Teklo po povrchu Marsu bahno? Aneb kde hledat bahenní sopky na rudé planetě.

Od roku 2004, kdy byl metan na Marsu poprvé zaznamenán, vyšla řada studií dokládajících přítomnost bahenních sopek na mnoha místech Marsu. A to zpravidla na základě tvarové a velikostní podobnosti s pozemskými bahenními sopkami. Příroda nám ale opakovaně ukazuje, že shoda ve tvaru a velikosti nemusí nutně znamenat stejný způsob vzniku. Vezměme si žraloka a delfína, dvojici živočichů pocházejících z rozdílných živočišných skupin – paryb a savců. Sice vypadají podobně, ale evolucí vznikly ze zcela rozdílných větví stromu života. To samé platí i pro možné marsovské bahenní sopky, podobné útvary by totiž hravě zvládla vytvořit i láva. Pokud se tak zaměříme jen na tvary a velikosti povrchových útvarů, nejsme schopni jednoznačně říci, který geologický proces je vytvořil.

Jednou z možných oblastí Marsu, kde byla existence bahenních sopek předpokládána, je Chryse Planitia, přes 1600 kilometrů rozsáhlá prohlubeň ležící na severní polokouli Marsu nedaleko rovníku. Ústí do ní řada odtokových kaňonů širokých desítky a dlouhých stovky kilometrů, kterými před miliardami let z kůry Marsu proudilo nepředstavitelné množství vody uvolněné během katastrofických záplav. Většina této prohlubně je proto dnes vyplněna sedimentárními horninami v podobě písků a štěrků přinesenými během těchto záplav. Též se zde ale nachází mnoho impaktních kráterů vzniklých srážkou asteroidů s Marsem. Oproti kráterům na Měsíci či v jiných částech rudé planety se zde ale vyskytují i krátery, které ve svém v okolí mají zvláštní, nepravidelně vysoký lem svědčící o tečení podloží krátce po srážce. To značí, že se nehluboko pod povrchem nacházel vodní led, který byl vlivem dopadu roztaven. Vzniklá voda byla schopna na krátkou vzdálenost téci a tím přenášet kousky hornin (v odborné literatuře se pro tento typ kráterů používá termín rampart crater, v češtině není termín ustálen). Přítomnost těchto zvláštních kráterů proto svědčí o tom, že se v oblasti Chryse Planitia musí (případně muselo) pod povrchem vyskytovat množství vodního ledu. A ve větší hloubce možná i voda kapalná. Ta by byla schopná se mísit s  horninami a tedy dávat vzniku bahna schopného za určitých podmínek případně vystupovat k povrchu. Tato oblast proto představuje ideálního kandidáta, kde případné projevy bahenního vulkanismu hledat a detailněji zkoumat.

Dřívější výzkum mezinárodního vědeckého týmu pod vedením Gora Komatsa odhalil, že se v jižní části této prohlubně skutečně nachází desítky zvláštních, několik kilometrů velkých kuželů a dómů, jejichž tvary napovídají, že musely vzniknout tečením materiálu vystupujícího z podzemí. Spektroskopická pozorování provedená z oběžné dráhy sondou Mars Reconnaissance Orbiter navíc doložila, že jsou tyto kužele a dómy z části tvořeny minerály majícími ve své vnitřní struktuře molekuly vody. To přivedlo tým k závěru, že zde máme co do činění s projevy tečení bahna po povrchu Marsu, tedy s bahenním vulkanismem. Nicméně stále existovaly pochybnosti, jestli je tento závěr správný. Nemohly by útvary přeci jen vzniknout namísto tečení bahna pohybem lávy?

Ve snaze pochybnosti rozptýlit jsme zmapovali výskyt těchto útvarů napříč celou prohlubní Chryse Planitia a následně prozkoumali jejich prostorové rozmístění i tvarovou pestrost. Na základě geologického mapování satelitních fotografií jsme určili, že možné bahenní sopky jsou rozprostřeny na ploše okolo 700 000 km². Tedy přibližně třikrát větší, než se původně myslelo. A na této ploše se nenachází v počtu několika desítek, ale je jich přes 1300. Zakreslení jejich pozice do mapy nám následně umožnilo spatřit zvláštní závislost v jejich rozmístění, která podporuje domněnku, že se bude skutečně jednat o marsovské bahenní sopky.

Oblast Chryse Planitia totiž netvoří jen hladké pláně v podobě sedimentů přinesených během katastrofických záplav. Nachází se zde i řada náhorních plošin tyčících se desítky až stovky metrů nad okolní hladké pláně. Jejich zaoblený tvar dává tušit, že plošiny byly kdysi ostrovy, okolo nichž se prohnala povodňová vlna. Pohled na vytvořenou mapu pak ukazuje, že zkoumané útvary vždy leží na hladkých pláních tvořených sedimenty, nikdy na vyvýšených ostrovech. To naznačuje, že ke svému vzniku potřebovaly sedimentární podloží a případně i vodu, respektive bahno. Kdyby ale na druhou stranu byly tvořeny magmatem, to by snadno vystoupalo i do oblasti vyvýšených „ostrovů“. Těch pár desítek metrů hornin by pro něj totiž nebylo sebemenší problém.

Mapování těles navíc odhalilo i jejich velkou pestrost, co se tvarů týče (viz obrázek 4). Dají se totiž rozdělit do pěti skupin. První skupinu (36 útvarů) tvoří kuželovitá tělesa s velkým centrálním kráterem naznačujícím, že zde docházelo k explozivní činnosti vyvrhující materiál do okolního prostoru. Druhá skupina, která je s 679 útvary nejpočetnější, sdružuje tělesa o průměru několika kilometrů a o výšce maximálně několika desítek metrů. Zdánlivě tyto útvary připomínají obrovské palačinky ležící na povrchu Marsu. Malý centrální kráter a z něho se rozbíhající hřebeny pak napovídají, že vznikly vytečením snadno tekoucího materiálu na hladké pláně z podzemí. Třetí skupinu tvoří stovky metrů široké a desítky metrů vysoké dómy (259 útvarů) s malou špičkou na vrcholku. Předpokládáme, že dómy vznikly výstupem materiálu, který velice špatně tekl, takže nebyl schopen se roztéci příliš daleko do okolí od místa výstupu. Čtvrtou skupinu pak tvoří 309 zvláštních útvarů snadno rozpoznatelných na satelitních snímcích díky nápadně rozdílné barvě povrchu. Nicméně při detailnějším pohledu se nedá o jejich tvaru vyčíst nic bližšího. Poslední a nepříliš početnou skupinu (35) tvoří desítky kilometrů velká koryta dokládající výstup a pohyb extrémně dobře tekoucího materiálu schopného se roztéci po povrchu Marsu do značných vzdáleností.

Velká pestrost tvarů nás dovedla k myšlence, že v oblasti Chryse Planitia se na povrch muselo dostávat bahno schopné výrazně měnit svou schopnost téci, tzv. viskozitu. Někde teklo velice dobře, jinde ale značně špatně. Domníváme se, že tuto změnu ve schopnosti tečení způsoboval různý podíl vody v bahně. Čím více bylo v bahně vody, tím lépe teklo a naopak. Podobnou různorodost v tečení bahna pozorujeme i tady na Zemi. V některých částech světa – například na ostrově Trinidad – se na povrch dostává velice špatně tekoucí bahno tvořící rozsáhlé „kravince“, jinde – jako například v oblasti Vulcanii Noroiosi v Rumunsku – se naopak po povrchu rozlévá bahno velice dobře tekoucí. Ve výsledku tak vznikají různě vypadající a i různě velké bahenní sopky.

Výsledky naší práce proto potvrzují, že Chryse Planitia skutečně představuje velice slibnou oblast Marsu, kde je možné se s projevy bahenního vulkanismu pravděpodobně setkat, i je detailně zkoumat. Nicméně je nutné dodat, že zkoumat zde můžeme pouze projevy historické. Na základě výzkumu stáří těchto těles jsme totiž došli k závěru, že nemohou být mladší než 5 milióny let (ale dost možná jsou staré desítky až stovky miliónů let). Není proto možné, aby byly zdrojem metanu, jenž byl v atmosféře Marsu pozorován. Pátrání po jeho zdroji proto není ani zdaleka u konce a zajisté nás i nadále čeká fascinující cesta plná nových vzrušujících vědeckých objevů.