Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 3 – vyšlo 16. ledna, ročník 13 (2015) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

3/2015

O původu vody na Zemi

Jakub Rozehnal

Nedávná analýza složení vody na kometěKometa – těleso malých rozměrů obíhající kolem Slunce většinou po protažené eliptické dráze s periodou od několika let po tisíce roků. Při přiblížení ke Slunci se vypařuje část materiálu jádra a kometa vytváří komu a eventuálně ohon. Jde o pozůstatky materiálu z doby tvorby sluneční soustavy. Dnes se nacházejí v Oortově oblaku za hranicemi sluneční soustavy, ve vzdálenosti 20 000÷100 000 au. Některé komety pocházejí i z bližšího Kuiperova pásu. 67P/Čurjumov–Gerasimenko rozvířila na populární úrovni debaty o původu vody na ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. [1]. Ukázalo se, že voda z komety má jiné izotopové složení (konkrétně jiný poměr zastoupení vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. a deuteriaDeuterium – těžký vodík, v jádře má jeden proton a jeden neutron. V průměru na Zemi připadá na 7 000 atomů normálního vodíku jeden atom deuteria. Jde o stabilní izotop vodíku., které se s časem prakticky nemění) než standardní oceánská voda. Znamená to tedy, že „komety nepřinesly vodu na Zemi, jak se doposud soudilo?“, psalo se v mnoha populárních článcích. Planetární astronomy však tato nově otevřená debata zanechala poměrně chladnými. Že led v dnes pozorovaných kometách je patrně mezihvězdného původu, a obsahuje ledová zrna přítomná v původní mlhovině, ze které vznikalo naše Slunce, a která byla bez rozmrznutí zabudována do komet, víme již od doby, kdy jsme začali komety po chemické stránce studovat. Z jedenácti doposud měřených komet má jen jediná, 103P/Hartley 2, podobný poměr zastoupení D/H jako oceánská voda na Zemi. U všech ostatních (slavnou Halleyovu kometu nevyjímaje), je tento poměr průměrně dvakrát vyšší, a to i v rámci určených chyb, viz například [3]. Komety tedy nemohou být hlavním zdrojem vody na Zemi.

Snímek komety 67P/Churyumov-Gerasimenko pořízený dne 3. ledna 2015 kamerou NavCam mise Rosetta ze vzdálenosti 28,4 km od středu komety. Rozlišení je 2,4 metru na pixel a rozměry oblasti jsou 4,4 km na 4,2 km. Zdroj: ESA.

Kometa – těleso malých rozměrů obíhající kolem Slunce většinou po protažené eliptické dráze s periodou od několika let po tisíce roků. Při přiblížení ke Slunci se vypařuje část materiálu jádra a kometa vytváří komu a eventuálně ohon. Jde o pozůstatky materiálu z doby tvorby sluneční soustavy. Dnes se nacházejí v Oortově oblaku za hranicemi sluneční soustavy, ve vzdálenosti 20 000÷100 000 au. Některé komety pocházejí i z bližšího Kuiperova pásu. Planeta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce. Planetka – nesprávně asteroid, malé těleso o rozměrech maximálně stovek kilometrů na samostatné dráze kolem Slunce. Nejvíce planetek se nachází v tzv. Hlavním pásu mezi drahami Marsu a Jupiteru. Obdobná tělesa jsou i v Kuiperově pásu za drahou Neptunu.

O tom, jak je voda pro nás a obecně pro život na Zemi důležitá, se jistě není třeba rozepisovat. Kde se však voda na Zemi vzala? Voda je sloučeninou vodíku, který vytváří 75 % vesmíru, a kyslíku, který je čtvrtým nejzastoupenějším prvkem. Není tedy příliš překvapivé, že se voda (nebo radikály pocházející z disociace její molekuly ultrafialovým zářením) ve vesmíru vyskytuje v hojném množství. To však neznamená, že bychom ji nutně museli nalézt všude. Z hlediska vzniku a velmi raného vývoje sluneční soustavy může být překvapivé, že vodu nacházíme i na místech, která vznikla zcela bez vody – například na MerkuruMerkur – planeta nejbližší Slunci. Je to skalnatá planeta, posetá krátery podobně jako náš Měsíc. Jde o nejmenší planetu vůbec. Je téměř bez atmosféry. Teplota povrchu tohoto tělesa kolísá mezi −180 °C a 430 °C. Merkur se otočí kolem vlastní osy jednou za 59 našich dní. Jeho doba oběhu kolem Slunce trvá 88 dní. Jde o příklad vázané rotace (spinorbitální interakce) v poměru 2:3 způsobené slapovými silami. Dráha Merkuru kolem Slunce je protáhlá elipsa, která se stáčí vlivem přítomnosti ostatních planet. Malá část stáčení perihelia dráhy (43″ za století) je způsobena efekty obecné relativity., MěsíciMěsíc – přirozený satelit Země, rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro je obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl)., ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. i MarsuMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila.. Znamená to, že během svého vývoje musela naše planetární soustava projít obdobím, při kterém byla její vnitřní vyprahlá část bombardována ledovými tělesy, která terestrický region zavlažila.

Planety a další tělesa sluneční soustavy vznikaly akrecí z prachoplynného disku, který se utvořil okolo mladičkého SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Tento disk víceméně kopíroval složení zárodečného obřího molekulárního mračna, na rozdíl od centrální hvězdy však nebyl chemicky homogenní. Různé chemické sloučeniny, které byly v disku obsaženy, se při různých teplotách nacházejí v různých skupenstvích. Zatímco těkavé látky zůstávají i při relativně nízkých teplotách plynné, stabilní prvky a sloučeniny, jako jsou například kovy a jejich oxidy, jsou i za vysokých teplot pevné. Díky této skutečnosti a existenci teplotního gradientu (teplota v disku klesala nejméně s odmocninou ze vzdálenosti) se ve vnitřní terestrické zóně nacházely v pevné formě jen ty nejméně těkavé látky, zatímco ostatní – a mezi nimi i voda – byly ve skupenství plynném. Sluneční vítrSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm³. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera., který z mladého Slunce vanul mnohem intenzivněji než dnes, „odvanul“ tyto sloučeniny do větších heliocentrických vzdáleností. Teprve ve vzdálenostech mezi 3÷4 auAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. od Slunce klesla teplota natolik, že voda zde mohla zkondenzovat do pevné fáze. Na této hranici se vytvořila jakási „sněžná čára“, tvořená ledovou námrazou na drobných zrnkách prachu. Uvědomme si, že planeta MarsMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. obíhá ve střední vzdálenosti 1,7 au od Slunce, a většina těles v hlavním pásu planetekHlavní pás – pás planetek mezi drahami Marsu a Jupiteru. Největším tělesem je planetka Ceres (průměr 974 km) objevená v roce 1801. V roce 2005 překročil počet známých těles Hlavního pásu 100 000. Jejich úhrnná hmotnost je ale velmi malá. Existuje zde jen 16 těles s rozměry nad 240 km. obíhá ve vzdálenostech mezi 2,1 a 3,3  au. Vnitřní část sluneční soustavy, její terestrická zóna, tedy záhy „vyschla“, a další vývoj probíhal bez přítomnosti vody.

Následně docházelo k akreci prachových částic na zrna, která velmi rychle narostla na planetesimályPlanetezimály – tělesa z raných fází vývoje sluneční soustavy. Jedná se o stavební kameny budoucích planetek, na kterých docházelo k procesům diferenciace hmoty a vzniku minerálních asociací typických pro jednotlivé druhy většiny známých meteoritů. V současné době se planetezimály mohou nacházet v oblastech Kuiperova pásu a Oortova oblaku, kam byly vypuzeny v pozdních fázích vývoje sluneční soustavy planetami. rozměrů v řádech 100÷1000 m. Tato tělesa, která obíhala na téměř kruhových a koplanárních drahách, již byla schopna působit gravitačními perturbacemi na své sousedy, čímž docházelo ke zvyšování jejich excentricitExcentricita – výstřednost, poměr vzdálenosti ohniska od středu elipsy k délce hlavní poloosy. U pohybu těles v gravitačním poli jde o jeden ze základních dráhových elementů. a k vzájemným srážkám. Tak vznikla planetární embrya, která byla svou velikostí srovnatelná s Měsícem. Další srážky a růst těles v terestrické zóně však utlumilo dynamické tření, při kterém velká tělesa na excentrických drahách rozptylovala ta malá – na úkor své vlastní hybnosti, čímž klesala i jejich excentricita. Dalším příspěvkem k utlumení excentricit bylo tření o plyn, který byl do větších vzdáleností a z disku vypuzen až během několika milionů let. Akrece dalších těles v terestrické zóně se tak zastavila, neboť planetární embrya na kruhových drahách se nemohla dále spojovat na větší.

Jiná situace nastala ve větších heliocentrických vzdálenostech, za sněžnou čarou. Planetární embrya zde akreovala větší množství plynu a vznikly tak postupně obří planety. Ty největší a Slunci nejbližší – JupiterJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×10²⁷ kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole. a SaturnSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm⁻³ je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou. – záhy změnily tvář celé vnitřní soustavy.

V oblastech blíže ke Slunci (tj. dále od Jupiteru) bylo gravitační rušení Jupiterem slabé. Jupiter zde způsobil jen mírný nárůst excentricit planetárních embryí, takže pokud docházelo k jejich vzájemným srážkám, dělo se tak zpravidla při malých rychlostech, což většinou vedlo k jejich syntéze. Naproti tomu v oblastech vzdálenějších od Slunce (ve vzdálenostech mezi 2÷5 au) docházelo k výrazným gravitačním perturbacím způsobeným Jupiterem, zejména k rezonancímRezonance – vlastnost pohybu dvou těles ve Sluneční soustavě, při které jsou jejich doby oběhu v poměru malých celých čísel. V takovém případě nastává mezi tělesy gravitační vazba (rezonance), která ovlivňuje stabilitu tohoto uspořádání. Rezonance může také nastat v rámci dvou různých pohybů jediného tělesa, zpravidla jeho oběhu kolem Slunce a rotace kolem osy. Pak hovoříme o spinorbitální rezonanci., při kterých jsou oběžné periody těles a Jupiteru v poměru malých přirozených čísel. Tyto rezonance mají za následek rychlý nárůst excentricity těles a jejich vzájemné kolize. Proto, na rozdíl od oblasti v blízkosti Slunce, dochází při vysokých rychlostech k fragmentaci – vzniku velkého množství menších těles, než jaká v této oblasti vznikla. Tímto způsobem vysvětlujeme vznik velkého množství těles, která dnes pozorujeme v oblasti hlavního pásu planetekHlavní pás – pás planetek mezi drahami Marsu a Jupiteru. Největším tělesem je planetka Ceres (průměr 974 km) objevená v roce 1801. V roce 2005 překročil počet známých těles Hlavního pásu 100 000. Jejich úhrnná hmotnost je ale velmi malá. Existuje zde jen 16 těles s rozměry nad 240 km..

Výsledkem tohoto vývoje, trvajícího několik desítek milionů let (maximálně 200 milionů let), je vznik několika terestrických planet v oblasti 0,5÷2 au od Slunce a oblasti hlavního pásu planetek. Je důležité si uvědomit, že mnohá z planetárních embryí byla z oblasti mezi 2÷5 au vypuzena ještě dříve, než došlo k jejich kolizi s jiným tělesem v dané oblasti. Pokud se těleso působením rezonanceRezonance – vlastnost pohybu dvou těles ve Sluneční soustavě, při které jsou jejich doby oběhu v poměru malých celých čísel. V takovém případě nastává mezi tělesy gravitační vazba (rezonance), která ovlivňuje stabilitu tohoto uspořádání. Rezonance může také nastat v rámci dvou různých pohybů jediného tělesa, zpravidla jeho oběhu kolem Slunce a rotace kolem osy. Pak hovoříme o spinorbitální rezonanci. dostalo na výrazně excentrickou dráhu, leželo jeho přísluní hluboko v regionu budoucích terestrických planet a jeho odsluní blízko dráhy (nebo za drahou) Jupiteru. Taková tělesa se tedy mohla buď srazit s planetárními embryi obíhajícími v blízkosti Slunce, nebo mohla být při blízkém setkání s Jupiterem vymrštěna mimo oblast původního protoplanetárního disku. A protože, jak jsme psali o několik odstavců výše, obsahovala tělesa akreovaná ve vzdálenosti větší než 3÷4 au velké množství vody a dalších těkavých látek, tak ta tělesa, která se na svých excentrických drahách vybuzených Jupiterem srazila s planetárními embryi obíhajícími v blízkosti Slunce, dopravila vodu zpět do terestrické oblasti.

Tato hypotéza se dobře shoduje s numerickými simulacemiPočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů. raných fází vývoje sluneční soustavy. P. O'Brien, A. Morbidelli a H. F. Levison provedli numerické simulace vývoje soustavy, která v regionu rozkládajícím se do vzdálenosti 4 au od Slunce obsahovala 25 planetárních embryí velikosti Marsu a stejné celkové množství hmoty v populaci 1 000 planetesimál. Následně byl simulován vývoj systému ve dvou variantách – s obřími planetami na kruhových drahách (tedy na těch, na kterých vznikly) a na mírně excentrických drahách, na jakých je pozorujeme dnes. Výsledek je velmi výmluvný. Zatímco v případě excentrických drah plynných obrů vzniklo ve vnitřní části sluneční soustavy větší množství menších planet, které byly navíc co do složení podobné, v případě plynných obrů na počátečních kruhových drahách vzniklo menší množství větších planet, které byly navíc „poskládány“ z materiálu napříč celým regionem.

Výsledek dvou variant simulací vývoje vnitřních oblastí sluneční soustavy. V každé variantě byly provedeny čtyři simulace s mírně odlišnými počátečními podmínkami. Horní obrázky, označené CJS1-4, ukazují výsledek simulace vývoje soustavy planetárních embryí a planetesimál, rušené Jupiterem a Saturnem na kruhových drahách. Naznačeno je i výsledné složení vzniklých terestrických planet – tj. kolik materiálu z původních oblastí s odlišnou vzdáleností od Slunce obsahují. U simulace CJS2 například vidíme, že v pořadí třetí planeta od Slunce obíhá ve vzdálenosti 1,1 au a obsahuje přibližně 1/8 materiálu, který se původně nacházel ve vzdálenosti mezi 3÷4 au, a který tedy obsahoval i větší množství vody. (viz barevná škála na spodním okraji obrázku). Pro případ obřích planet na původně excentrických drahách nejsou výsledky zdaleka tak podobné dnes pozorovanému stavu. Svědčí to mj. o tom, že dráhy obřích planet získaly dnes pozorovanou excentricitu až v pozdějších fázích vývoje sluneční soustavy. Převzato z [2].

Vodu na Zemi tedy nejspíše dopravila zejména planetární embrya, která vznikla za sněžnou čarou ve vzdálenostech větších než 3÷4 au od Slunce a byla destabilizována gravitačním rušením a rezonancemi velkých planet. Komety měly na zavlažení terestrického regionu zřejmě jen malý podíl, ale i tak mohly hrát pro rozvoj života zásadní roli – mohly totiž do vhodného prostředí přinést jeho základní stavební kameny, nebo dokonce život samotný. Ale o tom zase někdy jindy.

Odkazy