Muinaisen meren jäljillä
Mars yllättää jatkuvasti siitä kiinnostuneet. Planeettatutkijat ovat jo parinkymmenen vuoden ajan koettaneet selvittää mistä planeetan kaasukehässä havaitut matalat metaanipitoisuudet voisivat olla peräisin. Aina ajoittain, marsluotainten tarkat havaintolaitteet rekisteröivät joidenkin kymmenien miljardisosien paikallisia pitoisuuksia kaasukehässä. Aivan kuin metaania purkautuisi jostakin kaasukehään poistuakseen verrattaen nopeassa tahdissa tuntemattoman kemiallisen mekanismin avulla.
Metaani on toki vain yksi pieni molekyyli, mutta sillä on taustallaan oma tarinansa. Metaanin synty Marsin fysikaalisissa ja kemiallisissa olosuhteissa ei onnistu kovinkaan helposti. Tarvitaan joko tulivuoritoimintaa tai elävien solujen aineenvaihduntaa — molemmat selitysmallit olisivat äärimmäisen kiinnostavia astrobiologisesti tarkasteltuna ja tarkoittaisivat joko elämän tai sen mahdollistavien olosuhteiden havaitsemista planeetan pinnan alla. Mahdollista on myös, että jotkin marsperän mineraalit reagoivat vesimolekyyylien kanssa syvemmällä planeetan pinnan alla, jossa paine on korkeampi. Selviä merkkejä metaanin alkuperästä ei ole vielä saatu mutta jotain voidaan jo päätellä perustuen siihen, missä sitä esiintyy. Yksi erityinen alue on Medusae Fossaen hiekkadyynimuodostelma planeetan päiväntasaajan lähellä, muinaisen valtameren rannikon tietämillä. Se alueelta on havaintoja vapautuneesta metaanista (Kuva 1.).
Metaanin tulkinta merkiksi elävien organismien aineenvaihdunnasta on tietenkin se kaikkein kiinnostavin selitysmalli. Silloin oman planeettamme metanogeenejä muistuttavat mikrobit puuhastelisivat Marsin pinnan alla omissa oloissaan hiilidioksidin pelkistämistä metaaniksi, aivan kuten tapahtuu kaikenaikaan Maan kallioperässä jopa kilometrien syvyydessä jalkojemme alapuolella. Mallin mukaan metaani pääsisi aina ajoittain vapautumaan marsperästä, syvältä pinnan alta, selittäen siitä kaasukehässä tehdyt ajoittaiset havainnot. Tulkinnan puolesta ei kuitenkaan ole esitetty minkäänlaista konkreettista todistusaineistoa. Elämän esiintyminen vaatisi kuitenkin nestemäisen veden olemassaoloa syvällä Marsin pinnan alla, joten olisi ensiarvoisen tärkeää saada esiin merkkejä veden olemassaolosta niillä alueilla, joiden yläpuolella metaania on havaittu.
Siksi on merkittävä positiivinen yllätys saada uusi havaintotulos, jonka mukaan Medusae Fossaen alueella on runsaita vesijäätä sisältäviä kerrostumia, jotka parhaimmillaan ovat jopa kolme kilometriä paksuja pinnan satojen metrien paksuisen hiekka- ja pölykerroksen alla (Kuva. 2.). Arvioiden mukaan vettä on jopa niin runsaasti, että jakautuessaan Marsin pinnalle tasaisesti, se peittäisi planeetan noin parimetriseen kerrokseen. Löytö vastaa vesimäärää, joka löytyy vaikkapa maanpäällisestä Punaisesta Merestä — enemmän vettä Marsista on havaittu vain sen pohjoisen napa-alueen jäätiköltä. Kerrostumat osoittavat osaltaan, että Marsin muinainen valtameri ei haihtunut kauttaaltaan ultraviolettisäteilyn hajottaessa vesimolekyylejä planeetan heikosta vetovoimakentästä karkaavaksi vedyksi ja hanakasti pinnan rautapitoisiin mineraaleihin ruosteeksi sitoutuvaksi hapeksi.
Vaikka ajatukset naapuriplaneetallamme esiintyvästä elämästä ovat tässä vaiheessa vain spekulaatiota, on syytä pitää mielessä niiden konteksti. Mars oli muinoin huomattavan paljon maankaltaisempi, ja planeetan alavaa pohjoista puoliskoa peitti miljardeja vuosia sitten jopa kokonainen valtameri. Meren todennäköinen olemassaolo on helppoa nähdä jo planeetan korkeuskartasta kuvassa 2, jonka mukaan ylänköalueella tavanomaiset meteorikraaterit puuttuvat alavimmilta alueilta likimain kokonaan, mikä kertoo alueiden kokeneen merkittävää veden aikaansaamaa eroosiota. Vesi kun sekä estää tehokkaasti pienempien kraatereiden synnyn kuin pyyhkii pois merkit suuremmista kraatereista geologisessa silmänräpäyksessä vuosituhansien ja -miljoonien kuluessa. Tharsis -nimellä tunnetusta ylänköalueesta osa on toki sekin harvakseltaan kraaterien täplittämää, mutta sen selittää alueen valtavien tulivuorien keskittymä. Laajat alueet planeetan ylänköä ovat muinaisuudessa peittyneet purkautuvien massiivisten tulivuorten laavakenttiin.
Marsin kaasukehä on myös ollut aiemmin paksumpi, koska planeetalla on ollut auringon hiukkastuulelta suojaava magneettikenttä. Nyt magneettikentän hiivutua geologisen aktiivisuuden heikennyttyä, pirstaleiset magneettikentän rippeet eivät enää kykene suojaamaan kaasukehää hiukkastuulelta, vaan kaasukehän molekyylejä vuotaa hiljalleen avaruuteen tehden siitä paljon ohuemman kuin muinaisuudessa. Siksi vesikään ei enää pysy nestemäisenä planeetan kylmällä pinnalla ja planeetan pinta on nykyinen kylmä ja karu autiomaa.
Elämällä oli kuitenkin mahdollisuus ja sitä on saattanut muodostua planeetalla aivan kuten tapahtui Maapallollakin. Silloin mikrobit olisivat vain ilmastollisten ja fysikaalisten olosuhteiden muuttuessa päätyneet ainoisiin jäljelle jääneisiin elinkelpoisiin elinympäristöihin planeetan pinnan alapuolelle, jossa esiintyy edelleen radioaktiivisen hajoamisen myötä energiavirtoja sekä vettä, joka pysyy saatavilla planeetan sisusten lämmön ja paineen tehdessä siitä jopa nestemäistä.
Ajatusrakennelma kuulostaa hurjalta, mutta voimme kuvitella Marsin tilalle oman planeettamme. Jos Maan magneettikenttä hiipuisi ja ilmakehämme kokisi Marsin kohtalon, planeettamme pinnasta saattaisi tosiaan tulla karu ultraviolettisäteilyn ja huikkastuulen korventama autoimaa, jossa kaikki orgaaniset molekyylit hajoaisivat hetkessä tehden elämästä planeettamme pinnalla mahdotonta. Silloinkin elävät organismit kuitenkin vain jatkaisivat toimintaansa aivan normaalisti kallioperän sisällä, kuten ovat tehneet jo miljardeja vuosia pinnan hektisestä elämänmenosta piittaamatta. Ja mikä voi tapahtua omassa aurinkokunnassamme, on voinut tapahtua vieraissa planeettajärjestelmissä miljardeja kertoja jo omassa galaksissamme.
Ei siksi ole viisasta tuomita ainuttakaan pientä ja kivistä mutta pintaolosuhteiltaan kuolleelta vaikuttavaa planeettaa elottomaksi. Voi olla niin, ettemme vain onnistu havaitsemaan niiden rikkaita, monenlaisista mikrobeista koostuvia eliöstöjä kovinkaan helposti. Ehkäpä jopa valtaosa maailmankaikkeuden elämästä on havaittavissa vain pienenpienistä planeetan kaasukehän kemiallisen koostumuksen anomalioista, joita nyt havaitsemme vain vaivoin marsluotaintemme avulla. Se ainakin osaltaan selittäisi miksemme ole onnistuneet havaitsemaan elämästä minkäänlaisia merkkejä planeettamme ulkopuolella.
Ajatusrakennelma että aurinkotuuli aiheuttaisi (Marsin) ilmakehän ohenemista on usein nostettu esiin, mutta sitä voidaan kritisoida monin argumentein:
1) Nykyinen happipako Marsista, Maasta ja Venuksesta on mitattu, ja ne ovat suunnilleen samaa suuruusluokkaa keskenään eli noin puoli kiloa sekunnissa. Se vastaisi Marsin tapauksessa vain noin puolen metrin globaalia vesikerrosta 5 miljardissa vuodessa. Vaikka olettaisi että aurinkotuuli olisi ollut Auringon nuoruudessa nykyistä vahvempi, tuosta on vaikea saada geologisesti merkittävää satojen metrien tai kilometriluokan vesikerroksen poistumaa.
2) Jos oletetaan että väite olisi totta, miksi prosessi olis jättänyt ilmakehästä pienen osan jäljelle, sen sijaan että prosessi olisi mennyt päätyyn asti ja tehnyt Marsista Merkuriuksen kaltaisen ilmakehättömän planeetan. Satummeko vain elämään aikana jolloin prosessi ei ole ihan vielä valmis? Yläilmakehän pako- ja muut prosessit eivät riipu siitä kuinka syvä ja tiheä ilmakehä niiden alla on. Tai riippuvat sen verran että jos ilmakehä on hyvin korkea, sen yläosat ovat jonkin verran matalammassa painovoimakuopassa kuin planeetan pinta, jolloin molekyylien karkaaminen sieltä on helpompaa. Mutta Marsin tapauksessa tuo efekti lienee varsin pieni.
3) Magnetosfääri kyllä suojaa planeetan ilmakehää suoralta aurinkotuulelta, mutta toisaalta magnetosfääri mahdollistaa uusia pakomekanismeja kuten revontulialueen ylöspäin menevät (happi)ionisuihkut. Jos planeetalla on magnetosfääri, sen ja aurinkotuulen kontaktipinta-ala on suurempi kuin planeetan ilmakehän pinta-ala – Maan tapauksessa pari kertalukua suurempi – mikä periaatteessa voisi lisätä pakoprosessien käytettävissä olevaa aurinkotuulesta saapuvaa tehoa. Näiden asioiden mallinnus on vaikeaa, ja usein käytetyt mallit sisältävät yksinkertaistuksia joita on vaikea perustella fysikaalisesti.
4) Vastaesimerkkinä Venus on on säilyttänyt ilmakehän, vaikka sillä ei ole magneettikenttää ja vaikka se on lähempänä aurinkoa kuin Maa ja Mars. Toki voidaan ehdottaa että ehkä näin on siksi että Venuksen ilmakehä on ollut alun alkaenkin kovin paksu.
Lähtisin etsimään selitystä Marsin ilmakehän nykyiselle matalalle paineelle siitä dynaamisesta tasapainosta, joka vallitsee kaasumaisen ja härmistyneen hiilidioksidin välillä napa-alueilla. Jos Marsiin tuotaisiin lisää kaasumaista hiilidioksidia, silloin pintapaine nousisi, ja samoin nousisi sublimaatiolämpötila. Talvella navalle härmistyy koko ajan hiilidioksidia, joten pinnan lämpötila on sama kuin sublimaatiopiste. Kun nyt sublimaatiopiste on korkeampi, talven aikana tapahtunut ulossäteily on Stefan-Boltzmannin lain mukaan suurempi, joten talven aikana navalle ehtii härmistyä paksumpi kerros hiilihappojäätä. Kesän lämpö puolestaan jaksaa haihduttaa samanpaksuisen kerroksen kuin ennenkin. Nettovaikutus on että kiinteän hiilidioksidin kerros paksunee navoilla, kunnes saavutetaan alkuperäinen pintapaine jossa talven härmistymä ja kesän haihdunta ovat tasapainossa. Paksumman CO2-ilmakehän aiheuttama voimakkaampi kasvihuoneilmiö tosin vaikuttaa toiseen suuntaan, eli tätä prosessia hillitsevästi, mutta koska hiilidioksidin absorptiovyöt ovat Marsissa jo todennäköisesti saturoituneet, lisä-CO2 lisää säteilypakotetta vain hitaasti (kaiketi logaritmisesti, jos viivaprofiilit ovat gaussisia).
Olet oikeassa, tilanne on varsin monimutkainen, eivätkä yksinkertaiset mallit todennäköisesti riitä kuvaamaan tilannetta.
Vertailun vuoksi, TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehät saattavat jokainen olla mennyttä. Kaksi sisintä kappaletta on jo todettu liki kaasukehättömiksi ja niin saattaa simulaatioiden mukaan olla ulompienkin planeettojen laita:
https://arxiv.org/abs/2401.16490
Molekylaarisen vedyn karkaaminen planeetan kaasukehästä on kuitenkin yksi planeettaa kuivattava tekijä, jota edesauttaa planeetan pieni massa.