V prvním díle našeho seriálu o výskytu vody ve sluneční soustavě jsme se seznámili s mimozemskými oceány skrývajícími se pod ledovými krustami měsíců Jupitera. Kosmické sondy se ale vydaly i ke vzdálenějším planetám. Další na řadě byla planeta Saturn se svou početnou rodinou měsíců - od obrovského Titanu, skrývajícího pod hustou mlhavou atmosférou příslib exotických moří, až po malý, ale překvapivě geologicky čilý Enceladus vyvrhující do okolního prostoru směs krystalků vodního ledu a jednoduchých organických látek.
Titan, svět exotických jezer i pouští
Existence světů s rozsáhlými oceány či moři není jen doménou měsíců Jupitera. Od počátku 80. let 20. století, kdy sondy Voyager navštívily planetu Saturn, dalšího plynného obra s rodinou měsíců, máme k dispozici doklady, že se oceány nachází i v jeho blízkosti. Jen v trochu jiné podobě, než jsme zvyklí. Jak totiž ukázal největší měsíc Saturnu, Titan, oceán nemusí tvořit jen kapalná voda, ale i exotická směs kapalných uhlovodíků.
Již od počátku 20. století jsme tušili, že v soustavě Saturnu objeví sondy Voyager něco převratného. V roce 1903 se totiž španělskému astronomovi Josepu Comasu i Solovi povedlo objevit přítomnost atmosféry Titanu pozorováním jeho okrajového ztemnění (Obrázek 2.1). Existence atmosféry byla potvrzena v roce 1944 a současně došlo i k odhadnutí jejího tlaku na několik stovek milibarů.
Saturnův měsíc Titan je jediný měsíc ve sluneční soustavě obklopený hustou atmosférou, která nám tak znemožňuje spatřit jeho povrch ve viditelném světle. Z vesmíru se tak měsíc jeví jako matné naoranžovělé těleso. Snímek v pravých barvách.
Dnes díky sondám Voyager 1 a 2 víme, že tehdejší odhad byl značně podhodnocený - atmosférický tlak na povrchu měsíce dosahuje 1,45 atmosféry. Atmosféru tvoří z 95 procent plynný dusík a z 4,9 procent metan. A je to právě metan, který je pro podmínky na povrchu měsíce důležitý. Jde totiž o významný skleníkový plyn, který má mnohem vyšší potenciál ohřívat atmosféru než například oxid uhličitý. Titan je díky němu mnohem teplejší, než by tomu tak daleko od Slunce mělo být. To nás přivedlo k úvahám, zda na povrchu Titanu nepanují vhodné podmínky pro existenci kapalných uhlovodíků.
V roce 1995 pozoroval měsíc Titan Hubbleův vesmírný dalekohled ve spolupráci s pozemskými observatořemi, díky čemuž se podařilo potvrdit, že se na povrchu Titanu kapalné uhlovodíky skutečně nacházejí; a to buď ve formě malých ohraničených jezer, nebo v podobě globálního oceánu. Definitivně jejich přítomnost potvrdila planetární sonda Cassini, která zkoumala od roku 2004 okolí Saturnu po 13 let.
Původně jsme si mysleli, že se nám oblasti kapalných uhlovodíků podaří objevit díky vysoké odrazivosti slunečního záření od jejich povrchu. Mohly by odrážet část slunečního záření podobně jako vodní plochy na Zemi. Nicméně první data ze sondy Cassini nic podobného neukázala ani na fotografiích, ani na radarových snímcích. V roce 2005 ovšem ukázaly radarové snímky jižní polokoule říční koryta a pobřeží vyschlého jezera, a infračervené snímky odhalily poblíž jižního pólu slibnou tmavou skvrnu, která dostala jméno Ontario podle severoamerického jezera, jemuž se podobá tvarem i velikostí.
Průlom přinesl ovšem až průlet sondy nad severní polokoulí Titanu v červenci 2006, tedy v době, kdy zde panovala zima. Radarové snímkování totiž odhalilo řadu velkých a hladkých oblastí, které vyplňovaly rozsáhlé prolákliny. Naše hledání kapalných uhlovodíků bylo u konce. Poprvé v historii jsme měli možnost spatřit moře a jezera tvořená kapalinou na povrchu jiného tělesa než na Zemi.
Během následujícího průzkumu jsme se dozvěděli více o jejich vzhledu a rozšíření. Zjistili jsme, že kapalné uhlovodíky pokrývají jen několik procent povrchu. Titan je mnohem sušší než Země, kde voda pokrývá téměř tři čtvrtiny povrchu. Většina objevených uhlovodíkových jezer se nachází v oblasti pólů. Tam totiž dopadá menší množství slunečního záření, takže výpar v těchto oblastech není tak rychlý. Další průlet sondy z června 2007 odhalil, že se v jezeře Ontario nachází kapalný ethan. V prosinci 2008 pak sonda prolétla přímo nad tímto jezerem a zachytila téměř ideální odraz vyslaného radarového pulzu, což naznačilo, že je povrch jezera téměř dokonale hladký s výškovou odchylkou maximálně 3 milimetry. To potvrdilo, že jezero je vyplněno kapalinou, nikoliv hladkým ledem či jinou pevnou látkou, jak se do té doby spekulovalo.
Další přelet odhalil, že některá jezera jsou přes 200 metrů hluboká, nicméně možná i více. Hlouběji totiž vlny z palubního radaru sondy Cassini neproniknou. Později jsme našli i síť koryt, zdánlivou obdobu pozemské říční sítě, směřující k jezerům a nejspíše jezera zásobující kapalnými uhlovodíky z okolní krajiny. Podobně jako na Zemi, i na Titanu existují koryta, kterými proudí kapalina z vyšších oblastí do nižších, během čehož dochází k erozi podložních hornin tvořených směsí různých ledů. Krajina Titanu tak v lecčem připomíná dobře známou scenérii Země.
Pořádný skleník
Kapalné uhlovodíky mohou na povrchu Titanu existovat jen díky souhře husté atmosféry a dostatečně silného skleníkového efektu způsobovaného přítomností atmosférického metanu ohřívajícího povrch. Dlouho ale zůstávalo záhadou, jak vůbec ke vzniku atmosféry došlo a co ji udržuje. Plynný metan totiž není dlouhodobě stabilní. V relativně krátkém čase 50 milionů let (z pohledu geologického času), by se měl vlivem interakce se slunečním a kosmickým zářením metan přeměnit na složitější organické molekuly - tholiny - a z atmosféry vymizet. Jeho přítomnost naznačuje, že na Titanu musí existovat proces, který do atmosféry neustále metan doplňuje.
V roce 2005 úspěšně přistál na povrchu Titanu evropský modul Huygens, který během sestupu pořídil řadu fotografií odhalujících krajinu připomínající síť vyschlých řečišť.
Dnes víme, že zdroj nepochází z okolí, například z komet, ale že musí být spojen s vnitřními pochody měsíce. Metan zřejmě pochází z hlubších partií a na povrch je transportován díky kryovulkanismu. Titan má ke všemu ještě obrovské štěstí. Atmosféru chrání před slunečním větrem a kosmickou radiací rozsáhlá magnetosféra Saturnu, ve které se Titan nachází po 95 procent času.
Titan si pro nás ale připravil ještě jedno velké překvapení. Sonda Cassini zjistila, že se celý povrch měsíce pravidelně vyklenuje a následně propadá, během jednoho oběhu měsíce kolem Saturnu přibližně o 10 metrů. To napovídá, že vnitřní partie Titanu, které jsou tvořené přibližně ze 60 % horninami a ze 40 % vodou, jsou poměrně dobře deformovatelné. Geofyzikální modely snažící se toto chování vysvětlit naznačují, že se pod kůrou měsíce, tvořenou směsí ledu a hornin, nachází globální vrstva kapaliny, umožňující povrchu se takto výrazně vyklenovat. Modely ukazují, že kdyby byl vnitřek měsíce tvořen pevnými vrstvami, povrch by se mohl vyklenovat maximálně o jeden metr.
Předpokládáme proto, že se pod 100 kilometrů mocnou krustou nachází globální oceán tvořený směsí čpavku a kapalné vody s poměrně vysokou salinitou. Nicméně v současnosti se jeví pravděpodobné, že stejně jako v případě některých ledových měsíců Jupitera i oceán na Titanu je od kamenitého jádra oddělen vrstvou vysokotlakého ledu zabraňující významnější látkové výměně.
Gejzíry Enceladu
Dalším světem v soustavě Saturnu, který vzbudil po průletu sond Voyager vědecký zájem, byl měsíc Enceladus. Zaslané fotografie totiž ukázaly, že tento v průměru 500 kilometrů velký měsíc (pro představu: podobně velká je vzdálenost nejzápadnějšího a nejvýchodnějšího cípu ČR) představuje slibné těleso pro pátrání po oceánu kapalné vody.
Sonda Voyager 1 totiž potvrdila, že povrch měsíce je tvořen materiálem schopným odrážet až 100 procent dopadajícího světla, nejspíše vodním ledem. Povrch navíc nevykazoval vysoké množství impaktních kráterů, což naznačovalo relativní mládí. Fotografie navíc odhalily, že se Enceladus nachází v sice nejužším, ale zato na částice nejbohatší části Saturnova prstence E (Obrázek 2.4). Numerické modely ukázaly, že prstenec není stabilní, a během tisíce až deseti tisíce let by měl samovolně zaniknout. Bylo tak nasnadě, že mezi prstencem a měsícem je nějaká souvislost - a od toho byl jen krůček k domněnce, že materiál prstence by mohl pocházet z povrchu či nitra Enceladu.
Na fotografii je zachycen Saturnův prstenec E společně s Enceladem. Měsíc je vidět jako malá tmavá tečka, pod níž leží jasná skvrna - oblak materiálu nad gejzíry, který se rozptyluje do podoby prstence podél dráhy Enceladu Prstenec je tvořen krystalky vodního ledu vyvrženými z nitra měsíce.
Tuto domněnku se povedlo potvrdit začátkem 21. století, kdy byla do soustavy Saturnu navedena sonda Cassini. S ohledem na předchozí objevy se Enceladus stal jedním z hlavních vědeckých cílů mise, čemuž byla přizpůsobena i dráha sondy pro uskutečnění několika blízkých průletů kolem Enceladu.
Sondě se podařilo během prvních dvou průletů vyfotografovat oblasti v okolí jižního pólu, na kterých se daly rozpoznat výtrysky materiálu vystupující nad povrch měsíce rychlostí až 2 100 km/hod. Což je dostatečně rychle na to, aby některé částice unikly do okolního prostoru z gravitačního působení měsíce. Bylo zřejmé, že materiál prstenec E skutečně pochází z Enceladu. Spektroskopická měření navíc odhalila, že vyvrhovaný materiál je z velké části tvořen párou unášející zrníčka vodního ledu s obsahem chloridu sodného (vyjma těchto látek se povedlo detekovat i jednoduché organické sloučeniny, konkrétně metan, propan, acetylen a formaldehyd).
Až s třetím průletem sondy jsme se ale dozvěděli, odkud materiál pochází; z oblasti jižního pólu rozrušené čtveřicí dlouhých propadlin, neoficiálně označovaných jako “tygří pruhy”, ohraničených ze stran ledovými svahy. Tepelné snímkování odhalilo, že této oblasti odpovídá i významná teplotní anomálie dokazující výstup teplejšího materiálu z nitra měsíce k povrchu. A jsou to právě tyto praskliny, na jejichž dně jsme spatřili desítky gejzírů vyvrhující směs krystalků vodního ledu a různých látek do okolního prostoru.
Měli jsme tak k dispozici přímá pozorování aktivního kryovulkanismu a doklady, že se skrze ledovou krustu dostává k povrchu měsíce kapalná voda, jež se následně po vyvržení přemění na drobné krystalky ledu vytvářející nad povrchem výše zmiňovaná mračna. A co víc, sondě Cassini se podařilo ve vyvržených mračnech nalézt mikroskopická zrna bohatá na křemík, jejichž analýza ukázala, že tyto částice musely vzniknout v prostředí teplé vody. To by naznačovalo, že v nitru Enceladu dochází k hydrotermální aktivitě a tedy výrazné látkové výměně mezi kamenitým jádrem a okolním oceánem.
Samotná existence gejzírů ale nutně nebyla důkazem přítomnosti podpovrchového oceánu. Stále existovala možnost, že by gejzíry mohly vzniknout vlivem zvláštní podoby skleníkového efektu. Pokud záření dopadá za vhodných okolností na dostatečně průhledný led, ten se začne zevnitř zahřívat, postupně tát a přeměňovat se na páru. Tlak nakonec může narůst natolik, až dojde k explozi a vyvržení kousky ledu do okolí. Tento proces byl pozorován u Neptunova měsíce Tritonu, takže panovaly pochybnosti, jestli se na podobný jev nedíváme i v případě Enceladu.
Co prozradila gravitace
K vyvrácení domněnky bylo zapotřebí, aby sonda Cassini proletěla přímo jedním z vyvržených mračen. Během průletu jsme dostali možnost detailně prozkoumat složení mračna a zjistit, že obsahuje velké množství sodíku. To naznačilo, že vyvržený materiál pochází z rezervoáru tvořeného slanou vodou, nikoliv z rozehřátého vodního ledu. Přítomnost sodíku navíc znamenala, že těleso kapalné vody musí být v kontaktu s kamenitým jádrem měsíce, ze kterého se sodík do vody dostal.
Možná vás napadla otázka, proč sonda Cassini nemohla k potvrzení existence oceánů na Enceladu (a Titanu) použít indukované magnetické pole, jako předtím Galileo u měsíců Jupiteru (viz první díl)? Příčina tkví v tom, že magnetosféra Saturnu je slabší, méně dynamická a není skloněná vůči ose rotace planety, takže nedokáže vytvořit snadno detekovatelné indukované pole u měsíců, které se v ní nacházejí.
Nezvratný důkaz o existenci podpovrchového rezervoáru vody nabídl průzkum Enceladu s využitím gravimetrických dat. Těleso tvořené kapalnou vodou má totiž jinou hustotu než těleso tvořené vodním ledem. Rozdílná hustota se projevuje drobnými změnami gravitačního pole měsíce, které byla sonda schopna detailně změřit. A právě drobné variace v gravitačním poli měsíce doprovázené výzkumem výkyvů dráhy Enceladu odhalily, že se 30 až 40 kilometrů pod povrchem nachází minimálně 30 kilometrů mocná vrstva slané vody.
Dramatický pohled na výtrysky vystupující nad povrch Enceladu, jak je viděla sonda Cassini během svého průletu v roce 2009. Výtrysky tvořené vodním ledem a solí jsou vyvrhovány gejzíry z oblasti jižního pólu.
Přítomnost gejzírů navíc dokládá, že podpovrchový oceán je s povrchem propojen sítí prasklin umožňující výstupu vody na povrch. Enceladus tak nabízí ideální místo, kde můžeme relativně snadno prozkoumat jeden z podpovrchových oceánů a podmínky, jaké v něm panují. Dnes již víme, že teplota i chemické složení tohoto oceánu jsou velmi příznivé pro živé organismy pozemského střihu. Sonda Cassini bohužel nemohla po životě přímo pátrat - při její stavbě totiž nikdo neočekával, že by mohla proletět gejzíry potenciálně obsahujícími organismy z nepozemského oceánu. Ta nejzásadnější otázka proto zůstává otevřená pro její nástupce.
Tím ale překvapení v okolí Saturnu nekončí. V poslední době se totiž ukazuje, že by Enceladus nemusel být jediným z vnitřních měsíců Saturnu, který podpovrchový oceán hostí. Výsledky některých numerických modelů naznačují, že i o trochu větší měsíc Dione by mohl pod zhruba sto kilometrů silnou vrstvou ledu mít oceán kapalné vody. Do budoucna se tak může stát, že se v soustavě Saturnu dočkáme ještě dalších zajímavých objevů.
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. |
