Možná, že sledujeme některé z nejvíce šokujících objektů Sluneční soustavy ve vzácných okamžicích jejich slávy.
Maggie McKee
(Z www.nature.com přeložil M. T. – 02/2014. Článek vyšel na stránkách Nature 30. ledna 2013.)
NASA/JPL-CALTECH /SPACE SCIENCE INST.
Po celou dobu od chvíle, kdy Koperník vypudil Zemi z privilegovaného postavení ve středu sluneční soustavy, zastávali vědci názor, že není vůbec nic zvláštního na místě a čase, ve kterém se ve vesmíru nacházíme. Pozorovatelé předpokládají, že to, co vidí dnes, se děje už miliardy let – a bude to tak pokračovat i po další nezměrné věky.
Jenže pozorování ze vzdálených oblastí sluneční soustavy, prováděná v několika nedávných letech, na tuto představu útočí. Tamější nejaktivnější tělesa – Jupiterův měsíc Io a Saturnovy měsíce Enceladus a Titan – zřejmě pořádají podívanou s omezenou dobou trvání, které je lidstvo šťastným svědkem. Rovněž Saturnovy úžasné prstence se možná objevily relativně nedávno, a mohly by se časem změnit v cosi zcela omšelého. Z některých podobných závěrů jsou planetologové celí nesví, protože je statisticky nepravděpodobné, že by lidé zastihli nějaký objekt při neobvyklé aktivitě – natož hned několik.
Nová zjištění nahlodávají rovněž jádro jednoho ze základních principů geologie: uniformitarianizmus, který říká, že planety jsou formovány pozvolnými, stále probíhajícími procesy. „Geologové mají rádi, zůstávají-li věci stále takové, jakými vždycky byly“, říká Jeff Moore, planetolog v Amesově výzkumném středisku NASA v Moffett Field, Kalifornie. Neměnný svět je „filozoficky vyhovující, protože se nemusíte vyrovnávat s tím, že žijete ve zvláštní době“, říká.
Občas však nahromaděné důkazy přinutí badatele opustit sféru poklidných procesů. V následujících příspěvcích se časopis Nature zabývá některými zmrzlými světy, na kterých se zřejmě odehrává neobvyklá podívaná.
Saturnovy prstence
Vědci se dlouho domnívali, že Saturn získal svou úžasnou ozdobu v raném stadiu života, někdy před 4 miliardami let. Prstence by mohly být zářícími zbytky roztrhaného měsíce či komety, která se rozpadla přitažlivostí obří planety.
NASA/JPL/SPACE SCIENCE INST.
Obrázek: Saturnův prstenec B (vlevo) je tak jasný, že se někteří vědci zamýšlejí nad tím, zda není relativně mladý.
Někteří planetologové však říkají, že zářivost prstenců lze těžko smířit se stářím v řádu miliard let (1). Částice tvořící prstence jsou z 90% z vodního ledu a měly by časem tmavnout, jelikož jsou bombardovány uhlíkovým prachem z komet a planetek. „Podíváte-li se na prstence všech dalších planet – Jupitera, Uranu a Neptuna – , tyto prstence jsou všechny velmi tmavé“, říká Jeff Cuzzi, planetolog v Amesově centru. „Asi takhle by měl vypadat silně znečištěný materiál.“
Podle Cuzziho svědčí zářivost Saturnových prstenců o tom, že cosi – snad nějaké cizí ledové těleso z oblasti za Neptunem či nějaký velký měsíc samotného Saturnu – se možná rozpadl blízko planety a vytvořil její prstence za uplynulých pár set milionů let, tedy méně než 10% jejího dosavadního života. Zmíněná zářivost by tak byla jen přechodná, protože časem by se prstence „stávaly stále matnějšími“, říká Cuzzi.
Ale ani myšlenka mladých prstenců není bezproblémová. Velká tělesa takového typu, který by mohl vytvořit tyto pásy, létala nazdařbůh sluneční soustavou zhruba během jejích počátečních 700 milionů let, pak se však stala mnohem vzácnějšími. Existuje jen nepatrná pravděpodobnost, že by tak velký objekt profičel kolem Saturnu v uplynulé miliardě let, říká Cuzzi. Podobně by bylo obtížné vysvětlit, dodává Cuzzi, jak by se mohl měsíc, dostatečně velký na to, aby utvořil prstence, dostat k planetě tak blízko a v tomto časovém úseku.
Jinou možností je, že se prstence vytvořily před několika miliardami let, ale nějakým způsobem si zachovaly mladistvý lesk. /Nemohu nepřipomenout evolucionistické trápení s měkkými tkáněmi v „milióny let starých“ zkamenělinách, podobnost „čistě náhodná“… – Pozn. PK/ To by mohlo platit v případě, že jsou minimálně desetkrát hmotnější než se dříve myslelo, takže na ně prachový spad neměl dosud velký účinek. „Máte-li náprstek černé barvy a nalijete-li ji do zhruba čtyř litrů barvy bílé, pořádně vám ztmavne“, říká Cuzzi. „Ale nalijete-li ji do bazénu, moc se toho nestane“.
Takové vysvětlení se zamlouvá Robin Canupové, zástupkyni viceprezidenta planetologické komise na Southwest Research Institute v Boulderu, Colorado. „Nevím o žádném způsobu, jak by se mohly prstence vytvořit s nějakou rozumnou pravděpodobností v nedávné době“, říká.
Zatím nemáme důkazy o žádné chybějící hmotě. Mohla by se však skrývat v největším prstenci zvaném prstenec B, který odráží světlo do té míry, že vědci nemohou studovat jeho obsah tak, že by změřili, jak jím prochází světlo. Rozluštění téhle hádanky by mohla brzy poskytnout sonda Cassini, která obíhá kolem Saturnu od roku 2004. Roku 2017, na konci plánované životnosti sondy, ji operátoři vyšlou mezi planetu a její nejvnitřnější prstenec D. Ze srovnání pohybu sondy na různých oběžných vzdálenostech pak vyplyne hmotnost prstenců s nebývalou přesností, říká Cuzzi.
Canupová však varuje, že „zjistí-li sonda Cassini, že prstence mají nízkou hmotnost, bude to skutečná záhada“.
Enceladus
NASA/JPL/SPACE SCIENCE INST.
Obrázek: Zjizvený povrch měsíce Enceladus svědčí o tom, že zažil periody živé geologické aktivity.
Enceladus je pohádkový měsíc. Při svém oběhu okolo Saturnu zanechává za sebou zářící ledové spršky – prstenec E – díky vodním gejzírům, které tryskají z jeho jižního pólu. Vědci si však lámou hlavu nad tím, jak může takovouto aktivitu po tak dlouhou dobu vyvíjet. Zdá se totiž, že Enceladus vydává 16 gigawattů tepla: desetkrát tolik, než kolik by podle teorie měl být s to produkovat cestou rozpadu radioaktivních prvků ve svém nitru i díky zahřívání způsobenému slapovými silami vyvolanými silnou přitažlivostí Saturnu, které tento měsíc také deformují a ohýbají.
Vědci přišli s několika vysvětleními tohoto fantastického uvolňování tepla, všechna však vycházejí z předpokladu, že pozorujeme Enceladus ve zvláštním období jeho života. Jedna taková teorie, s kterou přišli planetologové Craig O´Neill z Macquarieho univerzity v Sydney, Austrálie a Francis Nimmo z Kalifornské univerzity v Santa Cruz, říká, že v uplynulých 100 milionech až 1 miliardě let se vlivem vnitřních napětí a tlaků způsobených slapovými silami nahromadilo takové množství tepla, že to způsobilo popraskání kůry měsíce; z prasklin pak začala do prostoru prudce tryskat vodní pára (2).
Takováto aktivita by trvala jen asi 10 milionů let, než by se kůra ochladila a gejzíry vyhasly. Pak by začal nový cyklus hromadění tepla. „Může to působit, jako že se poněkud podivně obhajuji – ale prostě jsme tady v pravou chvíli na to, abychom mohli gejzíry pozorovat“, odpovídá O´Neill na výhrady, se kterými se jeho model setkal na konferencích. Zdůrazňuje však, že zmíněné cykly by přesně odpovídaly těm u gejzírů v Yellowstonském národním parku ve Spojených státech, jenom v delším časovém měřítku.
NASA/JPL/SPACE SCIENCE INST.
Obrázek: Proudy vodní páry tryskají z Enceladova jižního pólu.
Epizodická tektonická aktivita by mohla vysvětlit také další nesoulad: proč to vypadá, že různé části měsíce vykazují různé stáří – některé oblasti jsou hustě poseté krátery a jiné jsou vyhlazené, jako by byly překryty novější kůrou. Podobnou slátaninu povrchů lze vidět i na několika málo dalších měsících včetně Jupiterova obra Ganymeda a Uranova měsíčku Miranda. Pokud i ony prodělaly určitá období aktivity, pak by Enceladus nebyl takovým outsiderem. V různých dobách by tak se značnou pravděpodobností vždy alespoň jeden z měsíců geologicky ožíval, říká O´Neill.
Záhadou však potom je, proč Saturnův měsíc Mimas, který obíhá blíže obří planetě než Enceladus, a proto je vystaven větším slapovým silám, nevykazuje známky tektonické aktivity. Nimmo říká, že Mimas možná má jiné vnitřní složení, které ho činí příliš pevným na to, aby se deformoval, ale přiznává, že tohle je prostě jen jedna z možností. „Mimas by měl produkovat víc tepla než Enceladus, což se neděje, a my opravdu nevíme, proč“, říká.
Cassini nám umožní nahlédnout hlouběji do situace, až pořídí v letech 2015 až 2017 snímky Enceladova jižního pólu a shromáždí měření, která by mohla zpřesnit naše odhady tepelného výkonu gejzírů.
Io
NASA/JPL/UNIV. ARIZONA
Obrázek: Sopky na Io produkují sirná oblaka až do výše 500 kilometrů.
Co se týče teploty, je Enceladus světluškou v porovnání s pecí Jupiterova měsíce Io. Jako vulkanicky nejaktivnější těleso ve sluneční soustavě disponuje Io stovkami sopečných atrakcí, z nichž některé chrlí oblaka síry a oxidu siřičitého až 500 kilometrů do prostoru – vzdálenosti větší, než kolik činí vzdálenost Mezinárodní kosmické stanice od Země. Avšak oněch 90 000 gigawattů tepla vydávaného Io je několikrát víc, než bychom očekávali podle nejjednodušších modelů působení slapových sil mezi tímto měsícem a Jupiterem. Tento nepoměr svědčí o tom, že „Io je v některých obdobích vulkanicky aktivnější než v jiných“, říká David Stevenson, planetolog v California Institute of Technology v Pasadeně.
Jedním z možných vysvětlení je, že se periodicky mění tvar oběžné dráhy Io. V současné době obíhá Io kolem Jupitera po poněkud protáhlé čili výstředné dráze vinou gravitačního vlivu dvou dalších měsíců, Europy a Ganymeda. Pokaždé, když Io obíhá Jupiter, zmíněné měsíce ho popostrčí, „přesně jako dítě na houpačce“, říká Stevenson, což brání Jupiteru v tom, aby svou přitažlivostí dostal Io na dokonale kruhovou dráhu. Výstředná dráha tak zintenzivňuje slapový tah, který deformuje povrch Io při každém oběhu zhruba o 10 metrů. Teplo způsobené třením z těchto všech sil se uvolňuje sopečnými výbuchy.
NASA/JPL/UNIV. ARIZONA
Obrázek: Rotace Io možná uzavírá měsíční sopky, jako tyto soptící krátery.
Tentýž proces však z oběžné dráhy odebírá energii, takže Io není schopen odskočit od Jupiteru při dalších otáčkách tak daleko. A nakonec, jak je energie odčerpávána do vnitřního tepla, by se oběžná dráha Io mohla zakulatit, což by vedlo k oslabení slapových sil a ochlazení měsíce. Pak, za několik milionů let, by mohly Europa a Ganymed postrčit Io na výstřednější dráhu – několikrát výstřednější než je dnes, říká Stevenson – , a celý proces by mohl začít znovu.
Valéry Lainey, planetolog na pařížské hvězdárně, souhlasí s tím, že oběžná dráha Io prochází patrně proměnlivými cykly. Určitou podporu pro tuto hypotézu nalézáme v pozorováních Io, která jsou stará více jak jedno století, ze kterých vyplývá, že jeho dráha se zřejmě zakulacuje (3). Je-li tomu tak, pak zuřící sopečná aktivita tohoto měsíce by mohla být na ústupu.
Takové proměny oběžné dráhy „by odpovídaly datům“, říká Stevenson. Ale třebaže se cyklické vzory v přírodě vyskytují běžně, připadá nám chování Io, stejně jako Encelada, tak překvapivě proměnlivé, „že je možné, že jim prostě nerozumíme“.
Titan
NASA/JPL
Obrázek: Uhlovodíkový opar v Titanově atmosféře je zřejmě dočasným jevem.
Když Cassini roku 2005 vyslal sondu Huygens skrz oparem zahalenou atmosféru Saturnova největšího měsíce, spatřili jsme krajinu plnou meandrujících říčních kanálů, která se velmi podobá pozemské, až na jeden zásadní rozdíl: tekutinou, která se prořezává většinou povrchu, je metan, který padá z uhlovodíkových mraků. Avšak atmosférický metan – a jeho vliv na krajinu – by měl mít krátký život. Sluneční záření metan rozkládá a způsobuje reakce, které ho mění na těžší uhlovodíky, což by mělo vyčerpat atmosférické zásoby Titanu za pár desítek milionů let. Buď vědci zastihli Titan ve vzácných chvílích, nedlouho poté, co se do atmosféry uvolnilo velké množství metanu, nebo – jak se mnozí domnívají – něco doplňuje to, co sluneční záření zničí.
Cassini objevil celou řadu objektů, které jsou snad ledovými sopkami, které pumpují metan z nitra měsíce. Tento proces by mohl být poháněn teplem z radioaktivního rozpadu prvků uvnitř měsíce a ze slapového natahování působeného Saturnem. Jednou ze zmíněných sopek je Titanova nejvyšší známá hora, Doom Mons, která leží vedle nejhlubší známé propasti měsíce v oblasti zvané Sotra Facula. Rosaly Lopesová, planetoložka v Laboratoři tryskového pohonu NASA v Pasadeně, předpokládá, že sedimenty v oné oblasti vytvořila ledová kaše bohatá na metan, kterou vychrlila Doom Mons, což vedlo k propadu blízkého terénu.
Moore zastává odlišné stanovisko a tvrdí, že údajnou sopečnou krajinu mohly vytvořit jiné procesy, jako jsou impakty a eroze způsobená metanovými řekami (4). Myslí si, že vědci pozorují Titan v unikátních a geologicky prchavých okamžicích. Podle jeho názoru byly metan a dusík – hlavní složka Titanovy atmosféry – zmrzlé na povrchu měsíce až do doby před pár desítkami či stovkami milionů let. Tehdy Slunce, které v průběhu 4.6 miliardy let svého života hřeje stále více, přeměnilo zmrzlý metan a dusík v páry, které za zhruba milion let vytvořily atmosféru bohatou na metan.
NASA/JPL-CALTECH/ASI/USGS/UNIV. ARIZONA
Obrázek: V Titanově oblasti Sotra Facula je 1.5 kilometru vysoký vrchol hory Doom Mons (vpravo), vedle obří propasti (vlevo).
Metan pak v atmosféře zkondenzoval a „pekelně zkrápěl“ měsíc, přičemž modeloval krajinu, říká Moore. Sluneční záření pak postupně měnilo metan v těžší uhlovodíky a déšť ustával. Za dalších zhruba 40 milionů let, říká Moore, by mohl metan zcela zmizet; Titan by se opět mohl stát téměř neměnnou scenérií s modrou oblohou, tvořenou dusíkem, která se zvedá nad narudlým povrchem pokrytým uhlovodíky.
Ralph Lorenz z laboratoře aplikované fyziky Univerzity Johna Hopkinse v Laurelu, Maryland, tvrdí, že Moorův obraz je příliš zjednodušený. Některé skutečnosti svědčí o tom, říká, že by destrukce atmosférického metanu a následné vytvoření dun naplněných uhlovodíky, které pokrývají 20% Titanova povrchu, trvaly několik miliard let. Je-li tomu tak, pak cyklus tekutého metanu trval po většinu dějin měsíce.
Pokračující pozorování sondy Cassini odhalí, nakolik se Titanův povrch změní v řádu několika let – což umožní vědcům lépe odhadnout, jak dlouho ho metanový déšť modeluje.
„Myslím, že musíme získat mnohem podrobnější představu o vývoji Titanu“, říká Lorenz. „Titan je složitým oříškem“.
Časopis Nature 493, 592–596 (31 January 2013) doi: 10.1038/493592a
Odkazy
- Cuzzi, J. N. et al. Science 327, 1470–1475 (2010).
- O’Neill, C. & Nimmo, F. Nature Geosci. 3, 88–91 (2010).
- Lainey, V., Arlot, J.-E., Karatekin, Ö. & Van Hoolst, T. Nature 459, 957–959 (2009).
- Moore, J. M. & Pappalardo, R. T. Icarus 212, 790–806 (2011).