Kredit: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0
Po desítky let se většinový názor vědecké obce přikláněl k tomu nejpřirozenějšímu vysvětlení – na ranou Zemi mohla vodu dopravit pouze ledová těla komet. Jenže rozpor se skrýval v rozdílných izotopech vodíku, který plní naše oceány, a tím, co jsme pomocí (byť méně přesných) měření našli na površích a v atmosférách vlasatic.
Až teď jsme měli poprvé možnost nasát a analyzovat všechny potřebné ingredience těsně u kometárního jádra, což nám poskytlo daleko přesnější obraz než spektroskopické snímky z velkých vzdáleností pořizované detektory velkých pozemských observatoří. O tomto problému jsme se zmínili už v minulém článku.
Ten největší rozpor ohledně množství vody na Zemi souvisel s otázkou, jak se na planetě v době jejího formování před +/- 4,6 miliardami let mohly za vysokých teplot utvořit tak bohaté rezervoáry vody. O tom, že jsou opravdu bohaté, nás přesvědčí fakt, že plné dvě třetiny povrchu Země tvoří vodní hladina. Takže kde se všechna ta voda vzala, když ještě navíc mluvíme o dobách teplot tak vysokých, že by se musely veškeré tekuté zásoby vypařit?
Většina vědců zastává názor, že voda byla na zemský povrch dopravena až v pozdějších dobách, a to přímo z kosmického prostoru – při četných dopadech komet a asteroidů. Zemský povrch už se stačil dostatečně ochladit, takže se na něm mohla udržet v tekuté formě. Tuto éru označujeme jako pozdní intenzivní bombardování (LHB – Late Heavy Bombardment). Odehrávat se mělo v dobách 800 milionů let po zformování Země.
| První výsledky měření poměrů izotopů vodíku (D/H ratio). Na obrázku jsou znázorněny výsledky měření hmotnostního spektrometru DFMS mezi 8. srpnem a 5. zářím 2014. Graf zobrazuje poměr vodíku a deuteria u různých těles sluneční soustavy. Rozdílné typy těles jsou znázorněny barevně. Planety a měsíce modře, chondrity z hlavního pásu asteroidů šedě, komety z Oortova oblaku fialově a komety joviánské rodiny bledě růžově. Kometa 67P je vyznačena žlutě. V případě astronomických pozorování vidíte vedle tělesa kroužek, přímá měření jsou vyznačena kosočtvercem. Ve spodní části grafu jsou vyobrazena měření v atmosférách čtyř velkých vnějších planet sluneční soustavy a odhadované hodnoty poměru D/H u zárodečných mlhovin, ze kterých se později tvoří planetární systémy jako ten náš. Poměr vodíku a deuteria v pozemských vodách činí 1,56×10–4 a je vyznačen tmavě modrou linií uprostřed grafu. U komety 67P je tento poměr 5,3×10–4 – to je více než trojnásobek poměru H/D v pozemských oceánech. Kredit: Spacecraft: ESA/ATG medialab; Comet: ESA/Rosetta/NavCam; Data: Altwegg et al. 2014 a citace tam uvedené. |
Klíčovým faktorem při určení původu pozemské vody je určit poměr mezi atomy běžného vodíku a jeho druhého izotopu – deuteria. Ten obsahuje v jádře jeden proton a jeden neutron a od běžného vodíku se liší především atomovou hmotností 2,01363 u. Jde o stabilní izotop, který nepodléhá radioaktivní přeměně. V přírodě se běžně vyskytuje vedle lehkého vodíku (jehož jádro obsahuje pouze proton). V průměru připadá jeden atom deuteria na 7 000 atomů vodíku.
Vzájemný poměr vodíku a deuteria je důležitým indikátorem raných fází vývoje sluneční soustavy. Teoretické simulace naznačují, že se tento poměr mění jak s narůstající vzdáleností od Slunce, tak s časem. A nejde o úkol jednoduchý, neboť vývoj naší soustavy byl proces velmi dynamický. Například dlouhoperiodické komety z Oortova oblaku se původně formovaly v oblastech oběžných drah Uranu a Neptunu, v dostatečných vzdálenostech od Slunce, kde se může voda udržet ve formě ledu. Až později se v důsledku gravitačního působení plynných obrů jejich dráhy značně protáhly.
Komety z joviánské rodiny se zřejmě původně formovaly v oblastech Kuiperova pásu za oběžnou dráhou Neptunu. Příležitostně dochází k narušení jejich drah a taková kometa se dostane do oblastí vnitřního slunečního systému, kde její dráhu začne ovlivňovat Jupiter. A to je případ vlasatice Čurjumov-Gerasimenko.
Právě výzkum komet je pro nás zásadní, neboť jsou složeny z materiálu nepřeměněného díky dlouhodobým účinkům naší mateřské hvězdy. Jde o jakési mrazničky z dob formování zárodečného protoplanetárního disku. Pokud se nám podaří detailně určit jejich chemické složení, budeme schopni nahlédnout do dob před čtyřmi a půl miliardami let.
Předchozí měření poměru vodíku k deuteriu (D/H ratio) u různých komet přinesla dosti rozporuplné výsledky. Astronomové zkoumali poměr D/H u jedenácti komet
a pouze u jedné z nich (náležící do joviánské rodiny), komety 103P/Hartley 2, byl poměr vodíku a jeho izotopu shodný s poměrem D/H v pozemských oceánech
. I tento výzkum prováděla Evropská kosmická agentura, a to v roce 2011 pomocí vesmírného teleskopu Herschel.
Je zajímavé, že u některých meteoritů pocházejících z hlavního pásu asteroidů se rovněž tento poměr shoduje. Může to znamenat, že by zdrojem vody na Zemi mohly být asteroidy? Ty sice obsahují daleko méně vody než komety, ale pokud byly jejich impakty četnější, mohly by možná vodu na zemský povrch dopravit ve větším množství. Zatím však jde o pouhé spekulace.
Bohužel ani měření sondy Rosetta nepotěšila zastánce „kometárního“ původu pozemských vod. Podrobné analýzy začaly už v době přiblížení sondy ke kometě, konkrétně 6. srpna 2014, a jejich výsledky patřily mezi nejočekávanější vědecké výstupy vzhledem k této stále otevřené otázce.
Prozatímní výsledky měření palubního spektrometru ROSINA nám potvrdily, že poměr D/H je až trojnásobně větší než u pozemské vody. Dokonce je větší než u předchozích měření na dlouhoperiodických kometách ze vzdálených oblastí Oortova oblaku.
Překvapivě odlišné hodnoty u jupiterovské rodiny komet nám rovněž můžou naznačovat cosi o různém původu těchto těles. Zřejmě se formovala v rozdílných vzdálenostech od mateřské hvězdy a mají pestřejší původ, než jsme se doposud domnívali.
Podle vedoucí pracovnice vědeckého týmu ROSINA Kathrin Altwegg dokonce můžeme už vyloučit možnost, že by tělesa joviánské rodiny stála za původem pozemské vody. Budeme se muset poohlédnout jinde. Možná směrem k pásu asteroidů.
ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis)
Jde o zařízení složené ze dvou hmotnostních spektrometrů a tlakového senzoru. Hmotnostní spektrometr určuje složení kometární atmosféry a ionosféry, měří teplotu a rychlost plynných a iontových částic. Tlakový senzor měří hustotu plynu v okolí kometárního jádra a radiální rychlosti plynových výtrysků z povrchu 67P.
Poprvé (a nešlo o aprílový žert) vědci aktivovali zařízení 1. dubna letošního roku. U desetičlenného vědeckého týmu propuklo krátké bujaré nadšení, když Rosetta odeslala telemetrická data o stavu přístroje. Všechny komponenty byly po desetileté cestě vesmírem v pořádku. Ale jak tomu v případě náročných misí bývá, první technické problémy se objevily vzápětí. První způsobilo extrémně chladné prostředí oblasti mezi Marsem a Jupiterem. Spektrometr DFMS zůstal aktivní pouhé dvě vteřiny. V té době naměřil palubní senzor jeho teplotu -30,4 °C. Tato hodnota překračovala pracovní teplotu přístroje o pouhých 0,4 °C. Proto software zařízení ROSINA zamítl další pokus o restart DFMS.
U spektrometru RTOF se vyskytl jiný problém. Zařízení se nachází hluboko v útrobách sondy, takže nemusí svádět boj s chladem volného kosmu. Jenže u něj pro změnu došlo k poklesu napětí, takže rovněž nemohl být uveden do pracovního modu. Naštěstí po krátké analýze telemetrických dat přišel vědecký tým na příčinu – tou byla softwarová chyba. Ta se v jiném místě kódu objevila znovu v dalších dnech a zapříčinila další problémy.
Ty byly vyřešeny až 24. a 25. dubna odesláním opravených datových sekvencí. V té době rovněž došlo k částečnému zvýšení pracovní teploty spektrometru DFMS – letová kontrola změnila orientaci sondy Rosetta ke Slunci tak, aby jeho svit daný detektor zahřál. Zařízení ROSINA začalo konečně plnit vědecké úkony.
V tomto i následujícím roce si vědci slibují spousty zajímavých výsledků. Poprvé v dějinách kometárního výzkumu bude umělá sonda doprovázet kometu na cestě k periheliu a bude tak moci sledovat dynamické změny těchto těles s ubývající vzdáleností ke Slunci.
Obří rezervoáry podzemní vody
My se v tematice původu pozemské vody teď ještě vraťme na naši planetu a přesuňme se v čase do doby letošního léta.
Tehdy dostala obec zastánců kometárního původu další „ránu pod pás“. Server New Scientist uveřejnil 12. června, že hluboko pod zemskou kůrou byly objeveny obří rezervoáry vody o trojnásobném objemu všech povrchových moří a oceánů. Voda je uložena v polymorfním olivínu v hloubce 700 kilometrů pod zemským povrchem ve vrstvách horkých hornin zemského pláště.
Začalo se dokonce spekulovat, že všechny zásoby vody můžou být ryze pozemského původu, dokonce by to mohlo objasnit, proč je množství vody v oceánech víceméně konstantní po dlouhá geologická údobí milionů let. Hluboké spodní zásobárny by mohly množství vody v oceánech průběžně doplňovat.
Výsledky dlouhodobého výzkumu publikovala skupina vědců pod vedením Stevena Jacobsena z Northwestern University v Evanstonu v Illinois. Pomocí dvou tisíc měření seismometry analyzovali seismické vlny více než pěti set zemětřesení. Měřením rychlosti distribuce vln byl tým schopen určit, jakým materiálem se šířily. Spodní vodní vrstvy totiž šíření těchto vln výrazně zpomalují.
Vypadá to, že naše cesta za objasněním původu pozemských vod bude ještě řádně dramatická.
Množství povrchových vod na Zemi
Závěrem si připomeňme zajímavou infografiku. Téma povrchové vody je značně paradoxní. Na jedné straně si představte nějakou mimozemskou civilizaci, která má možnost zkoumat povrch naší planety pouze za použití tří náhodných snímků s velmi úzkým zorným polem. Jelikož oceány tvoří přibližně 70 % zemského povrchu, je dost dobře možné, že by na všech třech snímcích byl zachycen vodní povrch. Nesprávnou extrapolací by daná civilizace došla k závěru, že Země je vodní svět.
Ale ač zabírá vodní hladina značnou část povrchu, jde pouze o tenkou slupku v poměru k celkové hmotě planety. Odborníci Kevin Hand (JPL/Caltech) a Jack Cook z oceánografického institutu znázornili graficky celkové množství povrchové vody. Pokud byste mohli všechna povrchová vodstva zformovat do podoby hypotetické koule, dosahovala by poloměru pouhých 700 kilometrů – to je přibližně dvakrát méně než poloměr našeho Měsíce.
Vlevo vidíte pro porovnání množství podpovrchové vody joviánského měsíce Europa. Z rozborů dat pozorování sondy Galileo (1995 – 2003) se domníváme, že pod pevnou ledovou krustou měsíce se ukrývají podpovrchové oceány o hloubkách od 80 do 170 kilometrů. Hypotetická koule by tak předčila tu pozemskou o 177 km.
Zdroje informací:
https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_fuels_debate_on_origin_of_Earth_s_oceans
https://sci.esa.int/rosetta/35061-instruments/?fbodylongid=1650
https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/ROSINA
https://blogs.esa.int/rosetta/2014/05/09/rosina-good-things-come-to-those-who-wait/
https://space.unibe.ch/fileadmin/images/rosina/News/SSR_ROSETTA_ROSINA.pdf
https://blogs.esa.int/rosetta/2014/12/09/cometwatch-7-december/
https://blogs.esa.int/rosetta/2014/12/05/cometwatch-2-december/
https://www.sciencemag.org/content/early/2014/12/09/science.1261952
https://www.sciencemag.org/content/344/6189/1265
https://apod.nasa.gov/apod/ap120524.html
Zdroje obrázků:
https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_fuels_debate_on_origin_of_Earth_s_oceans
https://blogs.esa.int/rosetta/2014/05/09/rosina-good-things-come-to-those-who-wait/
https://blogs.esa.int/rosetta/2014/12/09/cometwatch-7-december/
https://blogs.esa.int/rosetta/2014/12/05/cometwatch-2-december/
https://apod.nasa.gov/apod/ap120524.html