Přírodní aerogel vyvrací doklady měsíčního vulkanismu před 100 milióny lety

Pozemský Měsíc je jediným přírodním satelitem Země obíhajícím mateřskou planetu ve vzdálenosti pouhých 384 400 kilometrů. Tedy dost blízko na to, abychom mohli na jeho povrchu pozorovat detaily i pouhým okem. Vyjma všudypřítomných impaktních kráterů, svědků srážek Měsíce s jinými tělesy, můžeme na povrchu spatřit také světlé a tmavé oblasti, tzv. měsíční moře. Až do začátku kosmického věku jsme mohli jen spekulovat, co bylo důvodem vzniku rozdílně tmavých oblastí na měsíčním povrchu.

Ke změně došlo v druhé polovině 60. let 20. století, kdy jsme na Měsíc dopravily nejprve automatické sondy (např. sovětský program Luna) a později i lidské průzkumníky během programu Apollo. Konkrétně se na povrch Měsíce podívalo 12 Američanů v průběhu šesti misí. Návštěvy Měsíce umožnily dopravit na Zemi vzorky měsíčních hornin, na jejichž základě jsme mohli určit jejich chemické složení. Díky tomu jsme odhalili, že světlé oblasti jsou tvořeny anortozitem, vyvřelou horninou bohatou na bazické živce ze skupiny plagioklasů. Naproti tomu měsíční moře, která pokrývají 18,1 % povrchu Měsíce, jsou tvořena tmavou sopečnou horninou – bazaltem (v češtině se také používá označení čedič). Zatímco světlé anortozity vznikly nejspíše v době chladnutí měsíčního magmatického oceánu – tehdy totiž mohly světlé méně husté minerály, které anortozit tvoří, „vyplavat“ na hladinu magmatického oceánu a tam se nahromadit, bazalty vznikly až po později. Po utuhnutí magmatického oceánu, a to nejspíše vlivem částečného tavení plášťových hornin.

Stáří měsíčního vulkanismu

Přitom chemické složení nebylo to jediné, co jsme analýzou měsíčních hornin zjistili. Na základě znalosti doby rozpadu některých radioaktivních prvků (metoda radiometrického datování), jsme mohli určit i jejich stáří. Díky tomu jsme zjistili, že světlé oblasti tvořené anortozitem jsou obecně starší (vznikly většinou před 4,56 až 4,29 miliardami let) než oblasti měsíčních moří tvořené bazaltem. Rozdíly ve stáří tak odhalily, že povrch Měsíce nevznikl najednou, ale postupně. Bohužel ale měsíční vzorky umožnily určit přesné stáří jen pro několik málo oblastí, kde došlo k jejich odběru. Stáří obrovských částí povrchu Měsíce zůstávalo pro nás i nadále neznámé. Naštěstí ale ne dlouho. Na základě znalosti přesného stáří hornin v určité oblasti se totiž povedlo vyvinout metodu, která umožňuje určit stáří i těch oblastí, odkud vzorky hornin k dispozici nemáme; tzv. metodu určování stáří za pomoci četnosti impaktních kráterů. Při pohledu na povrch Měsíce (ale i dalších těles sluneční soustavy) jsme si totiž uvědomili, že množství impaktních kráterů není všude stejné, ale že jsou některé oblasti posety impaktními krátery více než jiné. To napovídá, že oblasti, které byly vystaveny menšímu množství srážek, musí být relativně mladší, než oblasti, kde je impaktních kráterů více. Radiometrické datování měsíčních hornin pak pomohlo odhadnout vztah mezi absolutním stářím oblasti a množstvím impaktních kráterů. Díky tomu máme v rukou nástroj, s jehož pomocí můžeme poměrně přesně datovat povrchy cizích těles.

Astronauti dopravili zpět na Zemi celkem 2200 úlomků měsíčních hornin o celkové hmotnosti 382 kilogramů, které byly sebrány na 6 místech. K tomu máme k dispozici dalších 300 gramů ze třech oblastí díky sovětským sondám Luna. Přitom jak dokládají dobové záznamy, pro astronauty ve skafandru nebyl sběr vzorků nijak snadný. 

Za pomoci statistické metody počítání impaktních kráterů se podařilo určit přibližné stáří většiny oblastí Měsíce. Díky tomu víme, že většina tmavých měsíčních moří vznikla vlivem sopečné činnosti v podobě rozsáhlých lávových výlevů bazaltů před 3,3 miliardami až 3,8 miliardami let a jen malá část z nich je mladší než 2 miliardy let. Je proto zřejmé, že sopečná činnost byla rozšířena na povrchu Měsíce převážně krátce po jeho vzniku, a jak Měsíc stárnul, docházelo k jejímu útlumu. Tento útlum jsme si vysvětlovali tím, že Měsíc je ve srovnání se Zemí mnohem menší. V průměru má pouhých 3474 km, dosahuje tedy přibližně jen 27 % velikosti Země. V jeho nitru se proto musí nacházet mnohem menší množství radioaktivních prvků produkující svým přirozeným rozpadem menší množství tepla. Navíc menší těleso přirozeně chladne rychleji než těleso větší. Měsíc proto ztrácel ze svého nitra teplo rychleji než Země. Začali jsme proto považovat Měsíc za těleso, na kterém vhodné podmínky pro vznik sopečné činnosti skončily „krátce“ po jeho zformování.

Zvláštní nepravidelné hrboly

Na povrchu Měsíce se, vyjma rozsáhlých měsíčních moří, nachází celá řada menších sopečných útvarů. Jedná se například o štítové sopky, sopečné dómy a kužele nebo malá koryta vytvořená proudící lávou o vysoké teplotě. Jedním z projevů sopečné činnosti jsou pravděpodobně i zvláštní vyvýšené hrboly, tzv. Irregural Mare Patches, vyskytující se v přímé souvislosti s měsíčními moři. Tyto útvary jsou většinou mezi 100 až 5000 metry široké a jsou tvořeny skupinou hrbolů o výšce několika desítek metrů. První takový útvar, dnes označovaný jako Ina, byl objeven posádkou Apolla 15 z oběžné dráhy Měsíce v roce 1971. Od té doby se podařilo objevit na sedmdesát těchto útvarů. Hrboly se zpravidla rozkládají na povrchu lávových proudů tvořících měsíční moře. To napovídá, že k jejich vzniku muselo dojít po vzniku měsíčních moří, respektive lávových výlevů. Kdy přesně tomu tak bylo, jsme ale až do roku 2014 nevěděli.

Tehdy byla publikována vědecká studie americko-německého týmu založená na datování povrchu za použití metody počítání četnosti impaktních kráterů snažící se jejich stáří odhalit. Závěry výzkumu byly převratné. Povrch těchto útvarů je narušen pouze malým množstvím kráterů, většinou menších než 20 metrů. Tento fakt naznačil, že útvary musí být velice mladé, a to méně než 100 miliónů let. To znamenalo, že se uvnitř Měsíce muselo nacházet relativně nedávno dost tepla potřebného pro vznik taveniny schopné vystoupat desítky kilometrů mocnou kůrou Měsíce k povrchu. A to bylo překvapení. Modely termálního vývoje Měsíce totiž dlouhodobý pozvolný pokles v produkci magmatu v nitru Měsíce nepředpokládaly. Zdálo se proto, že jsme svědky okamžiku významného posunu v naší představě o vnitřním vývoji tohoto světa. Najednou jsme před sebou měli pozorování, které dokládalo, že k sopečné činnosti mohlo docházet i v době, kdy k ní na základě našich předchozích poznatků docházet nemělo. Bylo proto potřeba tento rozpor zakomponovat do našich představ. Octli jsme se na prahu období „přepisování učebnic“.

Jenže než jsme se do toho mohli dát, nabídla dvojice předních amerických planetologů překvapivé vysvětlení nízkého stáří těchto útvarů. Přišli s vysvětlením, že nízké stáří by mohlo souviset se zvláštní strukturou sopečných hornin v podobě extrémního napěnění lávy, tzv. lávovou pěnou (v originále lava foam). Tato napěněná struktura lávy by totiž umožňovala výrazně změkčovat dopady cizích těles, a tím způsobovat vznik menších impaktních kráterů, než pozorujeme v jiných oblastech Měsíce.

Vysvětlení vzniku této zvláštní napěněné struktury hornin musíme hledat ve specifických podmínkách panujících na povrchu Měsíce. Oproti Zemi nemá Měsíc atmosféru. Na jeho povrchu je proto naprosto zanedbatelný atmosférický tlak. V podstatě se jedná o podmínky blízké vakuu. Na povrchu Měsíce navíc panuje i slabší přitažlivá síla (1,622 m/s² na Měsíci oproti 9,807 m/s² na Zemi) vlivem jeho malé hmotnosti. Rozdílné podmínky se výrazně podepisují na průběhu celé škály geologických procesů včetně výstupu magmatu a s tím spjatých sopečných erupcí. Sopečná činnost se proto v prostředí vakua a menšího gravitačního zrychlení bude odehrávat v celé řadě aspektů rozdílně, než jsme zvyklí ze Země.

Jedním z důležitých rozdílů je chování plynů obsažených v magmatu. My sice o magmatu většinou smýšlíme jako o kapalině, magma je ale ve skutečnosti směsí různých fází. Vyjma roztavených hornin se v magmatu nacházejí pevné částice v podobě krystalů různých minerálů i bublinky tzv. sopečných plynů. Na Zemi se většinou jedná o vodní páru, oxid uhličitý, či různé oxidy síry, v případě Měsíce pak převážně o oxid uhelnatý (CO) a vodní páru. Dokud je magma vystaveno velkému tlaku nadložních hornin (tzv. litostatickému tlaku), plyny se z taveniny nevylučují. Jak ale magma začne k povrchu stoupat, snižuje se tlak nadložních hornin působící na taveninu, díky čemuž mohou začít vznikat nepatrné bublinky plynů. Ty se společně mohou slučovat do větších bublin, ale současně mohou zvětšovat svůj objem i díky poklesu okolního tlaku s pokračujícím výstupem magmatu (pro lepší názornost si to můžeme představit jako bublinky v otevřené minerálce – ve spodní části lahve jsou bublinky menší než blíže u jejího hrdla). A čím je okolní tlak menší, tím více bublinky plynů expandují a zabírají větší objem v magmatu. Jelikož na Měsíci k sopečným erupcím dochází v podstatě v prostředí vakua, z taveniny se snaží uvolnit veškerý plyn, který obsahuje, a navíc dochází k extrémní expanzi plynu. To ovlivňuje nejenom začátek a průběh erupce – nejprve vznikem explozivního vulkanismu a později vznikem lávových fontán – ale i její doznívání.

A je to právě období doznívání sopečné erupce, které dle autorů studie je rozhodující pro vznik zvláštních útvarů v podobě nepravidelných hrbolů. S dozníváním sopečné činnosti totiž ustane přísun nové taveniny z hlubin Měsíce, nicméně přívodní dráha doposud sloužící pro výstup taveniny k povrchu je stále roztaveným materiálem vyplněna. Tavenina stále obsahuje určité množství sopečných plynů, které se v podobě bublinek snaží i nadále dostat k povrchu. Tím dochází ke zvětšování objemu bublin a tedy k nárůstu objemu magmatu jako celku. Vlivem zvětšování objemu je magma pomalu vytlačováno z přívodní dráhy na povrch, kde povrch taveniny okamžitě tuhne a vytváří pevnou krustu. Pod ní může být materiál i nadále tekutý, takže umožňuje další expanzi bublinek plynu a tím další zvětšování objemu taveniny. Díky tomu dochází k extrémnímu napěnění lávy, kdy bubliny mohou tvořit až 95 % objemu. Když pak láva utuhne, vznikne zvláštní napěněná hornina, kterou si můžeme s trochou fantazie představit jako koupelnovou pěnu. Že teorie jde správným směrem, napovídá nález extrémně pórovitého úlomku měsíční horniny, kterou objevil velitel Apolla 15 David R. Scott při svém pobytu na povrchu Měsíce. Přírodním procesem tak vlastně vzniká materiál podobající se v některých aspektech uměle vytvořenému aerogelu; extrémně pórovité a ultralehké látce.

Aerogel je materiál, který se mimo jiné používá v kosmonautice jako médium pro zachytávání mikrometeoritů. Jeho pórovitá struktura totiž umožňuje zabrzdit rychle letící částice, aniž by došlo k jejich výraznému poškození. A tím se dlouhým obloukem navracíme k Měsíci a pozorovanému nízkému stáří nepravidelných útvarů. Pokud je jejich struktura totiž tvořená extrémně napěněnou lávou, bude tento materiál schopen zbrzďovat dopadající tělesa podobně jako aerogel, a tím naprosto rozdílně distribuovat energii dopadajícího tělesa. Jeho dopad do napěněné lávy povede ve výsledku ke vzniku mnohem menšího, ale hlubšího impaktního kráteru, než by vznikl po dopadu tělesa do běžné horniny. Rozdílný vzhled výsledného kráteru pak povede k výraznému ovlivnění výsledků, které obdržíme při určování stáří povrchu za použití počítání četnosti impaktních kráterů. Tato metoda totiž nepracuje pouze s četností kráterů, ale i s jejich velikostí. Obecně platí, že čím větší je kráter, tím delší doba musí zpravidla uplynout, aby vznikl. Ve výsledku proto metoda pracuje s logaritmickým měřítkem, kdy velikost kráteru je pro určení stáří důležitější, než určité vyšší množství menších kráterů. Pokud bude z nějakého důvodu docházet k systematickému podhodnocování velikosti impaktních kráterů, výrazně to posune výsledné stáří směrem k nižšímu věku.

Pokud by tak byly tyto zvláštní útvary tvořeny strukturou extrémně napěněné lávy schopnou brzdit dopady těles rozdílnou distribucí dopadové energie, je pak na místě zpochybnit jejich nízký věk. Autoři studie se proto domnívají, že zkoumané útvary mají ve výsledku podobné stáří jako měsíční moře, ve kterých je nacházíme. Tedy, že mají i společný původ. Zdá se proto, že se období přepisování učebnic, alespoň prozatím, odkládá.