Ledové doby na Marsu

Ze všech planet sluneční soustavy má Mars klima nejbližší zemskému. V podobných časových měřítkách desítek až sta tisíc let, v nichž se proměňují orbitální charakteristiky Země vůči Slunci, zejména vzdálenost a sklon osy, se proměňuje i oběžná dráha Marsu. Má to ale jeden háček – a tím je Měsíc. Ta stará dobrá Luna básníků a vyznavačů všech prehistorických bohyň vytváří se Zemí vzájemně stabilizovaný systém, ve kterém se náklon zemské osy dlouhodobě pohybuje ve stabilním rozmezí 22–24,5°, zatímco na Marsu to je nebezpečných 14–48°. Kdyby se něco podobného dělo na Zemi, tak by se čas od času místo v pozici dejme tomu Paříže ocitalo jednou v polárním a jindy v subtropickém klimatu. Rovněž excentricita Země (0–0,06) je poloviční oproti excentricitě Marsu (0–0,12). Jestliže je excentricita nulová, pohybuje se planeta kolem Slunce po kružnici, vzdálenost mezi planetou a Sluncem se nemění a klima je stabilnější. Čím je excentricita větší, tím je elipsa protaženější, vzdálenost se mění a klima kolísá. A protože sklon osy a excentricita spolu souvisejí jen velmi volně, kombinuje se ve víceméně nepravidelných cyklech řada klimatických událostí, které na Zemi během posledních zhruba 2,5 milionu let způsobily příchod asi 50 studených a teplých období, jež se mezi póly a středními šířkami projevují jako ledové doby.

Podobné kvazicyklické změny probíhaly posledních nejméně 10 milionů let i na Marsu a dosahovaly zde ze všech planet naší sluneční soustavy největšího měřítka. Důležité přitom je, že klima řídí oběh vody a ledu, tedy hydrologický režim planety. Ten ovlivňuje například prašnost atmosféry a obsah oxidu uhličitého, tedy geochemické cykly dalších prvků. Navíc voda tvaruje řadu povrchových rysů, jako je systém údolí – marťanských „kanálů“, tvar polárních čepiček či zaplňování depresí mladými sedimenty. Z toho vychází i metodika výzkumu změn marťanského klimatu. Jde o kombinaci dvou metod – přímého pozorování typů reliéfu na povrchu Marsu a frekvenční analýzy mocností jednotlivých ledových a prachových vrstev v marťanských ledovcích, jak jsou do hloubky několika set metrů odkryty na zatím (relativně) detailně zkoumaných třinácti odkryvech v polárních roklích.

Reliéf jako na New Foundlandu

Jedním z hlavních rysů marťanského reliéfu je existence rozsáhlých zarovnaných pásů, které na úrovni zhruba nad 30° zeměpisné šířky probíhají na obou polokoulích. Podrobnější analýza ukazuje, že jde o několik metrů mocné vrstvy mladých sedimentů, které vyplňují prohlubně nebo jsou jako pokrývka „přetaženy“ přes starší rysy reliéfu. V marťanské terminologii se těmto sedimentům říká plášť (mantle), což je vzhledem k Zemi poněkud zavádějící, protože zemský plášť je naopak hlubokým rysem vnitřní stavby Země.

Plášť zcela schází v rovníkové oblasti. Mezi 30–60° severní i jižní šířky je plášť nesouvislý, ale v polárních oblastech je vyvinut jako souvislá pokrývka, která má charakteristický povrch složený z nevysokých kopečků připomínajících povrch basketbalového míče. Bylo zde dokonce rozeznáno několik vrstev pláště, které odpovídají několika fázím jeho tvorby. Plášť pravděpodobně vznikal eolickou (větrnou) sedimentací z globálních prachových bouří a pozvolným usazováním zvířeného prachu a ledových krystalů. Zatímco v polárních oblastech byl po usazení povrch pláště formován hlavně sublimací ledu, a tedy celkovým vysycháním, v teplejších středních šířkách je již částečně odstraněn a v rovníkové oblasti, pokud zde původně byl vyvinut, je téměř destruován. Destrukce pláště snad probíhá tak, že led, který tmelí horninu v teplejším rovníkovém pásu, snadněji taje a jednotlivá prachová zrna jsou postupně odvívána bouřemi.

Z dalších rysů reliéfu byly kupodivu pozorovány „vrásky“ podobné reliéfním vlnám, které vznikají na Zemi například podél čel sesuvů nebo v dosahu chladného klimatu, kde probíhá intenzivní soliflukce (půdotok). Jde o různé typy polygonálních obrazců vznikajících na Zemi promrzáním půdy, dále o struktury podobné plouživým pohybům zemin, které jsou plastifikovány ¹⁾ přítomností ledu. Esovité stružky, jež netvoří navzájem provázané údolní sítě, jsou interpretovány jako místa, kde ledy během teplejšího klimatu tají a do mrazových klínů se zaklesávají sedimenty, anebo přímo jako stružky tavných vod. Marťanský povrch tak v něčem připomíná povrch Aljašky nebo Sibiře.

A protože jsou tyto rysy marťanského reliéfu vázány na zeměpisnou šířku, je jediné možné vysvětlení jejich vzniku klimatické. Ostré erozní hrany ledových a prachových poloh musí být velmi mladé, dejme tomu v měřítku několika desítek tisíc let, protože jinak by je sublimace ledu zničila a prach převál. Rovněž ostatní rysy reliéfu a degradace pláště v rovníkové oblasti ukazují Mars jako geologicky sice pomalou, ale jinak živou planetu, jejíž povrch se proměňuje i v časovém měřítku pozemských čtvrtohor. A to je velké překvapení.

Pozemská oceánografie a zaprášený ledovec na Marsu

Severní polární čepice Marsu je protkána spirálovitým systémem hlubokých údolí (Vesmír 83, 302, 2004/6). Stěny údolí jsou tvořeny složitým souvrstvím světlého ledu a tmavšího prachu namíchaných v různých poměrech. Je možné, že hlubší polohy tohoto „špinavého“ ledovce obsahují klatráty ²⁾ s podílem oxidu uhličitého. Barva ledovců je určena poměrem mezi ledem a prachem, a ten závisí buď na eolickém přínosu, nebo na odtávání či sublimaci ledu. V každém případě představuje toto souvrství těleso, jehož sedimentační charakter odpovídá běžným vrstevním sledům například pozemských hlubokomořských sedimentů, jenom jeho materiál je odlišný. Geologii planet tradičně studují geofyzikové, geochemikové a specialisté na magmatické a vulkanické horniny. Na Marsu se překvapivě zatím nejvíc uplatňují sedimentologové. Technický pokrok je přitom tak velký, že zatímco dříve bylo jasné jenom to, že základním rysem polárních sedimentů je vrstevnatost, současná optika Mars Orbiting Camera (MOC) je schopna rozeznat jednotlivé vrstvy o mocnosti něco přes metr. Ze statistického hlediska se tak pracuje s podobnými soubory dat jako na Zemi.

Zatím bylo srovnáváno 13 profilů s mocností kolem 800 metrů, což představuje asi čtvrtinu největší mocnosti severní polární čepičky. Každý z profilů obsahuje desítky mocnějších poloh, které se dají dále dělit na stovky dílčích vrstev. Pro matematické zpracování profilů byly využity dvě základní statistické techniky, které se již celá desetiletí rutinně používají při zpracovávání pozemských hlubokomořských vrtů. Jde zejména o frekvenční Fourierovu analýzu, která je schopna rozeznat, zda se v daném souvrství opakuje nějaký základní cyklus, a tedy nějaký opakovaně působící mechanizmus. Dál se používaly statistické metody, jimiž se měří míra shody mezi jednotlivými profily i v rámci částí jednoho profilu.

Především se zjistilo, že základní stratigrafie je shodná v rámci celé severní čepice a srovnatelná s jižní polární čepicí. Polární tělesa jsou tedy nejméně ze 75 % tvořena jedním hlavním vrstevním sledem vzniklým při jednom globálním procesu. Svrchní část souvrství (1. zóna) je mocná asi 300 m a je tvořena základními jednotkami o průměrné mocnosti 30 m. Hlouběji leží druhá zóna o mocnosti 100 m, ve které se nedá detegovat žádný statistický signál. V hloubce 400 m začíná další vrstevní sled se základními jednotkami o mocnosti 35 m a ještě o 200 m hlouběji leží zatím nejnižší, čtvrtá zóna, která poskytuje několik různých signálů. Obecně se dá říct, že směrem do hloubky přibývá tmavého prachu, což indikuje větší aktivitu prachových bouří a nižší depozici ledu.

Pokud bychom předpokládali, že průměrná mocnost základní vrstvy 30 m odpovídá jednomu insolačnímu cyklu, který je velmi podobný pozemskému Milankovičovu cyklu (na Zemi by tento cyklus odpovídal asi 40 tisícům let, na Marsu asi 50 tisícům let; viz Vesmír 74, 488, 1995/9), pak by rychlost sedimentace na Marsu byla asi 0,06 cm za rok. Pro srovnání s pozemskými měřítky je možné uvést, že v suché východní Antarktidě rostou ledovce rychlostí několika cm za rok, ale ve vlhkém Svalbardu rychlostí až 40 cm za rok. Sedimentace na Marsu je nejméně stokrát pomalejší než sedimentace na Zemi.

Opakováním sedimentárních sledů na Zemi se zabývá disciplína zvaná cyklostratigrafie. V zásadě platí pozorování, že dlouhé a nepravidelné cykly bývají způsobeny vnitřními silami Země, například vrásněním nebo opakovanými srážkami litosférických desek. Naproti tomu vcelku krátkodobé, ale mnohokrát se opakující cykly bývají způsobeny klimatickými procesy, jejichž základem jsou drobné změny v postavení planety a Slunce. Nejjednodušší a nejpřirozenější vysvětlení sedimentární cykličnosti na Marsu spočívá podobně jako na Zemi ve střídání ledových a meziledových dob. Tuto hypotézu významně podporuje i analýza povrchových tvarů ve středních a vyšších marťanských šířkách.

Celá záležitost je hrozně vzrušující. Začíná být zřejmé, že marťanské profily nám jednou umožní poměrně detailně rekonstruovat poměry v naší sluneční soustavě za posledních asi 10 milionů let. Skrze Mars toho pochopíme víc o Zemi samotné.

Když bylo na Marsu mokro

Marťanské klima je a nejspíš vždy bylo dramaticky odlišné od pozemského. Mars je z hlediska Země extrémní planeta, a to nejenom kvůli méně vyrovnanému orbitálnímu chodu, ale především Mars nemá oceán, který by umožnil dlouhodobou biologickou evoluci. Oceán je zároveň obrovský zásobník tepla, který funguje oběma směry. Otepluje ochlazující se planetu a ochlazuje horké rovníkové šířky. To, že na Marsu opakovaně docházelo k ledovým dobám, znamená něco podstatně zajímavějšího – že tam občas panovaly doby meziledové. Jak vypadá marťanský interglaciál? Odpovídá (bohužel) zhruba dnešnímu stavu planety zmrzlé „na kost“ i v rovníkové části. To však nevylučuje možnost existence termálních oáz, kde voda existuje v kapalné formě. Pokud se však od sebe lišily – jak ukazují profily ledovými sedimenty – jednotlivé ledové doby, lišily se také interglaciály. Morfologie obrovských údolí, která navíc nemohla vzniknout ze dne na den, ukazuje, že na Marsu bylo několikrát pořádně mokro. Tak mokro, že by tam mohly žít i marťanské žáby kuňkající z marťanských rybníků na svítící Zemi, kdyby ovšem měly dost času se společně s vegetací a atmosférou vyvinout.

Co je dlouho pro evoluci žab, nemusí být dlouho pro evoluci mikroorganizmů. I kdyby nebylo nálezů uhlíkových částeček připomínajících bakterie v marťanských meteoritech (Vesmír 75, 545, 1996/10), už jenom ze samotného klimatického chodu Marsu se dá odhadnout, že zde život – a snad dokonce vícekrát – vzniknout měl. A pokud říkáme, že člověk je chytrý také proto, že se musel neustále přizpůsobovat klimatickým změnám, jak mazaný a obtížně lapitelný by musel být takový klimaticky vycepovaný Marťan!