Život na Io

Io je nejvnitřnějším z měsíců Jupiteru. Pojmenoval jej v roce 1614 Simon Marius, a zvolil pro něj jméno jedné z mnoha milenek řeckého boha Dia. Podle mytologie se bohové k této dívce nezachovali zrovna laskavě – poté, co ji Zeus svedl, proměnil ji v bílou krávu, aby jí ukryl před svou manželkou Hérou. Ta ovšem jeho lest prohlédla a na nebohé krávě si vylévala svůj hněv. Jmenovitě tím, že na ni seslala obrovského ováda. Teprve po mnoha útrapách získala Io zpět lidskou podobu.

Těleso nesoucí jméno Io je taktéž ustavičně sužováno mocnými silami a není mu dopřána ani chvilka klidu. Jedná se o jeden z nejpodivnějších světů, jaké si vůbec dokážeme představit – vulkanické peklo v místech, kde bychom čekali spíše chladnou pustinu, terestrické těleso mezi plynnými obry a ledovými satelity. Vražedná pustina spalujícího ohně a ochromujícího mrazu, zahalená do fantaskního hávu pastelových barev. Exot, jaký by snad patřil spíše do nějakého jiného hvězdného systému než do naší Sluneční soustavy.


Historie výzkumu

Naše vědomosti o Io byly dlouho natolik kusé, že nic nenasvědčovalo její výjimečnosti. Spektrální data ukazovala načervenalé či nažloutlé zabarvení, které mohlo ledacos napovídat, podobně jako nezvykle vysoká hustota tělesa, ale to bylo všechno. Realita se před očima vědců vynořila až na samém konci sedmdesátých let, během mise Voyager – ukázalo se, že Io se ze všeho nejvíce podobá peklu.
Největší objev učinila Linda Morabitová, technička z navigačního týmu mise Voyager. Při zkoumání fotografie Io si povšimla podivného obrysu, rýsujícího se na pozadí kosmického prostoru. Později se ukázalo, že jako první pozemšťan v historii spatřila aktivní vulkán mimo naši planetu. A nebyl to vulkán jen tak ledajaký, fontána žhavých plynů se vypínala více než 250 km nad okraj satelitu! Ukázalo se, že povrch Io se sopkami doslova hemží – na snímcích Voyagerů bylo následně objeveno hned devět aktivních vulkánů.

Tím se vysvětlilo, proč je povrch Io zcela prostý stop po impaktech a očividně mladý – je totiž neustále přetvářen neutuchající aktivitou, jejímž projevům často dosud plně nerozumíme. Celé těleso je pokryté pestrobarevnými skvrnami, od nazelenalých přes křiklavě žluté až po jasně rudou. Ve skutečnosti se jedná o nánosy síry a jejích sloučenin.

Další fascinující data o pekelném měsíci nasbírala sonda Galileo. Po dobu své hlavní mise se musela držet v uctivé vzdálenosti, mezi drahami tří vnějších Galileových měsíců, neboť v okolí Io ji ohrožovala silná radiace. I přesto nasbírala množství poznatků, detailní pohled však poskytla až koncem roku 1999, kdy zamířila na sebevražednou misi do srdce Jupiterova systému. Než jí zničující radiace sežehla kamery, získala úžasné snímky žluto-rudého vulkanického světa z dech beroucí blízkosti.

Slapový vulkanismus na tomto tělese otevřel nové obzory astrobiologům a pomohl jejich oboru ze slepé uličky – náhle tu byl zdroj tepla a energie pro malá a vzdálená tělesa, a s ním i příslib obyvatelných oáz na těch nejnepravděpodobnějších místech. Io ovšem zůstala poněkud stranou astrobiologické laviny, kterou uvedla do pohybu – toto těleso je natolik exotické, že se vymyká našim měřítkům. Jen málokdo proto našel odvahu spojit Io s možností života. Bylo to však oprávněné? Nebo i zde máme naději nalézt život, stejně bizarní a stejně drsný, jako je jeho domovina?

Io
Střední oběžná vzdálenost od Jupitera 421 700 km
Doba oběhu 1,769 dne, tj. 42 hodin, 27,6 minut
Výstřednost dráhy 0,0041
Sklon oběžné dráhy k rovníku Jupitera 0,05º
Průměr 3642,6 km
Hmotnost 8,932*1022 kg
Hustota 3528 kg/m3
Gravitační zrychlení 1,796 m/s2
Úniková rychlost 2,558 km/s
Albedo 0,63
Průměrná teplota povrchu 130 K (-143°C)
Solární konstanta 50,6 w/m2

Io je těleso jen o málo větší než náš Měsíc. Je z Galileových světů nejhustší, co do složení jde o terestrickou planetu, s horninovou kůrou a pláštěm a kovovým jádrem. Příčinou je asi blízkost Jupiteru, který během formování svého systému vydával množství tepla a nedovolil, aby se v jeho nejbližším okolí uchoval ve stavebním materiálu, z něhož měsíc vznikal, výraznější podíl ledu. Pokud Io nějakou vodu přeci jen obdržela, její drtivá většina byla nejspíše vyvržena vulkány na povrch v podobě páry. Záření poté tuto životodárnou sloučeninu rozbilo na atomy vodíku a kyslíku, přičemž vodík těleso nadobro opustil. Proto je dnešní Io na vodík extrémně chudá, a zdá se, že má naprosté minimum i dalších těkavých látek (třeba uhlíku a dusíku).

Nitro Io
Nitro Io

Zmučený měsíc

Povrch Io je obecně mladší než 1 milion let a nevyskytují se na něm téměř žádné dochované impaktní krátery. Takovou situaci nenalezneme na žádné jiné pevné planetě, s výjimkou naší vlastní.

Odhaduje se, že na celém tělese je v každém okamžiku přítomno až několik set aktivních sopek. Celkový objem vulkanismu je ohromný – předpokládá se, že za rok na Io vysoptí až 550 krychlových kilometrů lávy, což je 30x více než na Zemi!

Pevná kůra je silná jen asi 25 km, ale její tloušťka je zřejmě velice variabilní. Je tvořena – nikoli překvapivě – hlavně horninami sopečného původu. Její nejsvrchnější vrstva je obohacena sírou a jejími sloučeninami, které dávají povrchu charakteristický ráz. Plášť je zřejmě tvořen hlavně olivíny a pyroxeny, trochu jako pozemský. Je z větší části tekutý, hlubší části jsou poněkud více zahuštěné. Teplota zde zřejmě přesahuje 1600°C.

Pod roztaveným pláštěm se skrývá poměrně velké jádro, složené převážně ze železa a niklu, eventuálně sulfidů železa. Na jádro připadá zhruba polovina poloměru Io. Io patrně nemá vlastní magnetické pole.

Jak jsme si řekli, snímky Voyagerů ukázaly Io jako kosmickou verzi Dantova pekla, obrovský tavící kotel plný sopek, kráterů a proudů tavenin. Přesto nebylo úplně jasné, co vlastně fotografie zachycují. Jedná se o „pravé“ sopky, chrlící lávu, jak je známe ze Země, anebo pouze o výrony roztavené síry, tedy o teplotě mnohem nižší (síra taje už při 115°C)? Mnoho vědců dávalo přednost druhé variantě, jednak proto, že to vyžadovalo méně energie, jednak také z důvodu, že síra je na povrchu všudypřítomná.

Galileova data však ukázala, že skutečnost je odlišná. Teploty naměřené v jícnech sopek byly dokonce ještě vyšší, než kdy byly zaznamenány na Zemi, někde sahaly až k 1610°C. Zdá se tedy, že přinejmenším velká část vulkanismu na Io zahrnuje skutečné silikátové lávy, někdy i o extrémních teplotách. Nejteplejší mezi nimi jsou zřejmě lávy komatiitového typu, o teplotě snad až 1700°C, které jsou velmi málo viskózní, jinými slovy tečou jako voda.

Naopak čistě sírové sopky se nepodařilo jednoznačně prokázat – většina chladnějších horkých skvrn připadá na částečně vychladlé toky klasické lávy. Přesto síra určitě hraje v místním vulkanismu významnou úlohu, přinejmenším tam, kde přijde do styku s žhavou lávou a vypařuje se nebo taví. Velká část povrchu je pokryta nánosy síry a sněhem z oxidu siřičitého. Je velmi pravděpodobné, že v podzemí existují celé obrovské rezervoáry kapalného i tuhého SO2 a elementární síry. Pokud se extrémně horká láva dostane do těsného kontaktu s těmito relativně těkavými látkami, nastane pravé peklo: Kapalný oxid siřičitý se prudce ohřeje, začne se vařit (na Zemi se vaří již při -10°C) a jeho tlak vystoupá nade všechny meze. Záhy explozivně vyrazí na povrch v podobě gigantického gejzíru – a právě ten obvykle pozorujeme na snímcích hřibovitých mraků nad okrajem měsíce. Nejsou to tedy zpravidla pravé sopečné výbuchy, jaké známe třeba z hory Mt. St. Helens. Na Io jde většinou jen o „doprovodný jev“ postupujícího magmatu.

Na druhé straně existují i plynné výtrysky produkované vlastními sopečnými jícny. V těchto případech se jedná o plyny uvolňované přímo z magmatu. Tento typ vulkanismu produkuje intenzivnější a vyšší fontány, obsahující méně prachových částic (a tedy hůře viditelné) s větším zastoupením síry.

Pozorované výtrysky jsou nesrovnatelně vyšší než cokoli pozemského, dosahují až do 400 km a materiál z nich dopadá stovky kilometrů daleko, část jej dokonce z měsíce nenávratně mizí. Titánské rozměry fontán jsou umožněny hlavně nízkou gravitací a skoro úplnou absencí atmosféry – tryskající materiál se tak střetává s mnohem menším odporem než na naší planetě, pohybuje se rychleji, dále a výše.

Pele a Pillan
Změny na povrchu Io. Červený prstenec je tvořen nánosy síry tryskající ze sopky Pelé. Na snímku uprostřed byla část prstence vymazána skvrnou tmavého poílku, vychrleného sopkou Pillan. Zcela vpravo vidíme, že nános rudé síry se postupně obnovil, ale poblíž Pillanu došlo ještě k jiné, menší erupci.

Vyvržený oxid siřičitý při vzestupu chladne a mrzne. Vznikají tak sněhové vločky, které se snášejí zpět na povrch a na některých místech vytvářejí celé nánosy. Síra je vyvrhována v dvouatomární formě, po dopadu na povrch se spojuje do tří- a čtyřatomových řetězců a zbarvuje se doruda, aby nakonec přešla v důvěrně známou osmiatomovou síru žluté barvy.

Protože lávy na Io jsou vesměs velice málo viskózní a tečou jako voda, nemohou vytvářet vysoké sopečné kužely, jak je obvyklé na Zemi. Namísto toho vznikají ploché, lívancovité štítové sopky vysoké nanejvýš několik málo kilometrů (planetology nazývané tholi, j. č. tholus, dominují na přivrácené straně). Ještě běžnější jsou sopky ve tvaru nepravidelné prohlubně (paterae, j. č. patera, název odvozen od mělké rituální mísy starých Římanů). Uprostřed takové sopky bývá kaldera, prostorná prohlubeň se strmými okraji a plochým dnem, vzniklá poté, co se někdejší magmatický krb vyprázdnil a propadl. Na Io může vzniknout i tak, že se láva vylije pod vrstvu síry, kterou odpaří – výsledek je na pohled dosti podobný. Kaldery na Io mohou být obrovské, měří až stovku kilometrů napříč a jejich útesy jsou i 3 km vysoké. Kaldera může být při další erupci zaplavena žhavou lávou, která tvoří celá jezera a může se i rozlévat do širého okolí. Když se tavenina pohybuje na velké vzdálenosti, obyčejně přitom vytváří lávové tunely. Jsou to proudy překryté povrchovou utuhlou vrstvou, která slouží jako tepelná izolace a umožňuje tak žhavotekuté lávě vespod dál nerušeně proudit.

Držitelem rekordu za nejničivější erupci je vulkán Surt, jehož běsnění zaznamenal v roce 2001 Keckův teleskop na Havaji. Erupce pokryla území bezmála dvou tisíc čtverečních kilometrů a uvolněná energie se vyrovnala produkci celého zbytku měsíce.

Tvashtar
Erupce vulkánu Tvashtar Catena v podání sondy Galileo

Velehory na Io

Ačkoli na Io najdeme velké množství sopek, jeho povrch je většinou poměrně plochý a nenajdeme tam žádné gigantické vulkány, jako je třeba Olympus Mons na Marsu. To ovšem neznamená, že by hory tomuto tělesu chyběly, ba naopak – vyvýšeniny a horské masívy pokrývají zřejmě až 2% povrchu. Jejich výšku můžeme odhadovat podle délky stínu, který vrhají. Nejmohutnější z nich se řadí k nejvyšším ve Sluneční soustavě, a hravě přesahují pozemský Mt. Everest. Jejich původ je ovšem zahalen tajemstvím. O sopky se nejedná, vulkanické útvary se někdy nacházejí v jejich okolí, ale nikdy ne na vrcholcích. Některé snad vznikly, když se do kůry natlačila láva zdola, jiné v následku popraskání a zdvihu nebo dokonce převrácení obrovských skalních bloků.

Záhada je také, jak se tyto hory mohou vůbec udržet a nepropadnout. Znamená to, že kůra měsíce musí být alespoň místně dosti silná a tuhá. Přesto tu jsou patrné známky rozkladu vlivem otřesů půdy, které vedou ke zlomům a sesuvům. Pevnost hor dále narušují i výrony kapalného SO2. Zdá se tedy, že i ty nejvyšší velehory na Io postupně degradují a nakonec zmizí úplně.

Nejvyšší je Boösaule Mons, tyčící se závratných 16 km nad okolní planiny. Je to dosud nejvyšší zaznamenaná hora na Io. Je ovšem pravda, že se časem mohou objevit i vrcholy ještě vyšší. Navíc přesnost určení výšky není na základě orbitálních snímků příliš velká – hora může být klidně o dva kilometry vyšší či nižší.

Tohil Haemus
Tohil Mons, vysoká 5,4 km Haemus Mons, vysoká 10 km

Nejvražednější místo ve Sluneční soustavě

Jak to tedy přesně vypadá na povrchu Io? Obecně můžeme říci, že z hlediska přistavšího robota nebo (nedej bože!) astronauta velice špatně. Hektická sopečná činnost a neustálá zemětřesení patří přitom spíše k těm menším obtížím. Hlavním problémem je radiace. Zanedbatelná atmosféra a slabé nebo zcela chybějící magnetické pole Io totiž nepředstavují pro energetické částice, pohybující se v radiačních pásech Jupiteru, prakticky žádnou překážku. Tato radiace je nepředstavitelně silná, člověk by zde obdržel smrtelnou dávku již po několika desítkách sekund.

Přívětivě nepůsobí ani povrchové teploty. Jakmile se vzdálíme od sálajících kalder a čerstvých lávových polí, dostaneme se do pustiny opanované ochromujícím mrazem – denní teplota se pohybuje kolem 130 K (tj. -140°C), a v noci klesá dokonce na 90 – 95 K (-180°C).

Jak ale vypadá krajina? To záleží na tom, kde se na povrchu měsíce nacházíme. Většinou je velmi plochá, místy vykazuje podivné textury, někdy podobné vlnám, někdy erodovanému vrstvenému terénu. Ojediněle se z ní tyčí návrší nebo dokonce hory, jinde bychom našli velké zlomy. Chybět samozřejmě nemohou sopky v různých podobách.

Velká část povrchu může být pokryta vrstvami síry. Na některých místech mohou být její nánosy až kilometr silné. Jinde však chybí zcela, jako například ve velehorách, které pro svou obrovskou výšku musejí být tvořeny velmi pevným, skalnatým materiálem.

Sopečná aktivita produkuje obrovské výtrysky síry a jejích oxidů. Protože okolí je tak mrazivé, plyny se rychle srážejí do podoby vloček, nebo namrzají přímo na povrchu v blízkosti výronů. Velké části povrchu jsou tak pokryté sněhem nebo námrazou pevného SO2, která na snímcích sond vypadá vesměs bíle, neobsahuje-li další příměsi. Pod přímými slunečními paprsky může částečně sublimovat do atmosféry.

Jestliže se nám povrch Io zdá bizarní, těžko najdeme přívlastky, které by mohly popsat vrstvy uložené pod ním. Na všech kosmických tělesech se pídíme především po kapalinách, a v tomto ohledu nás Io rozhodně nezklame. Ano, je to jedno z nejsušších těles Sluneční soustavy, přesto však má svého druhu „oceány“ – a to ne jen tak ledajaké, ale rovnou několikapatrové.

Póry, trhliny a dutiny hornin jsou totiž, zdá se, plné nejrůznějších tekutin. V nejvyšším patře dominuje kapalný oxid siřičitý. Taje už při -72°C, a tak může být kapalný i v poměrně chladných částech litosféry poblíž povrchu, v hloubkách třeba jen desítek či stovek metrů, nebo v chladnějších místech až do jednoho kilometru. Pokud dostane příležitost, vyvěrá na povrch v podobě pramenů stejně jako na Zemi podzemní voda, často v okolí geologických zlomů. Může také tvořit „hydrotermální“ systémy, je-li zdola ohříván vulkanickým teplem. Stopy jeho výlevů je možné na snímcích Io najít poměrně běžně. Často prosakuje k povrchu u paty útesů různých hor a kalder. Jako každá jiná tekutina se v okamžiku, kdy se dostane do téměř úplného vakua ionské „atmosféry“, začne zároveň vařit a zamrzat. Při svém varu vytváří téměř explozivní síly, které podemílají skálu a způsobují její sesouvání (sapping). Výpary SO2 mohou v okolí zase namrzat a vytvářet charakteristické bílé stříkance. V oblasti jižního pólu se nacházejí známky eroze, které mohly být způsobeny právě tímto zkapalněným plynem.

Kapalná síra vyžaduje teploty přeci jen o něco vyšší, a tak je odkázána na teplejší vrstvy v hloubce zhruba dvojnásobné oproti svému oxidu. Síra za normálního tlaku taje až při 115°C a vaří se při 444°C. Podle práce J. S. Kargela a L. A. Soderbloma (1997) existují díky gradientu teploty a tlaku hned dvě vrstvy obsahující tekutou síru, mezi nimiž je tento prvek ve stavu tuhého polymeru. Je samozřejmě možné, že v podzemí se najdou i jiné kapaliny, například síran sodný nebo sulfid sodný.

Život v horoucím pekle

O možnosti existence života na Io se v „lepší společnosti“ raději ani nehovoří. Tento měsíc se snad až příliš podobá naší představě inferna, než abychom připustili možnost, že pro nějakou jinou bytost by tomu mohlo být jinak. Chceme-li však být objektivní, musíme uvážit, že řada druhů organismů (samozřejmě především bakterií) z naší vlastní planety vůbec nepovažuje vulkanicky aktivní oblasti za špatné místo k životu, nebo je dokonce přímo vyhledává. Protože milovníkům sopečných plynů se obyčejně líbí především v podzemí, nijak zvlášť by je nevzrušila ani Jupiterova radiace, ani mrazivé teploty povrchu Io, a klidně by mohli vegetovat pár desítek metrů pod povrchem, kde by ani o jednom, ani o druhém vůbec nevěděli. Vzhledem k tomu, že sloučeniny síry jsou mezi mnohými litotrofními bakteriemi považovány za obzvláštní lahůdku, nemusel by být problém ani s potravou.

Přesto má i takové zdánlivě ideální místo pro život, jakým Io očividně je, určité nedostatky. Život, alespoň v nám známé podobě, vyžaduje vodu jako rozpouštědlo a uhlík jako svůj základní stavební kámen. A ouha – Io je jako na potvoru na vodík i uhlík velmi chudá.

Je známá věc, že sloučeniny lehkých prvků, zejména vodíku, jsou poměrně zranitelné. Zejména v teplém prostředí s hojnou radiací jsou snadno rozkládány na své stavební kameny. V tak agresivní magnetosféře jako je ta Jupiterova, kde jsou i těžké atomy, jako je draslík nebo síra, snadno vytrhovány z gravitačního vlivu Io, mohl být tento měsíc snadno oloupen o své zásoby vodíku a nakonec i uhlíku. Ovšem chybějí tu tyto prvky zcela?

Měření Galilea naznačila, že v materiálu vyvrhovaném sopkami je zastoupen vodík v množství několika procent v poměru k sodíku. Asi nejpádnějším důkazem jsou infračervená spektra povrchu, v nichž byly identifikovány známky vodního a sirovodíkového ledu. Pokud se ovšem na Io uchoval alespoň nějaký vodík, je tu důvodné podezření, že uhlík tu musel zůstat ještě ve větší míře, neboť je mnohem těžší.

Samozřejmě to ještě neznamená, že na Io existuje kapalná voda a organické látky, ale přinejmenším možnou existenci ojedinělých hydrotermálně ohřívaných kapes vodných roztoků obohacených solemi a různými sirnými sloučeninami bychom zcela zavrhovat neměli. Existuje tedy šance, že na Io dodnes přežívá život z doby, kdy třeba podmínky na jeho povrchu nebyly tak nehostinné a voda byla hojnější? To samozřejmě mohou osvětlit pouze budoucí kosmické sondy.

Ale proč voda? Víme, že Io doslova oplývá všemi možnými kapalinami, tak proč se zaměřovat zrovna na tu jednu, která je zde tak vzácná? Jako náhrada vody se zde nabízejí hned dvě exotické alternativy – roztavená síra a oxid siřičitý.

Oxid siřičitý je podobně jako H2O polární tekutina (polární rozpouštědlo je např. voda, nepolární jsou různá organická ředidla nebo oleje) jejíž molekula se tvarem té vodní vzdáleně podobá. Funguje jako rozpouštědlo pro mnohé soli i pro organické látky, takže nelze vyloučit, že by mohl zafungovat jako analog naší životodárné tekutiny. Síra je naproti tomu nepolární látka, která je kapalná za teplot na naše poměry značně vysokých. Přesto i v ní by mohlo docházet k formování složitých molekul na uhlíkovém základě, ačkoli by se výrazně lišily od těch, které známe z naší planety. Pozoruhodná je skutečnost, že hodně žhavá síra je viskóznější a teče tedy pomaleji než ta chladnější. Je to proto, že za vysokých teplot polymerizuje do dlouhých řetězců, což snižuje její pohyblivost.

Energetické zdroje na Io nechybí. Nabízejí se chemikálie geotermálního původu. Všudypřítomné příkré teplotní gradienty by mohly podporovat termotrofy, a nakonec i ona smrtící radiace by mohla specializovaným živým organismům posloužit jako energetický zdroj.

Samozřejmě, sebemenší doklady takového života nám dosud chybějí, a nemáme vlastně ani představu, jak by mohl fungovat, natož vypadat. Proto ani nelze předpokládat, že by se někdo v dohledné době pokusil o jeho nalezení. Ovšem pomyšlení, že v hlubinách pekelného světa mohou přebývat nepředstavitelně podivné sirné bytosti, v sobě skrývá určité kouzlo, jež bude lidskou mysl vzrušovat ještě velmi dlouho.

Ztracený ráj

Pro obvyklé formy života to na Io v současné době vypadá, alespoň pokud můžeme soudit, poměrně neutěšeně. Jak ale vypadala Io v minulosti?

Je pravděpodobné, že vzhledem k teplotě, která byla poblíž středu Jupiterovy pramlhoviny poměrně vysoká, bylo již v materiálu, ze kterého se Io utvářela, poměrně málo vody. Nějaká se však i sem dostat musela, třeba v podobě komet a ledových planetesimál.

Fascinující je pomyšlení, že krátce po svém vzniku se Io koupala v teplé záři Jupiteru, který byl tehdy mnohem větší (lépe řečeno „nafouklejší“) a nesrovnatelně žhavější než dnes, takže mohl připomínat malou hvězdu. Nejvnitřnější měsíc byl v té době jistě nejteplejším místem z celé Galileovy čtyřky. Na jeho povrchu mohla dost dobře existovat kapalná voda, snad skutečné „ionské moře“ ukryté pod poměrně hustou atmosférou udržovanou vulkanismem, impakty a odpařováním vody. Vzhledem k fotolýze vody a masivnímu úniku vodíku mohla tato atmosféra dokonce obsahovat i molekulární kyslík! Mladá Io tak mohla být pro život poměrně pohostinným místem.

Vzhledem k tomu, že byla nejblíže k Jupiteru, dostávala nejvíc jeho paprsků a zažívala i nejintenzivnější slapový ohřev. Teplé prostředí na jejím povrchu asi vydrželo déle než na vnějších satelitech, které se velice záhy pokryly silnými ledovcovými vrstvami, či jako v případě Callisto snad ani nikdy povrchové oceány neměly. Ovšem nebylo to zadarmo. Teplé prostředí v kombinaci s intenzivní radiací muselo likvidovat veškeré atmosférické plyny jako obrovský vysavač. Voda a její pára byla masivně fotolyzována na vodík a kyslík, přičemž vodík měsíc z drtivé většiny opustil. V teplém a hypervulkanickém prostředí nemohla voda uniknout ani do podoby ledu, jako to učinila na sousední Europě, a tak prvotní oceány vyschly a atmosféra byla z měsíce servána brutální magnetosférou plynného obra v sousedství.

Bohužel, už z neklidné podstaty Io vyplývá, že všechny přímé důkazy týkající se jejího mládí byly dávno pohřbeny žhavou lávou a mnohonásobně přetaveny. Po celou dobu své existence zjevně trpěla přebujelým vulkanismem, který možná pouze periodicky utichal, jen aby zase znovu vzkypěl podle měnících se orbitálních poměrů v Galileovské soustavě. Její kůra byla postupně přepracovávána sopkami a radiací, a tak byla stále více a více ochuzována i o poslední zbytky vodíku a jiných lehkých prvků.

Jestli se tu tedy kdysi na úsvitu věků zrodil život pozemského typu, byl záhy zatlačen do defenzívy a dnes skomírá, nebo dokonce již dávno zanikl.

Tento text obsahuje zkrácené a upravené pasáže z knihy Vzdálené světy I.

Schulze-Makuch a Io

Dalo se očekávat, že astrobiologické „eso“ současnosti, Dirk Schulze-Makuch, popularizátor astrobiologického zkoumání dříve opomíjených míst, jako je Venuše, nenechá bez povšimnutí ani Io. Jeho nedávná publikace však bohužel nepřináší mnoho nového. Jako další potenciální rozpouštědla doplňuje kapalný sirovodík a kyselinu sírovou (naopak síru zcela ignoruje), diskutuje výhody i nevýhody těchto rozpouštědel a jako životní prostředí Ioanům doporučuje lávové tunely.

Je trochu škoda, že autor Schulze-Makuchova formátu se omezil jen na shrnutí více či méně známých faktů, aniž by k nim něco podstatného doplnil. Současná astrobiologie má bohužel stále mnohem víc provokativních spekulací než experimentů, které by je podporovaly – a tím nemyslím ani tak nákladné kosmické mise (ostatně kosmickou misi hledající život na Io si jen těžko dokážu představit, zejména za současných technických a rozpočtových podmínek), ale spíše laboratorní experimenty. Proč třeba někdo nezkusí „uvařit“ nějakou prebiotickou polévku (ne nutně na bázi uhlíku) v kapalném sirovodíku, oxidu siřičitém nebo kterémkoli jiném exotickém rozpouštědle? Asi by to dalo víc práce než pouhý průzkum literatury, ale zato by v některých otázkách mohlo být hned jasněji…

Více viz též nedávný článek na Exoplanetách.

Odkazy:

Dirk Schulze-Makuch: Io: Is Life Possible Between Fire and Ice? Journal of Cosmology, 2010, Vol 5, 912-919.

J. S. Kargel, L. A. Soderblom: The stability of liquid and solid basalt, sulphur, and sulfur dioxide in Io’s subsurface (1997). Conference Paper, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference, p. 695.

Evidence for solid water found on Jupiter’s moon Io (Diane Farrar, 1993)

The Gish Bar Times (Jason Perry) – novinky z Io

Další odkazy (a mnohem více) naleznete ve Vzdálených světech I

Příspěvek byl publikován v rubrice Sluneční soustava. Můžete si uložit jeho odkaz mezi své oblíbené záložky.

Napsat komentář

Vaše emailová adresa nebude zveřejněna. Vyžadované informace jsou označeny *