Úvodní strana  >  Články  >  Sluneční soustava  >  Ceres po roce se sondou Dawn – 2. díl

Ceres po roce se sondou Dawn – 2. díl

Světlé skvrny v kráteru Occator ve zvýrazněných barvách
Autor: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI/LPI

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. Tentokrát se zaměříme na lineární útvary a různé světlé skvrny.

Na úvod tu máme jeden snímek z animace zachycující postupné fotografování povrchu Ceresu z nejnižší oběžné dráhy (LAMO). Na animaci je dobře patrné, jak střed kráteru Occator do poslední chvíle „vzdoroval“ nasnímání.

Pokrytí povrchu z nízké mapovací orbity (LAMO) Autor: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI/LPI
Pokrytí povrchu z nízké mapovací orbity (LAMO)
Autor: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI/LPI

Rozbrázděný povrch

Povrch Ceresu je kromě kráterů zbrázděný tzv. lineárními útvary – brázdami, případně řetízky malých kráterů, které v některých místech dosahují délky až stovek kilometrů (v tuto chvíli nemáme na mysli tenké praskliny na dně některých kráterů, např. Occatoru, které vznikají postimpaktními procesy – sesedáním nebo vydouváním kráterového dna). Některé z těchto řetízků vybíhají radiálně od velkých kráterů. To jsou systémy tzv. sekundárních kráterů vzniklých při dopadu materiálu vyvrženého při hlavním impaktu zpět na povrch.

Mapa lineárních útvarů na povrchu Ceresu. Červeně vyznačené jsou brázdy, žlutě jsou řetízky jamek/kráterů, a zeleně jsou praskliny uvnitř kráterů Autor: J. E. C. Scully et al., LPSC2016
Mapa lineárních útvarů na povrchu Ceresu. Červeně vyznačené jsou brázdy, žlutě jsou řetízky jamek/kráterů, a zeleně jsou praskliny uvnitř kráterů
Autor: J. E. C. Scully et al., LPSC2016

Mnoho těchto řetízků jamek ale s krátery přímou souvislost nemá a tvoří prodloužení brázd na povrchu. Systémy těchto rovnoběžných brázd pokrývají značnou část povrchu a jejich nejpravděpodobnější vysvětlení spočívá v rozpraskání kůry a vrchní části pláště v důsledku postupného zamrzání podpovrchových vrstev v minulosti. Do těchto prasklin nevidíme přímo – jsou pokryté regolitem, tj. sypkým materiálem na povrchu, který se do těchto prasklin propadl a vytvořil buď mělké brázdy, nebo již zmíněné řetízky jamek.

Ukázka polygonálního kráteru na Ceresu – kráter Fejokoo Autor: NASA/Dawn
Ukázka polygonálního kráteru na Ceresu – kráter Fejokoo
Autor: NASA/Dawn
O rozpraskání podpovrchových vrstev svědčí i velké množství polygonálních kráterů. Ty vznikají právě při impaktu na popukané podloží, v němž se rázová vlna vzniklá dopadem nešíří symetricky, ale v některých směrech rychleji a v jiných pomaleji. Polygonální krátery jsou prakticky na všech tělesech Sluneční soustavy (příkladem budiž např. Barringerův kráter v Arizoně), na Ceresu jich ovšem bylo doposud identifikováno přes 200, s rozměry od 5 km do 280 km. Jejich hrany jsou často rovnoběžné s brázdami v okolí, což souvislost brázd a polygonálních kráterů s podpovrchovými prasklinami podporuje.

Důvodů, proč je svrchní vrstva Ceresu rozpraskaná, může být více, ale jako nejjednodušší vysvětlení se nabízí zamrzání pláště. Těleso chladne od povrchu směrem do nitra – nejprve se tedy vytvoří zamrzlá kůra. Protože led má větší objem než voda, následné promrzání hlubších vrstev pláště pak vede ke zvětšování objemu celého tělesa a již pevná kůra na povrchu nemá jinou možnost, než popukat.

Mapa rozložení polygonálních kráterů na Ceresu Autor: K. A. Otto et al., LPSC2016
Mapa rozložení polygonálních kráterů na Ceresu
Autor: K. A. Otto et al., LPSC2016

Chemické složení povrchu a světlé skvrny

prvním dílu seriálu jsme stručně nastínili, co bychom měli očekávat ve svrchních vrstvách Ceresu: minerály, které vznikly reakcí mikroskopických kamenných zrn s vodou. Nyní se podívejme na situaci podrobněji a porovnejme ji s výsledky měření sondy Dawn.

Chemické procesy vedoucí ke vzniku prvních pevných látek ve Sluneční soustavě a jejich následné reakce s vodou jsou natolik složité, že se zde omezíme pouze na nejstručnější a velice zjednodušený popis. Postupným snižováním teploty v protoplanetárním disku zkondenzovaly z plynu nejprve tzv. kamenné částice a v oblastech chladnějších, tj. vzdálenějších od Slunce, také částice ledové. Z těchto zrn pevného materiálu postupným nalepováním a posléze i gravitačním shlukováním vznikla větší tělesa – planetesimály, a jejich vzájemným posrážením planety. Díky vyšším teplotám ve vnitřní části disku vznikla v této oblasti tělesa na vodu velice chudá (voda se zde sice nacházela, ale byla v plynném stavu, zatímco k tvorbě větších těles je nutné spojování prachových zrn). Naopak ve vnější Sluneční soustavě, díky velkému množství ledových zrn (až čtyřnásobnému oproti kamenným částicím) vznikla tělesa na vodu velice bohatá. Někde v této oblasti vznikl pravděpodobně i Ceres. V opravdu velké vzdálenosti zkondenzovaly spolu s vodním ledem i další těkavé látky, například čpavek (NH3).

Jak jsme zmínili v úvodu seriálu, z původně homogenního tělesa tvořené směsí kamenných a ledových zrnek vzniklo těleso diferencované – uprostřed kamenné jádro a nad ním bahnitý oceán tvořený směsí vody a kamenného prachu. Kamenný prach složením odpovídal materiálu, který dnes známe z meteoritů – obyčejných chondritů, v nichž největší zastoupení mají různé formy silikátů – pyroxeny (MgSiO3, FeSiO3, CaMgSi2O6, CaFeSi2O6 a další), olivíny (Mg2SiO4, Fe2SiO4), oxidy hliníku a vápníku (např. korund – Al2O3 a hibonit – CaAl12O19) a dále směs čistého železa a niklu. Reakcí tohoto materiálu s kapalnou vodou a dalšími látkami vznikají minerály, které známe dobře i ze Země – jíly (jejich chemické složení je tak složité, že jej pro čtenářovo pohodlí raději ani neuvedeme, obecně jsou to však minerály obsahující vázanou OH skupinu), karbonáty (např. kalcit – CaCO3, dolomit – CaMg(CO3)2) a  magnetit (Fe3O4). Ve zbylé vodě se naopak rozpustily soli, ke kterým se dostaneme níže.

Že se jíly a další zmiňované minerály vyskytují na povrchu Ceresu, bylo zřejmé již z pozemských spektroskopických měření. Jejich konkrétní podobu a zastoupení jsme ale neznali, na to byla měření ze Země příliš nepřesná. Tyto vlastnosti závisí na teplotě a tlaku při jejich vzniku a na poměru voda:silikáty. Měření ze sondy Dawn, které jsou mnohem přesnější, tedy umožní nasimulovat podmínky, za jakých povrch Ceresu vznikal.

Zajímavou novinku pro vědce přineslo zjištění, že v jílech obsažených v povrchových vrstvách je vázán čpavek. Jak jsme si již řekli, ten se vyskytoval v tělesech pouze opravdu vzdálených (v oblasti za Neptunem, které dnes říkáme Kupierův pás). Existují tři možná vysvětlení, jak se čpavek na Ceres dostal, bohužel dosavadní měření zatím neumožňují rozhodnout, které z nich je správné:

  1. čpavek pochází z nitra tělesa a na povrchu se objevil díky kryovulkanismu. To by znamenalo, že Ceres vznikl mnohem dále od Slunce, než se nachází dnes, a byl na svou současnou dráhu „dotlačen“ gravitačním vlivem obřích planet v rané fázi vývoje Sluneční soustavy, v době migrace velkých planet.
  2. Čpavek na Ceres donesly komety (které vznikly ve větší vzdálenosti a v době migrace planet bylo mnoho z nich vymrštěno do vnitřních částí Sluneční soustavy. Této fázi vývoje říkáme éra velkého pozdního bombardování, během níž také byla dopravena voda na Zemi a vznikly velké impaktní pánve na Měsíci).
  3. Naše současné modely toho, jak daleko od Slunce ležela hranice, v níž mohl čpavek kondenzovat spolu s vodním ledem, jsou nepřesné, a tato hranice ležela ve skutečnosti blíže. V tom případě mohl Ceres i se čpavkem vzniknout na současné dráze. Některé moderní studie poměrů v protoplanetárním disku tuto možnost skutečně připouštějí.

Ve složení povrchu Ceresu jsme zatím nezmínili vodní led, ačkoliv z předchozího dílu seriálu plyne, že na něm tečou „bahnotoky“ tvořené směsí ledu a kamenného materiálu. Zde je třeba zopakovat poznámku z úvodu seriálu – nejsvrchnější vrstva materiálu o tloušťce maximálně několika decimetrů, tzv. reziduum, je vysušená – přišla o vodní led postupným vysycháním do vakua. Spektroskop na sondě Dawn umožňuje odvodit chemické složení na základě světla odraženého z povrchu, které se ale odráží v několika vrchních mikrometrech materiálu. Detektor záření gama a neutronů (GRaND) „vidí“ do hloubky zhruba jednoho metru – a k jeho výsledkům se dostaneme v dalších dílech.

Čpavkem obohacené jíly, karbonáty a magnetit tvoří většinu povrchu. Přesto povrch není všude stejný, čímž se dostáváme k útvarům, které zatím vzbudily pozornost asi největší – světlým skvrnám. Vůbec nejnápadnější skupina těchto skvrn leží uvnitř kráteru Occator. Ta byla odhalena již v roce 2004 na snímcích z Hubbleova vesmírného dalekohledu. Herschelův vesmírný dalekohled pak v roce 2012 pozoroval na Ceresu oblak vodní páry, jehož poloha s kráterem Occator také dobře koresponduje.

Skupina světlých skvrn v Occatoru není zdaleka jediná, celkem bylo na povrchu Ceresu identifikováno 38 takových skvrn, z nichž většina leží v kráterech, nebo v jejich těsné blízkosti. Rozložení těchto skvrn ukazuje obrázek.

Mapa světlých skvrn identifikovaných na povrchu Ceresu Autor: E. Palomba et al., LPSC2016
Mapa světlých skvrn identifikovaných na povrchu Ceresu
Autor: E. Palomba et al., LPSC2016

Podle spektrálních měření ze sondy Dawn se jako nejpravděpodobnější vysvětlení materiálu těchto skvrn jeví hexahydrát síranu hořečnatého (MgSO4 . 6H2O), ale nelze vyloučit ani malou příměs čistého vodního ledu. Síran hořečnatý je jedna ze solí, která zůstane rozpuštěná ve vodě po reakci s původním kamenným materiálem. Skvrny tedy můžeme vysvětlit jako projev kryovulkanismu, kdy se slaná voda z podloží dostává na povrch. Ve vakuu se voda prakticky okamžitě odpaří; pokud je povrch dostatečně chladný, tak zmrzne, a vodní led následně na poměrně krátkých časových škálách vysublimuje (na rovníku Ceresu, kde teplota povrchu dosahuje zhruba -30 °C, sublimuje vrstva vodního ledu do vakua rychlostí několika centimetrů za rok). V obou případech zůstane na povrchu vrstvička soli ve vodě původně rozpuštěné.

S mechanismy, které mohou z nitra dostat vodu k povrchu, se seznámíme v další části seriálu.

Detail světlých skvrn v kráteru Occator, pořízený sondou Dawn z nejnižší dráhy Autor: NASA/Dawn
Detail světlých skvrn v kráteru Occator, pořízený sondou Dawn z nejnižší dráhy
Autor: NASA/Dawn

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



Seriál

  1. Ceres po roce se sondou Dawn – 1. díl
  2. Ceres po roce se sondou Dawn – 2. díl
  3. Ceres po roce se sondou Dawn – 3. díl
  4. Ceres po roce se sondou Dawn – 4. díl


O autorovi

Petr Scheirich

Petr Scheirich

Mgr. Petr Scheirich, Ph.D. (*1979) je český astronom a popularizátor astronomie. Zabývá se především meziplanetární hmotou a malými tělesy Sluneční soustavy. Tohoto času je zaměstnán v Astronomickém ústavu AV ČR v Ondřejově, a to v Oddělení meziplanetární hmoty. Dále je členem sdružení Amatérská prohlídka oblohy a Společnosti pro meziplanetární hmotu. Ve volném čase se vášnivě zabývá astronavigací a historií navigace, a to i jako aktivní námořník. Více na jeho stránkách.

Štítky: Dawn, Ceres


48. vesmírný týden 2016

48. vesmírný týden 2016

Přehled událostí na obloze od 28. 11. do 4. 12. 2016. Měsíc bude v novu, večer projde kolem Venuše, která je krásně vidět jako jasná hvězda na jihozápadě. Večer je vidět také Mars, ráno Jupiter. Na Slunci se objevila skvrnka. Čeká nás start nákladní lodi Progress k ISS.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

VdB149, VdB150, LDN1235 - prach v souhvězdí Cephea

Souhvězdí Cephea je cirkumpolárním souhvězdím naší severní oblohy. Podobně jako například Velká medvědice, jejíž část označujeme lidovým jménem Velký vůz. Ale přeci … Velký vůz pozná téměř každý, o Cepheovi mnoho z „neastronomů“ možná ani neví. A astronom? Ten nás většinou odbude větou typu:

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

ISS

Stanice ISS nad jižním obzorem

Další informace »