Klávesové zkratky na tomto webu - základní­
Přeskočit hlavičku portálu


Voda na Marsu je. Chová se však zvláštně a může i levitovat

aktualizováno 
Dva experimenty ukázaly, že na povrchu Marsu se voda chová výrazně jinak, než jsme zvyklí. Například místní „bahno“ může za určitých okolností i levitovat nad povrchem.

Na povrchu Marsu můžeme spatřit nejenom doklady o proudění kapalné vody v historii Marsu v podobě rozsáhlých říčních koryt, ale i doklady přítomnosti vodního ledu uloženého pod povrchem. O jeho přítomnosti svědčí například zvláštní lem okolo některých impaktních kráterů (viz okolí největšího kráteru na obrázku). Předpokládáme totiž, že lem vzniká vlivem krátkodobého roztátí podpovrchového ledu v důsledku uvolnění tepla během dopadu. Výškový snímek v nepravých barvách, kdy barvy označují oblasti se stejnou výškou, ukazuje část oblasti Hephaestus Fossae nacházející se na severní polokouli Marsu. Průměr největšího kráteru je přibližně 20 kilometrů. | foto: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Pojďme se na moment zasnít a současně se přenést zpět do dětských let. Představte si, že se nacházíte na povrchu Marsu a v pravé ruce držíte kyblík plný mokrého písku. Jako nespočet generací dětí před vámi máte i vy neskonalou touhu kyblík překlopit a vyrobit první pískovou bábovičku na povrchu rudé planety a tím se „nesmazatelně zapsat“ do historie lidstva.

Na Zemi by vám stačilo kyblík rychle otočit, přitisknout a následně ho opatrně nadzvednout. Na Marsu vás při pohledu dovnitř kyblíku jímá neblahý pocit, že je něco neskutečně špatně. Obsah kyblíku totiž vře. A to doslova. Celá masa písku bublá a některá zrnka dokonce vylétávají z kyblíku ven.

Mars

„Rudá planeta“ se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila.

Co je ještě neuvěřitelnější, nad povrchem písku levituje několik centimetrových hrud písku. Ale nebojte, nestane se nám z toho nepovedený úvod béčkového sci-fi filmu, ale naopak čtete začátek cesty do fascinujícího světa nejnovějších vědeckých objevů založených na výzkumu chování směsi vody a hornin ve vakuové komoře napodobující prostředí Marsu.

Jiná planeta, jiné ovzduší

Mars, čtvrtá planeta sluneční soustavy, je přibližně poloviční ve srovnání se Zemí a současně je to těleso, které má i menší hmotnost a střední hustotu než Země. To se odráží v menším gravitačním zrychlení panujícím na jeho povrchu. To je ve srovnání se Zemí přibližně třetinové, dosahuje 3,71 m.s−2 oproti 9,81 m.s−2. Uniknout z gravitačního působení rudé planety je proto mnohem snazší než na Zemi. A to platí pro kosmické sondy, úlomky hornin vyvržené z povrchu následkem dopadů planetek i pro jednotlivé molekuly různých plynů obsažených v atmosféře.

Podobně jako Země má i Mars atmosféru. Ta je přibližně 170krát tenčí než u Země, průměrný tlak při povrchu dosahuje šest milibarů (zemská atmosféra má tlak zhruba 1013 milibarů). Atmosféra je tak řídká, protože molekuly plynu mohou ze slabého gravitačního pole Marsu relativně snadno unikat, a atmosféra planety tedy neustále zeslabuje. I přesto stále ovlivňuje řadu přírodních procesů na Marsu. Má proto dopad například na průběhy sopečných erupcí, ale také stabilitu látek na povrchu, například kapalné vody či vodního ledu.

O přítomnosti vody na Marsu, a to v atmosféře, pod povrchem i na něm, máme celou řadu pádných důkazů již od 90. let 20. století. Voda se na planetě vyskytuje převážně ve formě vodního ledu, případně jako vodní pára. Do současnosti však zůstává nejasné, jestli na povrchu Marsu existuje i voda kapalná. Určitě víme, že jí není mnoho, protože nepozorujeme oceány, moře, jezera či řeky, ale co v malých množstvích?

Fázový diagram vody v závislosti na teplotě a tlaku. Hodnota osy s tlakem je v...

Fázový diagram vody v závislosti na teplotě a tlaku. Hodnota osy s tlakem je v logaritmickém měřítku. Na povrchu Marsu se tlak pohybuje v rozmezí 0,7 mbaru až 10 mbaru a teplota od −135 °C po 35 °C, což naznačuje, že kapalná voda by mohla teoreticky na Marsu existovat i za současných podmínek.

Teoreticky na povrchu Marsu panují podmínky, které existenci kapalné vody v určitých oblastech umožňují – ovšem rozhodně nepanují všude a už vůbec ne trvale. Je to dáno tím, že teplota a atmosférický tlak nejsou všude na povrchu stejné. Podobně jako na Zemi se i na Marsu hustota atmosféry (respektive atmosférický tlak) zmenšuje s výškou. Na Marsu je přitom rozdíl mezi nejvyšším a nejnižším místem přes 29 kilometrů, což se na hodnotě atmosférického tlaku významně projevuje. 

Zatímco na vrcholku Olympus Mons, nejvyšší hory sluneční soustavy, dosahuje pouhých 0,7 milibaru, na dně obrovské impaktní pánve Hellas je to o řád více, a to až 10 milibarů. V rozsáhlých oblastech Marsu je tedy vhodný tlak na to, aby se tu voda vyskytovala v tekutém skupenství, naznačují data získaná sondami Viking, Mars Pathfinder i Mars Global Surveyor.

Ani teploty nejsou nepřekonatelnou překážkou. V oblasti pólů sice mohou klesnout až na -143 °C, ale u rovníku se naopak mohou dostat až k 35 °C, tedy vysoko nad bod mrazu. Ovšem vhodné „okno“ pro výskyt kapalné vody bez příměsí je na na Marsu nejspíše v úzkém rozmezí teplot od 0 až 7 °C. Při teplotách pod nulou by docházelo k jejímu zamrzání, tedy přechodu do pevné fáze, nad 7 °C naopak k jejímu varu a změně skupenství v plynné.

Oblastí, kde by čistá kapalná voda mohla případně existovat, tedy není mnoho, navíc atmosféra Marsu je velice suchá. Pokud bychom předpokládali výskyt veškeré detekované vody v atmosféře Marsu ve vrstvě do 1 km nad povrchem, pak by se vyskytovala v koncentraci pouhých 600 ppm. Kapalná voda by se proto na povrchu rychle vypařila. Mohla by sice dosáhnout o trochu větší stability ve formě solného roztoku, protože pak by se mohla vyskytovat i za teplot pod bodem mrazu, ale i tak by doba jejího výskytu na povrchu byla v podstatě jepičí.

Kyblíku vař!

Za současných podmínek je proto kapalná voda na povrchu Marsu nestabilní a po krátkém čase zmizí. Ale protože na povrchu být může, musíme počítat s tím, že – byť třeba krátkodobě – ovlivňuje to, co se na povrchu děje. Mezi vědci se tak již roky debatuje, zda zvláštní tmavé proužky, tzv. recurring slope lineae, které se sezóně objevují na strmých svazích marsovských kopců, vznikají působením kapalné vody, svahových procesů v podobě drobných sesuvů či sublimace suchého ledu. A podobné diskuse se vedou i nad řadou dalších útvarů, které na povrchu Marsu pozorujeme.

Externí obrázek

Série několika snímků pořízených kamerou HiRISE na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter ukazuje oblast Marsu v době, kdy zde panují vysoké teploty a vhodné podmínky pro případný výskyt kapalné vody. Na snímcích je vidět vznik a prodlužování tmavých proužků, tzv. recurring slope lineae, vznikajících na úbočí stěny impaktního kráteru Newton. Snímek zachycuje oblast s rozměry zhruba 700x700 metrů.

Konce debat jsme se nemohli dobrat z mnoha důvodů, jeden z nich je velmi prozaický. Donedávna jsme nevěděli, jak se vlastně voda při pohybu po povrchu Marsu chová. Poteče stejně, jako jsme ze Země zvyklí, nebo ne? A pokud ano, v čem by se chovala rozdílně?

Naši neznalost napravila práce mezinárodního vědeckého týmu pod vedením Francouzky Marion Massé, která využila speciálně upravenou vakuovou komoru v laboratoři britské Open University k zdánlivě banálnímu pozorování vody za nízkého tlaku. 

Autoři do vakuové komory umístili box vyplněný pískem, na který položil kostku čistého vodního ledu (kostka ledu měla váhu 70 gramů a box s pískem byl nakloněn pod úhlem 30°). Pokus probíhal za atmosférického tlaku 6,5 milibaru a teploty 20  °C, takže led se během něj pomalu rozpouštěl a vznikající voda se vsakovala do písku. Pokus se pak ještě jednou opakoval za pozemského tlaku jednoho baru.

Z počátku se zdálo, že výsledky budou v obou případech stejné. Kostka ledu začala tát a voda se vsakovala do písku. Písek pod kostkou postupně tmavl, jak se voda šířila po svahu dolů. Většina vody se pohybovala pod povrchem, jen příležitostně bylo vidět malé množství kapalné vody přímo na povrchu. Nicméně brzy se začaly objevovat velké rozdíly. 

Za pozemského tlaku byla tmavá oblast saturovaná vodou více než dvakrát delší než v případě „marsovského“ tlaku a voda se v pozemských podmínkách také pohybovala pískem rychleji než v prostředí sníženého tlaku (rychlostí 100 cm.h-1 oproti 33 cm.h−1).

V „marsovském“ tlaku se pohyb vody v půdě také zastavil, jakmile kostka roztála (v případě normálního tlaku se po roztátí kostky ledu voda i nadále šířila sedimentem). To samozřejmě přímo souvisí s nestabilitou vody za velmi nízkého tlaku. Jakmile led roztál, vzniklá voda se okamžitě dostala do varu a vypařovala se a tím klesalo její množství v písku. Jakmile tedy došlo k přerušení přísunu dalšího množství vody, přestala se šířit. Plyne z toho, že na Marsu proto stejné množství kapalné vody případně dokáže ovlivnit menší oblast, než by dokázalo na povrchu Země.

To nejdramatičtější se ovšem odehrálo na povrchu tajícího ledu a poté i písku. Jak se voda okamžitě dostala do varu, vypařovala se a na povrchu tající kostky ledu i v mokrém písku vznikaly bubliny vyplněné vodní párou, které v malých explozích vzápětí praskaly. Ke vzniku bublin docházelo všude, kde byl písek saturován vodou, nejvíce ovšem na pomezí mokrého a suchého písku To proto, že v tomto místě byl největší rozdíl teplot. Exploze dokázaly vymrštit zrnka do okolí (byť ne moc rychle - cca 0,35 m.s.-1).

Tohle je důležitý výsledek, který ukazuje, že vsakování vody na Zemi a na Marsu prostě nejsou totéž. Na Zemi sediment zvlhne, ale zrna se příliš nepohybují. Za nízkého tlaku je situace naprosto odlišná. Bubliny s vodní parou vyvrhují zrna do okolí, ta se pak mohou kutálet ze svahu. Vsakování kapalné vody je proto schopno na povrchu Marsu způsobit významný transport materiálu a ovlivnit jeho uložení, respektive přímo pozměnit tvar povrchu vytvořením série hřebenů a prohlubní. A tím případně vytvořit na povrchu viditelnou stopu po vodě protékající uvnitř sedimentu.

Výsledek navíc může pomoci vysvětlit, proč přístroje na sondách kroužících nad Marsem zatím na povrchu neodhalily stopy kapalné vody, a proč tedy nemáme jednoznačný důkaz její přítomnosti. Ukázalo se, že kapalná voda se za nižšího atmosférického tlaku zpravidla šíří uvnitř sedimentu a na povrchu na rozdíl od Země nevzniká vodní mikrofilm. Když není voda na povrchu, není divu, že ji spektroskopy na palubách sond nad Marsem (konkrétně zařízení CRISM a OMEGA na sondách MRO a Mars Express) nedokážou odhalit. Nejsou totiž stavěné na to, aby dokázaly odhalit vodu v sedimentu.

Levitující hroudy písku

Na Zemi existují tři způsoby, jak může tekutina (ať už tímto termínem myslíme vzduch nebo vodu) transportovat úlomky hornin: trakce, saltace nebo vznos. Trakce je slovo pro snadno představitelné válení materiálu po povrchu, při kterém se úlomek nedokáže od povrchu odlepit. Příkladem může být pohyb velkých kamenů v korytě řeky. Saltace je pohyb, při kterém částečky krátce „poskakují“ nad povrchem; dobrým příkladem je pohyb písečných dun. V případě vznosu pak dochází k odnášení malých částic daleko z jejich původního místa; příkladem může být prachová bouře.

Snímek pořízený kamerou HiRISE schopnou fotografovat povrch Marsu s rozlišením...

Snímek pořízený kamerou HiRISE schopnou fotografovat povrch Marsu s rozlišením až 25 cm na zobrazovací bod ukazuje stěnu impaktního kráteru v oblasti Ariadnes Colles s řadou malých stružek, tzv. gullies. V oblasti jejich ústí se nachází vějíře tvořené transportovanými sedimenty. Šířka snímku přibližně jeden kilometr.

Předpokládali jsme, že tyto tři mechanizmy budou hlavním způsobem transportu částic i na povrchu Marsu. Nicméně jak dokládá studie mezinárodního týmu vědců pod vedením Jana Raacka, značně jsme se spletli. Na jiných tělesech se můžeme dočkat například levitujících úlomky hornin.

Jan Raack s kolegy se s využitím upravené vakuové komory snažili lépe prozkoumat mechanizmus transportu horninových částic tekoucí vodou. Z toho důvodu umístili do komory zařízení umožňující vylévání vody z výšky 1,5 cm s konstantní rychlostí 11 mililitrů za sekund (ml.s−1) na box vyplněný vrstvou písku. Chtěli tak napodobit průnik většího množství kapalné vody na povrch z podzemí. Právě prosakování vody na povrchu se považuje za jeden možný mechanismus vzniku zvláštních stružek, tzv. gullies, na úbočích kopců i impaktních kráterů v určitých oblastech Marsu.

Atmosférický tlak v komoře byl devět milibarů a box s pískem byl nakloněn pod úhlem 25°. Oproti předchozímu experimentu vědci navíc nechali vodu vytékat na písek nejenom o pokojové teplotě (zhruba 24 °C), ale i na písek podchlazený na teplotu ~5 °C.

Podobně jako v minulé studii, i v této se prováděly pro srovnání také experimenty za obvyklého pozemského tlaku, při kterých nedocházelo k ničemu nečekanému. Voda se při vysoké rychlosti vylévání nestačila vsakovat do písku, a proto začala proudit i po povrchu. Začala vytvářet koryto a odnášet (a to trakcí a saltací) zrnka písku ze svahu dolů. Ve výsledku vzniklo malé koryto podobné stružkám, které můžeme vidět na svazích čerstvě osetých polí po intenzivnějším dešti.

Překvapení nastalo až u pokusů probíhajících za sníženého tlaku. I v tomto případě se voda dopadající na písek, podobně jako v pokusech prováděných Marion Messé, začala vsakovat a současně okamžitě vřít. Při kontaktu s podchlazeným pískem byly tyto projevy relativně mírné, při kontaktu s pískem o vyšší pokojové teplotě výrazně intenzivnější.

Vření trvalo, dokud se písek nenasytil vodou, v tomto případě tedy zhruba půl minuty, a projevovalo se jako řada malých explozí vyhazujících zrnka písku do okolí. Během prvních několika sekund se také v místech kontaktu vody oddělovaly 0,4 až 40 mm veliké hroudy, které se na poměry podobných jevů vysokou rychlostí necelých půl metru za sekundu pohybovaly po svahu dolů – a to bez toho, aby po sobě na podloží zanechávaly souvislou stopu. Z toho logicky plyne, že tyto částečky nebyly ve stálém kontaktu s podložím. Za nízkého tlaku se tak podařilo pozorovat nový způsob přesunu materiálu, který nikdy předtím v přírodě pozorován nebyl: levitaci.

Proč k levitaci v tomto případě dochází? Příčinou je znovu samozřejmě nestability vody za těchto podmínek. Vznášející se hroudy písku totiž byly nasáklé vodou, která v nízkém tlaku vřela. Varem vznikal plyn, který z hroudy písku unikal do okolí. Síla unikajícího plynu byla po určitý čas větší než gravitační síla působící opačným směrem a tlačící hroudu písku k podloží. Vlivem toho došlo k nadzvednutí hroudy a tedy levitaci.

S trochou nadsázky by se dalo říci, že levitace hrud písku funguje na podobném principu jako tryskový motor produkující proud spalin, jež je následně vysílán úzkou tryskou pryč. Jelikož experiment probíhal na nakloněném svahu, hrouda se následně rozjela po svahu dolů (podobně, jako se rozjede na Zemi po svahu kostka suchého ledu). Vědci byli v podstatě svědky obdoby Leidenfrostova jevu, ke kterému dochází při styku kapaliny s podložkou o teplotě značně převyšující teplotu kapaliny způsobující její vypařování. Tedy například, když dáte kapku vody na rozpálenou plotnu.

Bohužel experimentální aparatura měla jen 90 cm na délku, takže vědci nemohli plně prozkoumat trvání tohoto jevu – během krátké chvíle se totiž rychle se pohybující hroudy dotkly okraje boxu, čímž se zastavily. Nicméně na základě teoretických výpočtů se vědci domnívají, že by hroudy mohly vydržet cestovat vlivem levitace nad povrchem od 2 do 50 sekund a to v závislosti na velikosti hroudy (počítáno pro hroudy o poloměru 1 cm a 0,1 cm). Tedy by mohly urazit vzdálenost v řádu metrů.

Když vezmeme v úvahu rozdílné gravitační zrychlení Marsu, zdá se, že na rudé planetě by mohly levitovat částečky 48krát dále než v případě Země. Nižší gravitační zrychlení také umožňuje levitaci mnohem větším a tedy těžším částicím, protože stejné množství unikajícího plynu může nadzvednout větší hroudu. Na Marsu by se mohly teoreticky vznést až sedmkrát těžší částice než na Zemi.

Jak ukazují oba experimenty, na Marsu probíhají pochody, které nikdo nepředvídal a se kterými žádný model nepočítal. Voda se na této planetě chová odlišně než na Zemi a v důsledku má tak například větší sílu: na vytváření povrchových útvarů jí nejspíše bude stačit menší množství, než na jaké jsme ze Země zvyklí. K vysvětlení pozorovaných „gullies“ a dalších podobných jevů je zřejmě zapotřebí méně vody, než jsme čekali.

K levitaci také samozřejmě nemusí docházet jen na Marsu. Až příliš často jsme ve výzkumu procesů odehrávajících se na jiných světech vázáni naší pozemskou zkušeností a z toho pramenící omezeností představivosti. Je to svým způsobem pochopitelné. Dokud nebudeme mít možnost zkoumat procesy přímo na místě, je planetologie vědní obor založený na porovnávání ostatních těles se Zemí. Snadno přitom můžeme zapomenout, že geologické procesy, které tak dobře známe z naší planety, mohou na jiných tělesech nabývat nepředstavitelných podob. 

Článek vyšel v Aldebaran Bulletinu a byl redakčně upraven. Původní text najdete zde.

Autor:



Nejčtenější

Největší vzducholoď Zeppelin je v Praze. Podívejte se na přistání

Netradiční pohled se naskytl Pražanům i lidem, kteří bydlí mezi hlavním městem...

Netradiční pohled se dnes naskytl Pražanům i lidem v Česku, jimiž nad hlavami proletěla největší komerční vzducholoď...

Sledujte údery blesků nad Českou republikou v přímém přenosu

Červené tečky se žlutým středem jsou místa, kde udeřil blesk. Zelené čáry vedou...

Na Česko se valí prudké bouřky. Díky dobrovolníkům z celého světa můžete údery blesků sledovat na mapě online. Díky...



Libeňský most nejde zachránit. Stavěli ho starou technologií, práci odbyli

Libeňský most

Nejde opravit tak, aby vydržel sto let, shodují se odborníci na mostní konstrukce a beton. Libeňský most je postaven...

Někdo zřejmě tajně vyrábí látky ničící ozónovou vrstvu. Ale kdo a kde?

Ozonová díra, jako je nad Antarktidou na snímku, nad Arktidou není. Zatím.

Množství látek poškozujících ozónovou vrstvu v posledních letech klesá překvapivě pomalu, ohlásili vědci. Někde zřejmě...

Budete si moci dát na web fotky z koncertu i příští týden? GDPR přichází

Vyšší ochrana dat klientů neboli GDPR

Už v pátek 25. května začne platit Obecné nařízení o ochraně osobních údajů, tzv. GDPR. Ačkoliv se kolem něj rozvinula...

Další z rubriky

Nový lovec planet. Do vesmíru odstartoval teleskop TESS

Příprava teleskopu TESS před startem

Ve čtvrtek v noci našeho času se na oběžnou dráhu Země vydal teleskop TESS. Bude hledat planety u hvězd vzdálených...

Čas na přepsání učebnic. DNA se neformuje jen do dvoušroubovice

Nově objevená struktura i-motif

Vědci už desetiletí předpovídají, že DNA se neformuje jen do spirální dvoušroubovice. Tým výzkumníků nyní dokázal...

Poslední článek geniálního fyzika: Hawking zkusil vyřešit paradox multivesmíru

Poslední Hawkingův článek vyšel v časopise Journal of High Energy Physics

Vědecká studie, kterou odeslal Hawking deset dní před svou smrtí, nyní vyšla ve specializovaném vědeckém časopise. Ve...

Najdete na iDNES.cz