Tajemství vzdálených oceánů

Říká se, že kde je voda, tam můžeme hledat život. Kde všude lze ovšem vodu najít? Dlouho jsme si mysleli, že voda v kapalném skupenství je vzácnou výsadou Země a jinde ve sluneční soustavě se vyskytuje pouze jako pára či led. Vesmírné sondy nás však přesvědčily o opaku. Ledové měsíce a trpasličí planety mohou pod svým povrchem hostit oceány i mnohem objemnější než ten pozemský.

Kosmické mise minulé i budoucí

Pioneery a Voyagery nám v 70. letech minulého století odhalily pozoruhodně jasný, kráterů prostý povrch Jupiterova měsíce Europy a Saturnova Enceladu. Není divu, že se k Jupiterovým satelitům včetně Europy, proslavené také sérií Vesmírná odysea, později vydala na důkladnější průzkum sonda Galileo. Ta pořídila úchvatné fotografie čtyř z nich, které se podle svého objevitele nazývají Galileovy měsíce – Io, Europy, Ganymedu a Callisto.

Sonda také přinesla důkazy ve prospěch existence kapalného oceánu v nitru Europy. První indicií byly snímky měsíce, které ukazovaly povrch tvořený ledem a vypovídaly o intenzivní geologické činnosti na něm i pod ním. Indukované magnetické pole vznikající při průchodu Europy magnetickým polem Jupiteru pak svědčilo o přítomnosti silné vodivé vrstvy, například slané vody. Rovněž měření gravitačního pole Europy podporovala představu, že se měsíc neskládá jen z kamenného jádra obaleného ledem. Jak se ukázalo, leží mezi těmito dvěma vrstvami asi 80–150 kilometrů hluboký vodní oceán. Obdobná měření naznačují existenci kapalné vody také pod ledovou slupkou velikého Ganymedu a možná i Callisto.

Jaké podmínky v těchto oceánech panují? Jaké příměsi voda obsahuje? Je spíš kyselá, nebo zásaditá? Je rozvrstvená podle teploty a slanosti? Naše odhady jsou zatím jen hrubé a pro jejich upřesnění si musíme počkat na lépe vybavené sondy. Ty už se pomalu chystají na cestu: evropská JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer) i americká Europa Mission by měly odstartovat počátkem 20. let a na přelomu 20. a 30. let dorazit do cíle.

Záhadný Enceladus

Stále větší pozornost budí v poslední době drobný Saturnův měsíc Enceladus. Zatímco Europa je jen o trochu menší než náš Měsíc, průměr Enceladu přibližně odpovídá délce České republiky od západu na východ. I tak nepatrné těleso ale může mít pod vrstvou ledu oceán vody. Jeho přítomnost odborníci vytušili už ze záběrů extrémně jasného povrchu měsíce pokrytého rýhami, ovšem s pramálem kráterů, a také ze snímků gejzírů, které tryskají v oblasti jižního pólu. Domněnku pak potvrdila sonda Cassini, působící u Saturnu od roku 2004. Její mise byla pro velký úspěch a díky výdrži sondy několikrát prodloužena a svou pouť tak Cassini ukončí až na podzim 2017.

Vědci si od počátku lámou hlavu nad tím, jak může mít tak maličký měsíc dostatečně velký tepelný tok, aby si dlouhodobě udržel kapalný oceán. Na řešení této otázky pracují i čeští badatelé z geofyzikální laboratoře profesora Čadka, kteří loni publikovali novou práci o vnitřní stavbě Enceladu. Podle ní se tamní oceán skrývá pod ještě tenčí slupkou, než se dříve soudilo: v nejsilnějších částech blízko rovníku je silná zhruba 20 kilometrů, a na jižním pólu dokonce jen několik kilometrů!

Mohly by oceány Europy a Enceladu hostit život? Přímý průzkum europského oceánu by byl složitý, gejzíry Enceladu však skýtají jedinečnou příležitost zkoumat materiál čerstvě vyvržený z jeho vodních zásob. Cassini zjišťovala při průletech gejzíry jejich složení a vypadá to, že se podobá složení zemských oceánů. Vyvržený materiál obsahuje jednoduché organické sloučeniny a také produkty vznikající při reakcích vody s horninami. Během těchto reakcí se tvoří i látky, jež jsou na Zemi využívány některými mikroorganismy. Naději tedy máme! Na to, abychom vodu z gejzírů analyzovali přesněji a hledali v ní stavební kameny života, či dokonce živé organismy, ovšem potřebujeme specializovanou sondu. Vyslání takové mise prosazuje řada odborníků a koncepty jako ELF, LIFE nebo EnEx mají širokou podporu. Všechny návrhy jsou však zatím ve fázi jednání.

Naděje na mimozemský život

Jaký život bychom měli hledat? Odhady týkající se množství živin v oceánu Europy naznačují možnost existence spíše chudého ekosystému založeného na mikrobiálních producentech organické hmoty, kteří by využívali hydrotermální průduchy na dně a přenos látek z povrchu měsíce skrz ledovou vrstvu. Mnoho vědců se pak zejména v souvislosti s Enceladem věnuje výzkumu methanogenů – organismů, jež vyrábějí methan z vodíku a oxidu uhličitého a touto cestou získávají energii. Studují se hlavně teploty a koncentrace vodíku i CO₂, při kterých methanogeny ještě prosperují.

Ale co tlak vody? Ačkoliv je europský oceán mnohem hlubší než ty pozemské, díky nižší gravitaci by byl tlak na jeho dně jen o málo větší než v Mariánském příkopu, nejhlubší části oceánu na Zemi. Pokusy navíc ukázaly, že bakterie dokážou přežít tlak řádově vyšší. Na maličkém Enceladu by tlak nepředstavoval vůbec žádný problém. I člověk v obyčejném potápěčském obleku by se tam mohl bezpečně ponořit až ke dnu – pokud by tedy vydržel mrazivé teploty na povrchu.

Otázky neberou konce

Enceladus ale vyvolává další otázky. Jejich zodpovězení by nám přitom mohlo prozradit leccos o vývoji celé sluneční soustavy. Jednou ze záhad je stáří ledových měsíců a prstenců Saturnu. Není totiž jisté, jak dlouho Saturnova soustava existuje v současné podobě. Proč by se měla v průběhu času měnit? Prstence Saturnu jsou rozsáhlé a složené převážně z velmi čistého vodního ledu. Téměř jistě jsou mnohem mladší než sluneční soustava. Kdyby totiž byly srovnatelně staré, stihla by se většina jejich materiálu shluknout do menších měsíců nebo by napadala do atmosféry Saturnu. Navíc by se led znečištil meziplanetárním prachem. Odhady stáří prstenců se dramaticky různí: malé změřené množství prachu, s nímž prstence přicházejí do kontaktu, je v souladu i s několika miliardami let. Jejich podoba by se ovšem stále měnila kvůli rozpadu ledových měsíčků a jejich opětovnému formování.

Loni se však objevila práce, která posouvá možné stáří prstenců – a také Saturnových vnitřních měsíců včetně Enceladu – až na pouhých 100 milionů let. Výše slapové disipace (uvolňování energie díky vzájemnému gravitačnímu působení těles) naměřená sondou Cassini naznačuje, že v minulosti se výrazně zvětšovaly oběžné dráhy Saturnových měsíců. Nic takového ale nepozorujeme – vnitřní satelity Mimas, Enceladus, Tethys, Dione a Rhea jsou planetě mnohem blíže, než bychom čekali.

Matija Cuk s kolegy Lukem Donesem a Davidem Nesvorným se rozhodli namodelovat vývoj soustavy a zjistili, že orbitální rezonance, do kterých by se měsíce postupně dostaly, by změnily jejich dráhy ještě víc. Současné dráhy odpovídají tomu, že se Saturnovy satelity zformovaly jen asi před jednou miliardou až sto miliony let. Mohlo tehdy dojít k rozpadu velkého měsíce či ke srážce dvou měsíců, která vytvořila gigantický prstenec, z nějž postupně vznikly dnešní prstence a měsíce. Matematickému modelování podobné události se už v minulosti věnovalo více týmů.

Nízké stáří Enceladu by vysvětlovalo jeho aktivitu a přítomnost oceánu, který ještě nevymrzl. Není to ale zdaleka jediné možné vysvětlení. Navíc proč by potom nebyl aktivní i Mimas, jenž má obdobnou velikost jako Enceladus a obíhá ještě blíže Saturnu? A pokud je nový model Matiji Cuka blízko skutečnosti, lze „mladý“ Enceladus stále považovat za místo vhodné k hledání života? Otázky neberou konce; naopak jich spíše přibývá. Stáří Saturnových prstenců i vnitřních měsíců zůstává předmětem vědeckých sporů a nemáme dost informací na to, abychom došli ke spolehlivému závěru. Více nám poví až budoucí kosmické mise. A třeba se jich bude účastnit někdo z vás čtenářů!

Ještě dál, než jsme si mysleli

Měsíci Jupiteru a Saturnu ale výčet oceánů ve sluneční soustavě téměř jistě nekončí. Je pravděpodobné, že i řada těles za drahou Neptunu má hluboko ve svém nitru kapalnou vodu. Naznačuje to také velmi různorodý povrch Pluta, který předloni snímkovala sonda New Horizons. Astronomové nacházejí v těchto dálavách stále nové objekty o rozměrech stovek kilometrů a více. Některé z nich obíhají po drahách nesoucích je až tisíckrát dál od Slunce, než je vzdálenost Země od naší mateřské hvězdy. I tato tělesa by si však mohla dodnes uchovávat vrstvu kapalné vody, byť velmi slané a obohacené čpavkem. Zatím nemůžeme s jistotou říci, která tělesa oceán mají a kolik jich celkem je. V budoucnu se nicméně můžeme dočkat ještě mnoha objevů podpovrchových oceánů ve sluneční soustavě.

* * *

ROZHOVOR: Co leží pod povrchem Enceladu?

Na novinky týkající se (nejen) Enceladu a zvažované budoucí mise k němu jsme se zeptali doktorky Marie Běhounkové, která se výzkumem tohoto měsíce dlouhodobě zabývá.

Marie Běhounková se na katedře geofyziky Matematicko-fyzikální fakulty UK věnuje studiu dějů v ledových měsících plynných obrů a také vývoji kamenných planet obíhajících v těsné blízkosti hvězd. Doktorské studium geofyziky zakončila na MFF UK v roce 2007 a potom dva roky působila také na Univerzitě v Nantes. Ta patří – stejně jako Matematicko-fyzikální fakulta UK – mezi významná pracoviště zkoumající fyziku ledových měsíců, jako jsou Europa, Enceladus či Iapetus.

Doktorka Běhounková se podílela na řadě předních prací o stavbě i vývoji Enceladu. Její článek o odezvě ledové kůry měsíce na slapové vlivy a o dopadu na časování jeho gejzírů vyšel v prestižním časopise Nature Geoscience. Loni se stala jedním z nejmladších úspěšných vědců, kteří své výsledky prezentovali v rámci tradičního cyklu Strouhalovských přednášek. Ty se konají k výročí přednášky profesora Čeňka Strouhala, kterou měl při slavnostním otevření historicky prvního českého Fysikálního ústavu na tehdejší Universitě Karlo-Ferdinandově.

Pro svůj výzkum využívá Marie Běhounková měření a data ze sondy Cassini. Její práce nám pomáhá čím dál lépe poznávat podmínky v nitru pro nás tak obtížně představitelných, ale fascinujících těles, jakým je právě Saturnův měsíc Enceladus.

V létě 2016 vyšly hned dvě významné práce týkající se Enceladu, na kterých ses podílela. Jedna pojednává o vnitřní stavbě měsíce a druhá o vlivu známých „tygřích pruhů“ na jeho slapovou deformaci při oběhu kolem Saturnu. Jak se díky tomu změnily názory na vývoj Enceladu a záhadu existence jeho oceánu?

V průběhu tohoto a minulého roku se velmi proměnil pohled na vnitřní stavbu Enceladu. Pomocí opakovaných pozorování povrchu bylo možné určit velikost skutečné librace, tedy změny rotační úhlové rychlosti během jednoho oběhu měsíce. Tato studie přinesla dva důležité poznatky: za prvé byla potvrzena existence globálního oceánu (oceán plně oddělující kamenné jádro od ledové slupky), za druhé byla výrazně omezena tloušťka ledové slupky. Společně s již dříve známými gravitačními a topografickými daty bylo možné přesněji určit vnitřní strukturu tělesa. Zatímco mocnost ledu se v průměru pohybuje mezi 20 km a 25 kilometry, pod jižním pólem může dosahovat tloušťky pouze několika kilometrů.

Naopak průměrná hloubka vodního oceánu dosahuje téměř 50 kilometrů. Tenká ledová slupka pod oblastí jižního pólu může vysvětlit zvýšenou tektonickou aktivitu a tepelný tok. Způsobuje však velké energetické ztráty (větší, než se doposud uvažovalo) nejen v okolí jižního pólu, ale i mimo něj!

Znamená to, že by oceán rychle zamrzal, pokud by nebyl přítomen silný zdroj energie. Tímto zdrojem je slapová disipace – uvolňování energie díky působení slapových sil. Slapová disipace se intenzivně studuje nejen v ledové slupce, ale i v oceánu a v jádře; její celkovou velikost však zatím neznáme. Právě přítomnost „tygřích pruhů“ může ukazovat na zvýšenou produkci tepla v ledu blízko jižního pólu. Může také ovlivňovat pozorované časování aktivity gejzírů.

Podmínky v nitru Enceladu zatím nelze studovat přímo, ale složení gejzírů tryskajících na povrch i geofyzikální měření nám mohou poskytnout alespoň rámcovou představu. Jak nyní vypadá možný obrázek enceladovského oceánu a kamenného jádra? Probíhají nějaké další výzkumy zaměřené na podmínky panující v oceánu?

Činnost sondy Cassini s hmotnostním spektrometrem na palubě znamenala průlom ve studiu složení gejzírů a také Saturnova prstence E, pro nějž jsou studené gejzíry na Enceladu zdrojem materiálu. Za nejdůležitější objev považuji nález solí v ledových zrnech z gejzírů. Jde o důkaz, že tyto výtrysky jsou napojeny na oceán, který je velmi pravděpodobně v přímém kontaktu s křemičitanovými (silikátovými) horninami. Takové horniny mohou být zdrojem živin pro případný život.

Analýza velikosti křemičitanových zrn v prstenci E umožnila určit, za jakých podmínek přichází voda do styku se silikáty. Kontakt musí probíhat při salinitě oceánu maximálně 4 % a za vysoké teploty (kolem 90 °C). Tato teplota vody je dosažitelná, pokud má Enceladus ve svém jádře silný zdroj energie. Výkonný slapový zdroj připadá v úvahu pro velmi porézní jádro s nízkou hustotou. A právě takové je v souladu s nejnovější interpretaci gravitačních dat. Další blízké průlety sondy Cassini kolem Enceladu nejsou plánovány, stále se však analyzují už získaná data. Nyní se výzkum zaměřuje na jednoznačné prokázání přítomnosti organických látek s acetylovou skupinou a složitých uhlovodíků.

Jak se díváš na hypotézu, že by vnitřní měsíce Saturnu mohly být velmi mladé, dokonce snad pouhých 100 milionů let? Dokázali bychom tuto domněnku v blízké době otestovat? A co by to znamenalo pro budoucí průzkum měsíců?

Vývoj oběžných drah Saturnových měsíců je velmi složitý. Řídí ho především disipace energie uvnitř Saturnu, kterou je složité určit a může se měnit v rozpětí několika řádů. Nedávné studie analyzující astrometrická data (například časové změny vývoje hlavní poloosy) naznačují, že disipace v Saturnu by mohla být velmi vysoká. To by pak nutně znamenalo velmi rychlý vývoj hlavních poloos měsíců. Model Matiji Cuka a kolektivu pracuje právě s vysokou – a konstantní – mírou této disipace.

Další hypotézy však pracují s časově proměnlivou disipací, která malé stáří vnitřních Saturnových měsíců nevyžaduje. Pro Enceladus je velikost disipace v Saturnu velmi důležitá kvůli vzájemným interakcím Saturnu s měsíci a přítomnosti dráhové rezonance se satelitem Dione. Pokud by byla disipace v Saturnu vysoká, bude vysoká také slapová disipace v Enceladu. Potom by bylo snazší vysvětlit pozorovanou aktivitu měsíce i dlouhodobou udržitelnost jeho vodního oceánu.

V NASA brzy proběhne výběr nové mise ze „střední“ třídy New Frontiers. Ve hře je také cesta k Enceladu a Titanu. Jaký typ mise k těmto Saturnovým měsícům by ti připadal nejvhodnější a jakým nejdůležitějším otázkám by se měl projekt věnovat?

Z mého pohledu by byl nejlepší takzvaný orbiter, tedy sonda umístěná na oběžné dráze příslušného měsíce. Tento typ mise obecně umožňuje systematický průzkum včetně detailnějších měření gravitačního pole a tvaru tělesa. Je však technicky i finančně náročnější než mise s opakovanými průlety.

Pro astrobiologii by bylo užitečné podrobně prozkoumat složení gejzírů na Enceladu citlivějším hmotnostním spektrometrem, než je teď na sondě Cassini. Z geofyzikálních témat bych uvítala určení velikosti slapové deformace, což by zároveň poskytlo odhad míry slapového zahřívání. Dále by jistě bylo zajímavé přesněji charakterizovat gravitační pole, teplotu a tepelný tok, případně využít radar pronikající ledem.

Kromě ledových měsíců se zabýváš i geofyzikou planet obíhajících v těsné blízkosti hvězd. Jaké důsledky může mít oběh v malé vzdálenosti od hvězdy? A jak ovlivní šance na obyvatelnost planet u červených trpaslíků? O nich se teď mluví čím dál více po objevu možné terestrické planety u Proximy Centauri [a v době po pořízení rozhovoru mimo jiné i sedmera planet velikostí rámcově podobných Zemi v soustavě TRAPPIST-1].

Červení trpaslíci patří mezi málo hmotné hvězdy a jejich aktivita je méně stabilní než v případě hmotnějších hvězd. Jejich obyvatelná zóna navíc leží uvnitř oblasti takzvaného slapového uzamčení. Je tedy velmi pravděpodobné, že u planet v obyvatelné zóně červeného trpaslíka se oběžná doba rovná době rotace. Podobně jako Měsíc tak mají přivrácenou stranu (s věčným dnem) a odvrácenou stranu (s věčnou nocí), což bývá považováno za překážku pro existenci života.

Protože se obyvatelná zóna nachází blízko mateřské hvězdy, jsou planety, které zde obíhají, navíc patrně ovlivněny slapovým zahříváním. To může v extrémních případech vyvolávat intenzivní vulkanickou činnost, jakou známe z Jupiterova měsíce Io. Malá vzdálenost mezi Proximou Centauri a Zemí by ovšem mohla být jedinečnou příležitostí k výzkumu světelného spektra její planety, které v sobě nese informaci o složení atmosféry.

* * *

Další čtení pro zájemce

Říše temnoty a chladu (Julie Nováková)

Jak staré jsou Saturnovy vnitřní měsíce? (Julie Nováková)

Oceán Enceladu se skrývá blíž, než jsme si mysleli (Julie Nováková)

Udržují oceánské slapy kapalnou vodu v nitrech měsíců a planet? (Julie Nováková)

Pluto nás překvapilo, shrnuje odborník na mimozemské světy (Julie Nováková)

Sonda JUICE slibuje přínosné výsledky (Julie Nováková)

Hydrotermy Enceladu (Tomáš Petrásek)

Je oceán na Enceladu přívětivý k životu? (Petr Brož)

Mění se síla ledové krusty Titanu – a co to pro něj znamená? (Julie Nováková, Tomáš Petrásek)

Hvězda TRAPPIST-1 a její sedmero planet (Tomáš Petrásek)