Život je naprosto závislý na vodě, a proto vědci hledají přítomnosti této vzácné tekutiny i v okolním vesmíru.
Nejčastěji se hovoří o jejím výskytu na Marsu, ale astronomové a planetologové v poslední době nacházejí důkazy o její existenci i na dalších planetách a měsících Sluneční soustavy, dokonce i na Slunci samotném. Voda se rovněž objevuje ve vzdáleném vesmíru. Protentokrát ale zůstaňme „jen“ uvnitř našeho planetárního systému.
Na Zemi můžeme vodu nalézt hned ve třech skupenstvích – pevném, tedy ve formě ledu a sněhu, kapalném a plynném, jako molekuly obsažené ve vzduchu. Stabilní průměrná teplota na naší planetě umožnila její stálou přítomnost a tím také vznik, vývoj a udržení života. Přitom ve skutečnosti tvoří jen 0,02 % hmotnosti naší planety. Ačkoliv se v hojné míře vyskytuje v atmosféře, mnohem více jí nalezneme v hydrosféře, do které z 96 % přispívají oceány, a ještě o trochu více v zemské kůře.
Voda ve slunečních skvrnách
Pokud se vydáme dále do vesmíru, tak musíme vodu hledat zejména v místech, kde nepanuje příliš vysoká teplota. Nicméně i tak ji nalezneme i tam, kde bychom ji příliš nečekali. Jedním z takových míst je přímo centrální hvězda našeho planetárního systému, Slunce.
Leckoho přitom napadne, jak je to vůbec možné, vždyť Slunce je příliš horké na to, aby tam byla voda. Nicméně je to fakt potvrzený řadou pozorování. Nalézáme ji zde pochopitelně pouze v plynném stavu, v centrálních oblastech slunečních skvrn zvaných umbra, které mají relativně nízkou teplotu, tj. méně než 4000 stupňů Kelvina (3726.85 °C). I tak je polovina zjištěného množství rozložena na hydroxyl (OH) a vodík (H). Slunce ale není v tomto směru nijak výjimečné, molekuly vody byly objeveny i v atmosférách jiných hvězd. Musí se ovšem jednat o hvězdy chladné.
Co to svítí v kráteru?
Merkur i Venuše obíhají Slunci nejblíže a jsou proto ze všech planet vystaveny nejvyšším teplotám. To by spíše nasvědčovalo tomu, že tady příliš mnoho vody nenajdeme.
Na povrchu Merkuru, v místech přivrácených Slunci, dosahuje teplota 470 ºC a nejinak tomu je i na Venuši, která je sice dál ale zase na ní funguje dramatický skleníkový efekt. Nicméně případ samotného Slunce nám jakousi naději dává. A skutečně, situace není až tak ztracená, jak by se na první pohled zdálo.
Merkur je v okolí pólů zbrázděn hlubokými krátery, na jejichž dna Slunce nikdy nezasvítí. Teplota zde nepřesáhne -160 ºC. Pokud by se sem tedy voda dostala například s kometami, o čemž není důvodu pochybovat, protože to tak zřejmě v dávné minulosti fungovalo v celé Sluneční soustavě, mohla by se zde udržet i do dnešních dnů.
Šance výrazně vzrostly v roce 1991, kdy astronomové z amerického CalTechu (California Institute of Technology) při pozorování výkonným pozemským radarem zjistili v blízkosti severního pólu planety přítomnost vysoce odrazivé látky. S velkou pravděpodobností se jedná právě o vodu, či přesněji vodní led. Více nám snad o vodě na Merkuru poví americká sonda Messenger, která v současné době k této planetě míří.
Oblaka s kyselinou
Na Venuši takovéto polární chladničky, kde by se voda mohla uchovat, nenajdeme. V tekuté formě se zde voda na povrchu prostě nevyskytuje vůbec! Zato v atmosféře byla nalezena jako součást oblaků, přímo ve formě H2O či kyseliny sírové (H2SO4nH2O).
V minulosti tady ovšem byla vodní situace zřejmě mnohem lepší. Poměr deuteria (obsahuje v jádru jeden proton a jeden neutron a od běžného vodíku se liší především atomovou hmotností) a vodíku ve zdejších molekulách naznačuje, že vody zde bývalo mnohem více.
Nové poznatky o atmosféře planety nyní získává evropská sonda Venus Express, která v současnosti kolem planety krouží. Máme tedy velkou naději, že se již brzy o vodě na Venuši dozvíme více.
Mokrý Měsíc?
Další „mokrou“ zastávkou je hned náš Měsíc. Ten by mohl být už docela solidní zásobárnou vody. Dokonce tak velkou, že už by mohla být zajímavá i pro obnovené lety na Měsíc, výstavbu lunární základny či výpravy na Mars.
První náznaky o přítomnosti vody přinesly již snímky polárních oblastí, pořízené v roce 1994 americkou sondou Clementine. Jejich analýzou vědci zjistili, že v blízkosti jižního pólu našeho souputníka, v útrobách hlubokých kráterů, do nichž nikdy nepronikne sluneční záření, by se mohla ukrývat voda, dopravená sem kometami v ranné historii Sluneční soustavy.
Podezření na přítomnost vody navíc prohloubila data ze spektrometru, neseného o několik let později (1998) americkou sondou Lunar Prospector. Podle těchto měření by se voda měla vyskytovat ve formě malých krystalků promíchaných s měsíční horninou, regolitem. Odhaduje se, že množství vody by mohlo dosahovat desítek či stovek miliónů tun. Její využití pro budoucí základnu na Měsíci či výrobu raketového paliva se více než nabízí – pokud zde skutečně je… Její přítomnost nejspíš potvrdí některá z celé flotily kosmických sond, které mají v následujících letech k Měsíci namířeno.
Na Marsu voda je!
Toto tvrzení je doslova zaklínadlem posledních let. Planetu nepřetržitě sleduje skupina kosmických sond, její povrch křižují „nesmrtelné“ rovery a všechny tyto roboty přinášejí řadu důkazů o existenci minulé či dokonce současné vody na Rudé planetě.
O tom, že se zde voda skutečně nachází i nyní, svědčí hned několik důkazů. Kosmické sondy naměřily v atmosféře planety vodní páry, i když v množství několiksetkrát menším než na Zemi. Zejména v blízkosti zdejších vysokých sopek byla opakovaně zaznamenána oblaka. Při východu Slunce je pak často v údolích, kráterech či pánvích pozorována mlha. A konečně jsou tu polární čepičky. Ty jsou sice převážně tvořeny suchým ledem (tedy CO2), ale když ten v letním období vyprchá, zůstanou zbytky z ledu vodního.
Teprve nedávno přinesla sonda Venus Express snímky, které podle interpretace vědců ukazují moře zmrzlé vody, rozprostírající se na ploše 800 x 900 km a dosahující hloubky 45 metrů. Jeho stáří je odhadováno na 2 až 5 miliónů let. Mohlo by se jednat například o pozůstatek velké povodně. Před sublimací, tedy před přímým přechodem z tuhého do plynného skupenství, ochránila led vrstva sopečného popela.
Existuje množství důkazů o tom, že vody zde bývalo nesrovnatelně více. Řadu z nich přinesly výzkumy roverů Spirit a Opportunity, které pracují už třetím rokem na povrchu. Na různých místech nalezly soli na povrchu, ale i „uvnitř“ zkoumaných kamenů. Podle většiny hypotéz tyto soli vznikaly za přítomnosti vody. Další místa planety vykazují i známky někdejší přítomnosti tekoucí vody.
Hloubka oceánu až 100 kilometrů
Postupujeme-li dále do hlubin Sluneční soustavy, vody přibývá zároveň s tím, jak klesá teplota. Voda byla zaznamenána ve spektrech velkých plynných planet Jupiterova typu, ačkoliv jenom ve stopovém množství.
Mnohem příznivější je situace mezi měsíci těchto planet, z nich zřejmě nejznámějším, z hlediska přítomnosti vody, je Jupiterův měsíc Europa. Odhady hovoří o tom, že množství vody zde je dvakrát vyšší než kolik jí nalezneme na Zemi!
Na základě nedávných pozorování kosmické sondy Galileo odborníci zjistili, že Europa je nejhladším tělesem ve Sluneční soustavě. Její povrch je velmi jasný a je pokryt rozlámanými ledovými krami. Připomíná tak pozemský Severní ledový oceán. Trhlinami mezi krami vyvěrá na povrch zakalená voda, která následně zamrzá. Pod touto ledovou vrstvou se s největší pravděpodobností nachází oceán slané vody. Tloušťka ledu by měla být kolem 10 kilometrů, zatímco hloubka oceánu může dosahovat i 100 kilometrů. O slannost vody se v tomto případě zřejmě stará síran hořečnatý (Mg2SO4).
V tekutém stavu vodu udržuje podobný mechanismus, který je zodpovědný za vulkanickou činnost na Jupiterově měsíci Io, tedy gravitačního působení obřího Jupitera na tento měsíc. Přispívat by mohl i radioaktivní rozpad některých prvků v nitru Evropy.
Na rýsovacích prknech vědců se již objevily návrhy na vyslání kosmické sondy přímo na Europu. Mezi nimi nalezneme i varianty, které počítají s provrtáním či protavením se skrz ledový obal měsíce.
Ledové gejzíry
Množství vody ve formě ledu nalezneme i na dalším z Jupiterových měsíců, na Callistu. Toto těleso je z celých 40 procent tvořeno právě ledem. Narozdíl od Europy je však povrch Callista pokryt krátery. Kolem největších z nich vědci nalezli soustředné prstence a jasné paprsky, které vznikly při dopadu kosmických těles, jež vyhloubily do ledové kůry měsíce otvory. Těmi pak na povrch vytryskla voda, která výše zmíněné útvary vytvořila.
Už dříve se vědci domnívali, že v podobné situaci jako Europa a Callisto je i Saturnův měsíc Enceladus. Nová data, získaná v současné době u Saturnu operující americkou sondou Cassini, tato podezření potvrdila. Sonda v blízkosti jižního pólu měsíce objevila dokonce ledové gejzíry, které do okolního vesmíru vyvrhují drobounké ledové krystalky.
Z čeho je Saturnův prstenec?
Vědci se hned horečně pustili do sestavování modelů, které by tuto aktivitu měsíce byly schopny popsat. Jako nepravděpodobná byla vyloučena varianta sublimace vodního ledu. Naopak mezi velmi favorizované patří ty hypotézy, které počítají s výskytem tekuté vody v těsné blízkosti povrchu měsíce. Zatímco u jiným měsíců je ledová vrstva silná desítky kilometrů, zde by tekutá voda mohla být už několik desítek metrů pod povrchem.
Otázkou ovšem zůstává zdroj energie, který udrží vodu v tekutém skupenství. Radioaktivní rozpad uvnitř měsíce k tomu sám o sobě nestačí. Svou troškou do mlýna zde zřejmě přispívá i vzájemné působení s blízkými měsíci Dione a Tethys. Kromě toho by povrch Enceladu mohl být pokryt vrstvou krystalických hydrátů, které by jako kožich v třeskutých mrazech izolovaly jeho nitro a udržely tak uvnitř více tepla.
S aktivními ledovými gejzíry na Enceladu úzce souvisí i vlastnosti Saturnova prstence E. Ve srovnání s ostatními prstenci se totiž jedná o výrazně jasný exemplář. Protože se přímo v jeho dráze pohybuje i samotný měsíc Enceladus, je zřejmé, že materiál tohoto prstence tvoří právě Enceladem vyvržené ledové krystalky, které velmi dobře, podobně jako samotný měsíc, odrážejí dopadající sluneční záření.
Ledové světy na periférii
Ve vzdálených končinách naší Sluneční soustavy pak nalézáme tělesa, která jsou z velké části tvořena ledem. Ačkoliv velké planety obíhají i další ledové měsíce (například Rhea, Phoebe, Triton …), v naprosté většině se jedná o tělesa tzv. Edgeworthova-Kuiperova (dále jen EK) pásu, mezi něž můžeme směle započítat i postavení planety nedávno zbavené Pluto. A právě na něm si lze ilustrovat složení těchto objektů.
Relativně nízká hustota Pluta (kolem 2000 kg/m3) naznačuje, že planeta je ze 70% kamenná a zbývajících 30% připadá na vodní led. Světlé oblasti na povrchu pak pokrývají ledy dalších prvků či sloučenin jako například dusíku, metanu, etanu či oxidu uhelnatého. Trochu jiná je situace na největším přirozeném měsíci Pluta, Charónu, který se narozdíl od Pluta zdá být pokryt přímo vodním ledem.
V posledních letech přibylo objevených členů EK pásu. Vzhledem k jejich obrovské vzdálenosti a relativně malé jasnosti je poměrně obtížné se o těchto světech dozvědět více. I tak se astronomové domnívají, že se jedná o tělesa podobná zmíněnému Pluto či Charónu, tedy další světy bohaté na vodní led.
Důkazy vody v dávné minulosti Marsu
• vyschlá dlouhá a široká řečiště mohutných toků, napájených spletitým systémem říček a potoků
• nánosy kapkovitého tvaru, obklopující krátery, které vznikly při jejich obtékání vodními toky
• při dopadech velkých meteoritů došlo k roztavení permafrostu (trvale zmrzlá půda) a vzniku množství bahna, které bylo vyvrženo do okolí
• usazené horniny při ústí toků
Jak vniká ohon komety?
Při výčtu těles, která obsahují vodu, nesmíme samozřejmě opomenout ani komety. Zvláště, když jim byl přisouzen transport vody ve vesmíru. Komety totiž bývají nazývány „špinavé ledové koule“, což vcelku vystihuje jejich podstatu.
Jádra komet jsou v podstatě tvořena prachem a směsí ledů (vodního či zmrzlých plynů). To se ovšem projeví při přiblížení komety ke Slunci. Sublimující ledy totiž vytvářejí kolem jádra plynný obal (komu), přičemž se uvolňuje prach, který má na svědomí vznik známého ohonu komety.
Meteority
Voda byla zjištěna i v meteoritech, které dopadly na zemský povrch. V těch kamenných se vyskytuje ve formě krystalů a lze ji dokonce extrahovat.
Zato v obyčejných chondritech, meteoritech složených především z křemičitanů (na průřezu jsou patrné kulové granule, tzv. chondrule) ji jsou jenom zlomky promile a v tzv. uhlíkatých chondritech ještě méně.
Pod povrchem Phoebe
Sonda Cassini prolétla 11. června 2004 v blízkosti Saturnova měsíce Phoebe. Pořízené snímky ukazují, že se tento měsíc mnohem více podobá kometám a tělesům EK pásu než jiným známým planetkám. Jedná se pravděpodobně o svět bohatý na led, která je ovšem překryt tenkou vrstvou tmavého materiálu o tloušťce cca 300 až 500 metrů.
Jeho povrch je hojně pokryt velkými i malými krátery. V kráterech jsou pozorovány světlé i tmavé oblasti. Zřejmě se jedná o místa, kde je temný povrchový materiál propleten se světlým ledem, původně se nacházejícím pod povrchem.
