Mimozemské sesuvy

Sesuvy a jiné typy svahových deformací, mezi které patří i skalní řícení nebo sesuvy proudového typu, se mohou vyskytovat všude tam, kde jsou splněny tři základní podmínky. Jsou jimi gravitace, dostatečně svažitý terén a přítomnost horninového materiálu, který se může po svazích pohybovat. Většinu lidí by asi nenapadlo, že zmíněné podmínky jsou splněny nejen na Zemi, ale i na mnohých tělesech naší sluneční soustavy. V minulých desetiletích došlo v tomto směru k významnému pokroku při výzkumu těchto svahových deformací.

Díky kvalitním informacím, zahrnujícím zejména družicové snímky s vysokým rozlišením, tak došlo k objevům obrovských svahových deformací na všech terestrických planetách, tedy planetách s pevným povrchem složeným převážně z křemičitanů (na Merkuru, Venuši a Marsu) i na některých měsících. Jde o rozsáhlé sesuvy hornin, akumulace skalního řícení, ale i proudové sesuvy. Gigantické svahové deformace nalezené na planetách a měsících sluneční soustavy jsou mnohem četnější než největší svahové deformace známé na Zemi a běžně dosahují velikosti desítek i stovek kilometrů. Jejich vyšší četnost je způsobena zejména stabilnějšími podmínkami na jejich povrchu, které umožňují, aby se svahové deformace uchovaly v původním stavu i mnoho milionů let.

Průzkum mimozemských svahových deformací má samozřejmě oproti tomu zemskému určitá specifika. Využít je možné jen distančních dat, tedy záznamů z družic, pořízených při jejich obletu kolem vesmírného tělesa. Tyto informace se již používají pro identifikaci svahových deformací i na Zemi. Tam je ale jejich následná interpretace ztížena přítomností vegetace, rychlými erozivními procesy i činností člověka, které jsou schopny zastřít tvary i po velkých sesuvech během několika málo let. Oproti tomu mimo Zemi je morfologie terénu vzniklá svahovými pohyby daleko lépe zachována, a to zejména proto, že zvětrávací procesy probíhají pomaleji.

Pozorování planet se lidé začali věnovat už ve starověku, ale první systematické pozorování je připisováno Galileovi Galileimu, který za pomoci vylepšeného dalekohledu podrobně popsal tvary na Měsíci. Zlom v pozorování ale nastal až v druhé polovině 20. století se snímky z družic. Morfologii povrchu planet, a tedy i svahovým deformacím se začali nejprve intenzivně věnovat Američané, kteří měli k dispozici snímky z NASA. V současnosti se mimozemským svahovým deformacím věnují i v jiných vyspělých zemích, zejména ve Francii.

Dnes můžeme obdivovat gigantické sesuvy prostřednictvím volného přístupu k družicovým snímkům planet a měsíců na webu NASA (www.nasa.gov) nebo, v případě Marsu a Měsíce, pomocí aplikace Google Earth. Objevené svahové deformace jsou většinou značného stáří, a jsou proto bohatým zdrojem informací o geologické minulosti těchto těles.

Venuše, Merkur a měsíce

Neproniknutelná vrstva mračen v husté atmosféře Venuše znemožňuje pozorování povrchu této planety optickými metodami. Reliéf jejího povrchu lze však zkoumat radiolokátory. Tak se sondě NASA Magellan podařilo v letech 1990–1994 nasnímat mnohé tvary svahových deformací zahrnujících i velké skalní laviny a osypové kužely. Přítomnost sopečných kalder vyvolala kolapsy rozsáhlých oblastí dlouhých i přes 50 km.

Podobné tvary byly nalezeny i na malých tělesech, která mají jen malou sopečnou a tektonickou aktivitu. Protože chybí atmosféra, není povrch těles ovlivněn erozí, s výjimkou teplotních změn a pádu meteoritů. Svahové deformace tak většinou vznikají na okrajích impaktových kráterů, tedy v místech nejstrmějších svahů. Příkladem může být kráter v oblasti Cassini na Saturnově měsíci Iapetu (obr. 1), kde morfologie terénu ukazuje na rozsáhlý sesuv, který vznikl na okraji 15 km vysokého kráteru. Na našem Měsíci jsou rozeznatelné podobné akumulace skalního řícení, které byly nalezeny i na Merkuru nebo na Saturnově měsíci Iapetu.

Na Jupiterově měsíci Callisto, kde byla prokázána přítomnost vody, byly vyfoceny svahové deformace vypadající jako proudové sesuvy – bahnotoky. Na jiném Jupiterově satelitu Io se podle amerických odborníků Schenka a Bulmera nachází na úpatí Euboea Montes pravděpodobně největší svahová deformace sluneční soustavy o rozměrech asi 75 × 200 kilometrů, mocnosti přes 2 kilometry a odhadovaném objemu až 50 000 km³ (obr. 2).

Všechny tyto uvedené příklady však svojí rozmanitostí překonává planeta Mars.

Mars

Intenzivní výzkum Marsu začal v polovině šedesátých let misemi sond Viking a později Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter. Výškoměr Mars Orbiter Laser Altimeter sondy Mars Global Surveyor umožnil získat podrobný model terénu a její kamera Mars Orbiter Camera přinesla snímky povrchu s rozlišením půldruhého metru.

Geomorfologicky se dá Mars rozdělit do dvou hlavních částí. Jižní část je charakteristická nadprůměrnými nadmořskými výškami a starými povrchy. Severní část naopak leží v průměru o 5 km níže a tvoří ji nejmladší geologické formace. Marťanské svahové deformace jsou po těch zemských nejprobádanější a nejzajímavější. Jsou rozmístěny po celém povrchu Marsu a odborné studie je byly schopny rozdělit podle stáří a geneze.

Nejstarší datované sesuvy na Marsu spadají do konce geologického období Hesperianu (3,7 až 3 miliardy let před současností), které bylo charakteristické rozsáhlou sopečnou činností. Většina sesuvů ovšem spadá do období Amazonianu, které začalo před 3 miliardami let a trvá do současnosti. Vlastní datování bylo provedeno měřením hustoty impaktních kráterů na povrchu sesuvů a porovnáním s jejich hustotou na Měsíci, pro který existují korelace hustoty kráterů s datováním pomocí radioaktivních izotopů.

Pozornost byla zaměřena zejména na výzkum sesuvů v oblasti Valles Marineris, obrovského riftového údolí, táhnoucího se v délce 4000 km zhruba na úrovni marťanského rovníku. Údolí má šířku až 500 km a hloubku asi 7 km. Je rozděleno do několika částí nazvaných Chasmata (j. č. Chasma). Při formování současné morfologie tohoto údolí hrály sesuvy významnou roli. Přestože datace sesuvů zahrnuje období 3,5 miliardy až 50 milionů let před současností, vlastní údolí se začalo formovat pravděpodobně v nejstarším geologickém období Marsu, Noachianu (4,1 až 3,7 miliardy let před současností), což muselo být provázeno nějakou z forem deformací svahů. Takto staré geologické útvary a horniny jsou na Zemi velmi vzácné, a proto není možné o mapování takto starých svahových deformací ani uvažovat. Nejstarší svahové deformace s dochovanými tvary na zemském povrchu jsou maximálně desítky tisíc let staré. Například velký podmořský sesuv Storegga v Norském moři vznikl asi před 6100 lety.

Velikost dochovaných sesuvů na Marsu je ohromující. Běžně dosahují délek několika desítek kilometrů (obr. 3A), největší z nich objemu až 5000 km³. Jen pro představu: maximální možný objem největší české nádrže Orlík je asi 0,72 km³. Rychlost sesuvů na Marsu byla odhadnuta na více než 140 km/h. Délka a mobilita sesuvů byly způsobeny velkými výškovými rozdíly i třetinovou gravitací oproti Zemi.

Otázkou zůstává, zda se jednalo spíše o silně kohezní přívalové proudy nebo o skalní laviny, tedy zda při vzniku sesuvů hrála významnou roli voda či nikoli. Zatímco část vědců se přiklání k názoru, že sesuvy svojí morfologií více odpovídají „suchým“ sesuvům, část zastává názor, že marťanské sesuvy mají blíže k pozemským přívalovým proudům. Pro suchou hypotézu hovoří výsledky numerických modelů. Za jejich příčinu pak bývá považována sopečná činnost nebo „marsotřesení“. Existenci proudových sesuvů vzniklých za přítomnosti podzemní vody nebo způsobených táním podzemního ledu podporuje výskyt fluviálních morfologických tvarů jak na vlastních sesuvech, tak i v jiných částech Valles Marineris. Shodná morfologie velmi starých i novějších sesuvů a jejich dynamika ovšem ukazuje na stejné příčiny v období poslední 3,5 miliardy let, což spíše podporuje „suchou“ hypotézu vzniku.

V jiných oblastech Marsu byly identifikovány další typy svahových deformací. Nejvyšší sopka sluneční soustavy – Olympus Mons, která je 25 km vysoká s více než 500 km v průměru – má sklon svahu asi 5° a je podobná neeruptivním sopkám, jako jsou například Havajské ostrovy. Její okraje jsou ale vymezeny příkrými stěnami vysokými až 8 kilometrů, na kterých byly identifikovány skalní laviny a osypové kužely (obr. 3B). Širší okolí sopky potom vypadá jako výsledek rozsáhlých svahových deformací s objemem téměř 1 milion km3. Názory na jejich vznik se různí a zahrnují jak lávové proudění, hluboké svahové deformace, tak i pomalé rozvolňování svahů. Svahové deformace mohly být katastroficky rychlé nebo pozvolné, zvlhčené ledem. Objevily se dokonce i hypotézy, že vznikly pod vodou, podobně jako deformace u Kanárských ostrovů nebo u Havaje.

Posledním nejčastějším typem svahové deformace identifikované na Marsu jsou proudové sesuvy hornin (obr. 3C). Svou morfologií odpovídají proudům, které se vyskytují v oblastech permafrostu (trvale zmrzlé půdy). Numerickým modelováním bylo ale prokázáno, že vznikly prouděním suchého horninového materiálu. Je možné na nich rozlišit klasickou morfologii zahrnující odlučné oblasti, podélné valy i akumulační zóny. Pravděpodobnou příčinou vzniku je tání permafrostu způsobené změnami povrchové teploty, ovšem hypotéza vzniku povrchovými vodami není úplně vyloučena.

Expresivní tvary vzniklé svahovými pohyby na mimozemských tělesech ukazují na podobné procesy, které působí nebo působily i na Zemi. Výzkum mimozemských svahových deformací, které vznikají v odlišných podmínkách, může určitě přispět k podrobnějším znalostem o svahových deformacích na Zemi, ale i k poznání zemského geologického a geomorfologického vývoje v širším kontextu. Proto není výzkum mimozemských sesuvů jen zábavou na zimní večery, ale seriózním tématem mimozemské geologie a geomorfologie. Poodhalit tajemství mimozemských sesuvů by mohla v budoucnu i lidská návštěva na Měsíci a Marsu.