Komerční prezentace
Registrace uživatele

Přihlašte se k odběru informací, novinek, získejte přístup do diskuzního fóra.

Vesmír č. 10
Vesmír č. 10
Toto číslo vychází
2. 10. 2017
Novinky
Zdarma jedno celé číslo Vesmíru v pdf.
• Říjnové číslo Vesmíru
reklama

Říše temnoty a chladu

Publikováno: Vesmír 93, 562, 2014/10

„,Oceány pod ledem‘ by mohly být běžné…, velmi rozšířené v okolí méně hmotných hvězd Galaxie.“

D. Ehrenreich & A. Cassan, 2006

Pohřbeny hluboko pod silnými ledovými krustami a zahřívány převážně slapovými silami a radiogenním ohřevem nespatří podpovrchové oceány sluneční světlo – pokud vůbec nějaké slunce mají. Ještě před několika desítkami let byly doménou science fiction. Od chvíle, kdy průlety Voyagerů kolem Europy spustily vír dohadů o jejich existenci v naší soustavě, jsme se dozvěděli mnohé o charakteristikách podpovrchových oceánů, zjistili, že mohou existovat na více světech, než jsme se dřív odvažovali hádat, a mohou být přitažlivější, než doufali i autoři science fiction.

Rok 1979 navždy změnil náš pohled na Europu. Snímky zaslané Voyagery zažehly jiskru zájmu o tento měsíc. Jeho povrch se zdál zvláštní: poměrně hladký, s vysokým albedem, s nečetnými impaktními krátery a mnoha podivnými hřebeny a trhlinami. Právě to vedlo ke spekulacím o existenci oceánu kapalné vody pod vnější ledovou slupkou, byť první domněnky se objevily již na počátku sedmdesátých let. To by umožnilo dostatečnou geologickou aktivitu k odstranění starších povrchových útvarů, jako jsou impaktní krátery, a vedlo k formaci lineárních brázd.

Pozdější pozorování potvrdila, že tyto představy byly s největší pravděpodobností správné; oceán je pro rozmanitou geologii Europy nejjednodušším vysvětlením. Jeho existenci indikuje i přítomnost některých sloučenin na povrchu (zejména rozličných solí kyseliny sírové, ač může jít i o čistě radiační produkty) a především interakce měsíce s magnetosférou Jupiteru. V magnetickém poli plynného obra indukuje Europa magnetické pole, což by nebylo možné bez vrstvy schopné vést elektrický proud. Intenzita a struktura pole nasvědčuje přítomnosti oceánu s vysokým podílem rozpuštěných solí a kyselin, a i gravitační měření podporují oceán hluboký od několika desítek po více než 150 kilometrů.

Vlna zájmu o Europu vyvolala množství návrhů na uspořádání misí s přistáním na jejím povrchu. Proč tam tedy ještě nejsme? Kromě obavy z případné kontaminace pozemskými organismy brání přistání sond závažná technická překážka. Intenzivní magnetické pole Jupiteru interaguje s částicemi v okolí (uvolňovanými převážně sopečnou činností Io) a tvoří silné radiační pásy plné urychlených ionizovaných atomů a molekul. Právě ty způsobily ztrátu většiny snímků Io, jež pořídil Pioneer 11. Dokonce i sonda Galileo, zkonstruovaná tak, aby v tomto prostředí vydržela, zažila kvůli radiaci několik zádrhelů.

Naneštěstí pro naše plány vesmírného výzkumu je Europa přímo uvnitř radiačních pásů. Jakákoli sonda by jimi musela proletět a přestát extrémní hodnoty ionizující radiace. Další potíží pro mise přímo zkoumající europský oceán je to, že přesně neznáme tloušťku a strukturu vnější ledové slupky. Měli bychom očekávat, že bude silná pouhých několik kilometrů, nebo celé desítky? Že ji bude tvořit jen tvrdý, ale křehký led, nebo pod ním bude ještě vrstva teplejšího konvektivního ledu? A kdyby se nějaký přístroj pokoušel protavit skrz, nebyl by rychle pokryt vrstvou solí a uvězněn?

Evropská vesmírná agentura má zatím na rok 2022 v plánu misi JUICE s cílem prozkoumat Ganymedes, Callisto a Europu. Andrew LePage letos navrhl modifikaci konceptu mise LIFE k Enceladu s obletem Europy a Io, při němž by měly být získány vzorky průletem ledových gejzírů, resp. vulkanických výtrysků. Všechny mise počítající s přistáním jsou dosud jen konceptem a pravděpodobně jím zůstanou, dokud o ledové slupce i oceánu pod ní nezjistíme více. Do té doby můžeme o vlastnostech europského oceánu pouze spekulovat na základě dostupných dat. Podívejme se blíže, zda by byl potenciálně schopen podporovat život, jak ho známe.

Život na Europě?

Život potřebuje ke své existenci několik základních věcí: vodu jako rozpouštědlo, zdroj energie, stavební prvky, chemické a energetické nerovnováhy. To vše se na Europě nachází – ale stačí to?

Kapalná voda rozhodně není limitující – i v případě silné ledové slupky se jí tam nachází pravděpodobně nejméně dvakrát víc než v pozemských oceánech. Biogenních prvků by měl být na Europě dostatek již z dob silného kometárního bombardování. Je ovšem otázka, jak jsou nyní vázané. Dříve se předpokládalo, že jejich současná dostupnost bude spíše nízká, novější analýzy nasvědčují spíše opaku. Ale život ke svému vzniku nutně potřebuje chemické cykly. Aby mohly existovat, musí být oceán v kontaktu s horninným pláštěm (pokud nepředpokládáme cykly vázané čistě na radiační produkty). Podle většiny modelů v tomto kontaktu skutečně je; jiné však předpovídají na dně vrstvu vysokotlakého ledu, která by přímému styku vody s horninou zabránila.

Salinita a složení oceánu zůstává další dosud nezodpovězenou otázkou. Na základě indukovaného magnetického pole a sloučenin na povrchu je možné usuzovat, že je o něco méně slaný než pozemské oceány nebo naopak až dvakrát slanější než Mrtvé moře. V druhém případě by v něm byly schopny přežít pouze ty nejextrémnější halofilní bakterie. Salinita ovšem nemusí být největší problém; představte si oceán plný hydrolyzované kyseliny sírové, s pH nižším než 1. Může ale být i vysoce zásaditý. Také by mohl být relativně redukovaný i oxidovaný v závislosti zejména na raném období existence Europy. Jupiter byl tehdy teplejší a Europa mohla mít kapalný oceán na povrchu a atmosféru složenou převážně z vodní páry. V takovém případě by byl současný oceán pravděpodobně oxidovaný.

Teplota oceánu se může pohybovat mezi několika stupni nad nulou a přibližně –40 °C, s vodou stále kapalnou díky vysoké salinitě a účinku amoniaku. Pakliže se na dně nacházejí hydrotermální průduchy, v jejich okolí by teplota mohla dosáhnout až stovek stupňů Celsia. Organismy na Europě by také musely být schopny vydržet vysoký tlak. Na Zemi existují mikroorganismy schopné reprodukce i za extrémních hodnot všech uvedených vlastností, zejména z rodu Halomonas. Při dostatku kyslíku – který může být produkován radiolýzou vody ve vnější slupce a absorbován oceánem – by tam teoreticky mohlo přežít ještě mnohem více mikroorganismů.

Jak by případný europský život získával energii?

Zatím nejpravděpodobnějším kandidátem je metanogeneze, k níž dochází za širokého spektra podmínek představitelných v tomto oceánu. V závislosti na skutečných parametrech by europský oceán mohl být schopen uživit i několik trofických úrovní a udržitelný, ač nejspíše dosti chudý ekosystém (podrobněji viz rámeček).

Europa je nejslavnějším tělesem s pravděpodobným vnitřním oceánem – ale pouze jedním z mnoha. Další dva z Galileových měsíců, Ganymedes a Callisto, na základě indukovaného magnetického pole mají zřejmě též podpovrchovou kapalnou vodu. Jejich modely však spíše nasvědčují tomu, že je uvězněna mezi vnější slupkou a vrstvou vysokotlakého ledu na dně. Bez přímého kontaktu s horninou by postrádaly podmínky pro život, jaké snad můžeme nalézt na Europě. Nejnovější model však ukazuje, že to nemusí být tak jednoduché: Ganymedes může mít až tři vrstvy ledu a kapalnou vodu mezi nimi. V případě dostatečné salinity (tedy i hustoty) se bude voda nacházet na dně místo původně předpokládaného vysokotlakého ledu. Zatím není jasné, jak dlouho by takovýto stav mohl přetrvat (ač vychází stabilní, externí faktory z něj mohou systém vychýlit).

Přesuneme-li se k Saturnu, narazíme na jedno z nejzajímavějších těles sluneční soustavy: Titan. Pod oranžovohnědou mlhou jeho husté atmosféry leží alkanová moře a řeky, duny z tholinů a sněhová pokrývka metanu. Přibližně 200 kilometrů pod touto fantastickou krajinou se může skrývat oceán vody a čpavku – ovšem nejspíše také uvězněný mezi dvěma vrstvami ledu.

Další fascinující objekt obíhající Saturn je maličký měsíc Enceladus. Od doby, kdy sonda Cassini (Vesmír 73, 16, 1994/1) pozorovala gejzíry poblíž jeho jižního pólu, zůstává jeho kryovulkanická aktivita stále záhadou; existenci velké kapsy kapalné vody, hluboké 30–40 km, v jižní oblasti nicméně potvrdila i nedávno zveřejněná gravitační měření tohoto měsíce. Můžeme si být prakticky jisti, že tam oceán existuje – jak se tam ovšem udržel? Současné slapové zahřívání měsíce je zanedbatelné a zanedbatelný by měl být i rozpad radioaktivních prvků. Malý měsíc je přitom velmi aktivní. Jeho povrch se zdá mladý a dlouhé lineární „tygří pruhy“ nedaleko jižního pólu nasvědčují extenzionálnímu stresu, nepřímému znaku podpovrchové kapaliny. Jako vysvětlení kryovulkanismu se nabízí intenzivnější slapový ohřev v minulosti a současné zahřívání třením vůči sobě se pohybujících vrstev v oblasti pólu, ale zatím není jasné, zda by dokázaly způsobit, aby maličký měsíc tak intenzivně chrlil ledové částice do Saturnova kdysi záhadného E-prstence. Oceán se téměř jistě nachází v kontaktu s horninou a mnozí autoři se shodují, že tam mohou existovat geochemické podmínky vhodné pro život; tomu nasvědčují i soli zachycené v gejzírech Enceladu.

Existence podpovrchového oceánu je možná též na dalších měsících Saturnu: na Dione, kde byla nedávno zachycena vodní pára, a Rhee; s menší pravděpodobností očekáváme oceán na Tethys a Iapetu. Podobná tvrzení byla vyřčena i o Titanii a Oberonu, největších měsících ledového obra Uranu. Ale pro příklad skutečně kryovulkanicky aktivního tělesa se musíme podívat ještě dál: k Neptunu a jeho jedinému velkému satelitu Tritonu. Triton je kvůli své retrográdní oběžné dráze, výraznému sklonu a podezřelé absenci dalších velkých měsíců považován za druhotně zachycené těleso původem z Kuiperova pásu.

Povrch Tritonu se jeví geologicky mladý a byly tam pozorovány oblasti nerovnoměrného zbarvení a gejzíry, jejichž složení zatím neznáme. Během rané fáze sluneční soustavy musel být slapový ohřev zachyceného měsíce velmi výrazný, patrně dostatečný k roztavení části ledového nitra. A oceány kryté vrstvou, jež nijak zvlášť dobře nevede teplo, mohou existovat dlouho. Při existenci radioaktivního rozpadu a dostatku sloučenin fungujících jako nemrznoucí směs, např. v těchto částech soustavy hojného amoniaku, můžeme soudit, že jakmile už podpovrchový oceán jednou existuje, není právě snadné ho znovu zmrazit.

Nemusíme se však omezovat jen na měsíce obrů. Podíváme-li se blíž do prostoru mezi drahami Marsu a Jupiteru, nalezneme široký pás asteroidů. Mohla by se kapalná voda vyskytovat i tam?

Nedávno byla vodní pára zachycena na Cereře, největším tělese pásu, obsahujícím přibližně třetinu jeho celkové hmotnosti. Zdali je to důkaz kryovulkanické aktivity, a tím možné vody pod povrchem, zatím nevíme. Sonda Dawn by se tam měla podívat již v únoru 2015.

Pás asteroidů mezi Marsem a Jupiterem je ovšem pouhým dětským pískovištěm ve srovnání s Kuiperovým pásem. Nejznámější objekt tohoto pásu je trpasličí planeta Pluto se svým souputníkem Charonem.1) Dosud nebyla provedena žádná blízká pozorování – to se však má příští rok změnit s průletem New Horizons. Během něj by nám sonda mohla prozradit ještě další fascinující fakta, jež jsme původně neočekávali. V roce 2006, krátce po jejím vypuštění, byla publikována studie Hussmanna et al., zabývající se radiogenním ohřevem středně velkých ledových těles. Většina jejich modelů připouštěla existenci podpovrchové kapalné vody nejen na Plutu a Charonu, ale i na mnoha dalších objektech Kuiperova pásu. Pokud se v nitru Pluta opravdu nachází oceán, neměla by být pozorovatelná žádná fosilní výduť z doby dávné rychlejší rotace. Zachycení kryovulkanismu – na Charonu indikovaného zatím spektroskopickou detekcí krystalického vodního ledu – by bylo ještě mnohem lepším vodítkem. Příští rok uvidíme.

Eris, trpasličí planeta objevená roku 2005, by mohla být ještě lepším kandidátem, a to proto, že je větší než Pluto, a tím pádem by měla mít větší množství radioaktivních prvků. Seznam dalších těles Kuiperova pásu, která mohou hostit podpovrchové oceány, by mohl pokračovat i tělesy jako Quaoar a Orcus. Ze tří trpasličích planet, jejichž objev byl ohlášen letos na jaře, by se oceán teoreticky mohl nacházet na 2013 FY27, jejíž rozměry se podobají Orcu, nebo je dokonce přesahují.

Nejvzdálenější těleso sluneční soustavy, kde byl předpovězen oceán pod povrchem, je trpasličí planeta Sedna. Ve svém periheliu se dostává 76 AU daleko od Slunce – více než dvaapůlkrát dál než Pluto ve vlastním periheliu. Kvůli extrémně vysoké excentricitě své dráhy se ovšem Sedna nachází přibližně 940 AU daleko v aféliu – více než sedmkrát dál, než se dosud dokázal dostat Voyager 1, prozatím nejvzdálenější lidský výtvor. Podobně jako Triton nám Sedna může vyprávět divoký příběh o počátcích naší soustavy.

Je obtížně představitelné, že by oceány kapalné vody existovaly tak daleko od Slunce, modely radiogenního ohřevu ovšem naznačují, že je to možné. S dostatkem čpavku a dobře izolující slupkou by navíc zřejmě mohl přetrvat i oceán o teplotě nižší než –100 °C.

Sedna je jen jedním z mnoha objektů kolem Slunce, který ukázal, že naše vlastní soustava je fantastičtější a její historie mnohem poutavější, než jsme si dříve uměli představit. Ale náš pohled se nevyhnutelně stáčí k dalším hvězdám, když se ptáme, zda by podmínky pro existenci života mohly existovat i tam.

Možnost existence podpovrchového oceánu byla navržena u několika známých exoplanet, zejména tří v systému Gliese 667 C (f, e, d) a pro Gliese 581d. Jak můžeme zjistit, zda jsou tyto předpovědi správné?

Detekce podpovrchové kapalné vody na exoplanetách je komplikovaná, ovšem proveditelná. Můžeme použít tytéž nepřímé indikátory kryovulkanismu jako u těles obíhajících Slunce: krystalický vodní led a směsi vodního ledu s amoniakem. Dokážeme je spektroskopicky detekovat a snad nám v tom u vzdálených těles pomůže nová generace teleskopů jako FINESSE, ESM, EchO a v neposlední řadě JWST, který má být vynesen na oběžnou dráhu Země v roce 2018.

Měli bychom se dívat jen do okolí jiných hvězd?

Již bylo objeveno několik planet bez hvězd. Některé mohly být katapultovány ze svých původních soustav, jiné se – v případě hnědých trpaslíků – mohly zformovat samostatně. Některé by mohly hostit pod tlustými slupkami ledu podpovrchové oceány; jiné by mohly mít vlastní exoměsíce s těmito podmínkami. V naší galaxii se nachází nejméně 100 miliard hvězd. Mnohé z nich by mohly být domovem světů s podpovrchovými oceány; taková místa nemusíme hledat pouze v úzkých obyvatelných zónách. A podle optimističtějších odhadů zde může být dvojnásobně volných planet než hvězd. Ačkoli by většina podpovrchových oceánů pravděpodobně nedokázala udržet ani extremofilní formy života, jak jej známe, mohou být jedním z nejčastějších prostředí potenciálně vhodných pro život. Při pohledu na naši sluneční soustavu i dál můžeme ještě spatřit bezpočet světů plných fascinujících možností.

Poděkování: Autorka děkuje Tomáši Petráskovi, autorovi popularizačních publikací „Vzdálené světy I a II“, za čtení beta verze článku.

Poznámky

1) V době, kdy byla vypuštěna sonda New Horizons, bylo Pluto stále považováno za planetu, překlasifikováno bylo krátce nato. To ovšem nic nezměnilo na skutečnosti, že jde o zajímavý a zatím záhadný objekt.

2) Tomáš Petrásek, Igor Duszek: Vzdálené světy I, Triton, Praha 2009.

Možnosti života na Europě

Je-li oceán na Europě skutečně v kontaktu s horninou, jak se předpokládá, mohou na tomto měsíci existovat podmínky pro život. Ač naše odhady salinity, složení, pH i teploty značně kolísají, život by si zřejmě dovedl poradit s celou jejich škálou a osídlit na Europě řadu míst.

Podíváme-li se na ledovou krustu na povrchu měsíce, asi se nám nebude zdát, že by se tam mohl nacházet život – za extrémně nízkých teplot, tlaku blízkého vakuu, smrtících dávek radiace… Několik metrů pod povrchem by však byl dle Greenberga a Geisslera (2002) možný život stíněn před většinou ionizujícího záření (přičemž od hloubky cca 20 m by se úroveň radiace prakticky rovnala pozemské). Mohl by existovat v periodicky vznikajících trhlinách naplněných kapalnou vodou a zahřívaných slapy a mít tam ještě dostatek světla pro fotosyntézu. Daná trhlina může být aktivní i přes tisíc let, a pokud by organismy byly schopny přejít na delší dobu do anabiózy a produkovat odolná disperzní stadia, mohla by i ledová slupka Europy obsahovat živé mikroorganismy. Jiní autoři ovšem namítají, že Greenberg přeceňuje zahřívání v trhlinách a podceňuje radiaci. Z pozemského života nicméně známe psychrofilní či psychrotolerantní fotosyntetizující mikroorganismy, a to včetně anoxygenních (např. Rhodoferax antarcticus či mikrobi připomínající Chlorobium a Thiocapsa), a kapalná voda v oblastech zemských pólů nám ukazuje, že i za velmi nízkých teplot (stále však výrazně vyšších než na Europě) a periodického zamrzání může existovat život.

Potenciálně dosti vhodné prostředí pro život poskytuje i okolí hydrotermálních průduchů, které by za širokého spektra podmínek v oceánu podporovalo zejména metanogenní mikroorganismy. McCollom (1999) odhaduje, že energie z hydrotermálních průduchů by mohla být dostatečná pro roční produkci biomasy, jejíž velikost by byla o osm až devět řádů nižší, než je produkce biomasy na Zemi. V oblasti dna by mimo chemolitotrofy mohl existovat také systém rozkladačů závislý na přísunu organických látek z mrtvých organismů, pakliže by tohoto zdroje vznikalo dostatečné množství.

I kdyby na Europě fotosyntéza neprobíhala, neexistovalo dost hydrotermálních průduchů a nebyly využívány ani jiné zmíněné zdroje energie, existuje přinejmenším ještě možnost ekosystému závislého na radiačních produktech. Interakce ionizovaných částic s vodním ledem může vést ke vzniku kyslíku, peroxidu vodíku i dalších oxidantů a k cyklu uhlíku ve formě oxidu uhličitého, uhelnatého i organických sloučenin. Procesy v ledové krustě zatím dobře neznáme, ale pravděpodobně zejména v tzv. oblastech chaosu dochází k relativně rychlé obměně povrchového ledu a materiál z původně vyšších vrstev se dostává do přímého kontaktu s oceánem. Tak by mohly zmiňované látky poměrně intenzivně obohacovat vodu.

Nenároční metanotrofové by tak lokálně měli vše potřebné k životu a podle kalkulací C. F. Chyby a C. B. Phillipsové by se v takových regionech mohli vyskytovat v množství detekovatelném ve vzorcích ledu. Z tohoto hlediska je rozhraní ledu a kapalné vody biologicky velice zajímavé. Europa tedy může být příhodným místem pro život mnoha typů mikroorganismů, ač makrofauna by tam patrně mohla existovat pouze za vysokých úrovní rozpuštěného kyslíku. Hovoří se také o exotičtějších způsobech získávání energie, jako jsou magnetotrofie, termotrofie či kinetotrofie. Zde na jejich rozbor není místo, v českém jazyce je obsáhle shrnují Tomáš Petrásek a Igor Duszek.2) Ať už se na Europě tyto formy uplatňují, nebo ne, vzhledem k navrženým možnostem dílčích ekosystémů i ze srovnání s pozemskými extremofily můžeme soudit, že Europu bychom jako případné místo pro existenci života rozhodně neměli zatracovat.

Soubory

článek ve formátu pdf: V201410_562-566.pdf (541 kB)

Diskuse

Žádné příspěvky