VODA na Marsu

Josip Kleczek

17.6.2002

Koncem května a začátkem června letošního roku proběhla ve sdělovacích prostředcích celého světa zpráva o objevu velkého množství vody na našem vnějším sousedovi ve sluneční soustavě - na planetě Mars. Oživila zájem nejširší laické veřejnosti nejen o tuto kosmickou sousedku a možnosti jejího obydlení, ale i o život ve vesmíru vůbec. V tomto článku připomeneme některé skutečnosti k tomuto zajímavému tématu, které vzbudilo celosvětový zájem už po objevu fosilií v meteoritu ALH84001.

Úvod

Koho by pod hvězdnou oblohou nenapadla otázka, zda je život také jinde ve vesmíru, na planetě u některé z nespočetných jiných sluncí - jiných hvězd ?

Pohotovou odpověď dávají scifi - moderní pohádky a filmy, které nás ovlivňují tiskem, obrazem v televizi či na projekčním plátně. Napínavý příběh (v němž nechybí střílení a násilí) se odehrává někde ve vesmíru. Jejich mimozemšťané jsou vymyšlené bytosti, (mezi nimiž nechybí půvabná žena, kterou hrdina zachraňuje). Řeč zní učeně, ale odborná slova jsou prázdná, přičemž bezsmyslná tvrzení často odporují poznatkům vědy a se skutečností nemají nic společného. Účelem scifi není informovat o skutečnosti, nýbrž zábava pro diváka (či čtenáře) a tučný honorář pro autora. Představa o životě ve vesmíru takto pohodlně naservírovaná je nepravdivá, falešná. Je navíc nebezpečná, neboť pro mnohé diváky je scifi jediným zdrojem informací a její tvrzení považuje za poslední slovo vědy. Dáváme dnes, bohužel, často přednost setrvačnosti před vlastní myšlenkou a pohodlí před činem. Pokládáme slovo tištěné či vyřčené ve sdělovacích prostředcích za pravdu - čili věříme, že odpovídá skutečnosti. Skutečnost se nám pak někdy mstí. Vzpomínám na našeho známého astronoma a polárního výzkumníka, který měl žízeň a napil se kyseliny solné z láhve označené sodovka. Nápis sodovka na láhvi uložené v ledničce neměl nic společného se skutečným obsahem - byl prostě lživý. Scifi jsou zkrátka moderní pohádky, které na rozdíl od pohádek našich předků postrádají moudrost.

Odpověď astronomů, biologů, a vědců z jiných oborů je v porovnání s nabubřelými tvrzeními scifi velmi skromná. Jim jde o pravdu, o poznání skutečnosti, které se získává úsilovnou prací krok za krokem a často trvá po generace. Většina vědců se domnívá, že není žádný důvod, proč by život v celém vesmíru měl vzniknout a vyvíjet se jen ve sluneční soustavě - vždyť materiál, stavba, vývoj a zákony jsou všude stejné (to je tzv. kosmologický princip).

Vědecké poznání života ve vesmíru se od dob Nerudových žab daleko nedostalo: "Jen bychom rády věděly, vrch hlavy poulí zraky, jsou-li tam tvorové jako my, jsou-li tam žáby taky.." - tak nějak jsme se to učili ve škole.

Hledání míst (mimoslunečních planet), kde jsou vhodné podmínky pro život, případně kde život už vznikl a dokonce dospěl do technicky vyspělého společenství - to je velmi pracné, nákladné a pokračuje šnečím tempem i když se ho úsilovně zúčastňuje velký počet vědců nejrůznějších oborů, techniků a dělníků. Jisté je, že život může být jen tam, kde je voda. Je proto pochopitelné, že základním krokem hledání života ve vesmíru je pátrání po vodě v místech, kde by mohl život vzniknout. Proto také velký zájem o vodu na našem kosmickém sousedu.

.
Sonda Mars Odyssey objevila velké množství vody na Marsu

Tato zpráva oběhla koncem května letošního roku ve sdělovacích prostředcích celý svět. Byla založena na třech vědeckých sděleních v časopise Science z třicátého května letošního roku. V těchto článcích velkého kolektivu vědců byly opublikovány výsledky ze tří měřících přístrojů umístěných na umělém měsíci Mars Odyssey.

Marsova umělá družice   2001 Mars Odyssey.  Potřebnou energii získává ze slunečního záření (pomocí panelů slunečních článků). Čidlo  gama záření   
je vysunuto na stožáru. Čidlo pro rychlé neutrony (HEND - High Energy Neutron Detector) je umístěno na  družici (ve středu  obr.). (JPL,NASA)

Než se seznámíme s hlavními výsledky tohoto důležitého objevu, je třeba připomenout, že:

Mars je nejbližším nebeským tělesem, na němž mohl být život. Je Zemi nejblíže a proto je nejpřístupnější výzkumu. Po svém vzniku si byly obě planety (tj. Mars a Země ) podobné - teplé a vlhké, vhodné pro život.

Dnes se Mars značně liší od naší planety. Jeho průměr je poloviční. Zatímco povrch Země je ze 70 % pokryt vodou, na povrchu Marsu tekutá voda v současné době není. Jeho průměrná teplota je kolem minus 60°, kdežto na Zemi plus15 °C. Také atmosféra se zcela liší od atmosféry Země. Je velmi suchá. Obsahuje 10 000x méně vody než atmosféra Země: celkové množství odpovídá 1--2 km3 ledu, zatímco v zemské atmosféře je celkový obsah vody 13 000 km3. Nicméně i tak nepatrné množství se může stát nasyceným při velmi nízké teplotě. Ve výškách 20--80 km vznikají oblaky z jemných ledových částic, tvoří se přízemní ranní mlhy v údolích a tenká vrstva jíní v zimě a zákal kolem zimní polární čepičky.

Oblaka v atmosféře Marsu na soumrakové obloze. Jsou z krystalků vodního
ledu,  podobně jako ciry (vysoká peříčková oblaka) v zemské atmosféře.

Vodní led zčásti tvoří polární Marsovy čepičky.

Jižní polární čepička - útvar z vodního a suchého ledu (zmrzlý kysličník uhličitý). Přeložené vrstvy představují historii mnoha milionů roků. Některé jsou zbarvené pískem zaneseným k pólu písečnými bouřemi. (JPL,NASA)

Voda je rovněž pod povrchem ve formě permafrostu. V rovníkových oblastech sahá jeho vrstva patrně do hloubky několika set metrů, kdežto v polárních až do 1 km. Pod permafrostem by měla být -podle teoretických závěrů - voda tekutá, neboť nitro Marsu je žhavé. Nízký atmosférický tlak a nízká teplota nepřipouštějí existenci tekuté vody na povrchu. Avšak v minulosti na Marsu povrchu tekutá voda byla v takovém množství, že tvořila jezera a řeky.

Dnešní vyprahlý povrch a nepřítomnost dostatečného množství ozonu vylučují možnost života v současné době. Ani teplotní podmínky nejsou příznivé: průměrná teplota je -60 °C, maximální +20 °C a minimální -140 °C. Tlak (zaznamenaný sondami Viking 1 a 2) je 100x nižší než na Zemi.

Pohled na hluboký kaňon Waadim Valis, mnohem větší než Grand
 Canyon. Voda protékala   kráterem Gusev v popředí a vyhloubila tento hluboký kaňon.  Kráter
 Gusev bude zkoumat automatické planetární vozítko (2003 Mars Exploration Rover). Snímek
 z družice Mars Odyssey (v nepravých barvách),  JPL/NASA.

Povrch Marsu je skalnatý, kamenitý, pokrytý prachem a rozsáhlými dunami, četnými krátery, obrovskými sopkami, kaňony a vyschlými řečišti. Utvářely ho tektonické síly, dopady planetek, komet a meteoritů, sopečná činnost, tekoucí voda a prachové bouře. Jižní polokoule je převážně velmi stará vysočina, 1--4 km nad průměrnou úrovní. Je hustě pokryta vyhloubenými krátery. Podobá se pevninám na Měsíci.

Reliéfový globus Marsu. Jižní část je hornatá. Výrazná vyboulenina Tharsis na sever od rovníku byla vytvořena někdy v období před 4 - 3 miliardami roků, a to dopadem velkého tělesa  do protilehlého místa. V místě dopadu zůstala rozsáhlá proláklina Hellas. Vyboulení Tharsis bylo provázeno mohutnou sopečnou činností (nejvyšší sopka na levém úbočí Olympus Mons je třikrát vyšší než Mt.Everest).  Teplo uvolněné při dopadu a následné sopečné činnosti pravděpodobně způsobilo roztání permafrostu v obrovském měřítku a způsobilo obrovské veletoky. Při zvednutí Tharsis se vytvořil rozsáhlý systém údolí Valles Marineris (napravo podél rovníku). (JPL,NASA). Oblaka nad rozsáhlou výdutí Tharsis. Jsou z krystalků vodního ledu - jako peříčková oblaka v zemské atmosféře. Jsou na severozápad od nejvyšších sopek
(z nichž nejvyšší Olympus mons je vlevo nahoře). Svědčí o větru vanoucím od 
jihovýchodu, tj. od Valles Marineris. (JPL,NASA)

Naopak velká část severní polokoule je pokryta nižšími rovinami (většinou 1--2 km pod průměrnou úrovní) , je mnohem mladší a její vývoj byl složitější. Toto hlavní rozdělení na jižní vysočiny a severní nížiny bylo patrně způsobeno dopadem mohutného tělesa na konci akrece Marsu z protoplanetárního disku.

Na Marsu jsou nápadně široká údolí (vallis), táhnoucí se desítky až stovky kilometrů. Vznikla katastrofálními záplavami v době před 4--3 miliardami let. Hydrologové na základě zkušeností s veletoky na Zemi odhadují (s ohledem na gravitaci Marsu), že při obrovských záplavách mohl maximální průtok být miliony m3 vody za sekundu, a to rychlostí 90--360 km h. To je mnohem více, než bylo změřeno na Zemi. Jen v malém měřítku proběhla podobná záplava při zemětřesení v Peru, kdy se utrhl ledovec z hory Huascarán a směs ledu, vody a balvanů se řítila do údolí rychlostí asi 250 km h-1. V minutě pokryla město Yunkai, kde zahynulo 27 000 lidí. Na druhé straně Huascaránu při této katastrofě zahynula početná expedice našich horolezců.

Vrstevnaté dno hlubokého údolí (Candor Chasma), které je součástí rozsáhlého komplexu Valles Marineris.  Stáří této oblasti je kolem 3,5 miliard roků. Takových navrstvených oblastí - které představují dno dávných jezer či moří -
je na Marsu celá řada. (JPL,NASA).

Od příletu prvých sond k našemu sousedovi ke konci šedesátých a na začátku sedmdesátých let bylo známo mnoho míst na Marsu kde jsou zřetelné stopy působení vody: eroze, nánosy, vyschlá řečiště, systémy řek, kaňony, velká jezera.. Četné a výrazné stopy po vodě jsou, ale tekoucí voda není (a je-li, pak v hloubce pod povrchem). Na povrchu tekla voda někdy v období mezi 4 miliardami a 3 miliardami lety. Z onoho teplého a vlhkého období pochází i meteorit ALH84001, v jehož prasklinách jsou usazeniny (s mikrofosiliemi?).

Útvary nalezené v meteoritu z Marsu nalezeném v Antarktidě a označeném ALH84001. Připomínají mikroorganizmy na Zemi.

Důležité údaje o Marsu
MarsZeměMars/Země
hmotnost (1024 kg): 0,64 5,970,11
průměrný poloměr (km): 3 390 6 371 0,53
střední hustota (kg m-3):3 933 5 520 0,71
tíhové zrychlení (m s-2):3,69 9,78 0,38
hustota na povrchu (kg m-3):0,02 1,20
průměrná teplota (K): zhruba 210 288
denní rozsah teplot (K): 184--242 (Viking Lander 1)
Atmosféra: složení (objemové):
CO2 95,32 %
N2 2,7 %
Ar 1,6 %
O2 0,13 %
CO 0,08 %
H2O 0,03 %
NO 0,010%
Hledání vody na Marsu.

Kam se podělo velké množství vody, která byla v dávné vlhké teplé minulosti na Marsu ? Unikla z planety nebo je někde uschována pod povrchem ? Podle běžně přijímané domněnky je mnoho vody skryto pod povrchem planety jako permafrost a ve větších hloubkách kde je dostatečně vysoká teplota je voda v tekutém stavu. Současná měření tří přístrojů na Marsově umělé družici Mars Odyssey nasvědčují tomu, že při vychladnutí planety voda skutečně zůstala pod jejím povrchem jako permafrost.

Čidlo gama záření (GRS), neutronový spektrometr (NS) a detektor vysokoenergetických neutronů (HEND) na umělém měsíci Mars Odyssey zaregistrovaly z povrchu planety signály, které ukazují na přítomnost velkého množství vodíku v hloubce několika decimetrů. Všimněme si - měří se množství vodíku, nikoliv vody. A máme-li být úplně přesní - měří se množství protonů - jader vodíkových atomů. Jsou však pádné důvody pro to, že jsou to vesměs atomy vodíku, které jsou v molekulách vody. Přitom je podpovrchový vodík soustředěn hlavně do polárních oblastí. Přístroje na družici Odyssey "vidí" jen do hloubky několika decimetrů - přibližně do jednoho metru. Jaké záření "vidí" aby mohly měřit jeho množství ? Přístroj GRS měří elektromagnetické záření gama vyzařované z povrchu planety.

Gama záření z těch oblastí Marsu, v jejichž  podpovrchové vrstvě je obsažena voda (vodík).Vznik deuteronu je provázen emisí čáry 2,22 MeV. (Upraveno podle JPL,NASA)

Z jejího povrchu unikají nejen fotony gama, ale také hmotné částice - neutrony o různých energiích. Tok vysoce energetických neutronů měří detektor HEND (High Energy Neutron Detector), zatímco pro měření neutronů o nižších energiích (tzv termálních a epitermálních) provádí přístroj NS (Neutron Spectrometer).

Zde nastíníme pouze základní myšlenku určování množství vodíku (vody). Podrobný výklad a výsledky najde čtenář ve třech článcích publikovaných v časopise SCIENCE ze dne 30. května 2002.

Emise gama záření z povrchu Marsu.

Jak se měří množství vodíkových atomů - přesněji řečeno množství jejich jader (zvaných protony) ? Množství vodíku v povrchové vrstvě (do hloubky kolem 1 m) se měří dvěma způsoby: Jeden využívá toho, že jádra vodíku zpomalují rychlé neutrony tak, že od nich srážkami přebírají část pohybové energie. Druhý způsob je založen na tom, že jádra vodíkových atomů pohltí neutron, vznikne deuteron (jádro těžkého vodíku), který potom vyšle gama záření určité energie. V obou způsobech má podstatnou roli kosmické záření.

Mars nemá v současné době magnetosféru jako naše Země a také jeho atmosféra je mnohem řidší než atmosféra zemská. Proto jeho povrch je bičován částicemi kosmického záření mnohem více než povrch Země. Pronikají až do hloubky jednoho metru. Jejich energie je mnoho tisíckrát větší než vazebná energie nukleonů v atomovém jádře. Při nárazu do jádra těžších prvků dojde proto k jejich rozštěpení na několik částí, případně na úplné vypaření jádra na volné nukleony (protony a neutrony).

Zdroj neutronů a gama záření vysílaných z povrchu Marsu. Dopadající částice kosmického záření roztříští jádro těžkého prvku na rychlé nukleony (tj. protony a neutrony). Rychlé neutrony nejsou pohlceny a unikají  z povrchu. Při srážkách s protony (=jádry vodíku) jim předávají energii (neboť mají srovnatelnou hmotnost).  Zpomalují se a jako pomalé unikají z povrchu. Srážka pomalého neutronu s protonem někdy skončí splynutím a vznikne deuteron - jádro těžkého vodíku. Deuteron je vybuzený a  zbaví se energie vysláním čáry 2,22 MeV. (upraveno podle JPL,NASA).

Uvolněné neutrony mají velkou energii a snadno pronikají k povrchu a ven. Ty neutrony, které neuniknou, se srážejí s protony a při srážce ztrácejí svoji energii. Předávají při srážce část své energie protonům. Po několikanásobné srážce se z nich stávají pomalé neutrony - odborně řečeno tepelné, termalizované - které jsou pak snadno zachyceny atomovým jádrem některého prvku. (Podobný proces - tj. zpomalení rychlých neutronů na pomalé neutrony při srážkách s protony probíhá i v těch jaderných reaktorech - které jako moderátor užívají vodu.).

Při zachycení neutronu protonem dojde k jejich splynutí v deuteron tj. v jádro těžkého vodíku (deuteria). Při tom vzniklý deuteron - složený z jednoho protonu a jednoho neutronu - je vybuzený a při přeskoku do základního stavu vyšle gama záření určité vlnové délky. A právě toto záření měřené gama spektrografem na družici Odyssey potvrzuje nejen přítomnost vodíku, ale dovoluje určit i jeho množství v podpovrchové vrstvě 1 metr silné.

Z povrchu tedy unikají neutrony rychlé z roztříštěných atomů i pomalé, které byly zpomaleny srážkami s protony ve zmíněné vrstvě. Porovnání pomalých a rychlých neutronů dovoluje určit množství protonů - tj. množství vodíku.

Mars - měření rychlých neutronů  z  jader těžkých prvků roztříštěných kosmickým zářením.   V polárních oblastech jich vyzařuje povrch Mars méně než v nízkých šířkách. Tam je totiž jejich  tok  oslaben na polovinu
(jak ukazuje relativní stupnice), přesto že kosmické záření dopadá stejně ze všech směrů. Pokles v místech označených modře je způsoben přítomností vodíku (tj. pravděpodobně vody) v podpovrchové vrstvě. Vlevo dole je pohled na jižní polokouli (jižmí pól je ve středu), vpravo je polokoule severní. (2001 Mars Odyssey, JPL, NASA).

Přesto že jsou obě metody (tj. měření gama emise a neutronové emise z povrchu) zcela nezávislé, výsledky ukazují velmi dobrou shodu. Za věrohodného předpokladu že jde o vodík který je vázán s kyslíkem v molekuly, určují obě metody množství vody v podpovrchové vrstvě Marsu. Vzhledem k nízké teplotě je to permafrost, zmrzlá voda - led - v mezerách mezi pevnými částicemi povrchové vrstvy.

Měření ukazují permafrost především na jižní polokouli, na jih pod -60 stupňů šířky. Zatím nelze s přesností říci, jakou část permafrostu v horní vrstvě Marsu voda představuje. Podle odhadu odborníků jsou to několik málo procent až desítky procent - podle místa.

Pilotovaný let na Mars.

Zpráva o velkém množství vody na Marsu potěšila odborníky, kteří zkoumají možnost vyslat lidskou posádku na Mars. Bez vody by takový let nebyl možný. Mars je zhruba dvěstěkrát vzdálenější než Měsíc. Na Měsíc letěli astronauti v Apollu tři dny, k letu na Mars budou potřebovat nejméně půl roku tam a stejně dlouho zpět.. Technologie není ještě vypracovaná, cesta bude mnohem nesnadnější, nebezpečnější a nákladnější než na Měsíc. Zatím se připravují automatizované sondy, které budou důkladně zkoumat možnosti prostředí a možnosti pobytu astronautů na Marsu.

Pro výzkum Marsova povrchu se připravuje několik automatických sond. Např. evropská sonda Beagle 2, která bude ověřovat pomocí vrtného zařízení vodu pod povrchem a hlavně hledat stopy života minulého či přítomného. (Připomeňme, že název Beagle je podle lodi, na níž Darwin udělal důležité objevy týkající se vývoje života). Beagle 2 přistane blízko rovníku neboť by nemohl pracovat v drsnějších teplotních a tlakových podmínkách jaké jsou blíže k pólům. Američané připravují dvě planetární vozítka pro rok 2004. Výhledově se připravuje sonda pro přinesení vzorků z Marsu. Po pečlivém prozkoumání prostředí na Marsu pomocí automatických sond, až bude spolehlivě ověřeno, že lidé mohou na Marsu pobývat v bezpečí a vrátit se po nějaké době zpět na rodnou Zemi - pak se člověk odváží prvého obrovského kroku v planetární soustavě. Kdy to bude ? Snad za deset - patnáct let. Uskutečnění tohoto nejodvážnější lidského činu bude možné jen ve spolupráci mnoha států. Pokud ovšem nebudou zbrojit a místo vzájemného vyvražďování spojí své úsilí k cestě mnohem odvážnější než byla před pěti stoletími cesta Kolumbova.