Úvodní strana  >  Články  >  Sluneční soustava  >  Ceres po roce se sondou Dawn – 3. díl

Ceres po roce se sondou Dawn – 3. díl

Snímek kuželovité hory Ahuna Mons pořízený sondou Dawn z nejnižší oběžné dráhy
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. 

Topografická mapa (vyvýšeniny a sníženiny oproti referenčnímu elipsoidu) na základě měření ze sondy Dawn Autor: NASA/Dawn
Topografická mapa (vyvýšeniny a sníženiny oproti referenčnímu elipsoidu) na základě měření ze sondy Dawn
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.

Ukázka dvou geologických map – oblast okolo kráteru Fejokoo (nahoře) a okolo kuželovité hory Ahuna Mons (dole). Červenou barvou jsou vyznačeny dómy (v legendě jako tholus) Autor: K. H. G. Hughson et al., T. Platz et al., LPSC2016
Ukázka dvou geologických map – oblast okolo kráteru Fejokoo (nahoře) a okolo kuželovité hory Ahuna Mons (dole). Červenou barvou jsou vyznačeny dómy (v legendě jako tholus)
Autor: K. H. G. Hughson et al., T. Platz et al., LPSC2016
Na dalším obrázku vidíme ukázky geologických map dvou sektorů z povrchu Ceresu, kde jsou tyto dómy označeny červenou barvou a v legendě jako „tholus“ (latinsky dóm nebo klenba). Všechny tyto dómy mají oproti okolnímu terénu výšku několik km. Ačkoliv jim chybí ostré svahy jako v případě Ahuna Mons (hora ve tvaru pyramidy, o níž bude ještě řeč), představují tyto útvary zřejmě příklady intrusivního vulkanizmu (prostup magmatu horninou, kdy ale nedojde k výlevu až na povrch). Není bez zajímavosti, že Ahuna Mons se nachází na okraji jednoho takového dómu.

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.

Ukázka simulace velkoškálové konvekce z doby půl miliardy let (vlevo) a malých konvektivních cel v době 4 miliardy let (vpravo) po vzniku Ceresu Autor: B. J. Travis et al., LPSC2016
Ukázka simulace velkoškálové konvekce z doby půl miliardy let (vlevo) a malých konvektivních cel v době 4 miliardy let (vpravo) po vzniku Ceresu
Autor: B. J. Travis et al., LPSC2016
V závěru tohoto dílu si „posvítíme“ na útvar, který se pro Ceres stal již ikonou – kuželovitou horu Ahuna mons. Základna hory má rozměry 21 × 13 km a výška je asi 4,5 km nad okolním terénem. Ze spektroskopického měření se ukazuje, že svahy obsahují mnohem více karbonátů v porovnání s ostatními dvěma hlavními typy minerálů obsažených v povrchové vrstvě Ceresu (viz druhý díl seriálu). Vrcholové plato je hodně hrbolaté a tudíž je obtížné na něm identifikovat impaktní krátery, ale z počtů těch, které identifikovány byly, vychází stáří tohoto útvaru na asi 10 milionů let. Svahy hory mají sklon 30 až 40° a jsou pokryty světlými a tmavými pruhy, které jsou interpretovány jako rýhy po sesuvech balvanů. Vrchol hory, tvořený platem o rozměrech asi 5 × 8 km, je mírně propadlý směrem doprostřed. Poměrně strmé svahy hory a absence projevů tečení materiálu naznačují, že hora je tvořena silně viskózním materiálem. Útvary s morfologií jako Ahuna mons vznikají při extruzivním (na povrch se vylévajícím) vulkanizmu, kdy viskozita materiálu s jeho postupným chladnutím roste. Vzhledem k celkovému složení Ceresu zde tedy jistě hrála roli voda smíšená s kamenným materiálem, protlačující se skrz kůru Ceresu a na povrchu tuhnoucí. Jak bylo zmíněno výše, nachází se Ahuna Mons na okraji jednoho z dómů, u nichž se předpokládá vznik intruzivním vulkanismem, při němž se magma – v našem případě tedy směs vody a jílů – nedostává až na povrch. Je možné, že v tomto jednom místě se mu to ovšem podařilo.

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: Ceres, Dawn


38. vesmírný týden 2016

38. vesmírný týden 2016

Přehled událostí na obloze od 19. 9. do 25. 9. 2016. Měsíc bude v poslední čtvrti, projde kolem Aldebaranu. Večer je velmi nízko na západě Venuše a na jihozápadě jsou Mars a Saturn. Neptun a Uran můžeme pozorovat celou noc. Na ranní obloze můžeme před svítáním pozorovat kužel zvířetníkového světla do něhož před východem Slunce stoupá planeta Merkur. Ke startu se připravuje tříčlenná posádka, kterou by měl vynést v pátek Sojuz-MS2 na cestu k ISS. Začíná astronomický podzim.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Pradědovy Perseidy 2016

Píše se rok 258, 10. srpen. Na rošt nad horké uhlí je položen správce chrámové pokladny před několika dny popraveného papeže Sixta II a je opékán zaživa. Po chvíli volá: „Z jedné strany jsem již opečený, pokud mě chcete mít dobře udělaného, je čas mě otočit na druhou stranu.“ Toto utrpení podstoupil

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Měsíc stáří 19,5 dne

Další informace »