Voda na Marsu, slané oceány a velká jezera dávné minulosti planety

Voda na Marsu - dnes již máme díky kosmickým sondám nezvratné důkazy

Vývoj poznatků o existenci vody na Marsu doznal za posledních sto let velkou řadu změn. Od romantických představ o síti zavlažovacích kanálů vybudovaných Marťany, které byly odvozeny od chybných pozorování italského astronoma G. Schiaparelliho z roku 1877, přes představy o suché planetě až k dnešním poznatkům připouštějícím přítomnost vody na povrchu Marsu i v podzemí.

Od představ marťanských kanálů bylo rychle upuštěno s rozvojem pozorovací techniky (Schiaparelli pozoroval na hranici, či přesněji za hranicí, výkonnosti tehdejší optiky a síť jeho marťanských kanálů byla pouhým optickým klamem), přesto definitivní tečku za marťanskými kanály udělaly až snímky z kosmických sond, které kolem Marsu prolétly v 70. a 80. letech minulého století.

Podle současných poznatků se jeví, že vody na Marsu je poměrně velké množství. Oproti Zemi se na Marsu voda objevuje pouze ve dvou skupenstvích - plynném a nebo tuhém. Kapalná voda se při současném atmosférickém tlaku a teplotě na povrchu Marsu může vyskytovat pouze po velice krátkou dobu. Velice rychle by totiž zmrzla a nebo se vypařila.

Čtěte také: Voda na Zemi asi nemá kometární původ, překvapivá zjištění kosmické…

Aby se voda zachovala v kapalném stavu potřebujeme minimální teplotu 0,01 °C a tlak 610 Pa. Na povrchu Marsu se teplota může vyšplhat až na +25 °C a tlak byl naměřen až 1 080 Pa (sonda Viking 2) a v nejníže položených oblastech, např. v oblasti Hellas Planitia aj. činí tlak teoreticky až 1 240 Pa. Přesto nebyla voda v kapalném stavu na Marsu dosud pozorována. Voda na Marsu je tak vázána pouze v kryosféře (polární čepičky a permafrost či depozity podpovrchového ledu) a atmosféře jako vodní pára.

V minulosti tomu bylo ale pravděpodobně jinak. Na povrchu Marsu, kdy teplota povrchu a atmosférický tlak byly vyšší, se vyskytovala tekoucí voda. Síť řek a na ně napojených souvislých vodních ploch (jezera, moře) vytvářela hydrosféru, která mohla být vhodným prostředím pro vznik života. Otázkou současné doby je, kam se všechna tato voda poděla.

Kolik vody Mars měl a kam se všechna voda poděla?

Nikdo dnes nemůže spolehlivě říci, kolik vody rudá planeta měla. Předpokládá se ale, že její zásoby mohly být podobné jako je tomu v případě planety Země. Přesněji úměrně vzhledem k poměrům velikosti obou planet. Naznačují to alespoň nejnovější zjištění kosmických sond pracujících na orbitě i na povrchu (vozítka Spirit a Mars Pathfinder).

Kam se všechna vodu z klimaticky přívětivějšího období Marsu poděla? Část vody je dnes uložena v polárních čepičkách a podpovrchových depozitech, převážná část vody ale pravděpodobně již dávno unikla do kosmického prostoru. Podobně jako dříve mnohem hustší atmosféra planety. Dnes odhadované zásoby vody na Marsu by dokázaly vtvořit na Marsu rovnoměrně rozprostřený oceán o hloubce 50 až 500 metrů.

Nejednalo se však o žádnou náhlou, kataklyzmatickou událost, ale spíše o pozvolný proces trvající tisíce, milióny let. Až do dnešní podoby, kdy je Mars mrazivou pouští bez života. Nebo alespoň se žádné stopy života vědcům dosud nalézt nepodařilo.

Polární čepičky

V minulosti se badatelé domnívali, že polární čepičky planety Mars jsou tvořeny především zásobami suchého ledu, tedy zmrzlého oxidu uhličitého. Nasvědčovaly tomu jednak probíhající sezónní změny těchto polárních čepiček i zastoupení oxidu uhličitého v řídké atmosféře Marsu.

V roce 2003 na základě nových zjištění získaných prostřednictvím kosmických sond Mars Global Surveyor a Mars Odyssey museli vědci své závěry přehodnotit. Kosmické sondy zjistily, že obě polární čepičky obsahují mnohem více vodního ledu než se dosud domnívali.

Chemické složení polárních čepiček je však rozdílné. Zatímco jižní polární čepička je tvořena převážně zmrzlým oxidem uhličitým s menším množstvím vodního ledu (odhaduje se na 1,6 mil. km³) u severní polární čepičky je tomu naopak. Ta je sice menší než jižní polární čepička, ale je tvořena především vodním ledem. Ten v době léta na severní polokouli rychle sublimuje a přispívá k tvorbě oblačnosti.

V severní polární čepičce Marsu je sice zastoupení vody vzhledem k depozitům zmrzlého oxidu uhličitého mnohem vyšší než je tomu u jižní polární čepičky, přesto jsou celkové zásoby vody tady nižší než je tomu u jižní polární čepičky. Výzkumníci je dnes odhadují na 1,2 mil. km³.

Severní polární čepička na Marsu dosahuje průměru okolo 1 000 km a pokrývá plochu, pro srovnání, asi 13× větší než je plocha České republiky. Tloušťka ledu je odhadována na 1 km, místy možná až 3 km. Objem vodního ledu činí, jak jsem uvedl již výše, okolo 1,2 miliónů krychlových kilometrů. To odpovídá asi polovině zásob ledu v Grónsku.

V obou martovských polárních čepičkách je tak dohromady uloženo okolo 2,5 mil km³ vodního ledu. Zásoby jsou to sice obrovské, avšak ani ony by zdaleka nestačily na vyplnění globálního oceánu rozkládajícího se v minulosti na Marsu.

Praoceán na Marsu

O existenci oceánu na povrchu Marsu v dávné geologické minulosti dnes již téměř nikdo nepochybuje. Přispěly k tomu objevy kosmických vozítek Spirit a Oportunity i Mars Pathfinder i kosmických sond z oběžné dráhy. Ty na povrchu Marsu objevily sulfáty a chloridy, které vznikající při odpařování mořské vody.

Vrstvy těchto sedimentů jsou rozesety po celém Marsu. Nalezneme je v roklinách Valles Marineris, v pánvi Hellas Planitia, v impaktních kráterech Arabia Terra či Terra Meridiani aj. Na druhou stranu se však vědcům dosud nepodařilo nalézt jílové horniny, které vznikají hydratací vulkanického materiálu, kterého na bazaltovém Marsu je velké množství.

Výsledky z kosmických sond však naznačují, že oceán Marsu musel mít jiné chemické složení než oceán na Zemi. Byl díky velkému podílu síry v půdě planety pravděpodobně mnohem kyselejší. To mělo za následek, že nedocházelo ke srážení karbonátů (a nebo jen v malém množství) a z atmosféry Marsu nemohl být absorbován oxid uhličitý jako je tomu na Zemi.

To mělo za následek stále sílící skleníkový efekt, jenž se umocnil ještě více v noachiánském období při zvýšené sopečné aktivitě. To v konečném důsledku mohlo mít vliv na stále vzrůstající teplotu na povrchu Marsu i následné odpaření převážné části oceánu u únik vodních par do kosmického prostoru.

Tomuto úniku atmosféry i vodních par napomáhala skutečnost, že Mars nemá dostatečně silné magnetické pole, které by chránilo atmosféru před bombardováním částicemi slunečního větru, jako je tomu např. na Zemi. V atmosféře Marsu tak převážil oxid uhličitý, jehož koncentrace činí asi 95 %. Na povrchu planety, jak je již uvedeno výše, nebyly nalezeny také žádné karbonáty. Což jen potvrzuje dnes akceptované teorie o vývoji klimatu a oceánů na rudé planetě.

Příznivé podmínky pro existenci oceánu však na Marsu existovaly. Bylo to však velmi dávno a po jen velice krátkou (z geologického hlediska) dobu. Dnešní hypotézy říkají, že vlhké období trvalo na Marsu jen asi 300 miliónů let a skončilo nejpozději před asi 3,7 miliardami let v době, kdy na Marsu vrcholila mimořádně intenzivní sopečná činnost.

Koryta řek na povrchu Marsu

Již první kosmické sondy fotografovaly na povrchu Marsu útvary, které připomínaly meandrující a rozvětvené koryta řek. Ta musela vznikat za dlouhodobého působení tekoucí vody v období, které bylo klimaticky mnohem příznivější než dnes.

Koryta bohaté říční sítě měla vznikat v období před 4 až 3,7 (3,5?) miliardami let. Avšak nejsme si jisti tím, zda-li voda tady tekla po celé toto období a nebo jen v krátkých intervalech trvajících třeba i jen několik tisíc let. Tato síť směřuje z oblastí jižních vysočin do oblastí nížin na severu.

Katastrofické záplavy na Marsu

Část říční sítě nebyla vytvořena pomalu tekoucí vodou, ale naopak rychle proudící vodou. Při vyhodnocování snímků z kosmických sond pracujících u planety Mars si vědci všimli zvláštních koryt, jejichž šířka dosahovala až 100 km a délka asi 1 000 až 2 000 km. I toho, že se vyskytují převážně na severní polokouli.

Dnes se předpokládá, že se jedná o útvary vzniklé během obrovských planetárních záplav, kdy průtok přívalové vlny mohl činit až 1 000× více než je průtok řeky Missisippi! K událostem měl docházet opakovaně v období před 2,5 až 1,5 miliardami let. Zajímavým je, že tato koryta náhle končí. Mohla tady krátkodobě vzniknout moře. Např. v Utopia Planitia.

Tato koryta vzniklá působením přílivových vln jsou svázána se sopečnými regiony. Podpovrchový led se roztopil a v dravých proudech se prodral na povrchu planety. Jedno z takovýchto koryt vzniklo poměrně nedávno. Před pouhými asi 30 milióny let. Objeveno bylo s pomocí kamery HRSC na úpatí sopky Olympus Mons, největšího vulkánu rudé planety a nejvyšší hory celé Sluneční soustavy.

Nakonec existenci tekoucí vody prokázaly i fotografie kosmické sondy Mars Pathfinder pracující na povrchu rudé planety, které zachycovaly obroušené a zakulacené kameny, které mohly vzniknout jen v tekoucí vodě.

Jak a proč ke katastrofickým záplavám na Marsu docházelo zatím vědci nevědí. Předpokládají však, že ke spuštění záplav mohlo dojít buď impaktem kosmického tělesa a nebo tektonickou a sopečnou činností. Kde se však vzaly na Marsu v mladších geologických obdobích tak velké zásoby vody se mohou vědci rovněž jen dohadovat. S určitostí na to odpovědět nedokáží.

Permafrost a depozity vodního ledu v podzemí

Určitou odpovědí na předchozí otázku by mohl být podpovrchový led. Nepřímých důkazů o existenci podpovrchového ledu měli vědci poměrně velké množství. Přímý důkaz však přinesla až kosmická sonda Phoenix, která přistála na povrchu rudé planety 25. května 2008 na 68. stupni severní šířky.

Sonda Phoenix zjistila, že vodní led se nachází pouhých pár centimetrů pod povrchem. Navíc již první fotografie sondy ukázaly na povrchu Marsu útvary, které se nápadně podobaly útvarům vznikajícím v severské tundře na Zemi při opakovaném tuhnutí a tání ledu v půdě.

Další objevy podpovrchových depozitů byly učiněny z oběžné dráhy. Pomocí radarů byl objeven v oblasti Chryse Planitia impaktní kráter, pod jehož povrchem se nachází silná vrstva materiálu, která je pravděpodobně bohatá na vodní led. Další podobný kráter byl objeven v oblasti Vastitas Borealis. Jeho průměr činí asi 35 km a hloubka asi 2 km. Podobných lokalit je dnes známo mnohem více.

Teče voda na Marsu ještě dnes?

Ne, neteče. Stále tekoucí vodní zdroj tady díky panujícím podmínkám nalézt na povrchu dnešního Marsu nelze. Kosmické sondy z oběžné dráhy však registrují různé sezónní i časové změny v některých oblastech. Z nich některé by mohly být zapříčiněny tekoucí vodou.

První takovéto snímky dokládající možné vývěry tekoucí vody byly pořízeny již v roce 2001 kamerou kosmické sondy Mars Surveyor. Další snímky koryt vzniklých (pravděpodobně) tekoucí vodou, které se na starších snímcích nenalezly, pořídila kosmická sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) pracující na oběžné dráze Marsu od roku 2006. A další nadějné objevy neustále přibývají.

Jak by se ale kapalná voda mohla při teplotách a tlaku panujících na Marsu v tekuté podobě, byť jen poměrně na krátkou chvíli, udržet? Jedno z vysvětlení by mohly nabídnout perchloráty, jejichž poměrně vysoká koncentrace byla v půdě Marsu detekována.

Perchloráty by mohly fungovat podobně jako nemrznoucí směs, která se přidává do chladičů či ostřikovačů automobilů. Krátkodobě by tedy i dnes mohla na povrchu Marsu tekoucí voda existovat. Pro vznik života však její chemické složení neskýtá vhodné podmínky. Řadu otázek se tak dnes vědcům podařilo zodpovědět, ale snad ještě větší množství otázek se vyrojilo. A odpovědi na ně dnešní věda stále hledá. Přinést je mohou jen pokračující výzkumy…

Použité zdroje

• Voda na Marsu
• The Case of the Missing Mars Water
• New Gully Deposit in a Crater in Terra Sirenum: Evidence That Water Flowed on Mars in This Decade?
• Voda na Marsu
• Permafrost on Mars
• Mars Express a historie vody na Marsu
• Na Marsu teče voda i dnes
• Polar caps of Mars
• Sonda NASA nalezla na Marsu tekoucí vodu!

Rašeliniště Orlických hor, tajemná příroda českých hor

Rašeliniště jsou velice atraktivními místy naší přírody. Zajímavá jsou pro přírodovědce, kteří zde nalézají vzácné…

Velká Fatra v mlze a dešti aneb jak kolegu překabátilo Pendolino

Před svatým Václavem obvykle vyrážíme na hory. Nejinak tomu bylo minulého roku, kdy volba padla na Velkou Fatru a útulnu…

Javorníky, trek ve stopách dávných dráteníků a portášů

Javorníky jsou pohoří, jehož větší část se nachází na Slovensku, menší na Moravě. Nejvyšší hora tohoto…

Dutá skala, utajený vápencový vrchol a jeskyně Malé Fatry

Dutá skala (1 054 m) je nádherný skalnatý vápencový vrchol, který leží mimo hlavní hřeben Lúčanské Malé Fatry vysoko…