O původu vody na Zemi

Nedávná analýza složení vody na kometě 67P/Čurjumov–Gerasimenko rozvířila na populární úrovni debaty o původu vody na Zemi [1]. Ukázalo se, že voda z komety má jiné izotopové složení (konkrétně jiný poměr zastoupení vodíku a deuteria, které se s časem prakticky nemění) než standardní oceánská voda. Znamená to tedy, že „komety nepřinesly vodu na Zemi, jak se doposud soudilo?“, psalo se v mnoha populárních článcích. Planetární astronomy však tato nově otevřená debata zanechala poměrně chladnými. Že led v dnes pozorovaných kometách je patrně mezihvězdného původu, a obsahuje ledová zrna přítomná v původní mlhovině, ze které vznikalo naše Slunce, a která byla bez rozmrznutí zabudována do komet, víme již od doby, kdy jsme začali komety po chemické stránce studovat. Z jedenácti doposud měřených komet má jen jediná, 103P/Hartley 2, podobný poměr zastoupení D/H jako oceánská voda na Zemi. U všech ostatních (slavnou Halleyovu kometu nevyjímaje), je tento poměr průměrně dvakrát vyšší, a to i v rámci určených chyb, viz například [3]. Komety tedy nemohou být hlavním zdrojem vody na Zemi.

O tom, jak je voda pro nás a obecně pro život na Zemi důležitá, se jistě není třeba rozepisovat. Kde se však voda na Zemi vzala? Voda je sloučeninou vodíku, který vytváří 75 % vesmíru, a kyslíku, který je čtvrtým nejzastoupenějším prvkem. Není tedy příliš překvapivé, že se voda (nebo radikály pocházející z disociace její molekuly ultrafialovým zářením) ve vesmíru vyskytuje v hojném množství. To však neznamená, že bychom ji nutně museli nalézt všude. Z hlediska vzniku a velmi raného vývoje sluneční soustavy může být překvapivé, že vodu nacházíme i na místech, která vznikla zcela bez vody – například na Merkuru, Měsíci, Zemi i Marsu. Znamená to, že během svého vývoje musela naše planetární soustava projít obdobím, při kterém byla její vnitřní vyprahlá část bombardována ledovými tělesy, která terestrický region zavlažila.

Rozdílné hodnoty poměru deuteria k vodíku pro různá tělesa sluneční soustavy.
Zdroj: ESA/Altwegg et al. 2014

Planety a další tělesa sluneční soustavy vznikaly akrecí z prachoplynného disku, který se utvořil okolo mladičkého Slunce. Tento disk víceméně kopíroval složení zárodečného obřího molekulárního mračna, na rozdíl od centrální hvězdy však nebyl chemicky homogenní. Různé chemické sloučeniny, které byly v disku obsaženy, se při různých teplotách nacházejí v různých skupenstvích. Zatímco těkavé látky zůstávají i při relativně nízkých teplotách plynné, stabilní prvky a sloučeniny, jako jsou například kovy a jejich oxidy, jsou i za vysokých teplot pevné. Díky této skutečnosti a existenci teplotního gradientu (teplota v disku klesala nejméně s odmocninou ze vzdálenosti) se ve vnitřní terestrické zóně nacházely v pevné formě jen ty nejméně těkavé látky, zatímco ostatní – a mezi nimi i voda – byly ve skupenství plynném. Sluneční vítr, který z mladého Slunce vanul mnohem intenzivněji než dnes, „odvanul“ tyto sloučeniny do větších heliocentrických vzdáleností. Teprve ve vzdálenostech mezi 3÷4 au od Slunce klesla teplota natolik, že voda zde mohla zkondenzovat do pevné fáze. Na této hranici se vytvořila jakási „sněžná čára“, tvořená ledovou námrazou na drobných zrnkách prachu. Uvědomme si, že planeta Mars obíhá ve střední vzdálenosti 1,7 au od Slunce, a většina těles v hlavním pásu planetek obíhá ve vzdálenostech mezi 2,1 a 3,3  au. Vnitřní část sluneční soustavy, její terestrická zóna, tedy záhy „vyschla“, a další vývoj probíhal bez přítomnosti vody.

Následně docházelo k akreci prachových částic na zrna, která velmi rychle narostla na planetesimály rozměrů v řádech 100÷1000 m. Tato tělesa, která obíhala na téměř kruhových a koplanárních drahách, již byla schopna působit gravitačními perturbacemi na své sousedy, čímž docházelo ke zvyšování jejich excentricit a k vzájemným srážkám. Tak vznikla planetární embrya, která byla svou velikostí srovnatelná s Měsícem. Další srážky a růst těles v terestrické zóně však utlumilo dynamické tření, při kterém velká tělesa na excentrických drahách rozptylovala ta malá – na úkor své vlastní hybnosti, čímž klesala i jejich excentricita. Dalším příspěvkem k utlumení excentricit bylo tření o plyn, který byl do větších vzdáleností a z disku vypuzen až během několika milionů let. Akrece dalších těles v terestrické zóně se tak zastavila, neboť planetární embrya na kruhových drahách se nemohla dále spojovat na větší.

Jiná situace nastala ve větších heliocentrických vzdálenostech, za sněžnou čarou. Planetární embrya zde akreovala větší množství plynu a vznikly tak postupně obří planety. Ty největší a Slunci nejbližší – Jupiter a Saturn – záhy změnily tvář celé vnitřní soustavy.

V oblastech blíže ke Slunci (tj. dále od Jupiteru) bylo gravitační rušení Jupiterem slabé. Jupiter zde způsobil jen mírný nárůst excentricit planetárních embryí, takže pokud docházelo k jejich vzájemným srážkám, dělo se tak zpravidla při malých rychlostech, což většinou vedlo k jejich syntéze. Naproti tomu v oblastech vzdálenějších od Slunce (ve vzdálenostech mezi 2÷5 au) docházelo k výrazným gravitačním perturbacím způsobeným Jupiterem, zejména k rezonancím, při kterých jsou oběžné periody těles a Jupiteru v poměru malých přirozených čísel. Tyto rezonance mají za následek rychlý nárůst excentricity těles a jejich vzájemné kolize. Proto, na rozdíl od oblasti v blízkosti Slunce, dochází při vysokých rychlostech k fragmentaci – vzniku velkého množství menších těles, než jaká v této oblasti vznikla. Tímto způsobem vysvětlujeme vznik velkého množství těles, která dnes pozorujeme v oblasti hlavního pásu planetek.

Výsledkem tohoto vývoje, trvajícího několik desítek milionů let (maximálně 200 milionů let), je vznik několika terestrických planet v oblasti 0,5÷2 au od Slunce a oblasti hlavního pásu planetek. Je důležité si uvědomit, že mnohá z planetárních embryí byla z oblasti mezi 2÷5 au vypuzena ještě dříve, než došlo k jejich kolizi s jiným tělesem v dané oblasti. Pokud se těleso působením rezonance dostalo na výrazně excentrickou dráhu, leželo jeho přísluní hluboko v regionu budoucích terestrických planet a jeho odsluní blízko dráhy (nebo za drahou) Jupiteru. Taková tělesa se tedy mohla buď srazit s planetárními embryi obíhajícími v blízkosti Slunce, nebo mohla být při blízkém setkání s Jupiterem vymrštěna mimo oblast původního protoplanetárního disku. A protože, jak jsme psali o několik odstavců výše, obsahovala tělesa akreovaná ve vzdálenosti větší než 3÷4 au velké množství vody a dalších těkavých látek, tak ta tělesa, která se na svých excentrických drahách vybuzených Jupiterem srazila s planetárními embryi obíhajícími v blízkosti Slunce, dopravila vodu zpět do terestrické oblasti.

Tato hypotéza se dobře shoduje s numerickými simulacemi raných fází vývoje sluneční soustavy. P. O'Brien, A. Morbidelli a H. F. Levison provedli numerické simulace vývoje soustavy, která v regionu rozkládajícím se do vzdálenosti 4 au od Slunce obsahovala 25 planetárních embryí velikosti Marsu a stejné celkové množství hmoty v populaci 1 000 planetesimál. Následně byl simulován vývoj systému ve dvou variantách – s obřími planetami na kruhových drahách (tedy na těch, na kterých vznikly) a na mírně excentrických drahách, na jakých je pozorujeme dnes. Výsledek je velmi výmluvný. Zatímco v případě excentrických drah plynných obrů vzniklo ve vnitřní části sluneční soustavy větší množství menších planet, které byly navíc co do složení podobné, v případě plynných obrů na počátečních kruhových drahách vzniklo menší množství větších planet, které byly navíc „poskládány“ z materiálu napříč celým regionem.

Vodu na Zemi tedy nejspíše dopravila zejména planetární embrya, která vznikla za sněžnou čarou ve vzdálenostech větších než 3÷4 au od Slunce a byla destabilizována gravitačním rušením a rezonancemi velkých planet. Komety měly na zavlažení terestrického regionu zřejmě jen malý podíl, ale i tak mohly hrát pro rozvoj života zásadní roli – mohly totiž do vhodného prostředí přinést jeho základní stavební kameny, nebo dokonce život samotný. Ale o tom zase někdy jindy.

Odkazy