Ceres po roce se sondou Dawn – 1. díl

Než čtenáře zahrneme zjištěními sondy Dawn, shrňme si současnou představu o vzniku této trpasličí planety. Ceres – v současnosti největší zástupce hlavního pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem, vznikl spolu s dalšími tělesy před zhruba 4,6 miliardami let akrecí (postupným nabalováním zrnek pevného materiálu) z prachového disku obklopujícího zárodek Slunce. V původně homogenním tělese tvořeném směsí kamenných a ledových zrnek způsobilo teplo vzniklé rozpadem radioaktivních prvků roztavení ledové složky, přičemž největší kamenná zrnka klesla (v časovém horizontu několika desítek let) „na dno“, tj. do centra tělesa. Sesedání zbývajících mikroskopických prachových zrníček ale trvá mnohem déle a proto nad takto vzniklým kamenným jádrem zůstal bahnitý oceán tvořený směsí vody a kamenného prachu. Složení tohoto prachu odpovídalo složení kamenných meteoritů – obyčejných chondritů, které známe dnes jako pozůstatky těles, které vodu nikdy neobsahovaly.

Reakcí vody a kamenných prachových zrnek vznikly nové, tzv. vodou alterované minerály (např. jíly), k nimž se ale dostaneme později v dalších dílech. Tato bahnitá směs odshora dolů chladla a zamrzala; jak ovšem uvidíme dále, je možné, že nezamrzla dosud zcela. Nejsvrchnější vrstva, vystavená vysušujícímu vakuu a slunečnímu záření, až na několik málo míst na povrchu již však dávno o vodu přišla. Zůstal zde materiál (původně vzniklý reakcí vody se silikáty, dnes již však vodu neobsahující), který nazýváme odborně reziduum (anglicky lag deposit). Tato vrstva o hloubce maximálně několika decimetrů slouží zároveň jako izolant, zabraňující vysychání hlubších oblastí, z nichž se občas v důsledku dopadu asteroidu, vulkanismu, případně kombinací obojího, voda může dostat na povrch. Tyto procesy ale rozebereme v dalších dílech.

Začněme základními údaji, které sonda Dawn zjistila: tvar Ceresu můžeme přibližně popsat elipsoidem s průměry 964,2 × 962,0 × 891,8 km (ačkoliv lokální topografie se pohybuje v rozmezí ±7 km okolo tohoto elipsoidu). Průměrná hustota tělesa je 2162 ± 8 kg/m³ (tedy o něco víc než dvojnásobek hustoty vody). Z hustoty plyne zastoupení vodního ledu na asi 20 až 40 % celkové hmoty tělesa, což je méně, než se soudilo původně. Z předběžných analýz gravitačních měření se ukazuje, že v centru je skutečně hustota vyšší, což podporuje představu diferencovaného nitra (kamenného jádra a pláště s vyšším zastoupením ledu).

Krátery a jejich bahnotoky

Přibližné určení materiálu podloží lze uskutečnit pomocí jednoduché statistiky, založené na tvaru impaktních kráterů. Malé krátery, jejichž tvar připomíná obyčejnou misku, označujeme jako jednoduché krátery. Každý impaktní kráter má těsně po svém vzniku tvar jednoduchého kráteru, od určité velikosti výše ale podloží již svahy kráteru neunese a tyto zkolabují – sesednou se do několika soustředných prstenců a uprostřed kráteru se vytvoří centrální vrcholek. Takový kráter označujeme jako komplexní. Průměr, od nějž výše již vznikají komplexní krátery namísto jednoduchých, je dán jednak tíhovým zrychlením na povrchu tělesa, a dále materiálem podloží. U ledových těles (měsíce obřích planet) vznikají komplexní krátery již při mnohem menších průměrech, než u těles kamenných. Vidíme to dobře na obrázku s vyobrazením tří stejně velkých kráterů na třech zhruba stejně velkých tělesech, lišících se složením.

Závislost mezního průměru, od nějž již vznikají komplexní krátery, pro ledová a pro kamenná tělesa Sluneční soustavy vidíme na obrázku. Na Ceresu není úplně jednoduché jej určit, protože se liší i v závislosti na zeměpisné šířce. V rovníkových oblastech je tento přechodový rozměr menší (cca 7 km), což odpovídá tomu, že díky vyšší teplotě je kůra a svrchní plášť Ceresu měkčí a více se chovají jako „led“. V polárních oblastech je přechodový rozměr větší (asi 15 km) – díky tvrdší kůře i velké krátery udrží svůj tvar, aniž by zde zkolabovaly. Materiál se zde více chová jako kámen. 

Graf s umístěním kráterů na Ceresu sice ukazuje, že Ceres patří mezi tělesa, která se tvarem kráterů tváří jako ledová, situace je ale poněkud složitější. Pokud by kůra a plášť byly čistě ledové, tak při teplotách v dané vzdálenosti od Slunce by měl být led tak měkký, že bychom na povrchu Ceresu neměli pozorovat krátery téměř žádné! Ty by totiž v geologicky krátkém čase tzv. zrelaxovaly – „roztekly“ se do roviny. Fakt, že většina kráterů se „neroztekla“ do dneška, naznačuje, že viskozita materiálu, v němž vznikly, musí být vyšší než viskozita ledu. Jinak řečeno, jedná se o led s příměsí kamenných částic. S přibývajícím zastoupením kamenných částic viskozita roste exponenciálně – jestliže jejich zastoupení stoupne z 0 na 40 %, zvýší se viskozita 10×. Když zastoupení vzroste lehce nad polovinu, bude již viskozita stonásobná oproti viskozitě čistého ledu. Tyto rozdíly ukazují, že i malé rozdíly v množství kamenné frakce v ledu mohou dramaticky ovlivnit jeho tečení. Není tedy překvapivé, že na povrchu Ceresu vidíme jak krátery poměrně zachovalé, tak téměř „rozteklé“.

Zaměřme se nyní na zajímavé detaily, které lze spatřit uvnitř nebo v okolí některých kráterů. Souhrnně je můžeme označit jako „zamrzlé bahnotoky“. Vznikly dočasným roztavením směsi ledu a kamenných částic (obvykle v souvislosti s impaktem, nebo následným sesedáním kráteru), čímž se dala hmota do pohybu, aby následně opět zamrzla. Ačkoliv ostré stíny na snímcích ze sondy Dawn vytvářejí dojem, že jde o poměrně strmé svahy (podobně jako při pohledu na náš Měsíc), ve skutečnosti jsou ale sklony svahů kráterů poměrně mírné.

I přesto dosahují sesuvy na Ceresu vzdáleností až několika desítek km. Nemůže se tedy jednat o pouhý kamenný sesuv půdy, ale viskozita materiálu musí být výrazně snížena přítomností vodního ledu nebo vody. Zajímavé je také zjištění, že množství sesuvů roste od rovníku směrem k pólům. To se zdá být kontraintuitivní – u rovníku je povrch teplejší, a proto by se dalo očekávat, že materiál bohatý na led tam bude měkčí a snáze poteče. Vysvětlení ale spočívá v tom, že rovníkové oblasti právě díky vyšší teplotě obsahují ledu méně (to ukazuje i měření částicového detektoru GRaND, o němž se zmíníme v dalších dílech) – povrchový materiál totiž stihl „proschnout“ do větší hloubky. 

Za zmínku stojí také skutečnost, že na planetce Vesta, která je srovnatelně velká a podobně kráterovaná jako Ceres, ale kterou považujeme za ryze kamenné těleso (s železným jádrem), žádné podobné sesuvy nenajdeme. Na řadě míst povrchu Ceresu jsou také patrné důsledky sublimace vodního ledu z podpovrchových vrstev – důlky vzniklé propadem materiálu po vysublimování podloží – viz např. snímek kráteru Ikapati.

Dodatek ke skloňování. Pokud jste zaznamenali, že skloňuji Ceres jinak, než je psáno v pravidlech – chtěl jsem se jen vyhnout klasickému případu, kdy si vybavím kohokoli mluvit o Ceresu, tak je to obvykle podle stejného scénáře: „na Ceresu... [pauza a zamyšlení] ... no asi by bylo správně říkat na Cereře...“. Takže než se s tím prát, je lepší tomu vyjít vstříc a připustit, že čeština se prostě vyvíjí, stejně jako se vyvinula v případě Marta -> Marsu atd. Děkuji za pochopení.

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Lunar and Planetary Science Conference 2016