V prvním díle našeho seriálu o výskytu vody ve sluneční soustavě jsme se seznámili s mimozemskými oceány skrývajícími se pod ledovými krustami měsíců Jupitera. V minulém dílu jsme se zastavili v soustavě Saturnu, kde jsme nalezli oceány exotických látek na povrchu Titanu a nefalšované slané moře v nitru malého měsíčku jménem Enceladus.
Četnými ledovými měsíci se honosí ovšem také planety Uran a Neptun, třebaže se pohybují v chladu a šeru daleko od Slunce. Jejich měsíce jsou v mnoha ohledech velmi tajemné, i ony svými vlastnostmi nabízejí naději pro výskyt kapalných oceánů.
V dálavách u ledových obrů
Když se vydáme ještě do větších dálav sluneční soustavy, k ledovým obrům Uranu a Neptunu, i zde narazíme na tělesa, kde bychom měli pátrat po oceánech kapalné vody. Sice toho o měsících plynných obrů Uranu a Neptunu víme málo, jejich soustavami proletěla jediná planetární sonda Voyager 2 poskytující jen omezené množství dat a fotografií, nicméně podobnost ve vzhledu a chemickém složení s ledovými měsíci Jupiteru a Saturnu naznačuje, že i zde by se mohly podpovrchové oceány nacházet. Potvrzují to i výsledky numerických modelů, které ukazují, že minimálně největší měsíce Uranu, Titania a Oberon, by pod svým povrchem mohly skrývat oceán kapalné vody.
Největší pozornost však na sebe upoutává jediný velký měsíc Neptunu, Triton. Sonda Voyager 2 totiž v roce 1989 odhalila, že se na jeho povrchu nachází útvary, které si většinou spojujeme s projevy výlevného vulkanismu známého z řady pozemských sopečných oblastí. To bylo značné překvapení. Povrch měsíce totiž tvoří převážně vodní led s nánosy zmrzlých plynů, nikoliv horniny bohaté na křemík.
Mozaika snímků pořízených sondou Voyager 2 zobrazuje Triton, největší měsíc planety Neptun. Mladě vypadající povrch naznačuje přítomnost zvláštní formy sopečné činnosti, takzvaného kryovulkanismu.
Máme před sebou důkaz, že vedle vyvrhování mračen ledových krystalků a solí do okolí se kryovulkanismus může projevovat také postupným rozléváním směsi vody a jiných látek po povrchu a vytvářením útvarů zdánlivě připomínajících lávové proudy, jen tvořených vodním ledem. Povrch Tritonu současně vykazuje jen malé množství impaktních kráterů, což opět nabádá k závěru, že povrch měsíce vznikl z pohledu geologického času relativně nedávno. V historii Tritonu se tak musela odehrát událost globálního rozsahu schopná přetvořit kompletně vzhled celého měsíce.
Dnes se domníváme, že Triton je s největší pravděpodobností zachycené těleso, které původně bývalo trpasličí planetou podobnou Plutu. Po zachycení gravitací Neptunu prodělal dramatický vývoj. Na počátku z mohl mít extrémně excentrickou oběžnou dráhu vedoucí k výraznému slapovému zahřívání vnitřních partií měsíce a tedy k produkci tepla, která mohla umožnit přetavení celého povrchu a masivním výlevům vody na zledovatělý povrch. S tím, jak se oběžná dráha Tritonu postupně stále více zakulacovala, produkce tepla klesala, čímž docházelo k postupnému zamrzání.
Před námi je nyní otázka, jestli od té doby měsíc stihl zamrznout již zcela, či jestli pod svým povrchem oceán stále ukrývá. O jeho existenci bychom se snadno mohli dozvědět změřením magnetického pole měsíce. Jelikož má Neptun výrazně ukloněný směr magnetického pole vůči ose své rotace, měl by mít měsíc Triton výrazné indukované magnetické pole. Tedy za předpokladu, že se oceán pod povrchem stále nachází.
Stále více vědců proto žádá o vyslání mise k Uranu či Neptunu a rodinám jejich měsíců, která by byla navedena na oběžnou dráhu planety a nikoliv pouze proletěla kolem jako Voyager 2. Jednalo by se o misi podobnou Cassini operující na oběžné dráze Saturnu. Pokud by americká NASA podobnou misi schválila, ke startu by nedošlo dříve než na konci 20. let tohoto století a cesta k cíli by trvala dalších 15 let.
U evropské ESA jsou vyhlídky ještě horší. ESA totiž nevlastní plutonium, ani nemá osvojenou technologii získávání energie z radioaktivního rozpadu, což jsou nezbytné předpoklady pro misi do míst, kde jsou sluneční panely v podstatě neúčinné. Do té doby máme k dispozici jen desítky let stará data, vzdálená pozorování, numerické modely a spekulace.
Oceány na trpasličích planetách
Když v roce 2015 proletěla americká sonda New Horizons okolo největšího známého tělesa Kuiperova pásu, trpasličí planety Pluta, získali jsme konečně možnost zjistit, jak tento tajuplný svět v dálavách sluneční soustavy vypadá. Spatřili jsme těleso, jehož povrch utváří směs ledů různého složení ležící na mocné vrstvě vodního ledu tvrdého jako skála.
Současně jsme objevili, že se na jedné polokouli nachází rozsáhlá oblast ve tvaru srdce, Sputnik Planitia. Oblast pokrývá materiál s vysokou odrazivostí naznačující, že se jedná o relativně čerstvý materiál. Domníváme se, že tato oblast představuje rozsáhlý impaktní kráter vyplněný dusíkovým ledem, který se postupně v kráteru usazoval z atmosféry, a to v takovém množství, že hmotnost tohoto ledu dokázala pootočit celým povrchem Pluta směrem k rovníku. Takovýto globální pohyb kůry by způsobil vznik enormního napětí a rozpraskání povrchu, což je přesně to, co na povrchu Pluta pozorujeme v podobě sítě rozsáhlých prasklin. Současně pootočení povrchu znamená jediné: ledový povrch Pluta není pevně přichycen k podloží, ale pluje (respektive v době reorientace plul) na kapalné vrstvě. Vzhled Pluta tak naznačuje, že se pod povrchem musel nacházet oceán.
Mozaika snímků zachycuje trpasličí planetu Pluto, jak ji viděla americká sonda New Horizons ze vzdálenosti 450 000 kilometrů. V pravém dolním rohu se nachází rozsáhlá světlejší oblast Sputnik Planitia pokrytá vrstvou dusíkatého ledu.
Podobný závěr podporují i měření hustoty Pluta (přibližně 1,86 g/cm³), která ukazují, že se pod ledem musí nacházet vrstva tvořená hustším materiálem - úlomky hornin. A je to právě tato vrstva, která byla pro vývoj trpasličí planety nesmírně důležitá. Pluto s průměrem 2 370 kilometrů je totiž dostatečně velké na to, aby v jeho jádru vznikalo rozpadem radioaktivních prvků dost tepla na rozpuštění ledu.
Vnitřek Pluta pravděpodobně prošel vnitřní diferenciací, díky čemuž vzniklo 1 700 kilometrů velké kamenité jádro a nad ním plášť tvořený vodním ledem. Jeví se proto pravděpodobné, že během vnitřní diferenciace bylo množství tepla dostatečné ke vzniku minimálně 100 kilometrů mocné vrstvy kapalné vody utvářející globální podpovrchový oceán. A pokud je produkce tepla do dnešních dní dostatečná, je možné, že se pod povrchem tento rezervoár kapalné vody stále nachází.
Pluto navíc není jediná trpasličí planeta, která by mohla pod povrchem skrývat oceán. Dalším adeptem je Ceres, trpasličí planeta ležící mezi Marsem a Jupiterem v pásu asteroidů První podezření na přítomnost kapalné vody jsme dostali, když se v roce 2014 podařilo za pomoci Herschelovy vesmírné observatoře pozorovat únik molekul vodní páry z několika oblastí jejího povrchu. To naznačilo, že Ceres nebude geologicky mrtvým světem, jak jsme se do té doby domnívali.
Pohled na trpasličí planetu Ceres v téměř pravých barvách. Snímek pořídila sonda Dawn ze vzdálenosti 13 641 km.
Když pak v roce 2015 k Cereře přiletěla americká sonda Dawn, dostali jsme možnost tento svět detailně prozkoumat a objevit, že se na povrchu nachází vodní led. Jeho přítomnost naznačila, že na Cereře dochází k aktivnímu procesu, kterým se led na povrch dostává. Povrch Cerery je totiž dost teplý, takže led z povrchu postupně sublimuje do okolního prostoru. Pokud by nedocházelo k jeho obnovování, například výstupem vody zpod povrchu, led by z povrchu časem zcela vymizel.
Fotografie pořízené sondou navíc odhalily, že povrch Cerery byl v historii výrazně přetvořen. Ceres musela mít dostatečný zdroj tepla, který umožnil přetavení povrchu a vnitřní diferenciaci. Předpokládáme, že tímto zdrojem bylo vysoké zastoupení radioaktivních prvků s krátkým poločasem rozpadu, jako je například izotop hliníku 26Al. Nabízí se proto možnost, že i Ceres ukrývá (nebo ukrývala) pod povrchem rezervoár kapalné vody, pravděpodobně obohacené o čpavek, soli, nebo jiné látky zabraňující úplnému zamrznutí.
Co udržuje vodu kapalnou?
Ukázali jsme si, že se ve sluneční soustavě nachází řada ledových měsíců, které pod ledovou krustou ukrývají kapalný vodní oceán. Nabízí se tak otázka, proč některé měsíce oceán pod povrchem mají a jiné nikoliv. Odpověď musíme hledat v množství produkované vnitřní energie a rychlosti její ztráty do okolního prostředí, ale také v chemickém složení přítomné kapaliny, respektive v bodu jejího tuhnutí.
Začněme od konce: pokud těleso kapalné vody bude obsahovat vyšší zastoupení solí, k tuhnutí bude docházet za nižších teplot. K udržování látky v kapalném stavu bude stačit menší množství energie, než by bylo potřeba pro udržení čisté vody v kapalné fázi. Jak se bude na jednotlivých světech lišit poměr vody a solí (nebo jiných chemických látek), bude se lišit i potřebné množství energie pro udržení kapalného oceánu. Pokud například bude ve směsi přítomen čpavek (detekovaný například na Enceladu či dalších měsících Saturnu a měsíci Pluta Charonu), teplota tuhnutí vody může poklesnout až o 100 °C, takže taková směs bude kapalná i za velice nízkých teplot. Podobný účinek by mohly mít i jiné exotické příměsi, například formaldehyd nebo metanol, které by se snad také mohly na některých chladných tělesech objevovat. Nicméně stále bude potřeba pro existenci oceánu určité množství energie.
Detailní pohled na kráter Oxo na povrchu Cerery, kde byla jednoznačně prokázána přítomnost molekul vody. A to buď ve formě vodního ledu, nebo navázané v minerálech.
Ledové měsíce obřích planet jsou příliš malé na to, aby si zachovaly významnější množství tepla z doby svého vzniku a ke všemu malé rozměry způsobují, že se jedná o tělesa rychle chladnoucí. Většinou jsou navíc i příliš malá na to, aby si nashromáždila dostatečné množství radioaktivních prvků s dlouhým poločasem rozpadu schopných produkovat potřebné teplo po miliardy let. Vysvětlení existence oceánů proto musíme hledat jinde, konkrétně u slapového zahřívání.
Slapový ohřev je proces, kdy je část mechanické práce přeměňována na teplo. K mechanické práci, respektive k deformaci, dochází tehdy, když oběžná dráha měsíce není ideálně kruhová, ale excentrická. Během oběhu měsíce kolem planety pak dochází ke změnám velikosti gravitační síly působící na měsíc v závislosti na pozici, kde se zrovna nachází. Když je měsíc k planetě nejblíže, je vystaven většímu působení, než když je nejdále. Tyto změny způsobují, že vnitřek měsíce je pravidelně deformován, což se projevuje v produkci tepla.
Nicméně vznik tepla probíhá na úkor tvaru oběžné dráhy, u které dochází k postupnému zakulacování a s tím spojeným poklesem produkce tepla. Časem se měsíc může dostat na téměř dokonale kruhovou dráhu, což je mimochodem případ měsíců jako Tethys či Charon. Některé měsíce jsou ale v oběžné rezonanci s dalšími měsíci, tělesa jsou tak ve vzájemném pravidelném gravitačním působení, které pomáhá udržovat dráhu eliptickou. Gravitační působení dalších měsíců totiž opětovně způsobuje nárůst excentricity oběžné dráhy měsíce, což vede k tomu, že slapové zahřívání může působit po mnohem delší dobu a tím umožňovat existenci oceánu po dlouhý čas.
Animace zobrazuje rezonanci Jupiterových měsíců Io, Europy a Ganemydu v poměru 1:2:4. To znamená, že Io stihne vykonat dva oběhy kolem planety, než Europa oběhne Jupiter jednou, a čtyři, než zvládne jeden oběh Ganymed. Gravitační působení těchto těles na sebe navzájem způsobuje pravidelné protahování oběžné dráhy působící proti síle Jupiteru snažící se oběžnou dráhu měsíců naopak zakulatit. Díky tomu dochází u měsíců k významnému slapovému zahřívání.
Zdroj tepla ze slapového ohřevu nemusí být zdroj trvalý. Jeho působení, ale i množství produkovaného tepla, se v čase mění v závislosti na parametrech oběžné dráhy. Tělesa, na kterých nyní slapy produkují dostatek tepla, nemusely před stovkami milionů let mít stejné parametry oběžné dráhy a tedy stejné množství produkovaného tepla. Mohly to klidně být zcela zmrzlé ledové koule, nebo naopak světy s mnohem významnější rolí kapalné vody, než je tomu dnes. Ilustrovat si to můžeme na příkladu Enceladu. Tento měsíc v současnosti ztrácí více tepla, než může produkovat. Buď tak dochází k uvolňování tepla dříve nashromážděného, nebo jsme svědky mnohem menší excentricity jeho oběžné dráhy, než tomu bylo dříve. Odvozovat proto na základě dnešního vzhledu měsíců to, jak vypadaly před miliardami let, může být značně ošemetné.
O autorechMgr. 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. |
