsažena v dostatečném množství v protoplanetárním disku. Kolik bylo v protoplanetárním disku vody a kolik vody obsahovala Země jako protoplaneta, není přesně známo. Nemalé množství vody je zničeno fotodisociací ultrafialovým zářením centrální hvězdy. Pokud se planeta vytvořila akrecí z materiálu, který obsahoval 1% až 3% vody, kapalná voda je v poslední fázi formování vypuzena na povrch, odkud se vypaří do atmosféry. Část vody unikne do meziplanetárního prostoru, zbytek se později v důsledku poklesu teploty vrátí na povrch jako déšť. Tento déšť se podílí na následném ochlazení povrchu planety. Tento proces je možný dokonce i v případě, že by původní materiál obsahoval jen 0,01% vody.
Je-li současný model správný, dá se očekávat, že planety o hmotnosti 0,5 až 5 hmotností Země, s pláštěm a kůrou ze silikátových hornin, oceán mohou mít. Takový oceán by se dokázal zformovat už za 100 miliónů let od primární akrece.
Dnešnímu modelu odpovídají krystaly zirkonu ze Západní Austrálie, staré 4,4 miliardy let. Tehdy už byla tekutá voda na Zemi přítomna. To bylo před obdobím posledního velkého bombardování (4,1 až 3,8 miliardy let).
Zdroj:
Assumptions about Exo-Oceans, Astrobiology Magazine, 4. 3. 2011
Články na podobné téma
PETRÁSEK, Tomáš: Oceány ve vesmíru, Vzdálené světy, 9. 10. 2010
KUBALA, Petr: 15% hvězd hostí planetární systém jako je ten náš, má to však háček, Exoplanety.cz, 6. 1. 2010
