Arkisto


Tarjoilija, aurinkokunnassani on vettä

4.3.2019 klo 14.51, kirjoittaja
Kategoriat: Ilmiön takana , Otsikon takana , Uutisoinnin arvoista , Yleinen

Taiteilijan visiossa edesmennyt Cassini-luotain lentää Saturnuksen Enceladus-kuun vesisuihkujen läpi. Cassini havaitsi Enceladuksen etelänavalta lähtevät vesisuihkut, lensi niiden läpi ihan oikeastikin ja löysi suihkuista suoloja. Näyttää siltä, että Enceladuksen valtameri on kosketuksissa kivisen pohjan kanssa, josta liukenee veteen ravinteita mahdollisten mikrobien käytettäväksi. Tämä tekee merestä astrobiologisesti erittäin mielenkiintoisen.
Kuva NASA/JPL-Caltech

Juttelin jonkin aikaa sitten erään toimittajan kanssa puhelimessa jostain aivan muusta asiasta. Tulin siinä maininneeksi, että aurinkokunta ja (moderni) maailmankaikkeus ylipäätään on suorastaan täynnä vettä. Toimittaja hämmästyi ja riemastui tiedosta — hän oli ollut siinä käsityksessä, että vesi on avaruudessa erittäin harvinaista. Eikä tietysti mikään ihme, jos katsoo, mistä uutisotsikot kertovat.

Marsista on löydetty vettä! Kuusta on löydetty vettä! Merkuriuksesta on löydetty vettä! Mahtavia uutisia kaikki, mutta on hyvä asettaa ne asianmukaiseen viitekehykseen.

Kelataan vähän taaksepäin ja katsotaan, mistä kaikki tämä vesi oikein on tullut.

Alussa oli vety (ja helium)

Alkuräjähdyksen hiukkaspuuro oli kuumaa, ja hiukkaset kimpoilivat siinä kiivaasti. Puuron jäähtyessä protonit, neutronit ja elektronit hidastuivat ja liikkuivat lopulta riittävän verkkaisesti, jotta ne saattoivat ryhtyä kimpassa atomeiksi. Käytännössä kaikki atomit joita universumissa muodostui tässä vaiheessa olivat vetyä (noin 75 %) tai heliumia (noin 25 %).

Ensimmäiset galaksit syntyivät. Ensimmäiset tähdet syttyivät, ja ne tehtailivat vedystä ja heliumista raskaampia alkuaineita ja levittivät niitä ympärilleen räjähtäessään supernovina. Nämä aineet päätyivät taas vedyn ja heliumin mukana uusiin tähtisukupolviin.

Kelataan erinäisiä miljardeja vuosia eteenpäin, ja näin meillä on nyt olemassa tällainen kiva galaksi Linnunrata, jossa on jo vähän muutakin kuin vetyä ja heliumia. Ei paljoa — noin 2 % — mutta ihan riittävästi, jotta tästä saa muovailtua jo vaikkapa planeettoja ja muurahaisia.

Alkuaineiden yleisyyttä avaruudessa voidaan mitata tutkimalla esimerkiksi tähtienvälisten kaasupilvien lähettämää valoa ja sen spektriviivoja. Linnunradan yleisimmät alkuaineet (vedyn ja heliumin lisäksi) ovat hiili, typpi, happi, magnesium, pii, rikki ja rauta. (Jätin välistä neonin, mutta se on jalokaasu, eikä näin ollen alennu leikkimään mitään molekyylijuttuja muiden aineiden kanssa.) Niistähän rakentelee jo vaikka mitä. Aivan erityisesti niistä rakentelee  vettä: vesimolekyylihän on se mikkihiirimäinen hahmo jossa on isompi happipallukka päänä ja kaksi pienempää vetypallukkaa korvina. Molempia raaka-aineita on hyvin saatavilla.

Jäisellä takapihalla

Tähdet ja planeetat syntyvät yhdessä, kun tähtienvälinen kaasupilven lonka alkaa luhistua kasaan. Tällaisissa pilvissä on yllä lueteltuja, avaruuden yleisimpiä alkuaineita ja pölyä suunnilleen suhteessa 100/1. Luhistuvan pilven ytimeen alkaa tiivistyä tähti, ja prototähden ympärille muodostuu kaasu- ja pölykiekko, jossa planeetat sitten pikku hiljaa kehittyvät.

Kehittyvä tähti lämmittää kaasukiekon sisäosia sen verran, että vesi ja muut helposti höyrystyvät aineet, kuten ammoniakki ja metaani, ovat kaasumaisessa muodossa. Planeettakuntien sisäosiin pääsee siksi muodostumaan vain kuivia kiviplaneettoja. Jos katsotaan aurinkokuntaa, suunnilleen nykyisen asteroidivyöhykkeen ulkolaidoilla alkoi olla jo riittävän kylmä, että vesi, ammoniakki ja metaani saattoivat jäätyä ja muodostaa kiinteitä kappaleita.

Ulkoaurinkokunnassa kehittyville kaasuplaneetoille olikin yllin kyllin rakennusaineita. Ne saivat rohmuttua itselleen suuret määrät jäitä, jotka sitten planeetan gravitaation puristuksessa lämpenivät ja kaasuuntuivat. Jupiter ja Saturnus kasvoivat niin jättimäisiksi, että niiden gravitaatiolla pidetään kiinni myös kevyistä ja helpostikarkaavista kaasuista, vedystä ja heliumista, joita muodostuvassa aurinkokunnassa oli aivan valtavat määrät, ja niistä ne pääasiassa koostuvatkin. Pienemmät Uranus ja Neptunus sen sijaan ovat muodostuneet pääasiassa vedestä, ammoniakista ja metaanista. Ne lasketaan siksi kaasuplaneettojen alaluokkaan, jääjättiläisiin.

Vähän kuin juuri nyt ulos katsoessa, Jupiterin radan takana avautuu kivinen ja jäinen takapihamme. Siellä muodostuneet kappaleet ovat pääasiassa varsin vetisiä — tai no, jäisiä — maailmoja. Karkeasti voi sanoa, että mitä ulommas aurinkokunnassa mennään, sitä vähemmän rakennusmateriaaliksi on riittänyt kiveä, ja sitä jäisemmäksi maisema menee. Neptunuksen radan takaa löydetyt kappaleet ovat varsin kevyitä ja vaikuttavat muodostuneet pitkälti juuri jäistä. Täältä, Kuiperin vyöhykkeen takaa, ns. hajanaisen kiekon alueelta ovat peräisin monet lyhytperiodiset (eli verraten nopeasti Auringon kiertävät) komeetat. Aivan uloinna arinkokuntaa ympäröi kaikkialta miljardien jäisten komeetanytimien pallonkuorimainen Oortin pilvi, josta saapuvat pitkäperiodiset komeetat.

Jäätynyttä vettä löytyy toki täältä etupihaltakin. Sitä on Merkuriuksen ja Kuun navoilla ikivarjossa olevien kraattereiden pohjalla sekä Marsissa mm. navoilla napalakkeina (ja maapallolla, tietysti). Venuksella ja Marsilla oli aiemmin myös juoksevaa vettä, mutta kumpikin planeetta menetti sen — Mars kaasukehänsä koostumuksen, ja Venus kuumuutensa vuoksi.

Uuvuttavissa määrin valtameriä

Luennoimallani Maailmankaikkeus-kurssilla hipaistaan kevyesti aurinkokunnan ulko-osien pieniä kohteita (niitä on valtavat määrät, ja aika on muutenkin loppua kesken — ja jossain kohtaa kaikki loputtomat harmaat pallerot alkavat vilistää silmissä). Luentomateriaalia päivittäessä ja kerratessa tuntuu välillä siltä, että kun jättiläisplaneettojen isoimpia kuita katsoo, vähän jokaisella on laskeskeltu olevan pinnan alainen valtameri sisällään.

Saturnuksen suurin kuu Titan on yksi ulomman aurinkokunnan kuista, joiden pinnan alla tulkitaan kenties olevan nestemäisen veden kerros. Taustalla olevan Saturnuksen renkaat ovat nekin muodostuneet lähes kokonaan vesijäästä.
Kuva NASA / JPL-Caltech / SSI / Val Klavans (CC BY-NC-SA 3.0)

Kaikkihan muistavat paljon puhutun Europan, jonka pinnan alla lasketaan olevan pari kolme kertaa niin paljon vettä kuin maapallon valtamerissä? Mutta vähemmän tunnettuja, mahdollisen valtameren suuruuksia ovat myös mm. Ganymedes, Titan, Kallisto, Triton, Pluto, Titania, Rhea, Oberon, Dione, Enceladus… Asteroidivyöhykkeellä on lisäksi vielä Ceres, jolla silläkin on uumoiltu olevan nestemäisen veden kerros pintansa alla.

Miten pinnanalaisen meren olemassaolon voi päätellä? Esimerkiksi Enceladus-kuun tapauksessa Cassini-luotain havaitsi kuun tutisevan siihen tapaan radallaan, että sen pintakerrosten ja ytimen saattoi päätellä olevan irrallaan toisistaan. Ja jos jäisen kuun sisällä on jokin lämmönlähde, kuten radioaktiivisten aineiden hajoamisen aiheuttama lämpö, soikean radan aiheuttamat vuorovesivoimat ja ehkä vielä jäätymispistettä laskevia epäpuhtauksia mukana, vesikerros voi säilyä nestemäisenä ulomman aurinkokunnan hyisessä ympäristössä.

Mitäköhän oikein yritän tällä kaikella sanoa? Ehkä sitä, että vesi on oikeasti erittäin yleistä aurinkokunnassa. On melkein vaikeampaa löytää kappale, jolla ei ole vettä missään muodossa, edes sitoutuneena kiviainekseen. Ja koska emme ole mitenkään erityisessä asemassa Linnunradassa, vettä on muuallakin. Valtavissa tähtienvälisissä pilvissä, joista uudet tähdet syntyvät, on saatavilla vetyä ja happea, ja pilvien pölyisissä, varjoisissa ja kylmissä sopukoissa muodostuu vettä — ja muitakin kiintoisia, elämälle tärkeitä molekyylejä — pikkuruisten tähtienvälisten pölyhiukkasten pinnalla.

Vettä siis on kahmalokaupalla. Ainakin jäänä.

Astrobiologian ja elämän kehittymisen kannalta kiinnostavia ovatkin juuri nuo nestemäisen veden keitaat ulkoaurinkokunnassa — ja toki vesi ylipäätään toisissa planeettakunnissa. Vesihöyryä onkin löydetty jo joidenkin kuumien jättiläiseksojen kaasukehistä (esim. HD 209458 b, HD 189733 b).

Vesilinjalla voisi jatkaa vielä pitempäänkin. Onko kaikki vesi samanlaista? Mistä maapallon vesi on peräisin? Sekään ei nimittäin ole täysin ilmeistä.

Muutos 5.3.2019: muokattu hieman Marsia koskevia tietoja lukijapalautteen perusteella.

5 kommenttia “Tarjoilija, aurinkokunnassani on vettä”

  1. ”Marsilla aiemmin juoksevaa vettä… mutta menetti sen.. pienuutensa takia.”

    Marsillahan on vettä ja hiilidioksidia kohtalaisen paljon, jään muodossa. Niitä on saattanut hävitäkin matkan varrella avaruuteen, mutta siitä riippumatta planeetan nykytilan voi ymmärtää suoraan kaasujen termodynamiikasta. Jos Marsin kaasukehän paine nousee, CO2:n härmistymislämpötila nousee. Tällöin napa-alueen kaamosajan pintalämpötila nousee, koska se seuraa härmistymislämpötilaa (talvellahan siellä hiilidioksidia härmistyy pintaan jatkuvasti, mikä estää pintaa jäähtymästä alle härmistymispisteen). Aiempaa lämpimämpi (siis vähemmän kylmä) pinta säteilee avaruuten aiempaa suuremman lämpömäärän talven aikana (Stefan-Boltzmannin laki), jolloin talven aikana kertyvä hiilidioksidilumikerros on aiempaa paksumpi, eikä kesä ehdi haihduttaa sitä kokonaan. Tällöin hiilidioksidia kertyy navalle vuosi vuodelta enemmän, ja kaasukehän paine alenee, kunnes jälleen saavutetaan dynaaminen tasapaino. Ja vastaavasti jos paine jostain syystä alenee, käy päinvastoin ja vähän aikaa tilannetta prosessoituaan planeetta päätyy samaan tilaan.

    Tasapainoa vastaava CO2:n paine sattuu olemaan niin matala että se on veden kolmoispisteen alapuolella. Tällöin juoksevaa että ei voi esiintyä planeetan pinnalla, vaan ainostaan pinnan alla. Ohut kaasukehä myös vähentää kasvihuoneilmiötä, joten juoksevaa vettä ei kylmyydenkään takia hevin esiintyisi pinnalla.

    Jos Marsiin tuotaisiin muita kasvihuonekaasuja kuten fluorihiiliyhdisteitä, tasapaino muuttuisi ja kaasukehä paksunisi. Sama tapahtuisi jos napa-alueita jotenkin lämmitettäisiin talvella, esim. jonkinlaisilla aurinkoheijastimilla.

    On sitten toinen kysymys onko Marsissa normaalimäärä vai jotenkin erityisen vähän H2O:ta ja CO2:ta. Sitä on vaikea arvioida, koska pitäisi jotenkin nähdä pinnan alle että kuinka paljon niitä aineita siellä on.

    Marsista puheen ollen, syys-AGU:ssa Trace Gas Orbiter -esityksessä sanottiin että TGO ei näe siellä metaania lainkaan. Jos pinnan alla jokin hengittää, sen pitäisi tuottaa metaania, joten jos metaania ei näy, niin siellä taidetaan olla hiljaista poikaa.

    1. Anne Liljestrom sanoo:

      Epäilemättä tiedät Marsin kaasukehästä paljon enemmän kuin minä. Olen itse ymmrtänyt aiemmin, että kaasukehän ohuus johtuu pitkälti Marsin koosta ja sen magneettikentän katoamisesta, jolloin aurinkotuuli pääsee kuluttamaan kaasukehän yläosia. Eli Marsin kaasukehän koostumus on suoraan syypäänä kaasukehän ohuuteen ja siten veden haihtumiseen pinnalla?

      1. Tuo minkä sanot on minun näkökulmastani laajasti toistettu legenda johon törmää jatkuvasti, myös tutkijoiden keskuudessa. Kuitenkin hävikki aurinkotuuleen on mitattu, ja se on aika pieni, ja se on samaa suuruusluokkaa Marsilla, Maalla ja Venuksella. Myös jos kaasukehää jatkuvasti häviäisi aurinkotuuleen, luultavimmin se olisi jo hävinnyt kokonaan. Olisihan kummallinen yhteensattuma jos juuri meidän aikanamme siitä olisi viimeinen prosentti menossa. Pakoprosessihan koskee yläilmakehän ja aurinkotuulen vuorovaikutusta, joten sen nopeus ei riipu siitä kuinka massiivinen ilmakehä alla lepäilee.

        Marsin pintapainedatassa näkyy selvä vuodenaikaisvaihtelu, kun osa ilmakehän massasta käy härmistymässä aina kulloisellekin talvipallonpuoliskolle.

        Planeetan magneettikenttä muuttaa plasmaympäristön ja aurinkotuulen vuorovaikutuksen hyvin toisenlaiseksi ja prosessin mallintaminen on suuri haaste ja avoin kysymys. Mutta ainakin Marsin, Maan ja Venuksen vertailu viittaa siihen suuntaan että magneettikenttä yhtäältä helpottaa ja toisaalta vaikeuttaa plasman pakenemista, ja nettovaikutus ei näyttäisi olevan dramaattisen suuri.

        Auringon nuoruudessa aurinkotuuli ja auringon UV ovat olleet vahvempia, mutta ei tiedetä kuinka paljon, joten nuoren aurinkokunnan kohdalla erilaisille speulaatioille on enemmän tilaa.

        1. Anne Liljestrom sanoo:

          Ok, kiinnostavaa! Kiitos kommenteista! Tein pieniä muutoksia tekstiin, siellä lukee nyt että Mars kadotti nestemäiset vetensä kaasukehän koostumuksen vuoksi. Koetan siinä saada kuitattua asian melko nopeasti, koska Mars on hieman sivujuonteena tässä jutussa.

  2. Tämä ei enää liity blogiin, mutta
    tässä on esimerkki uutisesta jonka aurinkokuntavertailuosuus ei kestä lähempää tarkastelua: http://www.anu.edu.au/news/all-news/thank-earth%E2%80%99s-magnetic-field-for-water-that-gives-you-life : ”The sheer strength of Earth’s magnetic field helps to maintain liquid water on our blue planet’s surface, thereby making it possible for life to thrive.”

    Mielestäni Venuksen, Maan ja Marsin erot selittyvät etäisyydellä auringosta, enkä näe syytä uskoa että magneettikenttä vaikuttaisi asiaan olennaisesti. Kuumalla Venuksella pinnan mineraalit ovat ryöstäneet vedeltä hapen (serpentinisaatioreaktio yms.), jolloin vety kevyenä molekyylinä on karannut avaruuteen. Kylmässä Marsissa puolestaan H2O on routana pinnan alla, piilossa keskipäivän auringolta.

    Toinen asia on, että eksoplaneetan magneettisuudella saattaa olla epäsuorasti tekemistä elinkelpoisuuden kanssa, jos on niin että magneettisuus kielii aktiivisesta ytimen konvektiosta ja laattatektoniikasta. Laattatektoniikka voi hyvinkin olla elinkelpoisuuden ehto, koska ilman sitä hiili pyrkii sedimentoitumaan meren pohjalle biosfäärin ulottumattomiin.

    Tuon uutisen taustalla olevan paperin abstraktin perusteella sen pääaihe on eksoplaneettojen magneettikenttien mallinnus. En kritisoi sitä (ja oletettavasti planeettojen sisuksiin perehtyneet referoijat ovat sen osuuden tarkistaneet), vaan kritisoin abstraktin kahta ensimmäistä lausetta ja paperista kirjoitettua tiedeuutista. Jonkinlaista tieteen hukkakauraa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *