Minule jsme skončili s fyzikálními observatořemi, a to konkrétně dílem věnovaným sondě Planck. V dnešním dílu našeho seriálu TOP 5 se podíváme spíše do oblasti planetologie, totiž na nejzásadnější objevy dvojice sond, které stále ještě fungují, ale už se staly legendami světové kosmonautiky. Více než 45 let činnosti obou Voyagerů, neboť právě o nich hovoříme, jak jste už zřejmě poznali, zanechalo v historii vědy a dobývání vesmíru nesmazatelnou stopu. Málokterá další sonda se může pochlubit tolika prvenstvími. Dneska se podíváme alespoň na některé z nich.

5) Povrch Mirandy

Planetu Uran objevil v roce 1781 známý britský astronom německého původu William Herschel. Jde o třetí z velkých planet a prvního ledového obra. Jako jediná z planet se nejmenuje podle římského boha, ale jméno jí dal první řecký bůh nebes Úranos, otec Titánů a dědeček hlavního řeckého boha Dia. Úranos sám měl dosti nešťastný osud, jelikož jej o mužství i vládu připravil jeho syn Kronos (ten ovšem dopadl podobně, když mu to samé provedl Zeus).

U planety Uran najdeme, podobně jako i u dalších velkých planet, poměrně početnou skupinu měsíců. Tradičně se pojmenovávají podle postav z dramat Williama Shakespeara a básníka Alexandra Popea. První dva měsíce, které jsou současně největší, objevil již sám William Herschel v roce 1787. Získaly jméno Titania a Oberon, což jsou král a královna skřítků ve známé Shakespearově hře Sen noci svatojánské. Jejich průměr dosahuje 1570, respektive 1520 kilometrů. Další dva měsíce, Ariel a Umbriel (průměr 1169 a 1158 km) nalezl roku 1851 anglický vědec William Lassell.

Nás dnes ale bude zajímat měsíc, který je pátý co do velikosti a data objevu. V únoru 1948 jej objevil americký astronom nizozemského původu Gerard Kuiper. Dostal název Miranda, což je postava ze Shakespearovy hry Bouře. Planetu obíhá téměř 130 000 kilometrů daleko a její průměr je 471 kilometrů. Jeden oběh kolem Uranu jí trvá 1,4 dne a stejný časový úsek zabere i jedno otočení kolem vlastní osy.

Několik desetiletí jsme o Mirandě nevěděli téměř nic, kromě toho že existuje a několik základních parametrů. To se ale změnilo v roce 1986, kdy kolem Uranu a jeho soustavy prolétl Voyager 2, první a dosud jediná sonda, která Uran navštívila. Kromě mnoha dalších užitečných poznatků a krásných fotografií nabídla i pohled na měsíc Miranda, který překvapil snad úplně všechny. Astronomové očekávali, že Miranda bude mít vzhled typického měsíce Sluneční soustavy, to je těleso poseté impaktními krátery a velmi podobné našemu Měsíci nebo planetě Merkur.

O to větší byl šok, když přišly první detailní snímky měsíce Miranda. Povrch měsíce je totiž nesmírně různorodý, tvořený plošinami, krátery, útesy, kaňony i rýhami. Celkově vypadá jako kdyby někdo rozbil sestavené lego a následně se pokusil znovu složit původní tvar, ovšem kostičky by rozmisťoval zcela náhodně. Dodnes není spolehlivě známo, proč povrch Mirandy vypadá tak jak vypadá, je ale jasné, že v minulosti musel projít velkou proměnou a obnovou.

Víme, že povrch je geologicky poměrně starý, protože obsahuje poměrně dost impaktních kráterů. Ty jsou ale vcelku malé a navíc jich je přece jen méně než na ostatních uranových měsících, což právě značí, že povrch prošel přeměnou a nové vrstvy překryly starší a větší impakty. Zbytky velkých nárazů z doby vzniku Sluneční soustavy a období pozdního těžkého bombardování tak už nejsou příliš patrné.

Hypotézy o tom co se s povrchem stalo se různí, je možné, že Miranda v minulosti prošla velkou srážkou, která způsobila rozpad měsíce na množství větších kusů i menších trosek. Ty se pak znovu spojily do jednoho tělesa. Miranda je mimochodem jeden z nejmenších objektů v našem systému, který je ve stavu hydrostatické rovnováhy. To znamená, že se vlivem vlastní gravitace udržuje v kulovém tvaru.

Ale zpět k povrchu měsíce. Najdeme zde například obří kaňony dlouhé stovky kilometrů a několik kilometrů hluboké. Největší z nich Verona Rupes dosahuje hloubky 20 kilometrů. Je tak desetkrát hlubší než proslulý Grand Canyon na řece Colorado v Arizoně. A je dokonce i výrazně hlubší než Valles Marines na Marsu. Jak přesně obří útes vznikl nevíme, ale mohlo to být při výše zmíněném nárazu, který ovlivnil celý měsíc nebo obřím prasknutím kůry. Z tvaru impaktních kráterů, respektive jejich okrajů také planetologové usuzují, že by se zde mohl vyskytovat kryovulkanismus ve formě vývěrů směsi vody a amoniaku s případnou příměsí ethanolu.

Někdy v příštích desetiletích by se snad k Uranu mohla konečně vydat orbitální sonda. Ta by měla celou řadu úkolů, jako prozkoumat atmosféru Uranu a pokusit se přijít na to, co vedlo k tomu, že má tak nezvyklý sklon rotační osy. Výzkum měsíce Mirandy by ale zajisté patřil mezi hlavní cíle mise, ať už by k Uranu letěla v jakémkoliv provedení.

4) Kryovulkanismus na Tritonu

Kolem Neptunu a jeho soustavy zatím proletěla jediná sonda, Voyager 2 v roce 1989. Při této příležitosti také došlo k objevu šesti nových měsíců planety, což počet známých měsíců zvedlo ze dvou na osm. Dnes jich známe již čtrnáct a je možné, že další ještě nalezneme. Dnes zde ovšem nechci mluvit o nově objevených měsících, ale o tom, který lidstvo znalo díky anglickému astronomovi Williamu Lassellovi již od roku 1846 (objevil jej pouhých 17 dní po objevu samotného Neptunu). Jmenuje se Triton podle syna Poseidona (v římské verzi Neptuna).

Zatímco největší ze zbývajících třinácti měsíců Neptunu má v průměru 357 kilometrů, Triton dosahuje velikosti 2705 kilometrů a je tak jen o něco menší než náš Měsíc. Jde o jediný známý velký satelit planety ve Sluneční soustavě, který vykazuje retrográdní pohyb, obíhá tedy proti směru rotace své planety. Navíc se zdá, že se jeho chemické složení blíží Plutu. Astronomové se proto domnívají, že Triton nevznikl v okolí Neptunu, ale jde o těleso původem z Kuiperova pásu, jež Neptun zachytil.

Vnitřní stavba Tritonu je rovněž velmi zajímavá, má totiž velké jádro tvořené kovy a horninami, které tvoří zhruba dvě třetiny jeho hmotnosti. Mimochodem, hmotnost Tritonu v poměru k ostatním měsícům Neptunu je obrovská. Všechny ostatní měsíce dohromady se dostanou jen na 0,3 % hmoty Tritonu. To je zřejmě dáno tím, že při zachycení Tritonu Neptunem došlo k odmrštění řady ostatních původních měsíců planety buď pryč ze systému či naopak k Neptunu, který je pak spolykal.

Povrch Tritonu je tvořen z poloviny zmrzlým dusíkem, druhou a třetí nejběžnější složkou jsou vodní led a suchý led (zmrzlý oxid uhličitý). V malé míře jsou zastoupeny též metan, oxid uhelnatý nebo amoniak. Povrch zabírá zhruba 23 milionů km² (asi 4,5 % povrchu Země) a má vysoké albedo. V závislosti na místě povrchu 60 – 95 %. Teplota na povrchu dosahuje průměrně jen asi 40 Kelvinů.  Na Tritonu se nachází též velmi tenká a řídká atmosféra vznikající vypařováním dusíku z povrchu.

Už jsme si říkali o tom, že Triton obíhá retrográdně. Kromě toho má i vázanou rotaci a zvláštní sklon dráhy 129 stupňů vůči ekliptice a 157 stupňů vůči rovníku Neptunu. Osa rotace měsíce tak leží blízko rovině oběhu mateřské planety a proto v průběhu oběhu kolem Slunce dopadá světlo střídavě vždy na jeden pól Tritonu. V důsledku toho na něm dochází k dosti značným výkyvům klimatu.

Ale tím ještě nekončíme. Dráha Tritonu vykazuje téměř nulovou excentricitu, jde tedy o skoro dokonalou kružnici. I na Triton ale působí slapové síly, které vedou k tomu, že se vzdálenost měsíce od planety zmenšuje. Za necelé čtyři miliardy let dojde k tomu, že Triton překročí tzv. Rocheovu mez. Jde o hranici, při jejímž překročení dojde u tělesa drženého pohromadě vlastní gravitací k roztržení vlivem slapových sil druhého tělesa. Jinými slovy, za několik miliard let se Triton rozpadne a buď jej Neptun pohltí a nebo se z něj stane prstenec podobný tomu u Saturnu.

Do té doby je ale ještě spousta času a tak se zde mohou odehrávat velmi zajímavé procesy. Zdaleka nejvíce pozoruhodný z nich objevil Voyager 2. Při jeho průletu si astronomové povšimli několika erupcí dusíku, které byly podobné jako gejzíry na Zemi. Částice z nich stoupaly až do výšky osm kilometrů nad povrch měsíce. Všechny gejzíry se nacházely mezi 50 a 57 stupněm jižní šířky, v místech kam dopadalo nejvíce slunečního záření. Erupce jednoho gejzíru může trvat celý jeden pozemský rok.

Ukazuje se, že povrch Tritonu je tvořen zmrzlým dusíkem, který je průsvitný, zatímco pod ním se nachází vrstva tmavšího materiálu. To vede k jevu podobnému tomu skleníkovému na Zemi či Venuši. Pak stačí i drobné zvýšení teploty o několik Kelvinů k tomu, aby se spustily erupce gejzírů. Některá dřívější pozorování ukazovala značně načervenalou barvu Tritonu, zatímco později se ukázalo, že povrch výrazně zbledl, což naznačuje, že povrchovou načervenalou vrstvu překryl zmrzlý dusík.

Triton se tak stal po Zemi a výše zmíněném měsíci Io teprve třetím tělesem naší soustavy s potvrzenou aktivní vulkanickou činností. V tomto případě její specifickou formou, tzv. kryovulkanismem. Dodnes se podařilo spolehlivě vulkanismus potvrdit už jen na Enceladu, byť se spekuluje o aktivním vulkanismu i na Venuši, Marsu, Europě, Titanu či Dione. O Tritonu samotném a jeho vulkanismu zatím bohužel nemáme příliš mnoho informací, od Voyageru 2 se žádná další sonda k Neptunově systému nepřiblížila.

Jistou naději máme v konceptu mise Trident, s níž se vědci účastnili nedávného výběru v rámci programu Discovery. Přednost tehdy ale dostaly sondy DAVINCI+ a VERITAS mířící k Venuši. Není však vyloučeno, že Trident bude přihlášen do některého z příštích výběrů. Jde o misi průletovou, což sice není optimální, ale lepší než nic. Ve vzdálenější budoucnosti bychom se snad mohli dočkat i orbiteru Neptunu, ale zatím není nic jistého.

3) Atmosféra na Titanu

Saturn byla poslední z planet známých lidstvu již ve starověku. Pojmenování získala po římském bohu zemědělství Saturnovi, jehož ekvivalentem je řecký bůh Kronos. Po vynálezu dalekohledu se astronomové zaměřili i na Saturn a od té doby zde objevili 146 měsíců. Saturn tak disponuje největším systémem měsíců ve Sluneční soustavě, dokonce větším než Jupiter. Velkou většinu satelitů objevili astronomové až ve 20. století. Avšak ten největší a nejzajímavější byl objeven již v polovině století sedmnáctého.

Postaral se o to nizozemský astronom Christian Huygens. Měsíc dostal název Titan a jak bylo později zjištěno, jde o druhý největší měsíc celé naší soustavy. Se svým průměrem 5152 km je totiž větší než planeta Merkur. Jediný větší měsíc je Ganymedes u Jupiteru. Titan obíhá více jak milion kilometrů nad horními vrstvami Saturnovy atmosféry a jeden oběh mu trvá téměř šestnáct dní. Podobně jako řada dalších měsíců, i Titan má vázanou rotaci.

Španělský astronom Josep Comas Solà při jednom ze svých pozorování Titanu v roce 1903 na základě změny jeho jasnosti odhadl, že by mohl mít atmosféru. Definitivně to o čtyři desetiletí později potvrdil americký vědec nizozemského původu Gerard Kuiper. Šlo tak o první detekci atmosféry u měsíce ve Sluneční soustavě. Dlouho se o atmosféře Titanu ale nevědělo téměř nic.

Zásluha za první solidní průzkum atmosféry Titanu náleží až sondám Voyager. Ty při svých průletech zjistily, že je atmosféra měsíce více hustá než ta pozemská a na povrchu má 1,5 násobek pozemského tlaku. Právě proto je atmosféra Titanu neprůhledná a blokuje většinu slunečního záření. Nepodařilo se přesně určit složení atmosféry, avšak za její typickou oranžovohnědou barvu odpovídají uhlovodíky vznikající při rekombinaci radikálů, které se tvoří fotolýzou molekul v důsledku dopadajících slunečních paprsků.

Vzhledem k tomu, že sondy Voyager byly průletové, měly na průzkum jen málo času. To změnila americko-evropská mise Cassini-Huygens. Ta dorazila k Saturnu v roce 2004 a setrvala zde až do roku 2017. Její součástí bylo přistávací pouzdro Huygens, které dosedlo na povrch Titanu, čímž se podařilo realizovat první přistání na tělese vnější Sluneční soustavy. Objevila zde fascinující svět plný jezer a řek tvořených kapalnými uhlovodíky, což by mohla být hypoteticky alternativa pro jiný typ života. To je ale téma na jiný článek, my se vraťme k atmosféře.

Ta dosahuje výšky přes 600 kilometrů a to díky nižší tíži, než jakou známe ze Země. Hlavní složkou atmosféry je dusík, který zde dominuje ještě výrazně více než je tomu u Země. U povrchu je totiž zastoupen 95 %, methan zabírá 4,8 % a zbytek tvoří minoritní složky jako vodík. Jak postupujeme atmosférou výše, klesá podíl vodíku i methanu a naopak se objevují další uhlovodíky jako ethan, ethyn, propan či propyn, ale též další látky, například kyanovodík, argon nebo oxid uhličitý. Podařilo se také potvrdit domněnku o zabarvení atmosféry vlivem uhlovodíků vzniklých rekombinací radikálů.

Proti úniku atmosféry vlivem slunečního větru je Titan chráněn magnetosférou Saturnu. Nicméně i tak by mělo vlivem energie ze Slunce dojít k přeměně methanu na složitější uhlovodíky. Ale tak tomu není. Důvod spočívá v tom, že má Titan vnitřní zásobárnu methanu, z nichž se tato látka uvolňuje do atmosféry. Ložiska methanu se mohou nacházet pod povrchem a uvolňovat se prostřednictvím kryovulkánů. Povrchová teplota na Titanu je totiž jen asi minus 180 stupňů Celsia. Pod povrchem se zde může nacházet dokonce mnohem více zajímavých věcí. Nedávné výzkumy například hovoří o existenci globálního podpovrchového oceánu plného vody a amoniaku.

V roce 2013 se sondě Cassini na Titanu povedlo detekovat komplexní organické sloučeniny, konkrétně polycyklické aromatické uhlovodíky. Jen o pár měsíců později detekovala Cassini též propen. A radiová observatoř ALMA zde v roce 2017 našla akrylonitril. Roku 2014 se na Titanu povedlo spatřit rovněž stratosférická polární oblaka tvořená methanem.

Cassini také zjistila, že Titan patří mezi tzv. super rotátory. Atmosféra tedy rotuje výrazně rychleji než povrch měsíce. V důsledku toho se ve stratosféře vyskytují větry o rychlosti až přes 700 kilometrů za hodinu. Proč se u Titanu vyskytuje super rotace není dosud přesně známo. Obecně lze říci, že se na Titanu vyskytují převážně západní větry. Výjimkou jsou vrstvy těsně u povrchu, kde pozorujeme naopak východní proudění a to poměrně slabé, o rychlosti kolem 4 kilometrů v hodině. Vlivem slapových sil působených interakcí se Saturnem vzniká ještě zvláštní typ tzv. slapových větrů, které směřují k rovníku měsíce.

Budoucí průzkum, který by nám měl prozradit ještě více nejen o atmosféře Titanu, už je zajištěný. V rámci programu New Frontiers totiž NASA vybrala k realizaci misi Dragonfly. Půjde o kvadrokoptéru, která by měla přistát na povrchu Titanu v oblasti dun v lokalitě zvané Shangri-La. Start je zatím naplánován na červen 2027 a přistání na Titanu na rok 2034.

2) Sopky na Io

V roce 1979 prolétly obě sondy Voyager kolem Jupiteru, největší planety naší soustavy. Kromě Jupiteru samotného se soustředily i na jeho měsíce, zejména čtyři velké, jimž říkáme též galileovské, neboť je objevil už na začátku 17. století právě italský vědec Galileo Galilei a nezávisle na něm zřejmě také německý astronom Simon Marius. Právě od Maria pochází jména měsíců Io, Europa, Callisto a Ganymedes.

Všechna čtyři jména pochází z řecké mytologie, první tři odkazují na milenky hlavního boha Dia, respektive v římské verzi Jova, Ganymedes pak na jeho oblíbence, kterého jmenoval číšníkem bohů. Inu, jak se říká, kdyby nebyl Zeus prakticky neustále nevěrný své manželce (Héře), objem řecké mytologie by se smrskl na desetinu.

Měsíc Io je ze všech velkých měsíců planetě Jupiter nejblíže, obíhá jen 350 000 km od horních vrstev atmosféry planety. Ze všech měsíců, které v systému najdeme je pak Io pátým nejbližším, čtyři bližší jsou ovšem de facto větší zachycené planetky. Před prvním průletem kosmických sond vědci očekávali, že Io bude těleso s geologicky starým povrchem plným impaktních kráterů. Ale k všeobecnému překvapení tomu tak nebylo.

Snímky ze sondy Voyager 1 ukazovaly hladké planiny různých barev, hory rozličných velikostí, hluboké prolákliny a útvary připomínající lávové proudy, ale jen minimum impaktních kráterů. To naznačovalo dosti mladý povrch. Navigační inženýrka Linda Morabito si po průletu kolem měsíce všimla na jedné z fotografií zvláštního mračna, které vycházelo z povrchu měsíce a stoupalo do značné výšky. Na jiných snímcích poté objevili vědci dalších osm podobných mračen. S jejich pomocí se povedlo prokázat, že je Io vulkanicky aktivní těleso.

Voyager 2 proletěl kolem Io o zhruba čtyři měsíce později. Sice ve větší vzdálenosti, ale i to stačilo na srovnání s daty z Voyageru 1. Zjistilo se, že osm z devíti detekovaných sopek je stále aktivních, pouze jediná sopka nazvaná Pele v době mezi průlety obou sond svou aktivitu (dočasně) ukončila. Pozdější sondy jako Galileo nebo New Horizons data z obou Voyagerů potvrdily. Dnes na Io známe více než 400 aktivních sopek, což z měsíce činí vulkanicky nejaktivnější těleso Sluneční soustavy.

Důvod toho proč má Io tak mladý povrch tedy víme. A známe také příčiny přítomnosti tak značného množství síry, která způsobuje typickou zeleno-žluto-hnědou barvu velké části povrchu. Specifika daného místa povrchu se pochopitelně liší v závislosti na chemickém složení přítomných materiálů. Kromě síry samotné jsou hojně zastoupeny i další sloučeniny síry, například oxid siřičitý.

Kde ale Io bere dostatek energie pro tak masivní vulkanismus? Jde o těleso s průměrem 3642 km, což je na měsíc poměrně hodně, ale ani zdaleka se to neblíží větším, rovněž vulkanicky aktivním tělesům, jako je Země či Venuše. Nitro Io už by mělo být miliardy let vychladlé. Odpovědí je blízkost k Jupiteru a k dalším velkým měsícům. Sám Jupiter pro vysvětlení nestačil. Io je ale v rezonanci 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymendem. Jinými slovy, za dobu kterou trvá měsíci Europa jednou oběhnout Jupiter vykoná Io právě dva oběhy.

To vede k poměrně zábavným důsledkům, kterým říkáme slapové jevy. Vzhledem k tomu, že Io obíhá nedaleko ležící Jupiter a je v rezonanci s dalšími měsíci, působí na něj slapové síly, které jej lidově řečeno různě natahují a stlačují. V důsledku těchto deformací se nitro měsíce neustále zahřívá a existuje tak dostatek energie pro masivní vulkanismus. Slapové jevy znáte docela dobře i v případě Země, jde o příliv a odliv, u Io se ale slapy projevují mnohem výrazněji.

Měsíc Io nezůstává stranou zájmu ani dnes. U Jupiteru obíhá sonda Juno a brzy se připojí též mise JUICE a Europa Clipper. Jejich hlavním cílem však není Io, nýbrž ledové měsíce Europa a Ganymed. Přesto i ony nám mohou o Io prozradit něco více. Ani odborníci na Io si ale nepřijdou zkrátka. Už nějakou dobu je fázi návrhu mise Io Volcanic Observer, která neprošla posledním kolem výběrového řízení v rámci programu Discovery. Je ale možné, že ji uvidíme v jednom z budoucích výběrů. Io by se tak dočkala své vlastní družice.

Čestné zmínky

Sondy Voyager udělaly tolik význačných objevů a pozorování, že jsme zde pochopitelně mnohé museli opomenout. Poprvé jsme díky nim měli možnost podrobně prozkoumat atmosféru Jupiteru plnou obřích bouří a silné magnetické pole největší planety naší soustavy. U Jupiteru také Voyagery jako první detekovaly systém prstenců, které jsou mnohem slabší než u Saturnu.

Prstence Voyagery zkoumaly také u Saturnu, kde se podařilo poprvé pořádně prohlédnout nově objevený prstenec F. Později u Neptunu sondy spatřily bouřlivou atmosféru nejvzdálenější obří planety, v niž dominovala dnes již neexistující velká tmavá skvrna. Na jejím okraji se podařilo naměřit nejsilnější vítr ve Sluneční soustavě, který vál rychlostí 2300 km/h.

Ještě dále Voyagery objevily a prozkoumaly terminační šok, kde dochází k zastavení slunečního větru a míchání vlivu Slunce a okolních hvězd. Obě sondy již opustily heliosféru, oblast kde má Slunce dominantní vliv, a nyní letí mezihvězdným prostředím. Ovšem pozor, neopustily ještě ani zdaleka Sluneční soustavu, neboť za její hranici se obvykle bere až mnohem vzdálenější Oortův oblak.

A zapomenout nesmíme na již zmíněné objevy měsíců velkých planet. U Jupiteru stojí Voyagery za objevy tří měsíců, jimiž jsou Adrastea, Metis a Thebe. V případě Saturnu to jsou rovněž tři měsíce Atlas, Prometheus a Pandora. Pokud jde o Uran, pak musíme konstatovat, že Voyager 2 (Voyager 1 kolem Uranu a Neptunu již neletěl) objevil rovnou 11 měsíců. Mimochodem, jeden z nových měsíců nalezl na fotkách z Voyageru 2 i americký astronom německého původu Erich Karkoschka, jehož možná znáte jako autora oblíbeného Karkoschkova astronomického atlasu hvězdné oblohy. No a u Neptunu se díky Voyageru povedlo objevit pět nových satelitů planety.

1) Oceán na Europě

Při průletu kolem Jupiteru zkoumaly Voyagery nejen Io, ale i další Jupiterovy měsíce. Jedním z nich je Europa pojmenovaná podle další z Diových milenek. Průměr tělesa činí 3 138 km, jde tedy o nejmenší z galileovských měsíců a jediný, který je menší než náš Měsíc. Obíhá asi 600 000 km od horních vrstev atmosféry Jupiteru a jeden oběh jí trvá tři a půl dne. Ze všech měsíců u Jupiteru je šestá nejbližší, z galileovských druhá v pořadí. Také má rezonanci s ostatními měsíci a to v poměru 2:1 s Io a 1:2 s Ganymedem.

Jako první pozorovali Europu již Galileo Galilei a Simon Marius těsně po vynálezu dalekohledu počátkem 17. století. Na dlouho ovšem Europa zůstala viditelná pouze jako slabý bod. Zlepšení přinesly až kosmické sondy. Pioneery 10 a 11 odeslaly snímky Europy, ty však byly dosti špatné kvality, lepší snímky odeslaly až Voyagery 1 a 2. Ty také definitivně potvrdily, že povrch Europy není tvořen horninami, ale ledem.

Současně se na fotografiích našlo jen velmi málo impaktních kráterů, což značí, že je povrch měsíce velmi mladý, pouze 20 až 180 milionů let. Obecně má Europa velmi hladký povrch a vlivem jeho složení také disponuje albedem 64 %, což je jedna z nejvyšších hodnot mezi tělesy Sluneční soustavy. Přestože na Europě téměř chybí impakty, nalezneme na ní i tak velmi zajímavé útvary. Dnes už totiž víme, že podobně jako Io, i měsíc Europa vykazuje geologickou aktivitu.

Na první pohled nás na Europě zaujmou velmi nápadné praskliny v ledové krustě, které mohou být dlouhé tisíce kilometrů a široké desítky kilometrů. Později se zjistilo, že se v těchto místech nachází útvary, které byly dříve spojeny, ale posléze se posunuly vlivem posunutí ledu směrem od sebe. Dnes se má za to, že tyto praskliny zřejmě vznikají v důsledku toho, že se v hlubších vrstvách měsíce nachází teplejší led, který se někdy dostává nahoru k povrchu. To vede k oslabení ledu na povrchu a jeho popraskání. Pokud je tomu skutečně tak, nápadně to připomíná Zemi, respektive její středooceánské hřbety. Nejznámější z nich, Středoatlantský hřbet je nejdelším pohořím na Zemi.

Europa má vůči Jupiteru vázanou rotaci. To znamená, že se doba její rotace rovná době oběhu kolem mateřské planety. Jinými slovy, pokud byste mohli pozorovat Europu z Jupiteru, viděli byste vždy a ze všech míst stále stejnou polokouli. To ale znamená, že by se praskliny na povrchu měly vyskytovat pouze v několika málo směrech. Tak tomu ale není. Shodné směry mají pouze nejmladší praskliny, zatímco ty starší se vyskytují zcela náhodně. To vedlo vědce k závěru, že se povrch měsíce pohybuje jinou rychlosti než jeho vnitřní vrstvy. A to by nemělo být možné, pokud by led na povrchu pevně přiléhal k horninovému podloží.

Z toho tedy vyplývá, že by se měl na Europě vyskytovat oceán kapalné vody. Na první pohled je to zvláštní, neboť má měsíc na povrchu led (teploty na povrchu dosahují minus 220 až minus 160 stupňů Celsia) a je příliš malý na to, aby měl vlastní vnitřní zdroj tepla. Ale vzpomeňme si na Io. To je také geologicky aktivní a to díky slapovým jevům. A slapy nám pomohou i zde. V důsledku rezonance s Io a Ganymedem dochází k tomu, že se nitro měsíce zahřívá a oceán se daří udržovat dlouhodobě kapalný. První myšlenky na oceán vychází z teoretických úvah geofyziků zabývajících se slapovými jevy, první solidní důkazy poskytla sonda Galileo, vědci ale tehdy vycházeli ze snímků sond Voyager.

Jestliže jste se u zmínky o oceánu kapalné vody nezarazili, měli byste. Voda je jedna z podmínek pro vznik života, jak jej známe. Na Europě je vody navíc dostatek, podle rozumných modelů dokonce výrazně více než na Zemi. Z toho důvodu se Europa stala oblíbeným místem u spisovatelů sci-fi, kteří právě sem často umisťují své příběhy. Měsíc je ale taky terčem bádání seriózních vědců, kteří se domnívají, že by se právě zde mohl nacházet život. Mezi možnými hostitelskými světy mimozemského života se právě Europa vyskytuje téměř vždy na předních místech.

Tento život by měl jistě svá specifika. Těžko můžeme očekávat nějaké výrazně komplexní mnoho buněčné organismy jako na Zemi. Zřejmě by šlo spíše o život typu bakterií nebo archea. Taky by se zřejmě musel přizpůsobit na věčnou tmu. Naopak teploty by mohly být dosti příznivé, nejen kvůli slapovým jevům, ale též díky možným vývěrům na dně oceánu podobným černým kuřákům na Zemi.

To jsou však pouze spekulace. Europu už prozkoumala řada sond, žádná se ale nespecializovala primárně na ni. To změní již brzy startující americká mise Europa Clipper. Může nám poskytnou řadu cenný dat, nezapomeňme ale, že i ona bude ale měsíc zkoumat „pouze“ z výšky. Do budoucna se proto uvažuje i o landeru či dokonce o sondě, která by se měla dostat až pod led do oceánu Europy. To by snad mohlo konečně zodpovědět otázku, zda je na Europě život, či zda jsou zde alespoň příznivé podmínky pro vznik života.

Závěr

V dalším dílu našeho seriálu TOP 5 zcela opustíme téma kosmických sond. Podíváme se opět po čase na životopisné téma, konkrétně si povíme něco o životě významných fyziků, kteří nějakým způsobem ovlivnili kosmonautiku.

Použité a doporučené zdroje

• NASA Voyager: https://science.nasa.gov/mission/voyager
• JPL Voyager: https://www.jpl.nasa.gov/missions/voyager-1

Zdroje obrázků

• https://d2pn8kiwq2w21t.cloudfront.net/original_images/1-Voyager_2-copy.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/voyager_2_9_uranus_full_disc_color_pia18182.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/21/William_Shakespeare_by_John_Taylor%2C_edited.jpg
• https://mcdonaldobservatory.org/sites/default/files/images/news/gallery/kuiper.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/uranus_hstimage.jpg
• https://apod.nasa.gov/apod/image/1611/mirandascarp_vg2_1016.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/63/Neptune_-_Voyager_2_%2829347980845%29_flatten_crop.jpg/800px-Neptune_-_Voyager_2_%2829347980845%29_flatten_crop.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a6/Triton_moon_mosaic_Voyager_2_%28large%29.jpg
• https://aasnova.org/wp-content/uploads/2017/11/fig2-2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fa/PIA23874-NeptuneMoonTriton-TridentMission-20200616.jpg/800px-PIA23874-NeptuneMoonTriton-TridentMission-20200616.jpg
• https://media02.stockfood.com/largepreviews/MzkxNTg5MDU1/12631905-Triton-with-Geysers-and-Neptune.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a4/Christiaan_Huygens-painting.jpeg
• https://scbcientifics.iec.cat/wp-content/uploads/2020/12/contentcientifics28-225×300.jpg
• https://solarviews.com/raw/sat/titan1.jpg
• https://www.whillyard.com/science-pages/our-solar-system/images/saturn-moon-titan-3.jpg
• https://dragonfly.jhuapl.edu/What-Is-Dragonfly/img/DragonflyBottomView.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c7/Justus_Sustermans_-_Portrait_of_Galileo_Galilei_%28Uffizi%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/88/Linda-Morabito-Voyager.png
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/io_0.png
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/io-new-horizons.png
• https://voyager.jpl.nasa.gov/assets/images/galleries/images-voyager-took/jupiter/redspotx.gif
• https://encrypted-tbn0.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcTrFLGHQl-wYIswZElo_KdEmo5s6O0JDggIEA&s
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4e/Rembrandt_Harmensz._van_Rijn_-_The_Abduction_of_Europa_-_Google_Art_Project.jpg/1024px-Rembrandt_Harmensz._van_Rijn_-_The_Abduction_of_Europa_-_Google_Art_Project.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b9/Simon_Marius.jpg
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/hires/2015/5-jupitersmoon.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/54/Europa-moon.jpg
• https://apod.nasa.gov/apod/ap120524.html