Ceres po roce se sondou Dawn – 3. díl

Autor: NASA/Dawn
Ze všech těles Sluneční soustavy, o nichž bezpečně víme, že obsahují významné množství vody (nebo vodního ledu), nepočítáme-li komety, je Ceres ke Slunci nejbližším. Země je samozřejmě blíže, ale celkové množství vody v zemském tělese je pouhých 0,02 %, zatímco na Ceresu je to možná až několik desítek procent. Sonda Dawn se k této trpasličí planetě vydala mimo jiné proto, aby po této vodě pátrala. Ačkoliv řada výsledků teprve čeká na pečlivější zpracování, po roce její přítomnosti u Ceresu je množství informací, které přinesla, působivé. V tomto seriálu se pokusíme shrnout ty nejzásadnější. V prvním dílu jsme se zaměřili na charakteristiku trpasličí planety a co bychom měli očekávat ve svrchních vrstvách. Druhý díl se zaměřil na liniové útvary a světlé skvrny. Ve třetím dílu se podíváme na kryovulkanismus a horu Ahuna.
Kryovulkanismus a kryoplutonismus
K pochopení kryovulkanismu (aktivitě vedoucí k výronu kapaliny na povrch ledového tělesa) a útvarů s ním souvisejících, které se na Ceresu nacházejí, se musíme na chvíli opět vrátit do raných fází jeho vývoje. Teplo z rozpadu radioaktivních izotopů roztavilo ledovo-kamennou směs, přičemž kamenná složka klesla do centra a vytvořila jádro, nad níž zůstal „bahnitý“ plášť. Tím ale vývoj neskončil, protože teplota v nitru dále narůstala. Modely ukazují, že nejvyšší teploty dosáhlo nitro Ceresu necelou jednu miliardu let po svém vzniku. Teplota v centru tehdy vystoupala asi na 200 °C a průměrná teplota celého tělesa byla asi 50 °C. Je tedy evidentní, že po poměrně dlouhou část své historie obsahoval Ceres skutečně velké množství kapalné vody.
Zde si dovolme malou, zato odvážnou odbočku: z pozemských fosilních záznamů víme, že necelou miliardu let po vzniku Sluneční soustavy, tedy v nejteplejší éře nitra Ceresu, existovaly již na Zemi zárodky primitivního života. Nejen Ceres, ale i další srovnatelně velká ledovo-kamenná tělesa, jimž v té době Sluneční soustava oplývala, měla ve svém nitru tehdy kapalnou vodu, tolik ke vzniku života potřebnou...
Od té doby nitro Ceresu postupně chladne. Dnešní teplota podpovrchových vrstev (v hloubce pár metrů, kde již neprobíhá ohřev slunečním zářením) je asi -90 °C, postupně však narůstá do centra; na rozhraní pláště a kamenného jádra je asi -20 °C. Koncentrovaný roztok soli (tzv. solanka) může být ale kapalný až do teplot okolo -70 °C – kapsy kapaliny se tedy mohou objevovat už pár kilometrů pod povrchem. Od 110 km hlouběji se může dokonce vyskytovat i souvislá vrstva kapaliny. Postupné zamrzání tohoto „oceánu“, případně kapalných kapes pod povrchem, může dobře vysvětlovat kryovulkanismus na povrchu. Led má větší objem než voda, při zamrzání se tedy zvyšuje tlak na okolní kapalinu a ta prostupuje prasklinami a póry k povrchu. Navíc se při mrznutí z ledu do okolní vody vylučuje sůl; její koncentrace ve zbylém roztoku tedy stoupá, což ještě více usnadňuje jeho prostup chladnější kůrou. K výstupu kapaliny na povrch dochází preferenčně podél již existujících puklin, které jsou ovšem ovlivňovány impakty, proto řada světlých skvrn koresponduje s krátery.
Možnost současného kapalného oceánu v plášti je natolik lákavým tématem, že se u něj na chvíli zastavíme. V červnu 2015 totiž došlo k zajímavé události. Částicový detektor GRaND na sondě Dawn zachytil 19. 6. průlet energetického plazmatu okolo Ceresu, které tam doputovalo po jedné ze slunečních erupcí. Ještě několik dalších dnů však sonda opakovaně prolétávala pásem vysoceenergetických elektronů, které se zachytily v magnetickém poli tělesa. Na tom je ovšem pozoruhodné to, že Ceres nemá vlastní magnetické pole. Soudí se tedy, že oblak plazmatu, který si sebou nese své magnetické pole, dočasně naindukoval magnetické pole okolo trpasličí planety. K tomu je ale zapotřebí vodivý materiál. Nabízí se pro něj dvě vysvětlení: velice řídká atmosféra okolo tělesa, zionizovaná při průchodu plazmového oblaku, nebo podpovrchová vrstva slané vody, což by podporovalo simulace uváděné výše (obdobně byly sondou Galileo prokázány podpovrchové oceány slané vody na měsících Europa a Ganymed, v jejich případě na základě magnetického pole indukované mnohem silnější magnetosférou Jupiteru). Bohužel na základě získaných dat nelze zatím rozhodnout, které z těchto dvou vysvětlení je správné.
Průchod energetického plazmatu ze Slunce zachytila sonda Dawn několikrát i během svého pobytu na oběžné dráze okolo planetky Vesta, ale tam žádné druhotné efekty pozorovány nebyly.
Přesuňme nyní svou pozornost na druhý proces zmíněný v záhlaví tohoto dílu. Slovo „kryoplutonismus“ bylo použito pouze v nadsázce, jako parafráze na kryovulkanismus. Slovem „pluton“ totiž geologie označuje útvary magmatického původu, při nichž se ale láva nedostala až na zemský povrch.Že je kůra Ceresu (pod svrchní vrstvou regolitu) protkána dlouhými prasklinami, jsme již zmínili v předchozích dílech. Nyní se podívejme na globální topografii Ceresu.
Autor: NASA/Dawn
Na jeho povrchu se vyskytují dva typy vyvýšenin. První typ rozeznáme již při prvním pohledu na topografickou mapu (viz obrázek), kde kromě impaktních kráterů v podobě prohlubní vidíme také několik rozsáhlých oblastí o velikostech od 300 do 600 km převyšujících okolní terén o několik kilometrů (červené plochy). Kromě těchto „vrchovin“ se dosud podařilo na Ceresu identifikovat asi dvacet „dómů“ – mírně vyboulených kopečků s průměrem maximálně pár desítek kilometrů. Ty se prozradí teprve podrobnějším studiem topografie.
Autor: K. H. G. Hughson et al., T. Platz et al., LPSC2016
Podle předběžných modelů se zdá, že jak rozsáhlé vrchoviny, tak menší dómy, jsou nejspíše pozůstatkem konvekce v jádře a plášti Ceresu, která probíhala zhruba v prvních dvou miliardách let. Při konvekci stoupá teplejší materiál vzhůru v podobě tzv. konvektivních cel, a po jejich okrajích klesá ochlazený materiál dolů. Po vyčerpání zdrojů tepla (radioaktivních izotopů) zhruba jednu miliardu let po vzniku velkoškálová konvekce ustala a zanechala na povrchu, nad vzestupnými proudy, utuhlé vrchoviny. Konvekce se poté přesunula do svrchních částí pláště a konvektivní buňky se podstatně zmenšily - na velikost asi 50 až 100 km. Výsledkem tohoto procesu jsou mírně vyboulené dómy, které dodnes na povrchu vidíme.
Autor: B. J. Travis et al., LPSC2016
Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Lunar and Planetary Science Conference 2016
Seriál
- Ceres po roce se sondou Dawn – 1. díl
- Ceres po roce se sondou Dawn – 2. díl
- Ceres po roce se sondou Dawn – 3. díl
- Ceres po roce se sondou Dawn – 4. díl