Teklo po povrchu Marsu bláto?

Na povrchu Marsu můžeme nalézt několik kilometrů velké kužele a dómy doprovázené útvary svědčícími o tom, že vznikly tečením. Zatímco na některých místech, například v sopečné oblasti Tharsis, je na základě geologických vazeb na okolí poměrně snadné určit, že kužele a dómy musely vzniknout výronem lávy, jinde tomu tak není. Existuje totiž další možnost – že vznikly tečením bláta, tedy sedimentárním vulkanismem. Takový závěr by mohl nejen výrazně změnit náš pohled na vývoj některých oblastí Marsu, ale v širším pohledu i přispět k našemu porozumění, jak se rudá planeta během miliard let vlastně vyvíjela. Jenže rozlišit od sebe sopku vzniklou výstupem magmatu a vytvořenou prouděním bláta není nic snadného.

Když se dnes začtete do vědecké literatury pojednávající o výzkumu Marsu, brzy si všimnete, že v ní doutná řada sporů o to, jak vysvětlit vznik rozličných povrchových útvarů. Je to dáno tím, že až na několik málo výjimek postrádáme detailní znalost toho, jaké horniny tyto útvary tvoří. Výjimku představuje několik málo oblastí, které navštívila pozemská vozítka schopná spatřit jednotlivé vrstvy hornin, určit jejich chemické složení, a tím odhalit způsob jejich vzniku. Pro většinu povrchu Marsu nám však detailní vhled chybí. Informace máme pouze ze sond na oběžné dráze Marsu, jejichž možnosti jsou omezené.

Víme, že málo víme

Sondy na oběžné dráze bývají vybaveny kamerami, které umožňují spatřit povrch Marsu v různých částech světelného spektra a v různém rozlišení. Pro výzkum kilometrových útvarů na povrchu jsou nejdůležitější snímky pořízené monochromatickou kamerou CTX (The Context Camera) s rozlišením ~6 m na jeden zobrazovací bod, což umožňuje spatřit detaily o velikosti minimálně 5 zobrazovacích bodů, tedy okolo 30 metrů a více. Kolem Marsu krouží i kamera HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment), která pořizuje fotografie s rozlišením přibližně 30 cm na jeden zobrazovací bod, takže jsou vidět útvary větší než jeden metr, ale tyto snímky pro změnu pokrývají jen prvních pár procent rozlohy Marsu. Kilometrové kužele, dómy a doprovodné proudy (obr. 2) jsou naštěstí pro tuto kameru častým cílem, takže existuje mnoho fotografií ve vysokém rozlišení, a dokonce jsou k dispozici i velice precizní elevační modely. Avšak ani s těmito detailními fotografiemi nemáme vyhráno. Geologické procesy totiž často vytvářejí mnohem menší útvary, jež stále nedokážeme na těchto snímcích spatřit a které jsou přitom pro správnou interpretaci velice důležité.

Fotografie z kamery CTX zachycují uvnitř rozsáhlé impaktní pánve Chryse Planitia na povrchu Marsu kužele (A), dómy (B, C), zvláštní vybouleniny (D) a doprovodné proudy (E), které mohly vzniknout tečením bláta. Vložené úsečky představují vzdálenost 1 kilometru.

Dále máme k dispozici spektrální měření, která dovolují odhalit, jaké minerály se v určitých oblastech Marsu nacházejí. A tedy určit, jaké horniny povrch tvoří. Bohužel ale podobně jako u kamery HiRISE je i v tomto případě detailními daty pokryta jen velice malá část povrchu. Navíc zde čelíme dalšímu problému. Mars je známý svými prachovými bouřemi, které mohou dosáhnout globálních rozměrů. Povrch je proto pokryt různě mocnými vrstvami prachu, což zkoumání hornin pomocí spektrálních dat znesnadňuje. Lehce se totiž může stát, že je zkoumaný útvar výrazně zaprášen. Spektrální měření potom poskytují informaci o mineralogickém složení samotného prachu, nikoliv hornin, které jsou pod ním skryty. Ovšem i když máme štěstí a tyto kužele a dómy nejsou prachem pokryty, stále nemusíme mít vyhráno.