Obydlený Mars – zůstane fantazií nebo se stane realitou? (1. díl)

Nejlákavějším cílem při obydlování Sluneční soustavy je planeta Mars. Podaří se jeho kolonizace? Celá věc má hned několik háčků. (délka blogu 8 min.)

Mars odjakživa přitahuje pozornost snílků. Dnes se k nim přidal dokonce i jeden úspěšný obchodník s lidskými sny. Stylizuje se do role všemocného a mantinely bořícího vizionáře. Na Mars prý doveze svými raketami milióny osídlenců. Problémy, spojené s takovou cestou přitom ignoruje stejně, jako fyzikální možnost kolonizace Marsu.

Před nedávnem jsem cestě na Mars věnovala dva blogy. Zvažovaly biologické a technické nesnáze, které by cestu na naši nejbližší planetární sousedku doprovázely. Dnes se podíváme na Mars samotný. Jak úspěšné může být jeho osídlení? Dají se na něm vůbec vytvořit podmínky vhodné pro život? Život, tak jak si ho představujeme, například potřebuje ke své existenci vhodnou atmosféru. Zdá se, že na Marsu nejen že vhodná atmosféra chybí, ale dokonce se ani není schopná udržet, i kdybychom nakrásně byli schopni ji vytvořit.

Různé podmínky – různé planety

Planety ve Sluneční soustavě se dělí do dvou kategorii – vnitřní a vnější. Vnitřní planety jsou tvořeny kamenným pláštěm s více či méně vyvinutým kovovým jádrem. Vnější sice také mají kovovou a kamennou komponentu, většinu jejich hmoty ale tvoří obrovská množství (díky vysokému tlaku převážně kapalného) plynu. Důvod byl dlouhá desetiletí nejasný. Vysvětlení podaly až znalosti procesů, které probíhaly na počátku tvorby Sluneční soustavy. Mladé Slunce (stejně jako to dělají ostatní hvězdy) totiž krátce po svém vzniku odfouklo lehčí část materiálu, ze kterého se později měly vytvořit planety, do vnější části své budoucí soustavy. Ve větší vzdálenosti od Slunce pak vznikaly plynové planety, zatímco ze zbytku blízkého materiálu se vyvinuly Merkur, Venuše, Země a Mars.

Původně se nejspíš obě planety, Země a Mars moc nelišily. Mars je sice daleko menší, obě planety ale měly velice podobnou prvotní atmosféru. Skládala se z plynů, uvolňujících se z jejich nitra. Vzhledem k tomu, že obě planety vznikaly z podobného materiálu, musely se obě zpočátku vyvíjet podobně.

Ke změně došlo ve chvíli, kdy do vnitřní části soustavy dorazilo větší množství komet ze (Slunci) vzdálené vnější části naší planetární soustavy. Stalo se to pravděpodobně vlivem gravitačních změn. Ty vytrhly z původně stabilních drah velké množství zmrzlého plynu, který se nestačil sdružit do velkých planetárních těles. Došlo k jevu, který vědci nazývají „velké bombardování“. Dodnes jsou jeho stopy vidět na měsících planet – ty, u kterých nedošlo k přetavení a změnám povrchového materiálu, jsou plné kráterů.

Obrovské množství srážek s kometami a planetárními embryi, které dorazily z pásu asteroidů a vnější části Sluneční soustavy, zaneslo jak na Zemi, tak na Mars základní kámen k tvorbě života – vodu.

Země je blíže ke Slunci, navíc je těžší než Mars, dá se tedy předpokládat, že Země „schytala“ o něco větší množství kometárního ledu. Tato nová atmosféra obou planet se skládala z kysličníku uhličitého, vodní páry, dusíku a malých podílů metanu, čpavku a kysličníku uhelnatého.

Následovala delší fáze, při které se povrch planet ochlazoval a více a více vody se z atmosféry vysráželo, aby vytvořilo na obou planetách rozsáhlé oceány. Marsovský oceán přitom nebyl ani zdaleka tak hluboký jako ten pozemský. Bylo to také v historii naposledy, kdy se Mars podobal naší Zemi. Mars má totiž několik problematických vlastností, které z něj dříve nebo později musí udělat nehostinnou, suchou poušť. Podívejme se na jeho vlastnosti pozorněji.

Nehostinný Mars – logický následek jeho velikosti

Mars je daleko menší než Země. Planeta má průměr 6793 km, to je jen zhruba polovina průměru Země (12742 km). Protože je méně hmotný než Země, činí gravitace na povrchu Marsu jen 1/3 pozemské hodnoty. Navíc je od Slunce dále než ona. V průměru je to 226 miliónů kilometrů, zatímco Země obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti jen zhruba 150 miliónů kilometrů. Mars dostává od Slunce jen asi polovinu energie, která dopadá od Slunce na Zemi. Původně horký Mars se proto ochlazoval v minulosti rychleji než Země.

Přitažlivost na Marsu není dostatečná na to, aby Mars ve své atmosféře udržel molekuly lehčích plynů. Když k tomu přičteme rychlé ochlazování, není divu, že se Mars vyvíjel jiným směrem než naše Země.

I když měl Mars v minulosti dostatečné zásoby vody a podobal se tak Zemi, jeho voda postupem času zamrzla. Voda může přecházet z tuhého skupenství (led) do plynného přímo, aniž by musela roztát a vytvořit tekutinu. Jevu se říká sublimace. Na Marsu se právě tato vlastnost podílela na vysušení planety. Voda díky rychlejšímu ochlazování planety zamrzala a následně sublimovala do atmosféry. Oxid uhličitý, tzv. „skleníkový plyn“, který mohl ochlazování pozastavit, se také nevyhnul zamrzání. Ochlazování planety to ještě urychlilo. Plyn se z vnější části atmosféry uvolňoval do meziplanetárního prostou, protože ho nedržela gravitační síla planety. Zároveň se s ochlazováním jádra planety snížila aktivita marsovských vulkánů – na rozdíl od Země, kde pozorujeme vulkanismus dodnes.

Výsledkem všech těchto vlivů je vysušená, chladná poušť tvořící dnešní marsovský povrch. Pod ním se nejspíše skrývá ledová vrstva, kterou od zničení a vysublimování do atmosféry zachránila vrstva načervenalého prachu, který pokrývá prakticky celou planetu. Odhady vycházejí z vrstvy ledu, která by mohla být silná 3-10, někde dokonce 500 m.

Mars - malá planeta s nepatrným magnetickým polem

Dalším hřebíčkem do rakve marsovské atmosféry bylo jeho magnetické pole.

Klasické magnetické pole, jaké vlastní naše Země, dnes u Marsu neexistuje. Jeho magnetické pole je velice slabé a jeho výskyt je nepravidelný. Nepochází z tekutého kovového jádra, které by rotovalo v centru planety, jako je tomu u Země. Mars ho kdysi měl bezpochyby také, s vychladnutím jádra ale kov ztratil tekutost a tím i možnost tvořit magnetické pole. Dodnes se v marsovském povrchu nacházejí zbytky polí, které dosvědčují, že Mars kdysi magnetické pole měl, postupně o něj ale přišel.

Magnetické pole hraje u naší Země roli ochránce. Odklání nabité částice slunečního větru. Marsovské atmosféře tato ochrana chybí. Plyny, které se do ní v minulosti dostaly, byly slunečním větrem rozloženy na své základní molekuly. Nízká gravitace nebyla schopná lehké molekuly udržet. Zatímco na Zemi musí molekuly, které chtějí opustit gravitační pole planety, nabrat rychlost kolem 11 km/s, na Marsu stačí už 5 km/s. Takovou rychlost vykazují už i molekuly, zahřáté na obvyklou a nepříliš vysokou teplotu. Atmosféra Marsu se postupně doslova vypařila do meziplanetárního prostoru. V praxi to znamená, že nynější atmosféra Marsu, která je odhadována na 2,2 x 10^16 kg, se vypaří už v průběhu příštích 200 000 let, pokud se nebude průběžně doplňovat sublimací plynu z jeho povrchu.

To ovšem znamená, že si Mars neudrží ani atmosféru, kterou bychom na Marsu vytvořili my, lidé. Je vůbec možné, abychom na naší sousední planetě vytvořili podmínky pro kolonizaci? Máme dvě možnosti – buď na Mars veškerou atmosféru dovezeme odjinud, nebo ji vyrobíme z místních zdrojů. V marsovském povrchu zbyly koneckonců relativně velké zásoby zamrzlé vody, které je chráněna vrstvou prachu, jak ukázaly průzkumy automatickými sondami. Nachází se na něm také polární čepičky, které obsahují další plyn.

Místní zdroje

V průběhu marsovského roku můžeme dokonce i ze Země pozorovat velkými dalekohledy útvar, kterému říkáme polární čepička. Na chladném pólu planety se v tomto období tvoří námraza ze zkondenzovaného plynu. Odhaduje se, že se na pólech Marsu nachází kolem 1 x 10^16 kg oxidu uhličitého, hlavní složky nynější marsovské atmosféry. Toto množství by při úplném roztání mohlo zvýšit atmosférický tlak o zhruba 9 mbar. Pro srovnání, na Zemi je běžný tlak kolem 1000 mbar. Nejedná se tedy o žádné velké množství plynu, které by mohlo výrazně pomoci při tvorbě nové marsovské atmosféry.

Dalším ze zdrojů by se mohl stát marsovský permafrost. Zdá se dokonce, že jeho povrch periodicky rozmrzá – Mars se totiž nepohybuje po tak stabilní a neměnné dráze jako naše Země. Občas se dostává Slunci o něco blíže, než je dnes. Dostává tak od naší centrální hvězdy více energie. Následkem je přítomnost tekuté vody na jeho povrchu. Tento jev je bohužel zřídkavý a netrvá nikdy moc dlouho – maximálně několik tisíc let.

Jiným zdrojem planetární atmosféry by mohly být marsovské vulkány, kdyby … kdyby tato relativně malá planeta o svou vulkanickou aktivitu nepřišla. V minulosti vulkány na Marsu existovaly. Svědčí o tom největší hora ve Sluneční soustavě – slavný Olympus Mons.

Dosahuje výšky 22 km nad povrchem. Jeho základna má průměr kolem 600 km. Z jeho velikosti se bohužel nedá vyvodit obzvláště vysoká vulkanická aktivita Marsu.

Důvodem pro obří rozměry, do kterých vulkán narostl, jsou chybějící desková tektonika (pohyb povrchových desek, jak je známe na Zemi). Ložisko horké lávy, které se utvořilo na jednom místě planety, se už dále nepřesouvalo, zásobovalo tedy vulkán stále dalším a dalším materiálem. Relativně nízká gravitace pak dovolila vulkánu vyrůst do ještě větší výšky, než by tomu bylo na Zemi.

Zdá se, že vulkanismus kdysi skutečně zvládl vyrovnávat výše popisované ztráty marsovské atmosféry. Poté, co jádro Marsu ochladlo, se ale vulkanismus vytratil stejně jako jeho magnetické pole. Vulkány dnes na Marsu zdrojem atmosféry už být nemohou.

Nezbývá, než atmosféru na Mars dovézt odjinud. Jsou ale tyto plány vůbec uskutečnitelné? Těmito úvahami se bude zabývat příští díl blogu.

Zdroje:http://www.esa.int/ger/ESA_in_your_country/Germany/Olympus_Mons_Spektakulaere_Bildserie_vom_groessten_Vulkan_unseres_Sonnensystems, www.weltderphysik.de/gebiet/planeten/news/2016/neues-bild-vom-jungen-mars/