Kamenné planety > Mars > Voda na Marsu

Voda na Marsu

Při pečlivém vyhodnocování snímků povrchu Marsu, pořízených orbitálními moduly, odhalili odborníci útvary, jenž byly někdy v minulosti vytvořeny tekoucí vodou. Připomínají údolí, kdysi vymletá pradávnými řekami, meandrovitě spletité sítě řek, hluboké kaňony, horské průrvy a dokonce útvary vyhlížející jako pobřeží dávných moří či oceánů. Důkazů o někdejší přítomnosti vody na povrchu a pod povrchem Marsu máme dostatek.

Údolí vymletá dlouhodobě tekoucí vodou

Meandrovité sítě údolí vznikají postupným vymletím proudící vodou. To znamená, že k jejich vytvoření bylo zapotřebí klimatu, ve kterém je voda stabilnější než dnes, a že na Marsu pršelo. Téměř všechna řečiště se vyskytují na jižní polokouli. Jelikož se terén Marsu svažuje z jižních vysočin do severních nížin, proudila voda právě tímto směrem. Zjištěná řečiště připomínají pozemská údolí.

Meandrovitá síť říčních koryt
Meandrovitá síť říčních koryt (43° j.š., 93° délky). Snímek má napříč asi 160 km, pořízen 13. února 1978 sondou Viking.

Řeka vytváří údolí tím způsobem, že se neustále zařezává do povrchu a rozrušený materiál odnáší s sebou. Tím v krajině zanechává pouze hladké svahy a uvnitř koryto, jímž řeka proudí. Některá údolí na Marsu však žádná vyschlá řečiště (kanály) uvnitř nemají. Vědci se proto domnívají, že je může mít na svědomí podzemní voda. Ta vymlela podzemní tunely, které se posléze propadly.

Na základě eroze kráterů a dalších povrchových útvarů odborníci dospěli k závěru, že voda tekla po povrchu Marsu v době před asi 4 až 3,5 mld. let. Vědci si ale zatím nejsou zcela jisti, zda tento stav trval po celou půl miliardu let nebo jen po několik tisíciletí.

Starší terén vykazuje velký stupeň eroze. Krátery menší než 15 km byly smazány úplně a na větších jsou patrné stopy zanechané tekoucí vodou. Avšak čím více se blížíme k době před 3,5 mld. let, poškození je o mnoho menší. Prostředí na Marsu se tedy muselo velice dramaticky změnit. Tou dobou také zmizely řeky z Marsu.

Bylo by zde vhodné poznamenat, že údolí Valles Marineris nebylo vytvořeno proudící vodou, nýbrž že se jedná o gigantickou zlomovou linii. Přesto byly svahy tohoto grandiózního kaňonu narušeny několika erozivními faktory mezi nimiž figuruje i voda.

Řečiště vytvořená během katastrofických záplav

Odborníci při zkoumání snímků povrchu Marsu objevili i další neklamné stopy po proudící vodě. Jedná se o ohromná řečiště, jimiž protékal proud vody 1 000x větší, než jaký má dnes řeka Mississipy (100 až 200 km široké, 1 000 až 2 000 km dlouhé).

Takovéto katastrofické záplavy vznikaly při uvolnění podzemních zásob vody z martské kůry. Došlo k nim vícekrát v historii, přičemž jsou mladší než meandrovité údolní sítě, a lze je zařadit do období asi před 1,5 až 2,5 mld. let. Většina těchto mohutných kanálů se nachází na severní polokouli.

Kanál v oblasti Valles Marineris
Kanál táhnoucí se z oblasti Valles Marineris do severních nížin. Odhalen kombinací výškových (MOLA) a gravitačních (RS) měření sondy Mars Global Surveyor.

Ačkoliv vědci neznají přesně mechanismus, který mohl takovéto záplavy spustit, předpokládají, že byly způsobeny dopadem kosmických těles anebo tektonickou činností (zemětřesením). Avšak aby došlo k erozi pozorovaného rozměru, bylo by podle nich třeba více vody, než kolik se jí z podzemí může najednou uvolnit.

Dále je na těchto odtokových kanálech neobvyklé to, že dále nepokračují do severních rovin, ale náhle končí, přestože terén dále klesá. Některé výpočty naznačují, že objem vody dodávaný těmito kanály byl natolik velký, aby se vytvořil buď (1) oceán v severních nížinách (Utopia Planitia) nebo (2) severní ledový oceán (Oceanus Borealis).

Geologické útvary podobné pobřežím

Severní roviny dnes vykazují sedimentární nánosy (bahno, písek) a v těchto oblastech se pravděpodobně dříve hromadily obrovské masy vody, které sem přitékaly z jihu. Zdejší povrch, kdysi možná pokrytý oceánem, je dnes hladký a rovný.

Voda na Marsu
Asi takhle to podle umělce Michaela Carolla vypadalo na Marsu v době, kdy byly severní nížiny zaplavovány vodou a nacházel se zde ledový oceán.

Geologové studující fotografie pořízené sondami navíc objevili něco, jenž silně připomíná zbytky pobřeží. To potvrdila i měření provedená laserovým výškoměrem, jenž pracoval na palubě sondy Mars Global Surveyor.

Sedimentární vrstvy

Pozorované sedimentární vrstvy (usazeniny) vznikají na dnech moří či oceánů a je téměř nemožné, aby se vytvořily bez vody. Stejně jako na Zemi mohou tyto vrstvy ukrývat fosilní zbytky pradávného života. Horninové usazeniny jsou rozprostřeny na nesčetných místech planety a dokládají někdejší hojnost tekuté vody na povrchu Marsu.

Sedimentární vrstvy na Marsu
Ukázka sedimentárních vrstev spatřených sondou MGS

Prostředí pozorované v místech přistání sond

Fotografie oblých kamenů a oblázků odeslané z místa přistání sondy Mars Pathfinder potvrdily, že touto oblastí kdysi proteklo velké množství vody. (1) Zakulacené kamení, (2) přítomnost prachu poletujícího atmosférou a zachyceného magnetem a také (3) písek, jenž na Zemi vzniká rozpadem hornin vlivem tekuté vody svědčí o tom, že Mars měl kdysi teplejší a vlhčí klima.

Kam všechna voda zmizela? Znamená to, že na Marsu někdy v historii vládlo přívětivější klima než dnes?

Většina vědců se nedomnívá, že by došlo k náhlé změně prostředí vlivem nějaké kataklyzmatické události, např. srážkou planety s velkým asteroidem. Spíše se podmínky během tisíciletí postupně měnily s tím, jak Mars ztrácel svoji atmosféru ... až se z něj stala chladná poušť.

Mars v současnosti

Mars měl kdysi obrovské zásoby vody.

Nikdo neví, kolik vody mohlo na Marsu vůbec kdy být, ale lze předpokládat, že v poměru k velikosti planet stejně jako na Zemi. Dnes je výskyt tekuté vody na povrchu znemožněn díky tenké, málo husté atmosféře — Sluncem rozehřátý kousek ledu se ihned přemění na vodní páru.

Voda je uložena jako podzemní

Podobně jako Země má i Mars horké jádro. Ve hloubce 5 km (na rovníku) až 10 km (na pólech), kde je dostatečný tlak i teplota, se může po celé planetě rozprostírat 50 až 500 metrů silná, souvislá vrstva tekuté vody.

V některých místech se může voda prodrat až k povrchu vlivem podpovrchové geotermální aktivity a vytrysknout jako horký pramen. Vědci se domnívají, že na některých místech se tekutá voda nachází v hloubce menší než 500 metrů pod povrchem.

Překvapení přinesly snímky ukazující kanály vytvořené tekoucí vodou v geologicky nedávné minulosti — někdy během uplynulých deseti miliónů let.

Oblast Noachis Terra
Průrvy zanechané na stěně kráteru (54,8° j.š., 17,5° d.) v oblasti Noachis Terra. Záběr pokrývá oblast 3 x 6,7 km, pořízen 28. září 1999.

Tyto kanály se nacházejí ve velmi chladných částech Marsu na jižní polokouli, v oblastech, v nichž průměrná teplota činí –70 °C. Voda se zde dostala na povrch z hloubky asi sta metrů, tedy z míst, které by měly být zmrzlé.

Permafrost

Mnoho vody bude uvězněno i ve věčně zmrzlé půdě, která pokrývá celý povrch a až z 50 % může být tvořena vodním ledem.

Polární čepičky

Tloušťka ledu severní polární čepičky je nejméně 2,5 km. Množství vodního ledu však představuje stěží polovinu objemu grónského ledovce a je přinejmenším o řád nižší, než předpokládaný objem vody někdejšího vodního oceánu na Marsu.

Voda zmizela do vesmíru

Vědci usuzují, že část dřívějších zásob vody planetu navždy opustila. Někteří se dokonce domnívají, že do vesmíru zmizela většina vody.

V atmosféře

V atmosféře je jen nepatrné množství vodních par. Ranní mlhy se tvoří během noci, kdy teploty prudce klesají, voda v atmosféře mrzne a tvoří mračna z krystalek vodního ledu. Nato, aby mohlo sněžit je však vodních par málo.

Voda v tekutém stavu

Čistá voda může v kapalném stavu existovat pouze za určitého tlaku a teploty. Fázový diagram vody ukazuje minimální podmínky potřebné pro existenci kapalné vody.

Fázový diagram
Fázový diagram. Tlak je vyznačen v atmosférách, 1 atm.=101 325 Pa (prům. tlak na Zemi).

Aby mohla voda existovat v kapalném stavu je zapotřebí, aby byl atmosférický tlak vyšší než 610 Pa a teplota vyšší než 0,01 °C. Tato kombinaci tlaku a teploty je označována jako trojný bod vody (T). Současně musí být také teplota nižší než teplota, při níž se voda mění za daného tlaku v páru.

U nás na Zemi je tlak dostatečný — při povrchu činí v průměru 101 325 Pa a hranici 610 Pa tedy mnohokrát převyšuje. Voda tak může v závislosti na teplotě existovat ve všech třech skupenstvích (znázorněno zeleně).

Marsova tenká atmosféra však dnes vytváří pouze nízký tlak, který v průměru dosahuje necelých 610 Pa (na obrázku červeně). Pokud je tlak nižší než 610 Pa, voda existuje jen jako led a sníh nebo pára. To znamená, že tající led se nemění na tekutinu, nýbrž se ihned přeměňuje v páru a naopak.

Vědci se domnívají, že v době, kdy měl Mars silnější atmosféru a tím i vyšší tlak a teplotu byla na jeho povrchu voda velice hojně rozšířena. Avšak hlavní součást atmosféry, oxid uhličitý (CO2), se rozpouštěl ve vodě, kde reagoval s křemičitany a vytvářel uhličitany. Tím se neustále ztrácel z atmosféry, která se tím ztenčovala tak dlouho, dokud tlak neklesl pod trojný bod.

To samé se děje i na Zemi avšak naše aktivní sopky oxid uhličitý „recyklují“ a dodávají zpět do atmosféry.

Tlak

Velikost udávaného tlaku na Marsu (610 Pa) je však pouze průměrná hodnota vztažená na celou planetu. Tlak je tedy na některých místech planety vyšší a na některých nižší. Nejvyšší je nepochybně v nejníže položeném místě, tedy v kráteru Hellas a činí zde 1240 Pa. Nejvyšší naměřené hodnoty tlaku v místech přistání kosmických sond jsou následující

  • Viking 1 Lander - 900 Pa
  • Viking 2 Lander - 1080 Pa
  • Pathfinder - 680 Pa

Ještě při tlaku 610 Pa vypařování začíná při 0 °C. Pokud ale hodnota tlaku vystoupí nad 610 Pa, pak zde teoreticky může voda existovat v kapalném stavu až do 10 °C, kdy se začne vypařovat do vysušené atmosféry. Jinými slovy: voda začíná při 10 °C na Marsu vařit.

Dr. Robert Haberle (NASA/ARC) se pokusil určit místa, v nichž se může voda po přechodnou dobu udržet v tekutém stavu. Minimálními požadavky byly tlak a teplota převyšující trojný bod a zároveň teplota pod bodem varu. Haberle tak dospěl k pěti odlišným oblastem, které společně pokrývají 30 % martského povrchu. Jsou jimi Amazonis, Chryse, Elysium, Hellas a Argyre Planitia.

Dostatečně vysoké teploty nad bodem mrazu se však na Marsu udrží pouze během dne. Tenká atmosféra a nepřítomnost oceánu mají za následek, že během noci, kdy na povrch nedopadají sluneční paprsky, dochází k poklesu teploty až o 90 °C. Veškerá voda, která se zde případně nachází tedy přes noc zmrzne.

Související snímky

Stěna kráteru Noachis Terra
Snímek

Průrvy zanechané na stěně kráteru (54,8° j.š., 17,5° d.) v oblasti Noachis Terra. Záběr pokrývá oblast 3 x 6,7 km, pořízen 28. září 1999.

Autor snímku: NASA/JPL
Kosmická sonda: Mars Global Surveyor

Kanály v oblasti Gorgonum Chaos
Snímek

Kanály v oblasti Gorgonum Chaos (37,5° j.š., 189,1° d.) proudilo velké množství vody. Záběr pokrývá oblast 3 x 2,6 km, pořízen 22. ledna 2000.

Autor snímku: NASA/JPL
Kosmická sonda: Mars Global Surveyor

Stěna kráteru Gorgonum Chaos
Snímek

Síť koryt vytvořená ve stěně kráteru ve východní části oblasti Gorgonum Chaos (37,5° j.š., 189,1° délky).

Autor snímku: NASA/JPL
Kosmická sonda: Mars Global Surveyor

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 15592krát.

* * *    Zrcadleno ze stránek astronomia.zcu.cz/planety/mars/1151-voda-na-marsu    * * *
Vytištěno ze stránky projektu Planety (planety.astro.cz/mars/1151-voda-na-marsu)
Nahrávám...