28.07.2019
Geologie Sluneční soustavy
Sluneční soustava nám nabízí jedinečnou příležitost nahlédnout do procesů vzniku a vývoje planetárních soustav. V naší soustavě najdeme celkem osm planet, několik trpasličích planet a nespočet měsíců. Mnohé z těchto světů na svém povrchu zaznamenávají otisky procesů, které se odehrávaly před čtyřmi miliardami let, takřka v počátcích vývoje Sluneční soustavy. Některé z těchto světů jsou dosud geologicky aktivní podobně jako naše planeta, avšak probíhají zde často i takové procesy, které na naší planetě neznáme. Nahlédněme společně do jejich stavby a vývoje.
Lze předpokládat, že planety Sluneční soustavy vznikaly všechny zhruba ve stejném období, před asi 4,6 miliardami let. Do této doby se zřejmě nikdo z nás nebude moci vypravit, aby si jejich vznik prohlédnul a pokud ano, pak se průměrný cestovatel v čase pravděpodobně vydá na mnohem zajímavější výpravy do minulosti. Naštěstí je zde věda, která nám nabízí možnost najít uspokojivá vysvětlení pro některé pozorované jevy. Všechna tělesa ve Sluneční soustavě vznikla z jednoho protoplanetárního pracho-plynového disku jenž obklopoval mladé Slunce. Představme si tedy právě vznikající Sluneční soustavu, ve které jsou tisíce, miliony až miliardy drobných prachových zrnek. Díky elektrostatické síle se utvářely zárodky prvních planet - planetesimály. Gravitační síla nabývala významu až u těles o velikosti více než 1 km. Tělesa větší než 100 km mohou být nazývána protoplanety. Jako první vznikla planeta Jupiter. Jupiter vznikal v oblasti, kam Slunce svým slunečním větrem vyválo molekuly vody a jiné lehké prvky a molekuly. Voda kondenzoval na velkém množství drobných tělísek, která nabyla hmotnosti a rychle se vyvíjela v největší planetu Sluneční soustavy. Těžší prvky zůstaly v nejbližším okolí Slunce, kde vznikaly terestrické (kamenité) planety.
"Vznik planet, to není kupodivu jen gravitace. Na začátku se prach dával dohromady elektrostatickou silou. Postupně utvářel jednotlivá zrníčka, chuchvalce, než z toho časem vznikly planetesimály. To máte, jako když hospodyňka nebude uklízet několik milionů let - tak jí tam vzniknou planetesimály."Petr Kulhánek (2018)
Umělecká představa protoplanetárního disku. Podobné disky se zárodky planet byly pozorovány u mnoha hvězd.
Credit: ESO/L. Calçada
Velké pozdní bombardování (před 4,1 - 3,8 miliardami let)
Jako Velké pozdní bombardování je označována uvažovaná událost, která se odehrála před asi čtyřmi miliardami lety, a která trvala asi 300 000 let. Předpokládá se, že během této doby vznikla většina impaktních pánví a impaktních kráterů na čtveřici vnitřních planet, na měsících Jupitera a na našem Měsíci. Vznik těch největších impaktních pánví je vysvětlován dopady těles o velikosti několika desítek kilometrů v průměru. Teorie velkého bombardování je snahou vysvětlit proč vznikla většina těchto velkých kráterů v tak úzkém časovém intervalu.
Oběžné dráhy planet byly dříve zcela odlišné od těch dnešních. Nedokážeme si například vysvětlit vznik Uranu a Neptunu jinak, než že původně vznikly mnohem blíž ke Slunci. Rovněž se ukazuje, že planety Uran a Neptun si možná v minulosti prohodily pozice. Jedním z aktuálně nejuznávanějších modelů vysvětlujících vývoj Sluneční soustavy je model z Nice [z Nis]. Ve svém původním znění, které bylo posléze mnohokrát upravováno, vysvětloval vznik Sluneční soustavy následovně: Jupiter a Saturn se dostaly do dráhové rezonance, čímž destabilizovali Sluneční soustavu. Planety Uran a Neptun byly gravitačně odsunuti dál od Slunce, odkud vyslali do vnitřní části soustavy velké množství planetek a komet (proto došlo k velkému pozdnímu bombardování vnitřních planet). Vedle této události, současné pozice plynných obrů a excentricity jejich oběžných drah model z Nice rovněž nabídl vysvětlení o původu Jupiterových a Neptunových trojanů, nepravidelných měsíců Saturnu, Uranu a Neptunu a trans-neptunických objektů. Ideální model vývoje Sluneční soustavy má vést k současnému (pozorovanému) stavu. Po zhruba 4,6 miliardách let má mít soustava osm planet, desítky měsíců a mnoho dalších menších těles (komet, planetek a pásů planetek) vše o dané velikosti, hmotnosti, složení a na dané dráze kolem Slunce. V tomto ohledu je možná nejnadějnějším modelem tzv. Five-planet Nice model, který předpokládá, že kolem Slunce obíhala ještě jedna planeta typu ledového obra, která byla později Jupiterem gravitačně vymrštěna ze Sluneční soustavy. Podobných teorií je celá řada a některé jsou ještě mnohem exotičtější. Otázkou ovšem je, zda máme dostatek znalostí k tomu, abychom vůbec byli schopni popsat vývoj Sluneční soustavy. Stále je zde velké množství otázek týkající se nejen datování hornin, ale vůbec vysvětlení oběžných drah. Mnohé trans-neptunické objekty mají tak excentrické dráhy, že si je nedokážeme vysvětlit a nejsme schopni vyřadit možnost, že někde daleko za drahou Pluta leží devátá planeta Sluneční soustavy. Pokud tomu tak skutečně je, pravděpodobně se zformovala v prostoru mnohem blíže ke Slunci. Může se jednat o onoho ztraceného ledového obra, se kterým počítá Five-planet Nice model? Jsme také teprve na začátku výzkumu exoplanet a planetárních soustav u vzdálených hvězd, které, jak se zdá, jsou často velmi odlišené od Sluneční soustavy.
Migrace velkých planet nejspíše zapříčinila velké pozdní bombardování tím, že destabilizovaní ledoví obři vyslali do vnitřní části soustavy velké množství komet. Komety obsahují velké množství vody a sloučenin nutných pro vznik života na Zemi. Image credit: NASA/JPL-Caltech
K poznání vývoje Sluneční soustavy musíme znát co nejpřesněji současný stav. Pokud vás tedy zajímá vývoj Sluneční soustavy, jistě vás zaujmou i články o stavbě a geologickém vývoji planet, trpasličích planet a některých jejich měsíců. Vznik Merkuru, Venuše, Měsíce a Marsu si můžeme vcelku dobře představit, když se seznámíme se vznikem Země. Mnohé události, které provázely vznik a vývoj naší planety, lze dobře aplikovat i na vznik a vývoj dalších těles. Zde bych rád odkázal na článek věnovaný vzniku a vývoji stavby naší planety. V dalších článcích, věnovaných dalším tělesům, pak uvidíme, jak moc se naše představy o vzniku různých těles liší.
Stavba a vývoj největších kamenitých těles Sluneční soustavy
Stavbou a vývojem planet, trpasličích planet a jejich měsíců se zabývá obor nazývaný planetární geologie, někdy též planetologie. Součástí výzkumu tedy nejsou pouze planety, ale i ta nejdrobnější smítka prachu ve Sluneční soustavě, která dopadají na povrch větších těles a vytvářejí ty nejmenší ze studovaných kráterů. Kosmická tělesa klasifikujeme především podle jejich hmotnosti a podoby oběžných drah. Planeta je od roku 2006 definována jako těleso, které:
- Obíhá okolo Slunce
- Má přibližně kulový tvar (dosáhlo hydrostatické rovnováhy)
- Vyčistilo okolí své oběžné dráhy
Nicméně, tato definice by měla být zpřesněna, protože této definici některé planety nevyhovují a dokonce jí vyhovují i některé měsíce (které samozřejmě spolu s planetami také obíhají kolem Slunce). Kupříkladu planeta Jupiter obíhá kolem společného těžiště Jupitera a Slunce, které neleží uvnitř Slunce - nemůžeme tedy de facto hovořit o tom, že by Jupiter obíhal okolo Slunce. Nedá se ani říct, že by byla oběžná dráha Jupitera kolem Slunce vyčištěna od ostatních objektů - známe tisíce těles obíhajících po velmi podobných drahách (trojané) a předpokládá se, že na oběžné dráze Jupitera může být až milion takových těles větších než 1 km! Dosud nebyla ani definována hranice mezi planetou a hnědým trpaslíkem, což je objekt na pomezí mezi planetou a hvězdou. Otázkou je rovněž jak klasifikovat planetární tělesa obíhající okolo jiných hvězd než je Slunce (exoplanety) nebo planetární tělesa, která neobíhají kolem žádné hvězdy (planetární nomádi). Nicméně, ať už budeme kosmická tělesa klasifikovat jakkoli, těžko bychom jednou definicí zachytili všechna zajímavá tělesa podobající se planetám. Že i měsíce mohou být geologicky rozmanitými a dokonce i geologicky aktivními světy dokládá například srovnání Merkuru s velikosti Gynamedu a Titanu nebo s geologickou aktivitou měsíce Io nebo Enceladus. Dalo by se říct, že se jedná o planety na nesprávné dráze. Alan Stern pro taková tělesa používá termín 'planetary-mass moons', což lze volně přeložit jako měsíce planetárních rozměrů. V následujících článcích se proto věnuji 'objektům planetárních rozměrů' (především planetám, trpasličím planetám a jejich měsícům).
"Geologové nemají rádi, když se škatulkují planety a měsíce, protože měsíce někdy mohou být nejenom větší, ale geologicky pestřejší a zajímavější světy než některé planety."Pavel Gabzdyl (2018); přednáška Vše, co jsme věděli o Měsíci, je jinak
Ilustrace: NASA
Meteority
Část této rubriky bude věnována také meteoritům. Meteorit je zbytek tělesa, které dopadlo na povrch Země nebo jiného kosmického tělesa. V případě země se obvykle jedná o zbytky planetek původně větších než jeden metr. Tělesa menších rozměrů v naší atmosféře zanikají. Meteorit pak tvoří méně než 10 % původního tělesa, ale záleží na původní váze a složení tělesa a na jeho rychlosti a úhlu vstupu do zemské atmosféry. V závislosti na složení tělesa dochází během průletu atmosférou k ablaci (natavování) tělesa a ten tak získává černou až šedou povrchovou kůru, někdy i s ablačními útvary na povrchu, stopami po tečení taveniny a obvykle také nepravidelný, výjimečně aerodynamický tvar. Povrchová kůra je většinou jen několik desetin milimetrů mocná. Vzniká prudkým zahřátím a tavením materiálu a následným rychlým utuhnutím na sklovitou hmotu. Ta je nestabilní, rychle podléhá degradaci a přeměně na směs železitých oxidů (limonit). Kůra nemusí být vyvinuta na celém povrchu. Obzvlášť v případě úlomků meteoritů nemusí být na některých plochách kůra vůbec patrná a u orientovaných meteoritů může být vyvinuta pouze na čelní straně. Povrch meteoritu může být charakteristicky vrásčitý regmaglypty, které vznikají během průletu meteoroidu atmosférou vlivem vířivých proudů, které natavují jeho povrch. Jsou charakteristické pro tělesa dopadající do atmosféry Země vyšší rychlostí. U železitých meteoritů lze po vyleštění a naleptání často pozorovat Widmanstättenovy obrazce nebo Neumannovy linie.
Meteority pochází především z planetek a hledají se především v polárních oblastech. Nejen, že jsou v takovém prostředí černé meteority lépe patrné a snáze se hledají, ale zdejší krajina také nezarůstá vegetací, je zde omezené chemické zvětrávání a meteority se akumulují v oblastech, kam je zanesou odtávající ledovce. Většina známých meteoritů byla nalezena v Antarktidě. To ale samozřejmě neznamená, že vy sami nemůžete nějaký meteorit najít. Tento text by vám mohl pomoci naučit se, čím se meteority liší od ostatních hornin na Zemi. Pokud se i po přečtení tohoto textu budete domnívat, že jste našli meteorit, uděláte dobře, když se o tom poradíte s odborníky z Oddělení meziplanetární hmoty Astronomického ústavu AV ČR. Tento ústav se podílí nejen na výzkumu planetek, ale i na zpracovávání a mapování meteoritů s rodokmenem - tedy meteoritů, u kterých byl pozorován pád meteoroidu a podle výpočtu trajektorie byly nalezeny jeho úlomky v podobě meteoritů. První takový případ se odehrál v roce 1959 v Československu. Hlavní zásluhu na tomto celosvětovém prvenství měl dr. Zdeněk Ceplecha. V rámci zaznamenaného pádu byly nalezeny meteority o celkové hmotnosti 9,5 kg z odhadovaných asi 1300 kg vážícícho vstupujícího tělesa. V hledání meteoritů tak máme celosvětové prvenství a čeští astronomové patří k celosvětově uznávaným odborníkům.
Klasifikace meteoritů
Tradiční klasifikace meteoritů je posuzuje podle jejich složení a rozlišuje tak meteority železité, kamenoželezité a kamenné. Novější klasifikace posuzuje meteority spíše podle podmínek vzniku. Rozlišujeme tak primitivní chondrity a gravitačně diferenciované achondrity. Všechny chondrity jsou kamenité meteority, ale ne všechny kamenité meteority jsou chondrity.
Chondrity
Asi 85 % všech meteoritů tvoří chondrity, které se skládají z drobných kulovitých útvarů (chonder či chondrulí). Formovaly se záhy po vzniku Sluneční soustavy elektrostatickou silou. Chondry mají velikost od desetin milimetru až po celé milimetry. Jejich složení a množství se může v různých meteoritech velmi lišit. Někdy zcela převládají nad zbylou hmotou (matrix), jindy jsou vzácné nebo velmi nenápadné, případě již zcela přeměněné. Tyto drobné kuličky se na sebe nabalovaly a vytvářely planetesimály, zárodky planet. Teprve u větších těles začala být dominantní silou gravitace, která tyto planetesimály spojila v planety. A nebo taky ne. Z mnohých takových těles vznikly menší planetky. Planetky jsou staré skoro jako Sluneční soustava, jejich stavba se příliš nezměnila (materiál z drobných kuliček nikdy nebyl přetaven). Když taková tělesa prolétají atmosférou, snáze se rozpadají a rychleji zanikají. Ze všech meteoritů jsou nejvzácnější uhlíkaté chondrity. Jsou totiž ze křehké a v zemské atmosféře snadno zanikají. Navíc velmi rychle podléhají zvětrávání.
"Když přinesli slavnému švédskému chemikovi Jakobu Berzeliovi k analýze šedý, rozpadavý a docela nepřitažlivý kámen, který 5. března 1806 spadl z nebe, vyslovil slovutný chemik pochybnost o tom, že je to meteorit. Postrádal charakteristické niklové železo a jiné tenkrát známé rysy meteoritů. Poté, co se rozpadavý meteorit navíc začal rozpouštět ve vodě a chemická analýza v něm objevila množství uhlíku a síry, pochybnosti o jeho kosmickém původu ještě vzrostly. Kdo to kdy slyšel, aby kámen z vesmíru obsahoval vodu a uhlí podobnou - pravděpodobně organickou - látku! Vždyť to mohlo znamenat, že mimo naši planetu existuje život! Protože obsahuje minerály rozpustné ve vodě, stačí, aby zapršelo, a cenné kousky vesmírné hmoty se rozpadnou. To je hlavní příčina, proč dosud známe jenom ty uhlíkaté chondrity, které byly sebrány okamžitě po pádu. Navíc (a to málokterý geolog nebo mineralog připustí) téměř nikdo na první pohled uhlíkatý chondrit nepozná."Petr Jakeš (1978), Létavice a lunatici (upraveno)
Diferencované meteority
Zbylých asi 15 % meteoritů řadíme mezi meteority, které se vyznačují gravitační (magmatickou) diferenciací. Zahrnují železité a kamenoželezité meteority a také kamenité achondrity. Mají původ v hmotnějších tělesech, která byla alespoň jednou v rámci svého vývoje přetavena. Během této fáze hustší materiál klesal a postupně utvářel převážně železito-niklové jádro, zatímco materiál s nižší hustotou se podílel na tvorbě převážně křemičito-hlníkové "kůry" tělesa. Rozlišují se nejasně diferencované primitivní achondrity (jenž jsou na pomezí chondritů a achondritů) a zcela jasně diferencované achondrity, jenž mohly být původně části asteroidů nebo větších planetárních těles. Typickým příkladem kamenoželezitých diferencovaných meteoritů je pallasit. Pallasity jsou tvořeny velkými krystaly průsvitného olivínu uzavírané v matrix tvořené slitinou železa a niklu. Vznikají na pomezí železitého jádra a silikátového pláště. Z dalších významných kamenoželezitých meteoritů lze dále jmenovat mesosiderity, u kterých je podíl silikátové a železito-niklové složky zhruba stejný.
Kamenoželezité achondrity pallasity vystavené v přírodovědném muzeu ve Vídni.
Meteority dopadají nejen na Zemi, ale obecně na všechna tělesa ve Sluneční soustavě i mimo ji, což je nejlépe patrné na silně pokráterovaném povrchu Měsíce. Díky dopadům těles na Měsíc mohou i horniny původem vzniklé na Měsíci dopadnout na Zemi. Dopady meteoritů na Měsíc tak kuriózně vedou i k dopadům meteoritů na Zemi. Na povrchu Měsíce najdeme především regolit, nezpevněný sediment tvořený především ostrohrannými úlomky anortozitů a různých bazaltů. Nejčastějšími zpevněnými měsíčními horninami jsou brekcie, což jsou v podstatě zpevněné ekvivalenty regolitu. A právě měsíční brekcie jsou nejčastějším typem meteoritů z Měsíce. Bohužel, brekcie jsou velmi rozšířeny i na Zemi a rozeznat měsíční horninu od té pozemské dokáže málokdo. Meteority ale nepřicházejí jen z Měsíce. Vůbec nejvzácnějším známým typem meteoritu na Zemi jsou meteority z Marsu. Z více než 60 000 nalezených meteoritů jich asi 124 pochází z Marsu. A rozeznat marťanskou horninu od té pozemské, to už je opravdu náročné. Využívá se izotopických i dalších metod, které jasně hovoří o tom, kde a za jakých podmínek daná hornina vznikla.
Našli jste meteorit?
Pokud se domníváte, že jste nalezli meteorit a chtěli byste si to ověřit, bez chemických analýz máte šanci rozlišit především železité meteority. Jejich charakteristickými rysy jsou nápadně vysoká hustota a ochota silně se přichytávat na magnet (železitý meteorit se na magnet vždy "přilepí"). Těmito vlastnosti se však vyznačuje řada hornin na Zemi. Meteority mohou připomínat například strusky nebo jiná antropogenní skla. Laici v nich často vidí obsidián nebo meteorit. Struska je však, na rozdíl od většiny meteoritů, velmi lehká, pórovitá hmota s lasturnatým lomem a magnet ji nepřitahuje.
Nevěste ale hlavu! Pokud byste rádi našli svůj meteorit a nezáleží vám příliš na velikosti, můžete zkusit umístit pod ústí střešního okapu nádobu, do které vám bude déšť pravidelně splachovat materiál ze střechy. Možná ještě lepší metodou je vzít si magnet a sesbírat co nejvíce materiálu z plochých střech, tak jak to dělá známý a uznávaný sběratel mikrometeoritů Scott Peterson. Magnet ale předem umístěte do uzavíratelného sáčku, aby jej bylo možné snadno oddělit od sesbíraného materiálu. Ten pak nejdříve proplavte vodou, abyste oddělili těžší frakci od prachu a plovoucích organických zbytků, nechte usušit, za sucha můžete materiál i přesítovat a pod mikroskopem se potom zaměřte na 0,2-0,4 mm drobné, kulovité částice. S velkou pravděpodobností se může jednat o železité mikrometeority, achondrity. Scott Peterson popisuje celou metodiku zde, stejně jako další podrobnosti o tom, co mikrometeoritem není. Mikrometeority jsou všude. Na Zem dopadá asi 30 000 tun mimozemského materiálu ročně. Každý rok najdeme na jednom metru čtverečním jeden mikrometeorit.
"Na plachtu rozprostřenou pod jabloní mohou padat pouze jablka, na plachtu rozprostřenou pod hvězdami může padat jenom hvězdný prach."Antoine de Saint-Exupéry