So zdokonaľovaním techniky a prispením kozmického výskumu sme schopní spozorovať ľad na čoraz väčšom počte telies.
Jasná biela oblasť uprostred záberu zo sondy Mars Express ukazuje ľadovú čiapku na južnom póle červenej planéty. Zdroj: ESA/DLR/FU Berlin/Bill Dunford
Hľadanie mimozemského života patrí k najvzrušujúcejším ľudským činnostiam. Nutnou podmienkou existencie života je podľa dnešných vedomostí prítomnosť vody. Vzhľadom na nízke teploty sa voda vo vesmíre vyskytuje prevažne vo forme ľadu.
Postupne sme so zdokonaľovaním prístrojovej techniky a prispením kozmického výskumu schopní spozorovať ľad na čoraz väčšom počte telies. V slnečnej sústave sa ľad v rôznych formách vyskytuje na mnohých telesách od Merkúra, planéty najbližšej k Slnku, až k najvzdialenejším telesám v Edgeworthovom-Kuiperovom páse a v Oortovom oblaku.
Niektoré telesá tvorí takmer úplne ľad, zatiaľ čo iné obsahujú zmes ľadu a horniny. Ľad môže mať podobu polárnych čiapok, pevného povrchu obrovských oceánov alebo formu usadenín v neosvetlených kráteroch inak skalných telies. Ľad môže byť pôvodný, ktorý tu ostal od vzniku slnečnej sústavy, alebo relatívne mladý, ktorý vznikol kondenzáciou kvapalín a plynov celkom nedávno.
Mnoho prchavých látok môže existovať v zmrazenej forme. Pre nás je najbežnejší vodný ľad. Vzniká fázovým prechodom čistej vody bez prímesí ochladenej pod nula stupňov Celzia pri normálnom atmosférickom tlaku. V závislosti od tlaku sa môže ľad vyskytovať v šiestich podobách. Hustota ľadu je od 917 kilogramov na kubický meter až po 1660 kilogramov na kubický meter pri vysokom tlaku. V slnečnej sústave sa bližšie k Slnku vyskytuje najmä vodný ľad. Vo väčších vzdialenostiach od Slnka rastie zastúpenie iných ľadov, napríklad oxidu uhličitého, amoniaku, metánu a podobne.
Ľad v kráteroch Merkúra
Napriek tomu, že na povrchu tejto planéty najbližšej k Slnku sú miesta ohriate až na 440 stupňov Celzia, sú na nej oblasti, v ktorých sa zachoval vodný ľad. Intenzita a polarizácia radarových ozvien získaných radarom v Arecibe sa líšila od skalnatého povrchu Merkúra a bola podobná radarovým charakteristikám južnej polárnej čiapočky Marsu a ľadových mesiacov Jupitera.
Pochybnosti o správnej interpretácii radarových pozorovaní rozptýlila sonda Messenger, ktorá v rokoch 2011 a 2012 skúmala povrch Merkúra z bezprostrednej blízkosti. Merania potvrdili vodný ľad, pričom hrúbka ľadovej vrstvy sa pohybuje od desať centimetrov do viac ako troch kilometrov. Vodný ľad sa nachádza v kráteroch v blízkosti pólov. Rotačná os Merkúra zviera uhol len desatinu stupňa s kolmicou na rovinu obežnej dráhy, preto sú dná kráterov v blízkosti pólov v permanentnom tieni. Pre zachovanie ľadu sú to vhodné podmienky.
Ľad na severnom póle Merkúra. Červená farba označuje oblasti, ktoré boli v tieni pri všetkých záberoch sondy Messenger. Žltá farba zobrazuje miesta jasných polárnych usadenín podľa radaru v Arecibe. Zdroj: NASA
Obrovské prekvapenie na Venuši
Obrovským prekvapením bol objav studenej vrstvy vloženej medzi dve horúce v atmosfére Venuše, ktorá je vďaka skleníkovému efektu najhorúcejšou planétou slnečnej sústavy [JS1] . Vrstva je taká studená, že oxid uhličitý môže zamrznúť a padať na povrch ako ľad alebo sneh. Vrstva studenej atmosféry s teplotou mínus 175 stupňov Celzia sa nachádza 125 kilometrov nad povrchom Venuše.
Objav uskutočnila sonda ESA Venus Express, ktorá v rokoch 2006 až 2011 skúmala atmosféru. Tiež študovala, ako atmosféra filtruje slnečné svetlo. Zaujímavé je nielen to, že nájdená studená vrstva je medzi dvomi teplými vrstvami, ale je zjavne chladnejšia ako akákoľvek iná vrstva nachádzajúca sa v atmosfére Zeme. Venuša je pritom o štyridsať miliónov kilometrov bližšie k Slnku.
Nanovo spracovaná fotka Venuše zo sondy Mariner 10 ukazuje oblaky planéty. Zdroj: NASA/JPL-Caltech
Mesačný ľad ako zdroj vody aj kyslíka
Na Zemi nie je o vodu núdza. Oceány a moria zaberajú 71 percent povrchu s priemernou hĺbkou viac ako 3,5 kilometra. Ďalšie zásoby sú v ľadovcoch a trvalej snehovej prikrývke vo vysokých pohoriach.
Mesiac je na tom podobne ako Merkúr. Bez atmosféry stúpa teplota na povrchu až na 127 stupňov Celzia. Sklon rotačnej osi našej družice je len 1,5 stupňa, čo vytvára dobré podmienky pre existenciu oblastí v okolí pólov trvale bez osvetlenia Slnkom. Indická sonda Čandraján-1 v rokoch 2008 až 2009 priamo merala, ako molekuly na povrchu Mesiaca absorbujú infračervené svetlo. Rozlišuje sa tak povrchový ľad od kvapalnej vody, ktorá sa nachádza v mineráloch, a vody, ktorá je skrytá pod povrchom. Záver je, že na Mesiaci sa určite nachádza ľad nielen pod povrchom, ale aj na povrchu. Objav povrchového ľadu je dobrá správa pre budúcich obyvateľov, keďže je ľahšie prístupný ako podzemná voda. Jeho využitie je mnohostranné. Dá sa využiť nielen ako pitná voda, ale aj ako zdroj kyslíka na dýchanie alebo raketového paliva po premene na kyslík a vodík.
Rozloženie vodného ľadu (tyrkysové škvrny) na povrchu Mesiaca. Južný pól a silná koncentrácia ľadu v kráteroch je zobrazená na ľavej strane, vpravo je viac rozptýlený ľad na severnom póle. Zdroj: NASA
Prvý ľad mimo Zeme videli na Marse
Historicky prvé pozorovanie ľadu na inom telese, ako je Zem, bolo na Marse, a to vo forme jeho polárnych čiapok. Skladajú sa zo zmrznutej vody a zmrznutého oxidu uhličitého. Každý pól má trvalú polárnu čiapku a sezónnu časť, ktorá sa objaví v zime a zmizne v lete. Trvalá severná polárna čiapka je zložená predovšetkým z vodného ľadu. Má priemer približne tisíc kilometrov a jej hrúbka je v priemere dva kilometre. Trvalá [JS2] južná čiapka má len desatinu veľkosti severnej. Tvorí ju väčšinou ľad oxidu uhličitého s prímesami vodného ľadu. Aj mimo pólov je marťanský terén natrvalo zmrznutý do hĺbky minimálne jeden kilometer. Voda tu existuje vo forme permafrostu, v ktorom ľad vypĺňa pórovité priestory medzi horninami.
Ďalšiu formu ľadu na Marse objavila sonda Mars Reconnaissance Orbiter. Ide o pláty vodných ľadov s hrúbkou viac ako sto metrov. Pokrýva ich vrstva pôdy s hrúbkou asi jeden alebo dva metre. Vyskytujú sa približne pod tretinou povrchu planéty. Ľad v tejto forme je ľahko prístupný aj na technické využitie, aj na štúdium histórie klímy Marsu.
Mars v rokoch 1995 až 2005 s polárnymi čiapkami na oboch póloch na snímkach Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu. Zdroj: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team
V páse asteroidov je viac vody, než sa čakalo
V minulosti to mali astronómovia jasné. Kométy sú z ľadu s malou prímesou prachu, asteroidy sú telesá zložené z hornín od kremičitanov až po železo. Postupne s nárastom našich poznatkov, najmä z výskumu telies z tesnej blízkosti, bola hranica medzi asteroidmi a kométami stále menej ostrá. Ceres, ktorý je najväčším telesom v páse asteroidov a z ktorého sa medzičasom stala trpasličia planéta, obsahuje ľad v troch rôznych formách.
Najväčšie množstvo ľadu je vo forme podpovrchových vrstiev. Vedci pomocou Herschelovho vesmírneho ďalekohľadu zistili, že vodný ľad sa nachádza v plášti, ktorý sa rozprestiera okolo pevného jadra trpasličej planéty. Pri odhadovanom množstve vody až 25 percent hmotnosti Ceresa to prevyšuje množstvo sladkej vody na Zemi.
Ďalší ľad sa vyskytuje v takzvaných studených pasciach. Molekuly vody, ktoré sa uvoľnili z povrchu, po čase znovu dopadnú na iné miesto. Takto môžu skákať po povrchu. Až do chvíle, keď dopadnú do nejakého kráteru, kde nikdy nepreniká slnečné svetlo a žiadny mechanizmus už molekulu k ďalšiemu skoku nezdvihne. Sonda Dawn dokázala, že nejde len o teóriu. Nahliadla do trvale neosvetlených kráterov, pričom až v desiatich prípadoch na tmavom dne našla svetlé usadeniny ľadu.
Treťou formou ľadu sú kryovulkány, ktorým je na Cerese vysoká hora s názvom Ahuna Mons. Kryovulkán na rozdiel od bežných vulkánov nevyvrhuje roztavené horniny, ale kryomagmu (vodu, oxid uhličitý, amoniak, metán, dusík a podobne) v podobe kvapaliny alebo pary. Pôvodne sa nachádzala vnútri telesa v zmrznutom stave. Po výbuchu sa kryomagma opäť skondenzuje do pevnej formy, na čo má vplyv nízka okolitá teplota.
Tomu, že Ceres nebude s veľkým obsahom ľadu v páse asteroidov osamotený, nasvedčuje aj Vesta. Bola druhým telesom, ktoré preskúmala Dawn. V niektorých oblastiach namerala vysoké koncentrácie vodíka, sublimujúceho z ľadov uložených pod povrchom.
Ľad však nie je výsadou len veľkých asteroidov. Prvýkrát bol objavený na asteroide Themis a neskôr našli dva výskumné tímy dôkaz vodného ľadu a organických molekúl na asteroide Cybele. Na rozdiel od Vesty a Ceresa je však vrstva vodného ľadu na Cybele extrémne tenká – menej ako tisícina milimetra. Pri tejto hrúbke je veľmi nestabilná, takže jej pozorovanie svedčí o permanentnom dopĺňaní v nedávnej dobe.
Uvedené objavy naznačujú, že v oblasti pásu asteroidov je viac vody, než sa podľa existujúcich evolučných modelov očakávalo. A podporuje to tiež teóriu, že asteroidy mohli zasiahnuť Zem a priniesť našej planéte svoju vodu a stavebné kamene pre život.
Kryovulkán Ahuna Mons. Obrázok vznikol digitálne z mapových podkladov, ktoré získala sonda Dawn. Zdroj: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA
Množstvo vody v plynných obroch nie je známe
Jupiter a Saturn obsahujú vodu v kvapalnej aj tuhej forme v dolných hladinách svojich oblačných atmosfér, množstvo však nie je známe. Niektoré hypotézy predpokladajú, že aj vnútri Jupitera sa nachádza ľadová vrstva (ľady vody, metánu a amoniaku), ktorá obklopuje nižšie ležiace jadro zložené z kovov a hornín. Podľa iných hypotéz je jadro obklopené oceánom tekutého vodíka. Urán a Neptún obsahujú veľké množstvo ľadu, ktoré obkolesuje skalnaté jadrá. Drobné kryštáliky vodného ľadu s malými prísadami organických látok tvoria prstence planét.
Mnohé z mesiacov planét typu Jupitera aj Pluta obsahujú významný podiel vodného ľadu, pričom Tethys sa pravdepodobne skladá takmer výlučne z ľadu. Niektoré mesiace, ako sú Jupiterova Európa a Saturnov Enceladus, majú oceány, ktoré ohrievajú slapy a pokrývajú vonkajšie ľadové plášte.
Jupiterov mesiac Európa je pokrytý ľadom, pod ktorým je pravdepodobne globálny oceán. Zdroj: NASA/JPL-Caltech/SETI Institute
Ľad na kraji slnečnej sústavy
V protiklade s planétami prežili malé ľadové telesá oveľa menší tepelný vývoj, a preto sú ich fyzikálne vlastnosti pomerne dobre zachované. V Edgeworthovom-Kuiperovom páse za Neptúnom je množstvo malých ľadových telies, ktoré sa považujú za najmenej zmenené pozostatky ranej slnečnej sústavy. Keďže tieto objekty vznikli ďaleko od Slnka, prchavé zložky (najmä vodný ľad) sú základom ich stavby.
Ľad sa nachádza aj v kentauroch – telesách pohybujúcich sa po chaotických dráhach medzi dráhami Jupitera a Neptúna. Nie je to veľké prekvapenie, keďže podľa platných hypotéz ide z veľkej časti o telesá, ktoré unikli z Edgeworthovho-Kuiperovho pásu. Spektrá vykazujú znaky vodného ľadu, zmrznutého metanolu, uhľovodíkov a jednoduchých organických zlúčenín.
Kométy obsahujú až 80 percent prevažne vodného ľadu a zvyšok sú prachové častice rôzneho zloženia. Tento model navrhol Fred Whipple už v polovici 20. storočia. V zásadných rysoch ho potvrdili merania sond pri kométach 1P/Halley, 9P/Tempel 1 a 81P/Wild. Napriek takémuto veľkému zastúpeniu ľadu na kométach, ktoré často prechádzajú v blízkosti Slnka, nemusí byť ľad na povrchu kometárneho jadra takmer viditeľný. Príkladom je kométa 67P/Čurjumov-Gerasimenko. Ľad sa podarilo identifikovať len na niekoľkých miestach, keďže väčšina povrchu jadra bola pokrytá tmavou a tvrdou minerálnou kôrou.
Kométa Hale-Bopp na snímke, ktorú získal 30-centrimetrový astrograf na Skalnatom plese. Zdroj: Archív autora
