Úvodní strana  >  Články  >  Sluneční soustava  >  Přítomnost podzemního jezera na Marsu dokládá nedávnou sopečnou činnost na rudé planetě
Petr Brož Vytisknout článek

Přítomnost podzemního jezera na Marsu dokládá nedávnou sopečnou činnost na rudé planetě

Umělecké ztvárnění radarových výzkumů sondou Mars Express; v oblasti Planum Australe je modrou barvou znázorněna oblast s výskytem podpovrchového jezera
Autor: USGS Astrogeology Science Center, Arizona State University, ESA, INAF

V létě roku 2018 se světem prohnala zpráva, že se za pomoci penetračního radaru umístěného na palubě evropské sondy Mars Express podařilo objevit pod povrchem Marsu oblast s výraznou odrazivostí. Jako nejpravděpodobnější vysvětlení její přítomnosti se jeví, že se v blízkosti jižní polární čepičky nachází podzemní jezero slané vody. Případná přítomnost podzemního jezera ale vyvolává palčivou otázku. Kde se bere teplo potřebné k udržení vody v kapalném stavu? Odpověď se zdá nabízí nová vědecká studie, jejíž výsledky jsou podobně překvapivé jako objev samotného jezera. Naznačuje totiž, že Mars musel být v nedávné geologické minulosti sopečně aktivní!

Při pohledu na povrch Marsu si snadno povšimneme celé řady různě velkých hor, v jejichž středu se nachází obrovské krátery, ze kterých se do okolí rozbíhají desítky až stovky kilometrů dlouhé splazy. Jedná se o sopky vzniklé postupným hromaděním lávových proudů. Na základě datování jejich stáří za pomoci statistické metody počítání množství impaktních kráterů odhadujeme, že ty nejmladší z nich vznikly před pouhými několika desítkami miliónů let. Přibližně v době, kdy se po Zemi proháněli dinosauři. To je z pohledu historie Marsu, který je podobně jako Země starý přes 4,5 miliardy let, vlastně včera. Nicméně z pohledu chladnutí lávy je to velice dávno.

Magma, které se tehdy dralo skrze marsovskou kůru k povrchu, totiž zcela jistě stihlo za desítky miliónů let vychladnout a přeměnit se v sopečné horniny. Dnes proto nejsme na povrchu Marsu schopni pozorovat výraznější teplotní anomálie, které dobře známe ze sopečně aktivních oblastí tady na Zemi. Nejsme ani schopni pozorovat další projevy, například zvýšený obsah síry v atmosféře Marsu, které by napovídaly, že k sopečné činnosti na povrchu Marsu v nedávné minulosti (v řádů tisíců až statisíců let) došlo.

Složený snímek z několika THEMSI obrázků zachycuje několik malých sopek nacházejících se v oblasti Tharsis na povrchu Marsu. Obrázek převzat z Hauber a kolektiv (2009). Původní autor fotografií NASA. Autor: Hauber a kolektiv (2009), NASA.
Složený snímek z několika THEMSI obrázků zachycuje několik malých sopek nacházejících se v oblasti Tharsis na povrchu Marsu. Obrázek převzat z Hauber a kolektiv (2009). Původní autor fotografií NASA.
Autor: Hauber a kolektiv (2009), NASA.

Možný objev podzemního jezera slané vody proto způsobil ve vědeckém světě malý otřes. Ze Země víme, že k tání velice mocných ledovců dochází na jejich bázi kvůli teplu Země. Tedy v místě, kde se ledovec setkává s horninovým podložím. To je dáno tím, že vnitřek Země vyzařuje do svého okolí teplo, které následně prostupuje k povrchu, kde se vyzáří do okolního kosmického prostoru. Množství tepla, které je na určité ploše vyzařováno, se označuje jako tepelný tok. Tepelný tok ale není všude na povrchu stejně velký, liší se místo od místa. Pokud je dostatečně velký, může způsobit tání ledu. V případě Marsu máme ale s tímto vysvětlením problém. Jelikož je Mars poloviční ve srovnání se Zemí, má uvnitř i méně tepla. Jeho průměrný tepelný tok bude proto menší. A současné znalosti naznačují, že tepelný tok Marsu není nedostatečný k tomu, aby na bázi marsovských polárních čepiček tání ledu dovolil.

Jak je tedy možné, že se kapalná voda pod povrchem Marsu nachází? Kde se teplo bere? Na otázku se rozhodla najít odpověď dvojice vědců z Arizonské university, kteří se za pomoci termofyzikálního modelu pokusili určit, jestli je v dnešní době v oblasti jižního pólu možné dosáhnout tání ledu a tedy vzniku kapalné vody. Výsledky modelování ukázaly, že bez ohledu na případnou koncentraci soli v podzemním jezeře – soli mají totiž schopnost snižovat teplotu, kdy dochází k fázové změně mezi kapalnou vodou a ledem – není možné, aby se pod povrchem v oblasti jižního pólu kapalná voda nacházela. Na to v této oblasti kůry Marsu panují příliš nízké teploty.

Vědci spočetli, že k tomu, aby kapalná voda mohla pod povrchem případně existovat, je za nejideálnějších podmínek potřeba, aby tepelný tok přesahoval 72 mW/m2. Jen pro představu, to je hodnota tepelného toku, která se nachází v oblasti západních Čech známé pro své horké prameny a lázně. Bylo tak zřejmé, že pro vysvětlení přítomnosti kapalné vody by bylo potřeba mít lokální zdroj tepla.

Fotografie zachycující umístění zařízení SEIS a HP3 sondou InSIGHT na povrchu Marsu. Autor: NASA/JPL-Caltech, licence: volné dílo. Autor: NASA/JPL-Caltech
Fotografie zachycující umístění zařízení SEIS a HP3 sondou InSIGHT na povrchu Marsu. Autor: NASA/JPL-Caltech, licence: volné dílo.
Autor: NASA/JPL-Caltech
Jako nejsnazší možné vysvětlení se nabízí sopečná činnost. Vystupující magma je totiž bylo schopné zahřát horniny v podzemí a tím způsobit i případné tání ledu. Pokud by se navíc pod povrchem utvořil tzv. magmatický krb – zjednodušeně řečeno prostora, ve které se magma hromadí před výstupem k povrchu – mohla by vzniknout i velká teplotní anomálie schopná po delší dobu své okolí ohřívat. Na základě minimální potřebné hodnoty tepelného toku pak vědci odhadli, že by magmatický krb měl v oblasti vzniknout přibližně před několika stovkami tisíc let. Tedy přibližně v době, kdy lidé na Zemi začali stavět první velice jednoduché kamenné stavby… Magmatický krb by pak od té doby vyzařoval do svého okolí pozvolna teplo a tím umožňoval vznik podzemního jezera. Vědci tak v podstatě říkají, že pokud je pod povrchem skutečně jezero slané vody, je potřeba, aby v místě došlo před několika stovkami tisíc let k výstupu magmatu do marsovské kůry.

Tento výzkum tak naznačuje, že Mars byl dost možná sopečně aktivní relativně nedávno. Současně i nepřímo dává vědět, že bychom se sopečné činnosti mohli na Marsu v budoucnosti i opětovně dočkat. Ze Země totiž víme, že období sopečné neaktivity některých sopek se může počítat na stovky tisíc let. Nemůžeme proto vyloučit možnost, že se Mars v budoucnosti k sopečné aktivitě opětovně probudí. Se zájmem tak sledujme výsledky sondy InSIGHT, která přistála na povrchu Marsu v listopadu loňského roku. Na povrch Marsu totiž dopravila extrémně citlivý seismometr a teplotní sondu – dvojici přístrojů, které nám odhalí prozkoumat vnitřní stavbu Marsu a tím otázku množství tepla uvnitř Marsu zodpoví.

 




O autorovi

Petr Brož

Petr Brož

Pracuje jako vědecký pracovník na Geofyzikálním ústavu AV ČR v. v. i., kde se věnuje výzkumu sopečné činnosti napříč sluneční soustavou. Specializuje se na projevy sopečné činnosti na povrchu Marsu; převážně na malá sopečná tělesa vznikající při krátkodobé sopečné aktivitě vlivem odplyňování magmatu; na základně morfologické a morfometrické analýzy satelitních fotografií a topografických dat. Věnuje se popularizaci geovědních oborů ve spojitosti s průzkumem sluneční soustavy formou přednášek, i psaním populárně-naučných textů pro různá tištěná i internetová média.

Štítky: InSight, Sopečná činnost, Voda na Marsu, Jižní pól Marsu, Vulkanická činnost


36. vesmírný týden 2025

36. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 1. 9. do 7. 9. 2025. Měsíc bude v neděli v úplňku a 7. 9. nastane úplné zatmění Měsíce. Planety se dají pozorovat na ranní obloze, Saturn už celou noc. Slunce je aktivní a nastala erupce, po které nelze vyloučit slabší polární záři. Nejsilnější nosič současnosti Super Heavy úspěšně vynesl loď Starship, která následně úspěšně přečkala ohnivé peklo a dosedla na plánovaném místě v oceánu.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Temná mlhovina Barnard 150

Titul Česká astrofotografie měsíce za červenec 2025 obdržel snímek „Temná mlhovina Barnard 150“, jehož autorem je astrofotograf Václav Kubeš       Dávno, opravdu dávno již tomu. Někdy v době, kdy do Evropy začali pronikat Slované a začala se formovat Velkomoravská říše, v době, kdy Frankové

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

NGC7293 Helix

The “Snail,” or NGC 7293—the Helix Nebula—is the nearest and also the brightest planetary nebula, located in the constellation Aquarius. It ranks among the best-known planetary nebulae. The Snail Nebula is approximately 650 light-years from Earth. It formed about 25,000 years ago and is expanding at a velocity of 24 km/s. Thanks to its brightness of magnitude 7.3 and an apparent diameter of roughly 15 arcminutes, it is easy to observe with a telescope (or binoculars). It is also a very rewarding target for amateur observations. It is our nearest and, despite the NGC designation, the brightest planetary nebula in the sky. It is also the most extensive nebula in the sky, which is actually a drawback: despite its high total magnitude, its surface brightness is low. For this reason it was not discovered by Herschel and does not appear in Messier’s catalogue. Its true diameter is about 1.5 light-years, and it formed about 25,000 years ago when the progenitor star shed the outer layers of its atmosphere. The stellar core has become a white dwarf with a surface temperature of 130,000 °C and an apparent magnitude of 13.3. Owing to its high temperature, its radiation is predominantly ultraviolet and it can be seen only with a large telescope. The white dwarf illuminates its ejected envelopes—the nebula itself—which is expanding at 24 km/s. Once, this nebula was a star similar to our Sun—the view into the Helix Nebula reveals our very distant future. Within this nebula, as in many others, there are peculiar structures called cometary knots. They were first observed in 1996 in the Helix Nebula. They resemble comets in appearance but are incomparably larger: their heads alone reach twice the size of the Solar System, and their tails, pointing radially away from the central star, are up to 100 times the Solar System’s diameter. They expand at 10 km/s. Although they have nothing to do with real comets, part of their material may have originated in the progenitor star’s Oort cloud, which evaporated in the final stage of its evolution. These remarkable structures likely arose when a later, hotter shell ejected by the star ploughed into an earlier, cooler shell. The collision fragmented the shells into pieces, creating comet-like forms. It is possible that dust particles within the cometary knots gradually stick together to form compact icy bodies similar to Pluto. Equipment: SkyWatcher NEQ6 Pro, GSO Newtonian astrograph 200/800 (200/600 f/3), Starizona Nexus 0.75× coma corrector, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGBSHO filters, Gemini EAF focuser, guiding via TS off-axis guider + PlayerOne Ceres-C, SVBony 241 power hub, automated backyard observatory with my own OCS (Observatory Control System). Software: NINA, Astro Pixel Processor, GraXpert, PixInsight, Adobe Photoshop Lights: 48×180 s R, 43×180 s G, 49×180 s B, 76×120 s L, 153×360 s H-alpha, 24×900 s OIII; master bias, flats, master darks, master dark flats Gain 150, Offset 300. July 24 to August 30, 2025 Belá nad Cirochou, northeastern Slovakia, Bortle 4

Další informace »