Zdeněk Pokorný, Příběh nesmrtelných poutníků – předehra
Zdá se to neuvěřitelné, ale slavíme čtyřicáté výročí okamžiku, kdy se do vesmíru vydaly sondy Voyager, aby prozkoumaly planety Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Jedna z nich se dokonce ohlédla a pořídila ikonický portrét Sluneční soustavy. Staly se také prvními lidskými výtvory, které opustí svůj domov – gravitační jámu samotného Slunce. Spolu se vzkazem pro mimozemské nálezce se totiž vydaly na cestu bez návratu, tam někam mezi hvězdy. Fascinuje-li vás příběh nesmrtelných poutníků, srovnatelný s výpravou Sputniku, Jurije Gagarina, Neila Armstronga a Edwina Aldrina, přidejte se k nám! V dalších týdnech si přečtěte knížku Zdeňka Pokorného – Příběh nesmrtelných poutníků. Jednu z nejúžasnějších publikací o kosmonautice, která kdy vyšla v České republice. Každý týden jedna kapitola…
Zdeněk Pokorný, Příběh nesmrtelných poutníků – díl první
Historie naší planetární soustavy začíná někdy před pěti miliardami let. Zdálo by se, že je zcela beznadějné pokoušet se o rekonstrukci událostí, které vedly ke vzniku Země a dalších planet. Časová odlehlost je děsivá a náhradní pohled na nějakou další, právě vznikající planetární soustavu u některé jiné hvězdy, dosud chybí. Jenže — a naštěstí — všechny stopy z počátků existence sluneční soustavy smazány nejsou a navzdory jejich nenápadnosti se je daří objevovat.
Klíčem k pochopení historie sluneční soustavy jsou přesné údaje o jejím současném stavu. Je třeba spousty údajů, aby celá mozaika dostala zřetelnější kontury. Kosmické sondy jich už poskytly nemálo. Jen díky spolehlivým faktům přestanou být naše domněnky o původu planet a jejich družic pouhými spekulacemi a zařadí se mezi vědecké teorie. O nich pak lze diskutovat, měnit je a vylepšovat, nelze je ale vyobcovat ze světa vědy a odkázat do říše báchorek.
Nebylo tomu tak vždy: víme, že teprve v renesanci se přírodní vědy utvářejí do podoby, jež je blízká dnešní. Tenkrát se však mohly opřít jen o několik málo spolehlivě zjištěných fakt, a proto není divu, že mnohým tehdejším vědeckým názorům dáváme dnes automaticky přídomek „spekulace“. Jenže v případě úvah o vzniku planet tato spekulace, jak se zdá, příliš daleko od pravdy nebyla. Filozof René Descartes roku 1644 uvažoval o zárodečné sluneční mlhovině — rotujícím oblaku plynu a prachu, kde se uprostřed vytvořilo Slunce a kolem něj planety. Tuto ideu, jež je natolik jednoduchá, že ji za svou může přijmout i naprostý laik, o sto let později rozvíjí další filozof Immanuel Kant. Čtyřicet let poté — to už končí 18. století — ji do matematického hávu převléká geniální Pierre Simon Laplace.
Ústřední myšlenku Descartovy hypotézy o vzniku sluneční soustavy dnes přijímá většina astronomů. Byla to však dlouhá cesta, která od této základní myšlenky vedla až k propracované vědecké teorii.
Scénář událostí, jež se odehrávaly před pěti miliardami let, má sice ještě mnohá místa „bílá“, nicméně už tvoří ucelený příběh, hodný vyprávění. Tak tedy začněme:
Slunce i planety vznikly téměř současně z části velkého oblaku mezihvězdné látky. Tehdy — před asi 4,8 miliardy let — Slunce ani planety dosud neexistovaly, jen plyn (většinou vodík s malou příměsí helia a troškami těžších prvků) a prach. Plyn zde suverénně převládal, jen asi procento z celého množství látky se skrývalo v miniaturních prachových zrnech. Mezihvězdný oblak se počal smršťovat.
Co zavdalo podnět ke smršťování oblaku? Zde je ve scénáři první velké bílé místo. Mnozí astronomové věří, že spouštěcím mechanismem mohl být výbuch blízké supernovy, pro což svědčí některé nepřímé důkazy. Jiní vědci se obejdou bez supernovy. Ať tak či onak, zárodečná mlhovina se rychle smrštila do tlustého disku poněkud většího, než jsou rozměry dnešní Plutovy dráhy. Při smršťování počala mlhovina rychle rotovat.
V mlhovině se po takovém kolapsu velmi výrazně zvětšila hustota látky a také její teplota. Nejvyšší byla v centrálních oblastech a směrem k periferii klesala. V důsledku vysokých teplot se v oblaku, přinejmenším v jeho středových částech, vypařily všechny prachové částečky, nebylo zde v tu dobu nic jiného než plyn.
Když se rotující mlhovina přestala smršťovat, zcela zákonitě počala tepelným vyzařováním chladnout. V samém středu disku však kontrakce pokračovala dál. Vytvořilo se tu hmotné těleso, které se neustále zahřívalo. Záhy se v jeho centru zažehly termonukleární reakce. Zrodila se hvězda — Slunce.
V zárodečné mlhovině, jak v ní postupně klesala teplota, se znovu začala objevovat prachová zrna. Opětná kondenzace — přeměna chladnoucího plynu v pevnou látku — však probíhala různě v jednotlivých částech disku. Modelové výpočty ukázaly, že proces kondenzace látek silně závisí na teplotě, a ta byla přece v různých místech vznikající sluneční soustavy různá! Ve středových částech, kde byla teplota určitě nejvyšší, se tak mohla vytvořit jen zrnka prachu obsahující atomy a molekuly železa, křemíku, hliníku či hořčíku, dál k okraji už byly příhodné podmínky i pro vznik pevných částic z těkavějších látek — uhlíku, kyslíku, sodíku či vodíku, abychom uvedli alespoň ty hlavní.
Není zatím známo, až jak daleko od středu mlhoviny tento proces vypařování a následné kondenzace skutečně proběhl. Jisté však je, že tělesa z těžších a méně těkavých látek musíme hledat určitě blíže ke Slunci, zatímco ta z prvků lehčích kousek dál od Slunce.
Zárodečná mlhovina byla zpočátku tvořena plynem a prachem, ať již původním mezihvězdným nebo znovu zkondenzovaným. Teď ještě nemohlo nastat formování zárodků planet. Nejprve musela prachová zrnka klesnout po spirálovitě stočených drahách do centrální roviny, kolmé k rotační ose mlhoviny. Do té roviny, kde jsou všechny planety poskládány i dnes. Přitom docházelo ke vzájemným srážkám zrn. Bylo to nesčíslné množství takových přiblížení a srážek — či spíše spojení, protože ne každá srážka nutně vede k tříštění těles. Když se totiž k sobě dvě tělesa přiblíží relativně malou rychlostí, část jejich kinetické energie se při srážce přemění na teplo a část deformuje tělesa, takže často u nich nedojde k rozbití, ale naopak ke spojení.
Když však srážka a spojení nenastane, ale jedno tělísko jen prolétne těsně kolem druhého, mohou se gravitačně ovlivnit tak, že po setkání má některé z nich mnohem vyšší rychlost než předtím. Zapůsobí takový „gravitační prak“, řekli bychom. Tyto rychle se pohybující střely pak už doopravdy rozbíjejí terč, pokud jej zasáhnou.
Z pohledu mikroskopického byla tedy zárodečná mlhovina dějištěm neustálých set-kání i srážek, rozbíjení i shlukování. Jak ukázaly modelové výpočty, spojování naštěstí převládalo nad tříštěním. Vše probíhalo dosti svižně, takže už za pár tisíc (!) let zrna narostla do centimetrových rozměrů a zaplnila centrální rovinu.
Tenká prachová vrstva se však hned zase rozpadala do jakýchsi místních shluků, ty s časem rostly a houstly. To byly už pravé zárodky planet nebo planetárních družic. Bylo jich hodně, mnohem víc než je dnes známých planet, družic i planetek dohromady. Zatím není příliš jasné, jak významně se při vzniku zárodků planet uplatňoval plyn. Bylo ho dost k tomu, aby výrazněji brzdil pohyb pevných těles? Tak by se snižovaly jejich vzájemné rychlosti, zárodky by díky tomu rostly rychleji. Nebo to bylo tak, že se odporem plynu zmenšovaly výstřednosti drah zárodků natolik, že prudce poklesla pravděpodobnost jejich vzájemného zkřížení a tedy i možnost spojení? Co převládalo a ve kterou dobu? Tady je už dost otazníků.
Navzdory oněm nejistotám je zřejmé, že gravitační síla se postará o vznik zárodků, které narostou postupně až do kilometrových rozměrů. Přibližně deset biliónů takových těles bylo zapotřebí k utvoření planety, velké asi jako Země. Nestalo se tak ovšem hned, ale po etapách. První etapa byla nejrychlejší: jen asi za deset tisíc let (nebo dvacet, třicet…, ale více to zřejmě nebylo) vznikl dostatečný počet těles 500 až 1000 kilometrů velkých. Ne všechna látka se shlukla do tak velkých celků; většina látky naopak zůstala ve formě malých těles o rozměrech blízkých původním kilometrovým.
Druhá a pro některé planety vlastně už poslední fáze akumulace látky byla nejpomalejší. Vznikaly zárodky přibližně deset tisíc kilometrů velké, což vlastně odpovídá rozměrům dnešní Země, Venuše či Marsu. Tyto zárodky se utvořily i tam, kde v současnosti nacházíme obří planety Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Jak dlouho tyto velké planetární zárodky vznikaly? Přesné číslo zatím nikdo s plnou odpovědností neřekne, ale váhavé odhady přece jen existují: nanejvýš sto miliónů let, možná dvě stě, tři sta miliónů, ale více než půl miliardy roků určitě nepřichází v úvahu.
Proveďme malou inventuru. Od počátečního impulsu, kterým se počal smršťovat oblak mezihvězdné látky, uplynulo několik set milionů let. To je řekněme pět procent dnešního stáří sluneční soustavy. Za tu dobu se uprostřed zárodečné mlhoviny vytvořilo Slunce, teplota v jeho samém centru vzrostla nad milión stupňů Celsia a rozhořely se v něm první jaderné reakce.
Hvězdy hned na počátku své existence bývají dost aktivní. Na krátkou dobu se silně rozzáří, jejich zářivý výkon však není nijak stálý, rychle se mění. Z hvězdy vyletují ve značném množství nabité částice, jako jsou elektrony, protony nebo jádra atomů helia, které mizí v mezihvězdném prostoru. Astronomové takovému proudu částic běžně říkají „hvězdný vítr“, a aby snad podtrhli jeho nebývalou intenzitu v tomto raném období existence hvězdy, přezdívají mu hvězdná vichřice.
Bylo i Slunce takové? Přímé důkazy zatím nemáme po ruce, ale astronomové prostě věří, že Slunce takové na krátkou dobu bylo.
Tak to odpovídá teoriím vývoje hvězd, tak to zapadá i do scénáře vývoje naší planetární soustavy.
Hvězdná vichřice dosti účinně vymetala plyn pryč ze zárodečné mlhoviny. Ale ještě v době, kdy tu nějaký zbýval, dorostly železnatokamenná jádra Jupiteru a dalších velkých planet do velikosti, kdy počala účinně strhávat plyn na sebe. Jádra snad desetkrát, dvacetkrát hmotnější než Země vázala gravitací na sebe tlusté plynné vrstvy a narostla postupně do velikostí nesrovnatelně větších než zárodky Země, Venuše nebo Marsu. Tak vlastně vznikly čtyři vzdálené planety, které budou středem naší pozornosti v této knize.
Nabírání plynu planetárními jádry lze modelovat na počítači. Ukazuje se, že například na Jupiter dopadal plyn nejintenzivněji v době, kdy vznikající Jupiter měl asi třetinu dnešní hmotnosti. Při nabírání látky a následném smršťování plynnoprachové obálky se zárodek planety zahřívá. Proto-Jupiter se na velmi krátkou dobu rozehřál na více než 4000 stupňů Celsia, takže vedle již existujícího Slunce se na čas musela případnému pozorovateli zjevit další červenavá „hvězdička“.
V obálce z plynu a prachových zrnek, která obklopovala rodící se obří planety, vznikaly i družice. Teplota v takovém obalu klesala se vzrůstající vzdáleností od středu, což by se mělo odrazit i na složení družic. U Jupiteru mohly nejbližší družice vzniknout jen z látky, která už pozbyla těkavé složky a je tvořena jen těžko se vypařujícími látkami, zatímco družice vzdálenější od planety by mohly obsahovat i látky lehčí a nestálé. U Saturnu — jak ukazují výpočty — tomu bylo poněkud jinak: teplota v Saturnově plynném disku byla vždy natolik nízká, že i v místech, kde dnes obíhají nejbližší družice, se například voda mohla udržet ve formě ledu.
V době, kdy se tvořily zárodky planet, byly vzájemné srážky těles velmi časté. Nezapomínejme, že jen menší část látky se seskupila do větších celků. Převládající „drobotina“ se buď přiblížila po spirálovitých drahách ke Slunci (a vypařila se), nebo dopadla na nějaký zárodek planety či její družice. Tehdy začíná perioda intenzivního bombardování všech těles, která se už stačila zformovat.
Stopy tohoto silného bombardování se zachovaly na mnohých planetách a jejich družicích dodnes. Někde jsou téměř „čerstvé“, neporušené a nezahlazené pozdějšími geologickými proměnami. Jinde hledáme tyto stopy jen stěží, mnohde jsou už nenávratně zničeny.
Intenzivní bombardování, které vrcholilo před čtyřmi miliardami let, za dalších několik set miliónů roků zcela pominulo. Dozvukem tohoto období může být několik srážek větších těles s planetami a družicemi, které nesmazatelně zjizvily jejich tvář.
Všimli jste si, že většina procesů, které podstatným způsobem ovlivnily vlastnosti těles sluneční soustavy, proběhla už v první miliardě let od jejího zrození? První pětina doby existence planetární soustavy byla plná velkých proměn; kdybychom mohli být očitými svědky těch časů, určitě by bylo na co se dívat. Pak ale, po dlouhé tři a půl miliardy let, nastává období relativně pomalého vývoje všech těles. Nuda a zase nuda — řekli bychom. Ale nemylme se! Toto období je „poklidné“ a „bez velkých změn“ jen zdánlivě. V této době vznikl na Zemi život a vyvíjel se. Až na samém konci tohoto údobí přichází člověk a zakrátko je schopen hrát hazardní ruletu se svým vlastním osudem.
* * *
Zkraťme si pět miliard let existence sluneční soustavy do jediného dne. Je to představa sice neobvyklá, ale poučná. Stěží si totiž jinak představíme krátkost působení člověka na této planetě.
Dobrá — čas na našich kosmických hodinách se rozbíhá. Je půlnoc a zárodečná mlhovina se začíná smršťovat. Ve 3 hodiny ráno je už planetární systém zformován zhruba do toho stavu, v jakém ho známe i dnes. Ale až do rána našeho „dne“ dopadají ve zvýšené míře na planety a jejich družice zbytky těles větších i menších kalibrů.
Snad kolem šesté hodiny ranní vzniká na Zemi život. V 8 hodin můžeme zaznamenat na naší planetě první, velmi primitivní bakterie. Nejstarší rostliny schopné fotosyntézy se objevují během dopoledne, asi tak v 10 hodin. Na první jednobuněčné živočichy si však musíme počkat až do pozdního odpoledne, vlastně už večera; vznikají teprve někdy kolem 18. hodiny. Doba krátce po 21. hodině je věkem trilobitů, zatímco obrovští plazi se na Zemi zabydlují teprve hodinu před půlnocí.
Věk savců začíná naplno ve 23.40, a Homo erectus, jeden z našich předků, přichází na scénu ve 23 hodin, 59 minut a 30 sekund. Běh času se závratně zrychluje: 0,2 sekundy před půlnocí končí poslední doba ledová. Římská říše se rozpadá před 0,03 sekundy, počítáno od rychle se blížící půlnoci, Kolumbus objevuje Ameriku před setinou sekundy, dvě kosmické sondy Voyager startují před pětinou milisekundy! Přesně o půlnoci vychází tato kniha a vy ji čtete.
(pokračování příští neděli)
Zdeněk Pokorný, Příběh nesmrtelných poutníků. Vydalo v roce 1995 nakladatelství Rovnost.
