Ačkoliv Mars pozorují naše sondy po víc než půlku století (první funkční pozemská sonda u Marsu, americký Mariner 4, prolétl kolem planety v roce 1964), nepodařilo se za uplynulou dobu byť jen jednou pozorovat aktivní projevy místního vulkanismu. Obří marťanské sopky jitří představivost geologů i autorů sci-fi, přímo v chodu jsme však impozantní Olympus Mons nikdy neviděli.

Tektonika na Marsu nejspíše začala výrazně uvadat před 500 miliony lety, některé důkazy pak naznačují existenci aktivních lávových řek ještě před 50 miliony lety. Přesto se však zdá, že nejpozději od konce pozemské éry dinosaurů definitivně utichly i marťanské vulkány.

Ani absenci viditelných projevů však nejsou o vyhaslém nitru Marsu přesvědčeni všichni. Kolují minoritní názory, že marťanský vulkanismus by mohl být jenom v dočasném "útlumu". Ačkoliv je znovuobjevení aktivní sopky na Marsu dnes již vcelku nepravděpodobné, snímek sondy Mars Express, který v říjnu zveřejnila Evropská kosmická agentura, skoro působil jako dokonalý důkaz stále čoudícího vulkánu!

Formaci bílých mraků, které za sebou zanechával obří, skoro 20 km vysoký vulkán Arsia Mons, by ostatně bylo těžké přehlédnout - na délku měla zhruba 1500 kilometrů. Jedná se o důkaz, na který marťanští geologové čekali?

Vysvětlení je ve skutečnosti daleko prozaičtější - za vše může pouhý orografický efekt, kdy atmosférické větry narazí na překážku (typicky vysokou horu nebo vulkán), jsou nuceny vystoupat do vyšších a chladnějších vrstev, a dochází tak na kondenzaci vodních par. Ačkoliv je atmosféra Marsu výrazně řidší než atmosféra na Zemi a obsahuje také daleko méně vodních par, výsledek srážky je znatelný z oběžné dráhy.

"To, co na první pohled vypadá jako probuzení jedné z velkých marsovských sopek k životu a vzniku sopečného mračna nad jejím vrcholkem, je ve skutečnosti vznik zvláštního druhu oblačnosti," komentuje marťanský vulkanolog Petr Brož, "Se sopečnou činností to tak nemá nic společného."

Potenciální otázka existence aktivní tektoniky na Marsu tak stále stojí na straně zastánců mrtvého nitra Rudé planety.

Příliš líná tektonika?

Pravděpodobně chladný vnitřek Marsu není jediný rozdíl mezi Zemí a Rudou planetou. Nápadnou odlišností jsou ostatně i samotné vysoké vulkány. Nejvyšší z nich, Olympus Mons, se tyčí do výše 27 km nad terénem Marsu - pro srovnání nejvyšší neaktivní vulkán Mauna Kea ležící na Havaji, má "pouze" něco málo přes 10 kilometrů (počítáno od mořského dna).

Pro podobný nárůst marťanských vulkánů existuje několik různých hypotéz. Je pravděpodobné, že jistý vliv mohla mít i menší marťanská gravitace, která se pohybuje zhruba na úrovni 0,4 gravitace pozemské. Určitou roli však mohly hrát i slabší či žádné projevy deskové tektoniky. Ačkoliv existují náznaky, že také na Marsu existovaly tektonické desky, měly pravděpodobně daleko slabší povahu než na Zemi.

Namísto toho, aby se tedy "přebytečná" hmota aktivního jádra uvolňovala v různých částech planety, rostly marťanské vulkány více méně staticky na jednom místě. To, spolu s menším objemem planety, a tak i menší vnitřní energií, nakonec zřejmě dílem vedlo i k dřívějšímu vyhasnutí nitra planety.

Přesnější analýzy marťanských hornin by však v našem chápání geologické a vulkanické minulosti Marsu byly podstatně užitečnější. K tomu bychom však na místě čtvrté planety museli mít buďto daleko vyšší počet meziplanetárních sond, anebo sem dopravit vědeckou posádku. Zlatý věk geologického studia Marsu tak přijde až poté, co na Marsu poprvé stanou lidé. Teprve poté budeme moct skutečně porovnat data z Rudé planety a ze Země a odvodit si z nich, jak dlouho bude nejspíše aktivní i nitro pozemské.

Informace zveřejnila Evropská kosmická agentura.