Ceres po roce se sondou Dawn – 2. díl

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.

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.

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.

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.

Chemické složení povrchu a světlé skvrny

V 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.

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.

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