Sluneční soustava od zrodu po zánik

O sluneční soustavě jsme zvyklí uvažovat jako o dobře promazaném soukolí, které od svého vzniku setrvává v neměnném stavu. Ale opak je pravdou. V porovnání s lidským životem jde sice o změny velmi pomalé, naše soustava však má za sebou divokou minulost – a před sebou neméně divokou budoucnost. Vraťme se v čase o bezmála 4,6 miliardy let a podívejme se na příběh jejího vývoje.

Zrození

Zárodečná mlhovina kdesi ve spirálních ramenech Galaxie. Kdybyste se tu ocitli, ani byste si hned nevšimli, že jste uprostřed nádherného útvaru podobného třeba mlhovině v Orionu. Zdálky nám tyto objekty připadají jako hustá oblaka prachu a plynu. Ve skutečnosti je ale jejich materiál více než miliardkrát řidší než pozemská atmosféra, dokonce i o několik řádů řidší než třeba velmi řídká atmosféra Pluta.

Výjimky jsou jen lokální – a k jedné z nich se právě dostáváme. Zřejmě to byl výbuch nepříliš vzdálené supernovy, jehož rázová vlna způsobila smrštění a zhuštění plynu v části mlhoviny. Ten v dané oblasti překonal kritickou hmotnost a začal gravitačně kolabovat. V jeho nitru s nejvyšší hustotou se zažehla termonukleární reakce: čerstvě zrozená hvězda začala spalovat vodík na helium. Tlak záření nedovolil materiálu dál kolabovat, takže povrch hvězdy se ustálil.

Kolem protohvězdy vznikl takzvaný akreční disk ze zbylého prachu a plynu, který ještě neodnesl nový sluneční vítr. Z tohoto materiálu se postupně zformovala další tělesa naší soustavy: od zrníček po celé planety během pouhých desítek milionů let. Jak k tomu došlo? S rostoucí vzdáleností od Slunce (a tedy s klesající teplotou) různé látky postupně kondenzovaly do pevného skupenství: nejdřív kovy, pak sloučeniny křemíku nebo vápníku, až při teplotách hluboko pod nulou pak voda i jiné těkavé látky.

Oblasti, kde kondenzovala voda, říkají vědci sněžná čára. Nacházela se zřejmě třikrát až čtyřikrát dál od Slunce, než je dnes Země. Ještě dál vznikaly ledy z látek, které mají teplotu tání výrazně nižší než voda: třeba ze čpavku nebo methanu. V menších vzdálenostech od Slunce, včetně naší planety, bylo tehdy jen menší množství vody vázané v horninách.

Vznik planet

Zrna se zpomalují třením o plyn, který obíhá pomaleji, a postupně se přibližují ke Slunci. Také do sebe narážejí a spojují se. Postupně tvoří větší oblázky, balvany, planetesimály (o velikosti řádově 1 km) a planetární embrya (zhruba o velikosti Měsíce). Čím větší tělesa, tím víc se gravitačně přitahují a díky novým srážkám dál rostou. Nejprve je růst uspořádaný, ale posléze začnou rozměrnější planetesimály růst překotně a stávají se z nich planetární embrya řádově hmotnější než jejich „sourozenci“.

Hmotnost planetárních embryí už je tak velká, že se na rozdíl od malých objektů zformují vlastní gravitací do kulatého tvaru. Hustší materiál zároveň klesá ke středu tělesa, zatímco lehčí zůstává blíž povrchu: těleso se diferencuje. Například Země má kovové jádro, plášť z roztavených hornin s různými příměsemi a horninovou kůru.

Nejrychleji zřejmě rostla planetární embrya blízko Slunce v oblasti dnešních terestrických (kamenných) planet, kde byl disk nejhustší. Dál od Slunce však na sebe mohla nabalit i rozsáhlou plynnou obálku z těkavých prvků – tak vznikli plynní a ledoví obři, planety od Jupiteru po Neptun. Nikdo u toho sice nebyl, ale v naší galaxii pozorujeme řadu zárodečných mlhovin i hvězd s prachoplynovými disky v různých stadiích vývoje, které podporují naše teorie. Díky datování pomocí rozpadu radioaktivních prvků v nejstarších meteoritech a horninách také známe přibližné stáří naší soustavy: asi 4,56 miliardy let.

Lesk a bída impaktů

Srážky v mladé sluneční soustavě mohly být hodně dramatické. Merkur patrně při jednom dopadu tělesa (impaktu) ztratil většinu pláště, proto má relativně velké kovové jádro. Srážka Venuše s jiným objektem má možná na svědomí, že tato planeta rotuje opačným směrem než ostatní (alternativním vysvětlením je ovšem vliv slapových sil její husté atmosféry).

Do Země zřejmě nedlouho po jejím vzniku narazilo planetární embryo asi velikosti Marsu. Katastrofická událost roztavila velkou část Země a vyvrhla do vesmíru spoustu materiálu, ze kterého se postupně zformoval náš Měsíc. K obřímu impaktu došlo už v době, kdy byla Země alespoň zčásti diferencovaná – Měsíc má totiž podobné složení jako zemský plášť a neobsahuje tolik těžkých prvků.

Kdyby Slunce mělo o něco menší nebo větší hmotnost, rotovalo rychleji či pomaleji nebo se zformovalo v blízkosti jiné rodící se hvězdy, naše soustava by dnes vypadala úplně jinak. Při jiné hmotnosti a zářivosti naší hvězdy by hmota disku i rozložení materiálu v něm byly odlišné, například sněžná čára by ležela úplně jinak daleko.

Řekli jsme si, že sněžná čára se nacházela nejméně třikrát dál od Slunce, než kde obíhá Země. Jak se k nám tedy dostala všechna voda? Část mohla být vázaná v horninách, podobně jako část plynů, z nichž se vytvořila naše atmosféra. Většinu vody ovšem přinesly dopady menších těles. Podle poměru běžné a těžké vody (která obsahuje těžší izotop vodíku zvaný deuterium) to byly nejspíš asteroidy, nikoli komety, které mívají relativně víc těžké vody než Země.

O dopady skutečně nebyla nouze. Ne všechny planety vznikly tam, kde jsou dnes. Dráhy obřích planet se kvůli jejich vzájemnému gravitačnímu působení posouvaly, což mohlo pořádně zamíchat ostatními tělesy a způsobit „déšť“ asteroidů i komet směrem do vnitřní oblasti soustavy.

Zvlášť divoké bylo takzvané pozdní velké bombardování před 3,8 miliardy let, z něhož pochází obrovské množství impaktních kráterů. Od té doby se naše soustava zklidnila a dráhy planet se dlouhodobě ustálily. Ne však navždy. Především Merkur může být v příštích stamilionech let nestabilní. Existuje i malá pravděpodobnost, že se srazí s Venuší, nebo dokonce se Zemí.

Stáří a smrt

Slunce od časů svého „dětství“ postupně zjasňuje. Zhruba za dvě miliardy let už bude tak jasné, že nárůst teplot na Zemi tu učiní komplexní život obtížným, ne-li nemožným. Asi za pět miliard let se Slunce změní na rudého obra a při zvětšování objemu pohltí Merkur, Venuši a zřejmě také Zemi. Pokud Země tomuto osudu unikne, je stále možné, že se její dráha stane nestabilní a naše planeta – tou dobou už dávno neobyvatelná i pro extrémní organismy – se zřítí do Slunce. Možná se ale její dráha posune dál a Země toto období přečká, byť zbavená života.

Až Slunce vyčerpá své možnosti spalování lehčích prvků na těžší, vnější obálka obří hvězdy bude odhozena a vytvoří krásnou, i když jen krátce trvající planetární mlhovinu. Také to by Země teoreticky mohla přežít bez větší újmy – a pokud se jí to podaří, může nadále obíhat kolem bílého trpaslíka, jímž se Slunce stane. Pak už ji čeká jen velmi dlouhé postupné chladnutí… K tomu však dojde v budoucnosti natolik vzdálené, že si ji umíme těžko představit. Z pohledu lidské civilizace je sluneční soustava tak stálá, jak jen může být.

* * *

Proč se Venuše a Země tak liší?

Venuše se často označuje za sestru Země. Má velmi podobnou velikost, hmotnost i složení, ale jinak by se tyto dva světy nemohly víc lišit. Zatímco na Zemi si užíváme průměrnou teplotu kolem 15 °C, na povrchu Venuše panují vskutku pekelné podmínky. Teploty přes 400 °C a tlak více než devadesátkrát vyšší než u nás by nedovolily přežít ani těm nejextrémnějším pozemským mikrobům. Za takových teplot by se veškeré stavební prvky života dávno rozložily.

Ani k technice není Venuše přátelštější: přistávací moduly sovětských sond Veněra, které navštívily povrch „sestry Země“ v 70. letech, tam nedokázaly vydržet déle než zhruba hodinu. Ačkoli se dnes uvažuje o možnosti stavby sond odolnějších vůči tamním brutálním podmínkám, jednalo by se o velmi náročný a drahý podnik. Venuše nám zkrátka nedá nic zadarmo. Proč se ale od Země tak dramaticky liší?

Venuše se nachází blíže Slunci – přibližně ve třech čtvrtinách vzdálenosti Země (vzdálenost mezi naší planetou a Sluncem činí 149,6 milionu kilometrů a nazývá se astronomická jednotka). Merkur však obíhá ještě výrazně blíže, zhruba 0,4 astronomické jednotky od Slunce. Přesto má ze všech planet naší soustavy nejteplejší povrch Venuše. Může za to její hustá atmosféra. Merkur nemá prakticky žádnou atmosféru, takže získané teplo zase rychle vyzáří. To způsobuje obrovské teplotní rozdíly mezi dnem a nocí, která je na Merkuru skutečně mrazivá. Naopak na Venuši bychom střídání dne a noci na teploměru nepoznali, ačkoli tam den trvá neuvěřitelných 243 pozemských dní.

Hustá atmosféra Venuše se skládá především z oxidu uhličitého, který je velmi silným skleníkovým plynem. Funguje jako „poklička“, která pustí teplo ze slunečního záření dovnitř, ale už ne ven. Stopy vodní páry v atmosféře tento efekt ještě zesilují, protože voda je rovněž silný skleníkový plyn a pohlcuje právě ty vlnové délky záření, které by oxid uhličitý ještě pustil pryč. Vodní pára se nachází i v naší atmosféře a je jí tu mnohem víc než na Venuši. Jednak ale máme méně jiných skleníkových plynů, jednak tvoří voda na Zemi mraky, které díky své bílé barvě odrážejí velkou část záření a planetu tak ochlazují.

Další jev, který brání velkým teplotním rozdílům na povrchu Venuše, je takzvaná superrotace atmosféry. Přestože rotace kolem vlastní osy trvá Venuši 243 našich dní, atmosféra ji obkrouží jen asi za 4 dny, což teploty účinně vyrovnává.

Jak vůbec Venuše ke své skleníkové atmosféře přišla? Začala dost možná jako planeta velmi podobná Zemi, s vodními oceány na povrchu. Protože však dostávala díky své poloze více slunečního záření, voda se rychleji odpařovala a sytila atmosféru. A jak jsme si už řekli, voda je velmi silný skleníkový plyn.

Od určité chvíle mohl nastat pádivý skleníkový efekt, kdy voda nasytila atmosféru až do jejích svrchních vrstev, kde se působením ultrafialového záření rozkládala na vodík a kyslík. Vodík jako nejlehčí prvek snadno unikne z gravitačního pole planety srovnatelné velikostí s Venuší či Zemí. Venuše by se tak postupně zahřála na nejspíš ještě pekelnější teploty než dnes a tlak by tam dalece přesahoval stonásobek pozemského. Zároveň by ale přicházela o vodu, až by se stala dnešní suchou planetou. Kyslík by se z atmosféry ztratil v důsledku reakcí s horninami a Venuše by se ustálila na své dnešní skleníkové atmosféře z oxidu uhličitého, uvolněného odplyněním hornin.

Nejde však o jediný možný scénář. Není jasné, zda Venuše brzy přešla do fáze pádivého skleníku, nebo zda se dlouho nacházela ve stavu vlhkého skleníku, ve kterém by neztratila kapalnou vodu tak rychle. Kolik vody měla na začátku? A jak dlouho ji udržela kapalnou na svém povrchu? Odhady této doby se liší od pouhých 10 milionů let až po bezmála 2 miliardy let – téměř polovinu existence sluneční soustavy! Podle některých vědců naopak Venuše kapalné oceány nikdy neměla a skleníková atmosféra vznikla rovnou odplyněním povrchového magmatu mladé planety.

I když máme řadu představitelných hypotéz, s jistotou nevíme o minulosti Venuše skoro nic. Mohlo by nám pomoci, kdybychom znali koncentrace izotopů vzácných plynů v její atmosféře. Na jejich měření však nebyla vybavena žádná dosavadní sonda – ani donedávna fungující evropský Venus Express, ani japonská Akatsuki, která vstoupila na oběžnou dráhu Venuše 7. prosince 2015. Doufejme tedy, že kosmické agentury na Venuši nezanevřou a vyšlou k ní další mise, které poodhalí historii sestry Země a nepřímo nám umožní lépe porozumět minulosti i budoucnosti naší vlastní planety!

***

Nejextrémnější podmínky ve sluneční soustavě

Kde v naší soustavě panují ty úplně nejextrémnější podmínky? Tuto otázku není jednoduché zodpovědět. Nejvyšší povrchové teploty má Venuše, nejchladnější planetou je ledový obr Uran. Kdybychom počítali i jiná tělesa než planety, předstihly by Uran vzdálené trpasličí planety jako Pluto nebo menší tělesa jako komety Kuiperova pásu a Oortova mračna.

V nitru plynných planet zase najdeme opravdové extrémy co do teplot a tlaků. Mohli bychom se tam v různé vzdálenosti od jádra dočkat kovového vodíku, kapalných diamantů či superionizované vody s vlastnostmi úplně jinými než voda, jak ji známe. Do těchto míst se nikdy nepodíváme – ani naše sondy by nebyly schopné se tak hluboko dostat. Tamní podmínky ale umíme odvodit z těch vlastností planet, které můžeme změřit bez podobných výprav, a z chování materiálů v laboratorních podmínkách.

Jaké nejextrémnější místo bychom byli schopni osobně navštívit? Výstup na nejvyšší horu naší soustavy, vyhaslý marsovský vulkán Olympus Mons s výškou bezmála 26 kilometrů, není vůbec nepředstavitelný. Na Mars se snad ještě před polovinou tohoto století podívá první lidská posádka a v budoucnu by lidé podobný výstup mohli chtít podniknout.

K překonání strmého srázu na úpatí Olympus Mons byste sice potřebovali horolezecké vybavení, ale pak už by šlo o lehkou, i když dlouhou procházku. Vulkán se totiž rozkládá na ploše jen o málo menší než Francie, jeho svahy jsou velice mírné a možná byste si téměř nevšimli, že stoupáte. Nebýt to nejvyšší hora sluneční soustavy a výprava na cizí planetě, mohl by to být skoro až nudný výlet.

A co třeba oceány ledových měsíců skryté pod silnou krustou ledu? Dostat se skrz ni by určitě byla výzva, na kterou zatím nemáme dostatečné technické vybavení. Na Saturnově měsíci Enceladu byste se ale mohli potopit až na dno jen v potápěčském obleku, pokud byste tedy byli vybaveni pořádným zdrojem energie k zahřívání – teplo tam určitě nebude! Enceladus je tak maličký, že na povrchu je pouze setinová gravitace oproti Zemi. Ani desítky kilometrů hluboko v jeho oceánu by proto nepanoval tlak příliš nepřátelský člověku.

Na Europě už byste potřebovali k cestě na dno batyskaf řádově odolnější než ponorky používané k výpravám do největších hlubin pozemského oceánu. A kdybyste dokázali postavit ještě lepší batyskaf pro průzkum oceánů Jupiterova Ganymedu a Saturnova Titanu, uviděli byste na dně něco, co z pozemské přírody neznáme: vysokotlaký led.

Za nám představitelných podmínek sice platí, že kapaliny jsou nestlačitelné, ale při tlacích více než tisíckrát větších než atmosférický tlak na povrchu Země přechází voda do pevného skupenství a tvoří takzvaný vysokotlaký led. Ten má vyšší hustotu a neplaval by na kapalné vodě jako nám známý krystalický led typu I. Různých typů vodního ledu je ve skutečnosti celá řada!

Pokud se vám z představy takových tlaků už dělá špatně, můžeme zamířit jinam. Na povrchu Jupiterova měsíce Io panuje tlak tak nízký, že se z našeho pohledu blíží vakuu. Ale o extrémní místo jde z jiných důvodů: Io je vulkanicky nejaktivnější těleso ve sluneční soustavě. Tento měsíc je vystaven velmi silným slapovým silám – gravitačnímu působení Jupiteru a dalších jeho měsíců –, které jej „hnětou“ a zahřívají. Na jeho povrchu se nachází několik set aktivních vulkánů. Ty chrlí sopečné plyny (například oxid siřičitý) vysoko nad povrch tělesa jen nepatrně většího než náš Měsíc.

Io svými výtrysky plynů neustále zásobuje radiační pásy Jupitera – oblast magnetického pole, která zachytává ionizované plyny a bombarduje povrch Io a dalšího měsíce Europy smrtícími dávkami radiace. Není to místo, kam bychom se chtěli podívat osobně, ale patří mezi nejzajímavější tělesa naší soustavy. Ostatně, prozradím vám malé tajemství: ona tu ve skutečnosti nejsou žádná nezajímavá.