Záhada okolí pólů planety Mars objasněna
Autor: NASA/JPL/Malin Space Science Systems
V roce 1966 dva vědci z Caltech (California Institute of Technology) přemítali nad významem řídké atmosféry Marsu tvořené oxidem uhličitým (CO2), poprvé odhalené průletovou sondou NASA s názvem Mariner 4, kterou postavila a provozovala Laboratoř tryskových pohonů JPL. Domnívali se, že Mars s takovou atmosférou může vlastnit dlouhodobě stabilní polární depozity oxidu uhličitého (suchého ledu), které by střídavě ovládaly celoplanetární atmosférický tlak.
Na základě nové studie uskutečněné v Caltech vyplývá, že teorie, kterou vyvinuli fyzik Robert B. Leighton a planetolog Bruce C. Murray, může být skutečně správná.
Oxid uhličitý představuje více než 95 % atmosféry Marsu, která však má při povrchu planety tlak pouhých 0,6 % pozemských hodnot. Podle jedné předpovědi, kterou vypracovali Leighton a Murray – s enormním důsledkem pro klimatické změny na Marsu – vyplývá, že atmosférický tlak by měl kolísat ve svých hodnotách podle toho, jak se mění poloha rotační osy planety během oběhu kolem Slunce a vystavuje tak oblasti kolem pólů více či méně záření Slunce. Přímé sluneční světlo dopadající na depozity tuhého oxidu uhličitého v oblastech pólů vede k jeho sublimaci (k jeho přímé přeměně z tuhé do plynné fáze). Leighton a Murray předpokládali, že posun ve vystavení slunečnímu záření způsobí, že atmosférický tlak by mohl kolísat z téměř jedné čtvrtiny hodnoty současné atmosféry Marsu až po dvojnásobek dnešní hodnoty v průběhu cyklu trvajícího desítky tisíc roků.
Nyní nový model vypracovaný Peterem Buhlerem a jeho spolupracovníky z Caltech, JPL a University of Colorado poskytl klíčové důkazy pro podporu této teorie. Model byl popsán v článku publikovaném 23. 12. 2019 v časopise Nature Astronomy.
Vědecký tým zkoumal existenci záhadných charakteristik v okolí jižního pólu Marsu: masivní depozity suchého ledu z oxidu uhličitého a vodního ledu ve střídajících se vrstvách, podobně jako vrstvy dortu, které sahají do hloubky jednoho kilometru s tenkou námrazou suchého ledu oxidu uhličitého na povrchu. Vrstvy depozitu v podobě více vrstevnatého dortu obsahují tolik CO2 jako je obsaženo v kompletní atmosféře dnešní rudé planety.
Teoreticky takové rozvrstvení není možné, protože vodní led je mnohem více teplotně stabilní a tmavší než led oxidu uhličitého; led CO2 dlouho předpokládaný vědci by rychle destabilizoval, jestliže by byl ukrytý pod vodním ledem. Nicméně nový model Petera Buhlera a jeho spolupracovníků ukazuje, že depozity se mohly rozvinout jako důsledek kombinace tří faktorů: 1) změna sklonu rotační osy planety; 2) rozdíl ve způsobu odrážení slunečního záření vodním ledem a ledem oxidu uhličitého; 3) zvýšení atmosférického tlaku, které je očekáváno při sublimaci ledu CO2.
„Obvykle, když dosáhnete nějakého modelu, neočekáváte závěry odpovídají tak souhlasné k tomu, co pozorujete. Avšak tloušťka vrstev, jak je předurčuje model, odpovídá přesně radarovým měřením uskutečněným sondou z oběžné dráhy,“ říká Peter Buhler.
Na otázku, jak se depozity utvořily, astronomové odpovídají: jak kolísala poloha planety Mars kolem její rotační osy v uplynulé době, její jižní pól přijímal proměnné množství slunečního záření, což umožňovalo vznik ledu CO2, když póly přijímaly méně slunečního záření, a naopak docházelo k sublimaci ledu, když byly póly více zahřívány Sluncem. Když se vytvořil led z CO2, malé množství vodního ledu bylo zachyceno společně s ledem z oxidu uhličitého. Když led CO2 sublimoval, zůstala mnohem stabilnější vrstva vodního ledu.
Avšak vrstvy vodního ledu ne zcela uzavírají depozity. Místo toho sublimující CO2 zvyšuje atmosférický tlak na Marsu a vrstvy slepené suchým ledem se vyvíjí v rovnováze s atmosférou. Když množství slunečního záření začíná znovu klesat, vytváří se nová vrstva ledu CO2 na povrchu vrstvy zmrzlé vody a cyklus se opakuje.
Protože epizody sublimace měly obvykle klesající tendenci co do intenzity, trochu ledu CO2 zůstalo vždy mezi vrstvou vodního ledu – tudíž došlo ke střídání vrstev ledu CO2 a vodního ledu. Nejhlubší (a proto i nejstarší) vrstvy CO2 vznikly zhruba před 510 000 roky následně po poslední periodě extrémního ozáření pólů, kdy veškerý led zmrzlého oxidu uhličitého sublimoval do atmosféry.
„Naše stanovení historie velkých změn tlaku na Marsu je stěžejní pro pochopení evoluce klimatu na Marsu včetně změn stability kapalné vody a obyvatelnosti prostředí poblíž povrchu rudé planety,“ říká Peter Buhler. Tato práce byla součástí disertační práce Petera Buhlera na Caltech. Pokračoval ve výzkumu ve své současné funkci postgraduálního vědeckého pracovníka na JPL. Jeho spoluautory jsou jeho bývalí konzultanti Andy Ingersoll a Bethany Ehlmann, oba profesoři planetologie na Caltech; Sylvain Piqueux z JPL a Paul Hayne z University of Colorado, Boulder.
Zdroje a doporučené odkazy:
[1] phys.org
Převzato: Hvězdárna Valašské Meziříčí
O autorovi
František Martinek
Narodil se v roce 1952. Na základní škole se začal zajímat o kosmonautiku, později i o astronomii. V roce 1978 nastoupil na Hvězdárnu Valašské Meziříčí na pozici odborného pracovníka, kde v různých funkcích pracoval až do konce února 2014. Věnoval se především popularizační a vzdělávací činnosti. Od roku 2003 publikuje krátké články o novinkách v astronomii a kosmonautice na stránkách www.astro.cz. I po odchodu do důchodu spolupracuje s valašskomeziříčskou hvězdárnou a podílí se na přípravě obsahu stránek www.astrovm.cz. Ve volném čase se věnuje rekreační turistice.
