Třeba takový Mars se předvedl jako vymrzlá pustina. Dálkově řízené sondy ale na druhou stranu odhalily celou paletu exotičtějších, pro život teoreticky příhodných, prostředí. Nejvýznamnější jsou patrně podpovrchové oceány měsíců velkých planet sluneční soustavy – zejména Jupiteru a Saturnu.

Měsíce jako Jupiterova Europa pod svým tlustým zamrzlým povrchem zcela nepochybně oplývají masami vody, které mohou dosahovat hloubek až několika kilometrů. V tekutém stavu je kromě tepla unikajícího z nitra tělesa a izolační "pokličky" povrchového ledu udržují slapové jevy – jakési titánské obdoby zemského přílivu a odlivu vyvolané oběhem tělesa kolem mateřské planety a ostatních měsíců způsobující deformace horninového podloží.

O podpovrchových oceánech měsíců velkých planet toho zatím moc nevíme. Nelze vyloučit, že jejich chemické složení, množství potenciálních živin a přísun energie více než dostačují pro rozvoj života. Stejně tak tomu ale může být právě naopak.

Naneštěstí dosud nemáme technicky proveditelný způsob, jak detaily o složení a struktuře měsíců s podpovrchovým oceánem vypátrat. Některé údaje lze zjistit prostřednictvím metod dálkového průzkumu, například studiem vodivosti podpovrchového oceánu. Většina detailů, včetně toho nejpodstatnějšího, tj. zda se ve vodě nachází život, by ale vyžadovala přímý průzkum prostřednictvím sond zavrtaných pod povrch tělesa.

Jednotky, které by dokázaly proniknout kilometry ledu, podniknout důkladný průzkum, a ještě nám o svém počínání dát vědět, jsou ale zatím mimo technické a finanční možnosti i těch největších kosmických agentur.

Na tomto místě do hry vstupuje nenápadný Saturnův měsíc Enceladus. Ten má sice průměr jen nějakých 500 kilometrů, ale jeho oceán kryje daleko slabší "slupka" než u ostatních srovnatelných těles. V posledních letech navíc několik nezávislých metod potvrdilo, že podpovrchový oceán tohoto měsíce bývá v kontaktu s povrchem.

V oblasti jižního pólu Enceladu se nachází čtyři "tygří pruhy", dlouhé linie, z nichž unikají gejzíry vodního ledu. Díky nízké gravitaci měsíce směs volně uniká do soustavy Saturnu a vzorky Enceladova podpovrchového oceánu jsou tak teoreticky přístupné přímému lidskému průzkumu.

Jednou z prvních vlaštovek v tomto směru jsou výsledky spektroskopické analýzy kosmické sondy Cassini. Cassini na palubě nenesla žádnou sofistikovanou aparaturu k přímému odběru a analýze vzorků, prostřednictvím hmotnostního spektrometru ale vědci mohli alespoň zmapovat koncentraci některých prvků v oblacích vodního ledu "vyfouknutých" z Enceladu.

Zásadní byl zejména obsah molekulárního vodíku. Ten totiž může vznikat při kontaktu různých hornin s vodou, čpavkem či organickými látkami a příliš dlouho se sám ve vodě neudrží. Pokud by tudíž sonda naměřila větší obsah molekulárního vodíku v oblaku vodního ledu vyvrženého z Enceladu, mohli bychom se oprávněně domnívat, že při dně měsíčního oceánu dochází k aktivním hydrotermálním jevům – například že se zde vyskytují vývěry horkých vod, nebo praskliny ve dně s unikající vodou nasycenou vodíkem. Zkrátka místa, kde ostře hraničí dvě fyzikálně i chemicky odlišná prostředí, a kde by se mohl uchytit život.

Zvýšenou koncentraci molekulárního vodíku se sondě opravdu podařilo naměřit. Vědci přitom velmi pečlivě počítali s možným stopovým zbytkem vodíku v samotné aparatuře, vodíkem vznikajícím při interakci vodních molekul s přístrojem i šumem. Původ odhaleného vodíku v oceánu samotného měsíce je tak solidně podpořen.

Zbývá se jen ptát, zda vodík nemůže mít původ v jiných procesech než hydrotermálních jevech. Zcela vyloučit to nemůžeme, ale příliš pravděpodobné se to nezdá – od vzniku měsíce se v ledu zřejmě neměl šanci udržet a rozklad vody při styku s křemičitými horninami či vlivem záření neměřená množství vodíku také neměl šanci vytvořit.

Dřívější analýzy navíc naznačily, že se ve vyvrženém oblaku nachází i kousky horniny. Enceladus tak velmi pravděpodobně oplývá hydrotermálně aktivním jádrem a teoreticky by dnes mohl hostit život.