Je na Marsu voda? Ano! Na Marsu se našly dokonce zbytky oceánu

Planeta Mars je nejen relativně blízko, je Zemi také relativně podobná. Není tedy divu, že přitahuje pozornost jak vědců, tak široké veřejnosti. Voda, která na něm byla objevena, zaručuje, že zájem o něj hned tak neopadne.

Atmosféra

Atmosféra Marsu je svým složením podobná Venušině. Skládá se z 95,3 % z CO2 (oxidu uhličitého), 2,7 % N2 (dusíku) a 1,6 % Ar (argonu). 0,4 % připadají na ostatní plyny, například na vodní páru. Tím ale veškerá podoba končí. Atmosférický tlak  na povrchu Marsu dosahuje jen setinu pozemského a s Venušiným (který je 90x vyšší než na Zemi) se nedá vůbec srovnávat.

Teplota na povrchu planety dosahuje v průměru -53 °C. Stejně jako u Země se ale liší na pólech a na rovníku. V průběhu polární noci může klesnout až na -130 °C, zatímco na rovníku může vystoupat až na +30 °C. Za tuto relativně vysokou teplotu může skleníkový efekt,  způsobený oxidem uhličitým. Mars je totiž ve skutečnosti příliš daleko Slunce na to, aby vlastnil tak vysoké teploty, jaké na něm sondy našly.

I jeho polární čepičky jsou tvořeny zmrzlým CO2. Během Marsovy zimy kondenzuje na povrchu planety až třetina tohoto, v atmosféře hojně zastoupeného, plynu. Na „jaře“ pak sublimuje - přechází přímo z pevného skupenství do plynného, aniž by prošel kapalným skupenstvím. To má za následek silně proměnlivý atmosférický tlak, který se může lišit až o třetinu. 

V dávné minulosti, zhruba před 3,5 miliardami let, byly teplota a tlak na planetě tak vysoké, že na jejím povrchu existovala tekutá voda. V pozdější době pak část atmosféry unikla do vesmíru, jiná část se pak nejspíše proreagovala s kamenným povrchem planety.

Odkud pochází pojem „nadmořská výška“ u planety, na které chybí tekutá voda?

Na Marsu dnes větší množství tekuté vody nejspíše nenajdeme.  Důvodem jsou jak nízké teploty, při kterých voda zamrzá a mění se na led – a také nízký atmosférický tlak, při kterém se voda rychle vypařuje a led sublimuje. I u Marsu ale běžně označujeme výšku pohoří pojmem nadmořská výška. Planeta ovšem nemá žádný oceán, jak je tedy možné určit výšku „nad mořem“? Vědci jednoduše určili pomyslný bod, který slouží jako umělá „výška nula“. Považují za ni na Marsu výšku, ve které odpovídá atmosférický tlak trojnému bodu vody.

Trojný bod udává teplotu a tlak, při kterých jsou v jednosložkovém systému v rovnováze současně tři fáze (např. pevná, kapalná a plynná) a systém nemá žádný stupeň volnosti. V příslušném grafu se pak protínají tři křivky, křivka tání, nasycených par a sublimační křivka, aby určily jednoznačný bod, který se označuje za „trojný“.

Proč je zrovna trojný bod pomyslnou hranicí?

Voda může být v tekutém stavu jen tam, kde panuje vyšší tlak, než jaký přísluší trojnému bodu vody. Tlak se zvyšuje úměrně tomu, jak vysoký sloupec atmosféry dané místo pokrývá, tedy v závislosti na hloubce nebo výšce dané oblasti. Vyšší tlak a tím i volnou tekutou vodu tedy najdeme jen ve větší hloubce, než ve které leží trojný bod. Ten se díky tomu stává hranicí existence oceánu, který ve skutečnosti - neexistuje.

Komplikované?

Situaci nezjednodušuje ani proměnlivý tlak na povrchu Marsu. Ve svém nejteplejším místě vykazuje planeta o 30 % větší atmosférický tlak, než na nejchladnějším. Mapa, která znázorňuje „nadmořskou“ výšku, proto využívá střední hodnoty tlaku. Tekutá vodu pak můžeme, podle ročního období, najít nezřídka dokonce i v místech, které jsou na mapě naznačena nahnědlou barvou a na kterých by měla být existence tekuté vody teoreticky vyloučena. O tom, jestli v těchto oblastech bude voda skutečně v tekutém skupenství, pak rozhoduje teplota v dané oblasti.

Reálný systém, který se nachází na povrchu Marsu je zároveň ještě daleko komplikovanější. Stejně jako je tomu u pozemských vyschlých jezer nebo moří, obsahuje i povrch i naší sousední planety velké množství různých solí.  Díky jim může existovat tekutá voda i při nižších teplotách, nebo při nižším tlaku, než bychom očekávali u čisté vody.

Přesně takovou slanou vodu objevila na Marsu sonda, která zkoumala povrch pomocí spektroskopu. Objevila ve vodě rozpuštěné chloráty a perchloráty. Roztoky jsou opravdu koncentrované, obsahují 50 – 100 g soli ve 100 ml vody.

Voda na Marsu včera a dnes

Díky činnosti různých automatických sond víme, že se voda na Marsu v minulosti podílela na tvorbě údolí, nalezených na jeho jižní náhorní plošině. Některá z nich vypadají, jako by je formovalo velké a náhle uvolněné množství vody, jiné zase připomínají spíše koryta řek, kterými tekla voda pomalu a dlouho. Jsou rozvětvené a připomínají pozemské řeky. I v některých hodně starých kráterech se nacházejí příznaky vodní eroze.

V útvarech, které připomínají vodní řečiště, se na Marsu nacházejí oblázky, zasazené do jemného  sedimentu. Z velikosti těchto kamínků (několik milimetrů až centimetrů) se dá odečíst síla vodního proudu, který je kdysi transportoval. ˇŘeka je unášela rychlostí kolem jednoho metru za vteřinu a musela být hluboká několik centimetrů až metr. Na to, aby se přemisťovaly z místa vzniku do dnešní polohy pomocí větru, jsou tyto kameny příliš velké, musely být tedy přemisťovány vodním tokem.

Místo tekuté vody - led

Odhalila ho sonda Mars Express, která z oběžné dráhy zkoumala povrch planety pomocí radaru. V hloubce 60 – 80 metrů (a možná i hlouběji) se na Marsu nachází pevný led. Sedimenty a zmrzlá voda byly nalezeny především tam, kde vědci předpokládají bývalý Marsův oceán. Ten musel existovat před zhruba 3 miliardami let. Doba, po kterou se oceán na planetě udržel, by mohla odpovídat jednomu až dvěma miliónům let. Poté voda částečně zamrzla, částečně se vypařila a unikla do vesmíru. Větší množství vody bylo ale na planetě přítomno ještě asi miliardu let poté, co zmizel jeho rozsáhlý oceán. 

Na Marsu ještě nedávno sněžilo

Americká sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) zaslala před několika lety na Zemi úžasné fotografie polárních oblast Marsu. Odhalila na nich čerstvě vzniklé krátery po srážce planety s malými meteority. Na jejich dně byl objeven – sníh. Nacházel se v tak čisté formě, že zároveň nemohl být součástí kráteru samotného a hmoty, kterou by například mohla na planetu přinést některá z ledových komet. Tento materiál obsahoval jen 1 % nečistot, takže je nejspíše produktem marsovského počasí – vypařil se v teplejších oblastech planety a kondenzoval nebo vysněžil na chladném pólu.

Krátery, ve kterých byl led nalezen, byly velké jen několik metrů a byl jen zhruba 30 – 60 cm hluboké. Kolize, díky kterým tyto krátery vznikly, sice nebyly zaznamenány, musely ale proběhnout v průběhu roku 2008 - na dřívějších snímcích se krátery nevyskytovaly. Led v nich byl pokryt jen slabou vrstvou Marsova prachu, byl tedy spíše novějšího data. Nepatrná tloušťka na povrchu usazeného prachu, pod kterým se led nachází, by mohla znamenat, že na Marsu existovalo větší množství tekuté vody ještě v nedávné minulosti – před několika tisíci lety. V nížinách planety se mohla tekutá voda objevit například následkem náhlé vulkanické aktivity nebo po srážce s asteroidem, kdy se uvolní větší množství tepla.

Aby objasnili procesy, které mohou vést k vrstvení čistého ledu blízko pólů planety, analyzovali vědci (tým kolem Edwina Kitte v Berkeley, Kalifornii) chování řídké Marsovy atmosféry. V počítačové simulaci se ukázalo, že vlhký a zahřátý „vzduch“ může na Marsu stoupat až rychlostí kolem 200 km/h do výšky 35 kilometrů. Přitom se tvoří husté mraky, ze kterých pak sněží ledové krystaly s velikostí až 2 mm.

Sonda Phoenix, která přistála v blízkosti severního pólu planety, pak potvrdila, že na planetě skutečně sněží. Na Marsu tedy existuje, podobně jako na Zemi koloběh vody, i když je tato planeta na první pohled vysušenou pouští.

Jak rozsáhlý byl někdejší Marsův oceán?

Na otázku, jak rozsáhlý musel být Marsův oceán, dal odpověď tým vědců, vedený G. L. Villanueva. Důmyslným způsobem se jim podařilo vytvořit mapu dnes již neexistující vodní plochy.

Normální, běžná voda se skládá z molekul, tvořených dvěma atomy vodíku a jednoho atomu kyslíku. Všeobecně známou je i varianta nazývaná „těžká voda“, ve které jsou oba atomy vodíku nahrazeny atomy deuteria (těžkého vodíku). Vědci použili k detekci bývalého oceánu na Marsu jinou variantu – polotěžkou vodu. V jejích molekulách je deuteriem nahrazen jen jeden atom vodíku. Přesto je takováto molekula těžší (přesně vzato – o 6 %) než „běžná“ voda – a hůře se vypařuje a uniká do vesmíru. Teoreticky by se proto měla na Marsu nacházet větší koncentrace polotěžké vody právě tam, kde se dříve nacházel oceán. 

Video: s laskavým svolením NASA - oceán na Marsu. Zdroj: https://www.youtube.com/watch?v=-s_SsAMuusg&rel=0

Tým vědců pozoroval pomocí Havajských teleskopů a přístrojů v Chile chemické složení Marsovy atmosféry a vytvořil mapu výskytu HDO a H2O. Na planetě bylo objeveno sedmkrát více polotěžké vody, než kolik je jí na Zemi. Znamená to, že Mars v minulosti ztratil obrovské množství vody, vědci ji odhadují na 23 miliónů krychlových kilometrů. To by odpovídalo oceánu, který by mohl celou planetu pokrýt až do výšky 137 metrů. Ve skutečnosti se tento oceán nacházel na severní polokouli (v minulém blogu jsem zmínila, že se právě tam nachází rozsáhlá nížina) a byl až 1,6 kilometru hluboký.

V těchto místech budou vědci jistě v budoucnosti pátrat po zmrzlém ledu, který je skrytý pod vrstvou zeminy a tím je chráněn před účinky kosmického záření. A největší optimisté budou jistě v tomto podzemním ledovém království pátrat po zbytcích nebo stopách života na Marsu.

Zdroj:

NASA – různé, Wikipedia - různé, Welt der Physik - různé, Weltraum aktuel - různé, http://marssociety.de/?page_id=125, http://www.nature.com/ngeo/journal/v8/n11/pdf/ngeo2546.pdf, http://www.nasa.gov/ http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2011GL050286/abstract http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2011GL049896/abstract http://www.gsajournals.org/perlserv/?request=getabstract&doi=10.1130%2FG24967A.1&ct=1  http://sites.agu.org/  http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/325/5936/68 http://science.sciencemag.org/content/348/6231/218