Problém prstenců
Hypotéza, že vnitřní měsíce Saturnu vznikly později než ty vnější (z velkých satelitů Titan, Iapetus), není zcela nová. Zatím nejvíce se jí v článku z Nature z roku 2010 věnoval Robin Canup a v práci z Icaru z roku 2011 Sébastien Charnoz a kolektiv (kde jeden z autorského týmu, Luke Dones, je podepsán i pod nynější prací studující tentýž problém z jiného úhlu). Systém Saturnu patří mezi velké záhady sluneční soustavy. Nejprve Saturnovy masivní prstence: Jak jsou staré a nakolik masivní byly původně? Jak dlouho by dokázaly vydržet v současném stavu, než by vymizely akrecí do menších měsíčků a napadáním do atmosféry planety v důsledku nestabilit? Hypotézy jejich vzniku a udržování sahají od stáří odpovídající stáří Saturnu a postupné doplňování materiálem zvnějšku až po relativně nedávný vznik rozpadem menšího až středního měsíce v důsledku katastrofální kolize s jiným tělesem, nebo rozpadem kometárního jádra v důsledku působení gravitace Saturnu.
Tyto hypotézy však mají obtíže vysvětlit složení Saturnových prstenců z téměř čistého ledu. Tenoučké prstence Jupiteru jsou složeny zejména z jemných prachových částic a pravděpodobně vznikly rozpadem malého kamenného měsíce. Vysoký podíl prachu mají i prstence Neptunu, ale zároveň obsahují i led smíšený s radiačními produkty, např. tholiny, jako složitější prstence Uranu. Pravděpodobně i ty vznikly rozpadem malého měsíce či jiného objektu jako kometárního jádra, postupně se ztenčovaly a v dnešní podobě jsou prozatím drženy interakcí s „pastýřskými“ měsíci. O prstencích plynných planet v naší soustavě je však zatím spolehlivě známo poměrně málo. Složení a dynamika Saturnových prstenců tuto skutečnost jedině zdůrazňují.
Canup ve své práci modeloval migraci měsíce o velikosti Titanu v původním prachoplynném disku obklopujícího planetu směrem dovnitř k Saturnu. Díky stále intenzivnějším slapovým silám by během přibližování postupně přišel o svůj ledový obal, dávající vznik prstencům masivnějším než dnes, z nichž by se zformovaly vnitřní měsíce Mimas, Enceladus a Tethys a zůstal nynější ledový prstenec. Kamenné jádro měsíce by přežilo vcelku až do své kolize s planetou, při níž by bylo ztraceno.
Každý pes, ehm, měsíc jiná ves
Další záhadou jsou měsíce samotné. Canupův model nedokázal vysvětlit jednak původ Dione a Rhei, jednak velmi rozdílný podíl silikátů u vnitřních měsíců Saturnu: zhruba 26 % u Mimasu, 57 % u Enceladu, pouhých 6 % u Tethys, 50 % u Dione a 33 % u Rhei. Jejich tvar a i v případě Enceladu a Rhei i komplexnější data z gravitačních měření ukazují, že jde o diferencovaná tělesa. Nicméně u objektů této velikosti (poloměr mezi 198 a 764 km) k diferenciaci pravděpodobně nedostačuje akreční teplo a jen v omezené míře radiogenní ohřev, ale jde především o výsledek slapové disipace tepla. O slapové disipaci v minulosti měsíců toho ovšem víme relativně málo.
Povrch měsíců vyvolává více otázek. Jde především o rozložení kráterů různých velikostí na Rhei a vzdáleném Iapetu, které je velmi podobné. Dobrá, řeknete si nejspíš, to ale přece není žádný problém. Jenže na měsících mnohem blíže planetě se očekává vyšší hustota kráterů díky tomu, že tam planeta svou gravitací „přitáhne“ více impaktorů. Povrch Rhei se tedy zdá mladší než povrch Iapetu. Rozmístění kráterů také odpovídá spíše impaktorům pocházejícím přímo ze systému Saturnu než vnějším vlivům jako například kometám.
Charnoz et al. modelovali vývoj po zformování prstenců o několik řádů masivnějších než ty současné (například po destrukci měsíce o několika hmotnostech Rhei, nejhmotnějšího z vnitřních měsíců). Za Rocheovou mezí by postupně docházelo ke shlukování materiálu. Autoři ukázali, že je v této situaci představitelná heterogenní akrece – přítomnost silikátových jader, jež přežila rozpad původního tělesa, jejich slučování a později akrece ledových částic. Diferencované měsíce tak mohou vzniknout i bez významného přispění akrečního tepla, radioaktivního rozpadu či slapové disipace. Různá velikost silikátových „úlomků“ může stát za rozdílným podílem silikátů ve vnitřních měsících Saturnu. Množství nabaleného ledu by se odvíjelo zejména od velikosti jádra a času zformování.
Díky akreci všech těchto měsíců blízko Rocheovy meze by také docházelo ke zvýšení výstřednosti jejich drah díky vzájemným interakcím a zvýšenému ohřevu, který může vysvětlit velkou aktivitu některých měsíců, nejvýrazněji Enceladu (neřeší ovšem paradox Mimasu, „sourozence“ Enceladu, který dnes zažívá mnohem vyšší slapový ohřev, ale jeho povrch na vnitřní aktivitu nijak nepoukazuje). Relativně pomalé kolize s jinými formujícími se tělesy mohly vést ke vzniku velkých impaktních pánví pozorovaných na Mimasu, Tethys a Rhei.
Ke vzniku Rhei by došlo nejméně před 2,5 miliardami let, tedy dvě miliardy let po vzniku sluneční soustavy, a mohlo by trvat až další miliardu let, než by došlo ke zformování vnitřních měsíců Mimasu a Enceladu. K vysvětlení dnešních drah měsíců Charnozův model potřeboval intenzivní slapovou disipaci v Saturnu – ale jak se ukázalo, to odpovídá měřením sondou Cassini. Bylo vyhráno? Ne tak docela. Stále se velmi zjednodušeně díváme na složitý systém a Charnoz s kolektivem nezahrnuli některé jeho parametry. A tady přichází ke slovu nový model z dílny Matiji Cuka, Luka Donese a Davida Nesvorného.
Měsíce mladé až 100 milionů let
Tříčlenný tým ze SETI Institutu a Southwest Research Institutu v Boulderu, Coloradu, se detailněji podíval na vývoj oběžných drah měsíců. Dnešní vysoká slapová disipace v Saturnu nasvědčuje jejich relativně rychlému vzdalování od planety – ale právě tady je háček. V takovém případě by totiž po čtyřech a půl miliardách let vývoje měly být od planety mnohem dál, než dnes jsou. Cuk a kolegové se v detailní simulaci podívali na vzájemné gravitační ovlivňování měsíců, a to zejména orbitální rezonanci – tedy stav, kdy na sebe dvě tělesa obíhající kolem jiného pravidelně gravitačně působí, typicky když jsou jejich oběžné doby v celočíselném poměru. Rezonance někdy může mít za následek například zvýšení orbitální excentricity či inklinace.
Většina dosavadních modelů Saturnových měsíců počítala s tím, že Tethys a Dione v minulosti prošly 3:2 rezonancí (za tři oběhy Tethys kolem Saturnu oběhla vzdálenější Dione kolem planety dvakrát). V novém numerickém modelu Cuka et al. však vychází u obou měsíců po průchodu rezonancí zvýšená inklinace vůči rovině Saturnova rovníku – tu však nepozorujeme. Oba měsíce mají inklinaci výrazně nižší, než jakou udávají výsledky. To nasvědčuje tomu, že vzájemnou orbitální rezonancí neprošly a Tethys se zformovala mimo oblast 3:2 rezonance. Podle výsledků modelu však došlo k 5:3 rezonanci Dione a Rhei. Tato dvě zjištění společně vymezují oblast a s ohledem na slapovou disipaci v Saturnu i čas, kdy se měsíce zformovaly.
Nová práce naznačuje, že jejich věk se pohybuje zhruba mezi 1,1 miliardou let a pouhými 100 miliony lety. Autoři se na základě míry slapového ohřevu aktivního Enceladu přiklánějí spíše k dolní hranici. Současný model také prostřednictvím rezonantní interakce s protoměsícem v disku vysvětluje nárůstu výstřednosti Titanu na úroveň blízkou dnešní, aniž by došlo k narušení jeho původní orbitální rezonance s malým měsícem Hyperionem. Daný protoměsíc by byl nakonec gravitačně postrčen vůči kolizi s Titanem či diskem.
Cuk et al. se zabývali i tím, jak by se soustava mohla dostat do stavu před zformováním dnešních vnitřních měsíců. Došlo vlivem orbitální nestability ke kolizím a kataklyzmatickému zničení původního systému měsíců? Na základě drah dnešních měsíců se autorům podařilo vyloučit některé scénáře rezonance s Titanem. Některé složitější modely tzv. evekční rezonance však vedou k destabilizaci systému a zdá se například, že vývoj popisovaný Charnozem et al. by došel podobného konce. Není vyloučeno, že se podobný scénář odehrál – dle výsledků Cuka et al. by však nevedl ke stabilní konfiguraci a mohl by být spíše katastrofálně končícím předchůdcem dnešního systému. Autoři docházejí k závěru, že současné vnitřní měsíce se zformovaly na časové škále naší soustavy nedávno z disku vzniklého kolizemi předešlého nestabilního systému měsíců. Stále jsou ovšem potřeba modely spojující vývoj dynamiky celého systému i geofyziky jednotlivých měsíců a především další data, na nichž by se (ne)platnost modelu dala otestovat. V tom ještě může pomoci sonda Cassini.
Zůstává Enceladus nadějný pro astrobiology?
V průběhu stále aktivní mise Cassini (2004 – 2017) se naše znalosti o celém systému Saturnu postupně neuvěřitelně zlepšovaly, a tak mohly díky stále kompletnějším datům vzniknout i zmíněné práce. Jistě nás do konce mise a řadu let po jejím skončení čeká ještě mnoho dalších; leccos se chystá například v otázce vnitřní struktury Enceladu. A když jsme u Enceladu: Snižují se s možným nízkým věkem tohoto měsíce i šance na případný vznik života v jeho oceánu? Ne nutně. Nevíme, kdy se poprvé objevil život na Zemi; první spolehlivě identifikované fosilie pocházejí z doby před zhruba 3,5 miliardami let, ovšem poměr izotopů uhlíku v sedimentech starých 3,8 miliardy let nasvědčuje existenci života už tehdy. Navíc doba od vzniku Země do vzniku života na ní v žádném případě nezaručuje, že na jiném tělese by to probíhalo obdobně rychle, zvlášť na tělese natolik odlišném jako malý ledový měsíc s vnitřním oceánem v době s relativně malou frekvencí impaktů jiných těles.
Doufáme, že v blízké době budeme moci přinést komentář odborníků z oblastí modelování orbitálního vývoje a gravitačních interakcí těles i geofyziky Saturnových měsíců. Zatím si počkejme, jaké další vzrušující novinky nám mise Cassini a vědci zpracovávající její data přinesou.
Zájemci o ledové měsíce, zejména Enceladus, se také mohou podívat na záznam nedávné přednášky profesora Ondřeje Čadka o tomto fascinujícím Saturnově měsíci.
Poznámka redakce: Autorka je externí spolupracovnicí Katedry geofyziky MFF UK.