Zdeněk Moravec
Voda znamená pro Zemi život, alespoň v té podobě, jak jej známe. Bez vody si vznik života snad ani nedokážeme představit. Je sice možné, že život existuje i tam, kde žádná voda není, chybí nám však dostatek znalostí, možná i fantazie. I kdyby však byla voda jedinou podmínkou pro vzniku života, zdá se, že soustav, ve kterých může život vzniknout, najdeme ve vesmíru mnoho, nebo> voda je ve vesmíru velmi rozšířenou molekulou. V tomto článku se budeme zabývat právě molekulou vody a pokusíme se ukázat, kde můžeme hledat původ veškeré vody, která se nachází ve Sluneční soustavě.
V posledních letech máme možnost se neustále utvrzovat v tom, že vody je ve vesmíru značné množství. Se samozřejmostí nacházíme vodu na Zemi, a to ve všech skupenstvích pevném (led), kapalném (voda) a plynném (pára). Celkem je na Zemi v oceánech asi 1021 kg vody. Voda se nachází velmi pravděpodobně pod povrchem Marsu, kde ji letos detekovala sonda Mars Odyssey i v rovníkových oblastech pomocí neutronového detektoru. Rovněž polární čepičky na Marsu jsou složeny z větší části z vodního ledu. Vodu nacházíme i v atmosférách velkých planet a některé měsíce planet mají přímo ledový povrch ukázaly to již snímky sond Voyager 1 a 2. Jedná se například o měsíce planety Jupiter Europu, Ganymed a Callisto, které jsou díky sondě Galileo prozkoumány velmi důkladně. Vodu nacházíme ve formě "špinavého ledu" v kometách, přičemž molekula vody je dokonce v těchto tělesech dominantní. Ze známých vlastností komet a z pozorování několika objektů typu Centaur můžeme usuzovat, že velmi podobné je i složení většiny těles Kuiperova pásu a Oortova oblaku.
Ještě v polovině 20. století nikdo nevěřil na existenci molekul ve velice nehostinném mezihvězdném prostředí. Je zde totiž přítomno silné ultrafialové záření, které rozbíjí každou vzniklou molekulu zpět na atomy a životní doby molekul jsou proto příliš krátké, takže se nenahromadí pozorovatelné množství molekul. To ovšem neplatí v tmavých mračnech, kde je větší mezihvězdná extinkce, tedy v místech, kde se nachází mezihvězdný prach. Jsou to ty oblasti mezihvězdného prostředí, kde hustota látky převyšuje 103 atomů či molekul v cm3 a teplota se pohybuje od 10 do 50 K. V takových místech se molekuly vyskytují a dodnes byla detekována více než stovka různých molekul, od jednoduchých dvouatomových jako CO až k složitým uhlovodíkům nebo alkoholům. Řadu molekul byla objevena také v cirkumstelárních obálkách. Ve většině těchto oblastí byla pozorována samozřejmě i přítomnost molekul vody.
Voda byla pozorována v mezihvězdném plynu, kde družice ISO (Infrared Space Observatory) detekovala vodu v mnoha molekulárních mračnech, přesněji v jejich teplejších částech o teplotách 100 až 200 K, nejvíce pak v oblastech, kde právě vznikají nové hvězdy. ISO však detekovala vodu i na jiných místech, dokonce i ve zbytku supernovy 3C 391. Zdánlivě v rozporu s pozorováním družice ISO jsou poslední výsledky nové družice SWAS (Submilimeter Wave Astronomy Satellite), která na rozdíl od družice ISO umožňuje sledovat vodu především v chladných mračnech o teplotách 10 až 20 K. Tato družice napozorovala méně než 1 % množství vody, které se v těchto mračnech očekávalo.
Vysvětlení je pravděpodobně takové, že většina vody se zde nachází ve formě ledu na povrchu prachových zrn. Re se v těchto oblastech nachází vodní led je se předpokládá již dlouho, nepřítomnost vody v plynu však svědčí o tom, že dochází k rychlé kondenzaci vodní páry na povrchu zrn. Navíc to svědčí i o tom, že chemické reakce vedoucí ke vzniku vody v mezihvězdném plynu nejsou dostatečně efektivní, jak nakonec ukázala i poslední měření v laboratoři. Studiu vodního ledu se rovněž věnovala družice ISO, jejíž pozorování dokazují, že vodní led je hlavní složkou mezihvězdných zrn, ve spektrech byly nalezeny samozřejmě i další molekuly jako oxid uhelnatý (CO), oxid uhličitý (CO2) či formaldehyd (CH3OH).
Led, který nacházíme v mezihvězdném prostředí při velmi nízkých teplotách má jednu možná nečekanou vlastnost je amorfní. Je to asi poněkud překvapivé, každý známe ze zkušenosti led v jeho krystalické podobě. Při velmi nízkých teplotách však vznikající led nemá žádnou strukturu a má další zajímavé vlastnosti po ozáření vysoce energetickým zářením se chová trochu jako tekutina, která umožňuje vznik i složitým organickým molekulám. Navíc tento led dokáže složité molekuly nejen vytvářet, ale i ochránit, takže mohou být takové molekuly velmi dlouho zakonzervovány. Jelikož se předpokládá, že komety se skládají z materiálu, který se velmi podobá ledům pozorovaným v mezihvězdném prostředí v oblastech tvorby nových hvězd, mohly komety zásadním způsobem ovlivnit i vznik života na Zemi, když přinesly na Zem v počátcích její existence dostatek organického materiálu.
Velmi zajímavá jsou pozorování vody v okolí hvězdy CW Leonis, která je též označována jako IRC+10216. Jedná se o hvězdu, která má většinu svého života již za sebou a nyní je z ní tzv. uhlíková hvězda, ve které dochází k přeměně vodíku a helia na uhlík již ve slupkách obklopujících jádro hvězdy. Uhlík poté stoupá k povrchu hvězdy a váže se na kyslík, takže ve spektru hvězdy pozorujeme oxid uhelnatý CO. Jelikož je většina kyslíku vázána tímto způsobem na uhlík, jehož je ve hvězdě nadbytek, neměla by v okolí vody vznikat v současné době žádná voda. Přesto tuto hvězdu obklopuje ohromný mrak vodní páry, což astronomové interpretují tak, že se jedná o vodu z oblaku ledových těles, který tuto hvězdu obklopoval, a nyní vzhledem ke zvýšené teplotě rozpínající se hvězdy se začala tato voda vypařovat. Množství detekované vody odpovídá ledu o hmotnosti asi 10 hmotností Země ve vzdálenosti kolem 300 astronomických jednotek. Je to zvláštní způsob pozorování komet patřících k jiné hvězdě pozorujeme stopy jedné obrovské "komy", která vznikla vypařováním oblaku, který má ve Sluneční soustavě obdobu v Kuiperově pásu či Oortově oblaku, což je jistě velký objev srovnatelný s objevy velkých planet u jiných hvězd. Podporuje to i domněnku, že v Galaxii můžeme najít mnoho soustav podobných naší Sluneční soustavě.
V mezihvězdném prostředí se nachází značné množství vody. V části molekulárního mračna o hmotnosti našeho Slunce najdeme typicky množství vody o hmotnosti až několika desítek hmotností planety Země. Takové množství vody by dokázalo naplnit několik desítek tisíc pozemských oceánů. Přitom běžné molekulární mračno má hmotnost několika tisíc hmotností Slunce.
Voda se v mezihvězdném prostředí vyskytuje ve dvou fázích: jako plyn a jako led zachycený na mezihvězdném prachu. Nejprve se zabývejme tím, jak může vzniknout molekula vody v plynu. Budeme uvažovat oblak plynu a prachu, ve kterém prach dostatečně odstíní rušivé UV záření, které by mohlo molekuly rozbít.
Možná by se zdála pro vznik molekuly vody nejpříhodnější chemická reakce
nebo> molekulárního vodíku nacházíme ve vesmíru dostatek a atomární kyslík se v mezihvězdném prostoru zcela jistě také nachází. Je zde však potíž v tom, že aby mohla molekula vody takto vzniknout, musí překonat poměrně značnou energetickou bariéru, a i když ji překoná, stav soustavy se vrátí do původní podoby a molekula vody se nevytvoří jednoduše proto, že molekula vody má v tom okamžiku příliš mnoho energie, kterou musí uvolnit. K tomu potřebuje nějakou další částici, které by energii předala, ale v řídkém mezihvězdném plynu může trvat řadu let než k takové kolizi dojde, zatímco životnost tzv. metastabilního komplexu je jen zlomky sekundy.
Zkusme tedy jiný způsob, kdy při kontaktu molekuly vodíku a atomu kyslíku dojde k jakési výměně pozic:
Nyní může přebytečnou energii odnést atom vodíku. K této chemické reakci by již dojít mohlo, vzhledem k energetické bariéře však probíhá při nízkých teplotách velice pomalu nebo přesněji tato reakce prakticky vůbec neprobíhá a nehraje při teplotách kolem 10 K žádnou roli.
Je zde však ještě jeden způsob a tím jsou reakce mezi ionty a molekulami. V mezihvězdném prostoru byly objeveny i ionty jako například HCO+ nebo H3O+. To vedlo astrochemiky k domněnce, že právě reakce iontů s molekulami hrají při vzniku molekul v plynu hlavní roli. Kde se však vzaly v našem mračnu ionty, když jsme odstínili UV záření? Ionizaci plynu zajiš>uje kosmické záření, tedy částice o vysokých energiích, především jádra atomů, elektrony a fotony záření gama. Tyto částice ztratí při průchodu mračnem jen malou část energie a způsobují ionizaci všech atomů a molekul, především pak ionizují molekulární vodík (H2) a helium (He), které mají v mračnech největší zastoupení. Pro jednu molekulu H2 je sice průměrná doba, kdy dochází ke srážce s částicí kosmického záření 1 miliarda let, přesto to dostačuje k tomu, aby se inicializovala celá dlouhá řada chemických reakcí, nebo> i tato malá pravděpodobnost vede k tomu, že počet iontů je dostatečný k tvorbě pozorovatelného množství molekul. Jako první si tedy napišme reakci molekuly vodíku s kosmickým zářením (označeno c.r. z anglického cosmic rays):
kde e značí uvolněný elektron. Iont H2+ rychle reaguje s jinou molekulou vodíku a vytváří iont H3+:
Ačkoliv H3+ se brzy srazí s další molekulou H2, další reakce již nenastává a H3+ je k dispozici pro další reakce, které nás zajímají, nebo> konečně půjde o vznik vody. Potká-li se totiž iont H3+ s atomem kyslíku, může dojít postupně k těmto chemickým reakcím:
Proč dochází k těmto reakcím mnohem spíše než k reakcím mezi neutrálními molekulami? Vysvětlením je samozřejmě elektrický náboj iontu, který buď indukuje dipól u nepolárních molekul, nebo interaguje přímo s dipólem molekuly, která má permanentní dipólový moment.
Stále jsme ale nezískali molekulu vody. Ta vzniká rekombinací iontu H3O+ s elektronem:
Poznamenejme, že v poslední reakci nemusí vzniknout voda, ale radikál OH a molekula vodíku H2, nebo radikál OH a dva atomy vodíku H, nebo může touto rekombinací vzniknout zpátky kyslík O, molekula vodíku a vodíkový atom. Tyto další tři možnosti pak způsobují, že jen menší část chemických reakcí vede ke vzniku vody v plynu, a další reakce ke vzniku vody rovněž mnoho nepřispívají.
V naší úvaze jsme však zatím opomenuli jeden důležitý krok vznik molekuly vodíku. Pokud vezmeme v úvahu předchozí argumenty, nemůže vlastně tato molekula v plynu vznikat, nebo> po sloučení dvou atomů vodíku do molekuly H2 by se musela energie vzniklé molekuly nějak uvolnit, a v řídkém mezihvězdném plynu je to prakticky nemožné.
Důležitou roli zde sehrávají opět zrnka mezihvězdného prachu. To jsou většinou grafitové či silikátové částečky o rozměru od 1 nm do 1 mikrom, které byly vytvořeny v chladných atmosférách hvězd pozdních spektrálních typů. Na nich ulpívají atomy vodíku, které mohou po povrchu migrovat jednak v důsledku své tepelné energie, jednak pomocí tunelového jevu známého z kvantové fyziky. Pokud se na povrchu potkají dva atomy vodíku, dojde k jejich sloučení a výsledná molekula vodíku se z povrchu zrna vypařuje zpět do plynu. Tento proces je tak výkonný, že v příznivých podmínkách přemění většinu atomárního vodíku na molekulární již za méně než milión let.
Zrna tedy nejen pasivně chrání molekuly před UV zářením, které by způsobilo jejich rozklad, ale rovněž aktivně přispívají k tvorbě molekulárního vodíku, který je jednak nejrozšířenější molekulou, jednak umožňuje vznik dalších molekul včetně vody.
Na zrnech samozřejmě neulpívají pouze atomy vodíku, ale samozřejmě i všechny ostatní atomy a nově vzniklé molekuly. Zpět do plynu se však dostává pouze vodík (atomární i molekulární) a helium. Všechny ostatní atomy a molekuly nemají dostatek energie k "odlepení se" z povrchu. Zůstávají na povrchu a vytvářejí pláš>, jehož objem roste a postupně takto značná část látky v mračnu "vymrzne". Kromě toho atomy vodíku migrující na povrchu zrn se slučují i s těmito atomy a vytváří molekuly. Nejvíce se přitom vytváří vody, která vzniká velmi jednoduchým způsobem kombinací atomu kyslíku a posléze vzniklého hydroxylového radikálu s vodíkem:
Vznik vody na povrchu zrn je mnohem jednodušší než v plynu. Nepřekvapuje proto, že většina ledových pláš>ů zrn je složena právě z vodního ledu s příměsí dalších zmrzlých plynů jako amoniak, metan či formaldehyd. Voda se při tak nízkých teplotách nevypařuje, k tomu je zapotřebí teplota alespoň 110 K (-163 °C), jak alespoň ukazují výsledky měření v laboratoři. Složení mezihvězdných ledů je velmi podobné složení komet, což vede řadu astronomů k přesvědčení, že komety jsou složeny z materiálu, který vznikl již dávno před vznikem Sluneční soustavy.
Odpověď na otázku původu vody na Zemi není jednoduchá. Má se za to, že většinu vody a organického materiálu přinesly na Zemi komety a meteority. Planetisimály akretující spíše při vyšších teplotách totiž nemohly udržet svoji vodu přímo na povrchu, takže protosolární voda na Prazemi nikdy nezkondenzovala. Z toho plyne, že protoplanetární materiál byl buď smíchán s horninami bohatými na vodu, a ta se později dostala na povrch ze zemského pláště, nebo byly tyto materiály přineseny na povrch dopady komet či chondritů. Pokud však Měsíc vznikl v důsledku obrovské srážky Země a tělesa o velikosti Marsu, většina těkavého materiálu (jako je voda) se musela vypařit a vytratila se do vesmíru. Proto jsou mimozemské objekty nejpravděpodobnějším zdrojem vody na Zemi.
Důležitým indikátorem, který nám může pomoci najít původce vody na Zemi, je poměr zastoupení deuteria D (neboli těžkého vodíku, který má kromě jednoho protonu ve svém jádře ještě jeden neutron) k vodíku H. Pokud si budeme všímat zastoupení deuteria ve pozemské vodě a v kometách, zjistíme, že jsou si tyto poměry sice velmi blízké, nejsou však zcela stejné, což by měl být případ, kdy veškerá voda pochází z dopadů komet. Pro molekuly vody je poměr D/H naměřený v kometách 1P/Halley, C/1996 B2 (Hyakutake) a C/1995 O1 (Hale-Bopp) roven přibližně 3 × 10-4, zatímco tento poměr v pozemské vodě, zvaný SMOW (z angl. Standard Mean Ocean Water), je 1,5 × 10-4, tedy asi dvakrát nižší. Z toho vyplývá, že původ pozemské vody je třeba hledat i jinde, nebo> z výše uvedeného poměru D/H plyne, že nejvýše asi polovina vody v pozemských oceánech může mít původ v kometách. Vezmeme-li však v úvahu i množství komet, které by se muselo se Zemí srazit, hovoří některé odhady jen o 10 % pozemské vody, která má původ v kometách. Jednoduchým výpočtem dospějeme k závěru, že k naplnění oceánů na Zemi by postačilo, pokud by se Země srazila s kometou o průměru 10 km jednou za 1000 let. Během miliardy let by pak byly oceány plné jako dnes. Samozřejmě mohlo dojít i k velkému množství srážek s asteroidy a meteoroidy, ty však obsahují jen asi 10 % vody, takže k získání potřebného množství vody by bylo třeba mnohem více srážek.
Otázka původu vody na Zemi zůstává stále nedořešena. Jiné komety pocházející například z Kuiperova pásu mohou mít poměr D/H vyšší a tedy bližší poměru pozemskému, který známe jako SMOW. Jinou možností je, že vodu na Zem přinesly uhlíkaté meteority, u nichž nacházíme mnohem lepší shodu pro poměr D/H molekul vody. Tak jako tak, značná část vody, se kterou se na Zemi potkáváme, vznikla již hodně dávno, ještě před vytvořením Země. Zkuste si nabrat vodu sklenice a představit si, že to co vidíte jsou molekuly, které vznikly před téměř pěti miliardami let v době, když tu ještě žádné Slunce nebylo. Napijete se mezihvězdné vody?
