Seriál „Voda ve Sluneční soutavě“Čtyřdílný seriál z pera odborníků na toto téma mapuje naše znalosti o vodě v našem koutě vesmíru. V prvním díle jsme nahlédli pod povrchu měsíců Jupiteru, v druhém k záhadným tělesům obíhajícím kolem Saturnu, a ve třetím k ještě vzdálenějším planetám a planetkám na kraji Sluneční soustavy. |
V předchozích dílech putování jsme cestovali k vnějším planetám (v prvním k Jupiteru, v druhém k Saturnu, v třetím k ještě vzdálenějším planetám a planetkám). Nicméně to nejsou ve sluneční soustavě jediná místa, kde bychom po životodárné kapalině měli pátrat. Jak totiž ukazuje povrch Marsu protkaný rozsáhlou sítí vyschlých říčních koryt doprovázených stovkami kilometrů velkých koryt vyhloubených katastrofickými záplavami nedozírných rozměrů, i vnitřní planety zažily období, kdy po jejich povrchu proudila kapalná voda.
Vodní minulost Marsu a Venuše
Pro hledání oceánů ale nemusíme cestovat do dálav sluneční soustavy. Již první snímky povrchu Marsu odhalily, že tuto planetu utváří dvě naprosto rozdílné polokoule. Zatímco jižní je poseta obrovským množstvím impaktních kráterů, takže připomíná povrch pozemského Měsíce, na severní polokouli se jich nachází značně méně. To naznačuje, že severní polokoule byla později kompletně přetvořena nějakým geologickým procesem, či překryta mladšími usazeninami.
Výšková mapa navíc odhaluje, že se severní polokoule nachází průměrně o pět kilometrů níže, než polokoule jižní. Severní polokoule představuje rozsáhlou nížinu s mladším a relativně hladkým povrchem. Na přechodu mezi severní a jižní polokoulí je soustava plání, kde se nachází množství říčních koryt a stovky kilometrů širokých odtokových kanálů vytvořených během náhlého výlevu obrovského množství vody z podzemí.
Snímek v nepravých barvách zachycuje část odtokového kanálu Osuga Valles. Bílá a červená zobrazuje oblasti s největší výškou, modrá s nejnižší. Na snímku je dobře rozpoznatelná síť kanálů svědčící o dřívějším proudění kapalné vody. Snímek pořídila evropská sonda Mars Express.
Valná většina těchto koryt a kanálů směřuje k severní polokouli. Vyvstává otázka, jestli množství vody, která v těchto korytech proudila, bylo dostatečné k vyplnění severní nížiny souvislou vrstvou vody. Začali jsme proto na povrchu Marsu pátrat, jestli někde nenajdeme stopy, které by nám nabídly odpověď.
Naše pozornost se zaměřila na hledání případné linie pobřeží, která by hypotetický oceán měla ohraničovat. Časem se nám povedlo v oblasti severního pólu objevit ne jednu, ale rovnou dvě linie pobřeží, starší a mladší, vzniklé přibližně před 4 a 2 miliardami let. Zdálo se, že jsme na dobré cestě k prokázání jeho existence. Nicméně na konci 90. let 20. století přišel zvrat. Americká sonda Mars Global Surveyor umožnila prozkoumat povrch Marsu v dříve nedostupném vertikálním rozlišení – s přesností okolo 300 metrů. To nám dovolilo změřit, jestli má linie pobřeží všude stejnou výšku.
Ale tak to není. Navržená linie se táhne v oblastech, jejichž výšky se vzájemně liší až o kilometr. Linie pobřeží najednou začala vypadat jako mořská vlna, někde stoupala a jinde klesala. Takový závěr je zcela v rozporu s naší zkušeností ze Země, kde hladina světového oceánu má všude víceméně podobnou výšku. V roce 2007 se tento paradox podařilo objasnit.
Rozdíl lze totiž vysvětlit pohybem osy rotace Marsu – marsovské póly se v posledních 2 až 3 miliardách let posunuly o více než 3 000 kilometrů. Rotující tělesa mají tendenci se vyklenovat v oblasti rovníku, takže každý pohyb osy rotace má za následek vyklenování jiné části povrchu s tím, jak se mění pozice rovníku. Numerické výpočty ukázaly, že pohyb osy rotace by byl schopen způsobit změny ve výšce severních nížin ve stejném rozsahu, jak pozorujeme. Najednou bylo zřejmé, proč má linie pobřeží v různých oblastech rozdílnou výšku.
Zůstával však nevyřešený jiný problém. Linii pobřeží totiž v některých oblastech okolo severních nížin chyběla. Tuto záhadu se podařilo vysvětlit v roce 2016, když jsme si povšimli, že v některých oblastech se nacházejí rozsáhlé vrstvy usazených hornin vzdálených desítky kilometrů od místa, kde se jinak vyskytují. Současně jejich tvar naznačoval, že usazeniny byly na nové místo dopraveny proti výškovému gradientu - obrazně řečeno tedy „do kopce“.
To nás přivedlo k poznatku, že oblast byla postižena vlnou tsunami, která výrazně změnila vzhled pobřeží a místy způsobila jeho úplné zničení. A to ne jednou, ale dvěma vlnami. Podobné vyvržené usazeniny se totiž podařilo objevit i v jiných oblastech s nižší nadmořskou výškou. Domníváme se proto, že tsunami vznikly kvůli dopadu dvou velkých těles do vod marsovského oceánu v rozmezí minimálně 30 milionů let.
To by naznačovalo, že oceán na Marsu musel existovat přinejmenším po desítky milionů let. Dlouhotrvající oceán by mohl představovat vhodné místo pro vznik a rozvoj případného života. Nicméně stále před námi leží strastiplná cesta k definitivnímu prokázání existence marsovského oceánu. S přibývajícími poznatky se ale zdá stále pravděpodobnější, že oceán povrch Marsu kdysi v dávné historii skutečně pokrýval.
Suchá Venuše?
Ačkoliv by se mohlo zdát, že tím by výčet oceánů ve sluneční soustavě mohl skončit, stále nám zbývá jedna planeta: Venuše. Pravda, v současnosti by nás hledat na povrchu Venuše oceán určitě nenapadlo. Povrch totiž připomíná spíše předobraz pekla než místo umožňující existenci kapalné vody. Teplota dosahuje v průměru 460 °C, tlak je 90krát vyšší než na povrchu Země a z nebe se snášejí kapičky kyseliny sírové.
Byť má Venuše hustou atmosféru, množství vody v ní je mizivé. Kdyby všechna voda z atmosféry vypršela na povrch, vytvořila by globální vrstvu mocnou pouhé 3 centimetry. Většina atmosféry je totiž tvořena oxidem uhličitým. Nicméně tak tomu nemuselo být vždy. Před miliardami let mohla vypadat Venuše naprosto jinak. Evropská sonda Venus Express totiž během výzkumu atmosféry Venuše odhalila, že planeta ztrácí molekuly vodíku a kyslíku v poměru dvě ku jedné kvůli interakcím atmosféry s ultrafialovým zářením. Tedy v poměru, který odpovídá zastoupení prvků v molekule vody.
Nabízí se otázka, jestli před miliardami let nebylo vody v atmosféře a na povrchu Venuše mnohem více a zda jí nebylo dokonce tolik, že by to umožnilo vytvořit rozsáhlý oceán. Samozřejmě takový oceán by mohl existovat jen dočasně. Modely naznačují, že maximálně po dvě miliardy let. S časem totiž zářivost Slunce vzrostla natolik, že by se každé vodní těleso na povrchu Venuše vypařilo. Pokud navzdory bouřlivé historii Venuše na povrchu planety zůstaly starší horniny, dalo by se z jejich chemie zjistit, jestli vznikaly za přítomnosti vody.
Na Venuši, podobně jako na Marsu či pozemském Měsíci, najdeme dlouhá klikatící se kaňony zdánlivě připomínající řečiště. V případě Venuše a Měsíce je však nevyhloubila voda, nýbrž neobvykle tekutá láva o vysoké teplotě, která byla schopna způsobit teplotní erozi podloží.
Tím však naše uvažování o oceánu na Venuši nekončí. Jiné modely totiž naznačují, že by po povrchu mohl téci i superkritický oxid uhličitý. Látka v superkritickém stavu má vlastnosti „mezi“ plynem a kapalinou: podobně jako kapalina funguje jako dobré rozpouštědlo, ale snadno teče, je stlačitelná a prostupuje (difunduje) jinými látkami stejně jako plyny.
Oxid uhličitý se do superkritického stavu dostává od tlaku necelých 74 atmosfér a teplot nad 31 °C - dnešní povrch Venuše k tomu tedy více než dostačuje. Vlastnosti superkritických kapalin se ale také mění s tlakem a teplotou. Při vyšším atmosférickém tlaku by se oxid uhličitý na povrchu Venuše svým chováním stále více blížil kapalině. Je proto možné, že oceán na Venuši nemusel být jen vodní, ale dost možná i tvořený pro nás poněkud exotickou substancí oxidu uhličitého.
Mějme ovšem na paměti, že v obou případech to zatím jsou hypotézy založené na nepřímých důkazech. Více nám snad napoví případné budoucí sondy, zejména přistávací. Vyrobit elektroniku schopnou dlouhodobě fungovat v pekelných podmínkách Venuše sice není snadné, ale dnes už bychom dovedli výrazně překonat dosavadní rekord dvou hodin. Doufejme tedy, že příští mise NASA třídy New Frontiers bude právě k Venuši - i když bude soupeřit mj. s podobně lákavým konceptem mise k ledovým měsícům Saturnu.
Je to všechno?
Nalezli jsme tedy veškeré dodnes přetrvávající oceány ve sluneční soustavě i stopy po těch dávno minulých? Nejspíš nikoli. Jak jsme si totiž ukázali, přítomnost „nemrznoucích příměsí“ jako čpavku nebo v menší míře solí může udržet oceán kapalný i za teplot hluboko pod bodem mrazu. Tepelné ztráty skrz dostatečně silnou krustu ledu, která neodvádí teplo prouděním, jsou velmi pomalé, a tak se řada modelů shoduje, že by i trpasličí planety na okraji sluneční soustavy mohly hostit vnitřní oceány.
Tyto oceány by byly velmi nepodobné těm, jaké známe ze Země nebo jaké si představujeme pod ledem Europy či Enceladu. Byly by nejspíše silně obohacené čpavkem a velmi slané, nepřívětivé pro život, jak jej známe. Jednou z možností, kde takový oceán hledat, je měsíc trpasličí planety Pluto, Charon.
Praskliny na jeho povrchu naznačují, že celý měsíc trochu zvětšil svůj objem, čímž došlo k nárůstu napětí v kůře a k jejímu popraskání. Důvodem zvětšení objemu může být právě přeměna kapalné vody na vodní led při zamrznutí podpovrchového oceánu. Vodní led má totiž větší objem než kapalná voda. Je proto možné, že v rané historii měl Charon dostatek tepla k udržování vrstvy kapalné vody, načež se tento zdroj vyčerpal a oceán zčásti či úplně zamrzl. K podobnému scénáři mohlo dojít i u řady dalších těles ve vnějších částech sluneční soustavy, můžeme se proto dočkat ještě celé řady dalších zajímavých objevů.
Fotografie zachycuje měsíc Charon obíhající kolem trpasličí planety Pluto v téměř pravých barvách. Na snímku je dobře viditelná rozsáhlá tektonická porucha vypovídající o enormním napětí panujícím v kůře měsíce.
Početnost podpovrchových oceánů v naší sluneční soustavě a široké možnosti jejich dlouhodobého přetrvání dále naznačují, že by se mohly vyskytovat i v jiných slunečních soustavách, ať už na planetách, měsících, či trpasličích planetách. Je jen otázkou času, než se nám podaří objevit vhodné těleso, kde pro vznik oceánu budou existovat přívětivé podmínky.
Nicméně se budeme muset smířit s tím, že na rozdíl od těles s atmosférou a povrchovými oceány nebudeme u těles s podpovrchovými oceány schopni zjišťovat na takovou vzdálenost přítomnost chemických známek života, tzv. biosignatur. Zároveň toho o menších tělesech v jiných slunečních soustavách zřejmě budeme zpočátku vědět tak málo, že nebudeme moci ani zjistit, jakou mají hustotu, a tím pádem i možné složení. Ale navzdory nevýhodám v oblasti pozorování zůstávají oceány pod ledem dost možná jedním z nejčetnějších prostředí, kde by se ve vesmíru mohl nacházet život. Jak nám ukázala naše soustava, ledem pokryté oceány zřejmě zdaleka nejsou vzácností.
A pokud v budoucnu budeme chtít objevit život mimo naší planetu, na světech s rozsáhlými rezervoáry vody je to správně místo, kde hledat. Život, jak ho dnes ze Země známe, totiž vyžaduje kapalnou vodu. Bez ní nemůže docházet k celé řadě chemických reakcí a látkové výměně, které jsou nezbytnými předpoklady existence života. Ačkoli existují hypotézy o možnosti jiných rozpouštědel a chemických stavebních prvků pro život, například v uhlovodíkových jezerech Titanu, jde o chemické modely, které zatím nedokážeme testovat a vlastně si ani plně představit, jak by případně takový život měl vypadat. Nevíme, po čem se na cizích světech dívat. Za takové situace je pro nás snazší pátrat po životě tam, kde se nachází kapalná voda a kde máme představu, co se snažit objevit.
Ale aby situace nebyla jednoduchá, příroda si pro nás připravila jedno velké úskalí: nejednoznačné stáří oceánů. Nevíme totiž, kdy jednotlivé oceány vznikly. Jsou na měsících přítomny od doby jejich zformování, nebo vznikly až později například díky náhlé změně oběžné dráhy způsobující silné slapové zahřívání? Měl tak případně život ke vzniku miliardy let, nebo je kapalná voda přítomna jen po desítky či stovky milionů let? Bohužel na tyto důležité otázky v současnosti nemáme uspokojivé odpovědi.
Proto je potřeba, abychom nepolevili v našem úsilí zkoumat ledové světy. Držme si palce, ať americká sonda Europa Clipper mířící k Europě a evropská sonda JUICE směřující především ke Ganymedu zdárně projdou realizační fází a ať se v roce 2030 objeví v soustavě Jupiteru. Poskytlo by nám to možnost získat cenná data. Obě sondy by totiž měly nést na své palubě penetrační radar umožňující proniknout ledovým příkrovem a odhalit, jak měsíce pod ledovou krustou vypadají. Významně by nám to pomohlo k pochopení toho, jak podpovrchové oceány vypadají a fungují. Máme se tak v nadcházejících letech rozhodně na co těšit.
Mgr. Petr Brož, Ph.D., (*1984) vystudoval Přírodovědeckou fakultu Univerzity Karlovy. Pracuje jako vědecký pracovník na Geofyzikálním ústavu AV ČR v. v. i., kde se věnuje výzkumu sopečné činnosti na povrchu Marsu. Jeho specializací jsou malá sopečná tělesa vznikající při krátkodobé sopečné aktivitě. Na toto téma publikoval několik vědeckých studií v odborných geovědních časopisech (více na www.rudymars.cz). Mgr. Julie Nováková (*1991) je členkou Laboratoře evoluční biologie na PřF UK, kde se v rámci dizertační práce věnuje evoluci vybraných znaků chování a podílí se na výuce předmětu Základy astrobiologie na Přírodovědecké fakultě UK. Kromě toho je autorkou, překladatelkou a editorkou science fiction, fantasy a detektivních příběhů (více na www.julienovakova.com). RNDr. Tomáš Petrásek, PhD. (*1984) absolvoval Přírodovědeckou fakultu Univerzity Karlovy. Pracuje jako neurobiolog pro Akademii věd ČR a Národní ústav duševního zdraví. Je autorem knižní série Vzdálené světy i stejnojmenného webu zaměřujících se na problematiku života na jednotlivých tělesech sluneční soustavy. Je aktivním členem Kosmo Klubu. Od roku 2015 také přednáší předmět Základy astrobiologie. Všichni tři autoři se současně věnují popularizaci geovědních oborů ve spojitosti s průzkumem sluneční soustavy. |
