Jak pravidelní čtenáři Vzdálených světů jistě dobře vědí, Země není jediným tělesem ve vesmíru, které má oceány kapalné vody. Řadu takových oceánů najdeme i v naší Sluneční soustavě. Nepochybně byla jejich existence prokázána na Europě, Ganymedu, Callisto, Enceladu a Titanu, dají se však tušit také na Mirandě, Tritonu a celé řadě dalších ledových těles, od Ceresu až po Pluto, i když někde tyto oceány mohly již před věky zamrznout. Oceány tedy prakticky jistě najdeme i na nesčetných tělesech obíhajících jiné hvězdy - od hmotných superzemí až po malé ledové trpasličí planety a exoměsíce. Není ovšem oceán jako oceán...

Rezervoáry kapalné vody můžeme rozdělit podle několika kritérií. Jedním z nich je zdroj tepla, které udržuje vodu v kapalném stavu - může jím být buď energie slunečních paprsků, anebo geotermální (radiogenní nebo slapové) teplo zdola. Oceány vyžadují také tlak, působící shora na jejich hladinu - při nulovém tlaku by se voda při teplotě nad bodem tuhnutí okamžitě vypařila. Původcem tohoto tlaku může být buď atmosféra, jako v případě Země, nebo vrstva ledu, jako je tomu na Europě.

Schématické znázornění různých typů oceánů, které by se mohly vyskytovat na jiných planetách. Oceány terestrických planet (A) dobře známe z vlastní zkušenosti. Ohřívají je paprsky slunce a nad jejich hladinou se rozprostírá poměrně tenká a průzračná atmosféra. Oceán může být jak globální, tak může obsahovat ostrovy a kontinenty. Tělesa výrazně bohatší na vodu než naše Země se stávají oceanickými planetami (B). Protože jejich kapalný obal velmi hluboký (přes 100 km) panují na jeho dně tak vysoké tlaky, že dochází k vytvoření vysokotlaké formy ledu, která je stabilní i při teplotách nad nulou a je hustší než voda. Konkrétní hloubka, kde voda přejde do pevného skupenství, záleží na tlaku, teplotě a slanosti. Dosud není jasné, co by ledové "dno" znamenalo pro obyvatelnost takové planety. Izolace oceánu od horninového podloží by mohla mít výrazný dopad na chemismus takové planety. Není ale zjevné, nakolik je spodní ledovec skutečně neprodyšný - může být pórovitý a dovolovat cirkulaci vody, a dokonce i výskyt organismů ve svých dutinách. Takové těleso ve Sluneční soustavě sice nemáme, máme ale všechny důvody věřit, že jsou v kosmu hojná, a dost možná mezi ně patří i některé již objevené exoplanety, kandidáty jsou například Gliese 581g a d. Zcela odlišné jsou oceány pokryté ledem neboli endohydrosféry (C, D). Jejich existence je závislá na geotermálním ohřevu a izolující vrstvě povrchového ledu. Síla ledovce se může pohybovat od pouhých desítek metrů na teplejších světech s podstatnější atmosférou (jako byla Země během starohorních epizod "sněhové koule") až po desítky kilometrů na vzdálených ledových tělesech jako je Ganymed. Podle teploty, složení a hloubky může být dno skalnaté (což se předpokládá na Europě) nebo ledové (což je zřejmě případ Titanu). Ve druhém případě je oceán vmezeřen mezi dvěma ledovými vrstvami jako náplň v sendviči. Posledním typem je geotermálně ohřívaný oceán izolovaný hustou atmosférou (E). Ve Sluneční soustavě takový nenajdeme, mohli bychom na něj ovšem narazit na některých exoměsících (v podstatě by šlo o tělesa ohřívaná jako Europa, ale chráněná atmosférou podobnou Titanu), na bezslunečních planetách s extrémně hustou atmosférou anebo i menších a chladnějších obdobách Uranu a Neptunu.

 

Samostatnou kapitolou je složení oceánů. Základní složkou je ve většině případů voda, může být ale obohacena nejrůznějšími solemi, ale také amoniakem nebo dokonce organickými látkami (methanol, formaldehyd aj.). Tyto látky mohou výrazně měnit vlastnosti kapaliny, především její bod tuhnutí. Čpavkové roztoky mohou být kapalné i při -100°C, ovšem jejich viskozita se v takovém mraze blíží hustému medu.

Oceány na nevodné bázi jsou pravděpodobně vzácnější, ale jejich existence na jiných světech by nás neměla překvapovat. Zajímavým příslibem jsou v tomto směru metano-etanová jezera na Titanu, a je dokonce možné, že Titan nebo Triton se v minulosti mohly chlubit oceány tekutého dusíku.