Onko Venuksella ollut valtameriä?

Venuksen nykyiset oliosuhteet ovat tunnetusti varsin helvetilliset. Lämpötila huitelee yli neljässäsadassa asteessa ja ilmakehän painekin pinnalla on yli 92 kertainen maapallon ilmakehään verrattuna. Näistä olosuhteista huolimatta osa tutkijoista on ajatelleet, että Venus on ollut muinoin aivan toisenlainen muistuttaen enemmän nykyistä maapalloa valtamerineen ja leutoine ilmastoineen. Sitten vain jotain meni pieleen, kasvihuoneilmiö karkasi, lämpötila nousi ja valtameret katosivat. Lopputuloksena syntyi nykyinen karmea planeetta, jossa elämälle ei ole sijaa.

Ehkäpä toisenlaistakin kehityskaarta kannattaisi miettiä? Venus sijaitsee ns. elovyöhykkeen sisäreunalla tai peräti koko vyöhykkeen sisäpuolella. Se on myös aikoinaan sinne syntynyt, sillä näiden Aurinkoa lähimpinä olevien planeettojen ei koskaan ole ajateltu tehneen isompia vaelluksia, päivästoin kuin jättiplaneettojen, joiden rattojen on osoitettu muuttuneet merkittävästi Aurinkokunnan alkuaikoina. Uranus ja Neptunus ovat suorastaan vaihtaneet paikkaa ennen nykyisen järjestyksen stabiloitumista.

Venuksen toisenlaista kehityskaarta ovat tutkineet^[1] Tereza Constantinou’n (Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK) johdolla tutkijaryhmä. He ovat tutkineet kahta ilmastomallia joissa toisessa Venuksella oli miljardien vuosien ajan lauhkea ilmasto ja pinnalla oli nestemäistä vettä, ja toisessa kuumalla varhaisella Venuksella ei koskaan pystytty tiivistämään nestemäistä vettä pinnalle.

Venus lähtee muodostumisestaan magmameri-vaiheessa (t = 0 Myr). Tällöin Venus on voinut kulkea jompaakumpaa kahdesta mahdollisesta reitistä, jotka kumpikin johtavat lopulta planeetan nykyiseen ilmastotilaan, mutta jättävät vaipan, jonka koostumus on erilainen: Lähes vedytön sisus syntyy kuivan Venuksen reitillä (ylempi) ja runsasvetyinen sisus lauhkean ja kostean Venuksen reitillä (alempi). Runsasvetyisen sisätilan skenaariossa tuliperäiset kaasut sisältävät runsaasti H2O:ta, kun taas vedytön sisätilan tapauksessa H2O:n kaasunpoisto on vähäistä ja S ja C -lajeja vapautuu enemmän. Kuva tutkimusartikkelista[1] © Nature / Constantinou, T., Shorttle, O. & Rimmer, P.B.

Tutkijoiden mukaan laskemalla H₂O:n, CO₂:n ja OCS:n tämänhetkisen ilmakehän tuhoutumisnopeuden, joka on palautettava vulkanismilla ilmakehän vakauden ylläpitämiseksi, he pystyivät osoittamaan, että Venuksen sisätila (mantteli) on kuiva. Venuksen vulkaanisten kaasujen vesimooliosuus on korkeintaan 6 %, mikä on huomattavasti kuivempaa kuin vastaavissa olosuhteissa kaasunpoistoon käytetyt maanpäälliset magmat (Maapallolla tulivuorista tulevien kaasujen vesipitoisuus on yli 90 %). Kuiva sisätila on sopusoinnussa sen kanssa, että Venus on päättänyt magmasulan aikakautensa kuivuneena ja sen jälkeen sen pinta on ollut pitkään kuiva. Venuksen ilmakehän vulkaaninen täydennysvirtaus viittaa siis siihen, että planeetta ei ole koskaan ollut nestemäisen veden asuinkelpoinen.

Venuksen geodynaaminen ja ilmastohistoria on epävarma, erityisesti sen suhteen, onko sen pinnalla koskaan ollut miellyttävämpiä olosuhteita. Pohjimmiltaan kysymys on siitä, onko Venuksella koskaan ollut nestemäisen veden valtameriä? Toisin kuin Mars, jonka pinnan näyttävä kartoitus on paljastanut, että vesi on muokannut sen pintaa, Venus on ainakin 0,3 miljardia vuotta sitten tapahtuneen maailmanlaajuisen pinnanmuodostuksen vuoksi peittänyt suuren osan sen muinaisesta geologisesta historiasta.

Yksi havainto, joka tukee sitä, että Venuksella on ollut jossain muodossa vettä, on sen suuri deuterium/vety -suhde (D/H), joka on 150 ± 30 -kertainen Maahan verrattuna. Tämän havainnon perusteella on päätelty, että Venuksella oli aikoinaan pintavesivarasto, jonka massa oli samankokoinen kuin Maan valtamerissä: se vastaa jopa 500 metrin globaalia vesisyvyyttä Venuksella. Vaihtoehtoisesti havaittu D/H -suhde voi olla seurausta vakiintuneesta tarjonnasta. Tässä skenaariossa vettä tulee jatkuvasti komeetoista tai vulkaanisista kaasuista, mikä tasapainottaa vedyn poistumisen aiheuttamaa hävikkiä. Kriittistä on, että ilmakehän D/H -suhde ei yksinään rajoita nestemäisen veden olemassaoloa Venuksella riippumatta siitä, mitä se kertoo veden määrästä tai lähteestä. Näin ollen Venuksen aiemmat pinta- ja ilmasto-olosuhteet ovat edelleen tuntemattomia.

Lopullisten havaintojen puuttuessa ilmastomallinnus on ollut ratkaisevassa asemassa määriteltäessä kuvaa Venuksen varhaisvaiheesta, ja siitä on muodostunut kaksi vastakkaista hypoteesia: "lauhkea ja kostea Venus" ja "kuiva Venus". Lauhkean skenaarion mukaan Venuksella oli Maan kaltainen menneisyys. Planeetan muodostumista seurasi pitkään jatkunut lauhkean ilmaston jakso, jolloin meret olivat matalia. Yleiset vedenkiertomallit osoittavat, että tällainen tila voisi säilyä, jos Venus olisi alun perin viileä ja sen pinnalla olisi nestemäistä vettä sen päivänpuoleiselle puolelle muodostuvien vesipilvien ansiosta. Pilvinen päiväpuoli ja kirkas yöpuoli vähentävät säteilyn absorptiota ja parantavat tehokasta uudelleensäteilyä avaruuteen, jolloin pintalämpötila pysyy riittävän viileänä veden tiivistymiselle. Tästä asumiskelpoisesta tilasta Venus siirtyi nykyiseen hiilidioksidipitoiseen kasvihuoneeseensa "suuren ilmastomuutoksen" aikana, mikä johtui luultavasti CO₂:n ja SO₂:n massiivisesta purkautumisesta suuren alueellisen vulkanismin aikana.

Edellisen skenaarion vastakohtana on kuiva Venus-skenaario. Tässä Venus kuivui jo varhaisessa kehitysvaiheessa, koska sen magmameri jähmettyi hitaasti ~100 Myr:n aikana. Pitkäkestoinen höyrypitoinen ilmakehä olisi mahdollistanut veden dissosioitumisen ja häviämisen vedyn voimakkaan hydrodynaamisen pakenemisen kautta, joka olisi ulottunut koko planeetan sisälle, mantteliin asti. Myöhemmin tapahtuneen vulkaanisen kaasunpoiston myötä Venus olisi kehittynyt kohti nykyistä CO₂ ja N₂ -pitoista ilmakehäänsä. Tätä skenaariota tukee myös yleinen vedenkiertomalli, jonka mukaan alun perin kuuma Venus, jolla ei ollut nestemäistä vettä pinnalla, olisi muodostanut yöaikaan vesipilviä. Näillä yönpuoleisilla pilvillä oli voimakas lämmittävä nettovaikutus (koska ne estivät päivänpuoleisen lämmön säteilyn avaruuteen) ja estivät pintaveden tiivistymisen jopa kohtalaisessa auringonpaisteessa. Tällaisen skenaarion mukaan Venuksen varhaisvaiheen valtameretön pinta pysyisi sen jälkeen valtamerettömänä. Mahdollinen vesi, joka on säilynyt kuumassa ilmakehässä magmameren jähmettymisen jälkeen, on saattanut hitaasti kadota planeetan historian aikana.

On hyviä todisteita siitä, että Venus on edelleen vulkaanisesti aktiivinen. Venuksen pinnan tunnustetaan laajalti olleen vulkaanisen toiminnan muovaama. Todisteita jatkuvasta vulkanismista saadaan useista lähteistä: havaittu laavavirta tulivuoren purkausaukolla ja nuoria laavavirtoja, joiden olemassaolo perustuvat emissiivisyysmittauksiin pinnan ikääntymistä. Lisäksi vulkaaninen kaasunpoisto on välttämätöntä maailmanlaajuisten rikkihappopilvien (H₂SO₄) ylläpitämiseksi. Keskeinen kysymys on se, mikä on tämän vulkaanisen kaasun keskimääräinen koostumus ja erityisesti sen vesipitoisuus. Fotokemiallisesti tuhoutuvien lajien keskeiset suhteet, OCS/H₂O ja CO₂/H₂O, viittaavat siihen, että vulkaaninen kaasu on hyvin kuivaa ja siten myös magma on kuivaa. Lopputuloksena tutkijat päätyvät siihen, että Venuksella ei ole koskaan ollut valtameriin verrattavaa määrää nestemäistä vettä pinnallaan.

Viiteet

[1] Constantinou, T., Shorttle, O. & Rimmer, P.B. A dry Venusian interior constrained by atmospheric chemistry. Nat Astron (2024). https://doi.org/10.1038/s41550-024-02414-5

Vapaasti luettavissa

 

Marsin ”kadonnut vesi” voi olla syvällä kallioperässä

Proceedings of the National Academy of Sciences julkaistussa artikkelissa tutkijat Vashan Wright, Matthias Morzfeld (molemmat Scripps Institution of Oceanography, University of California San Diego, La Jolla) ja Michael Manga (Department of Earth and Planetary Science, University of California Berkeley) esittävät, että Marsin seismisistä järistyksistä tehtyjen tietokonemallinnusten mukaan vettä voisi esiintyä runsaasti syvissä kalliokerroksissa olevissa huokosissa ja ruhjeissa.

Tässä havainnekuvassa InSight -luotain Marsin pinnalla. Luotaimen seismometri sijaitsee sen vasemmalla puolella. Kuva NASA.

Mallinnus käsittää hyvin kapean pisteen NASAn Mars InSight -luotaimen alapuolelta, perustuen luotaimen tekemiin seismisiin mittauksiin neljän vuoden aikana vuosina 2018 – 2022. Vesimäärää arvioidessaan tutkijat tekevät rohkean oletuksen, että jos kallioperän rakenne on samanlainen koko Marsissa, vesimäärä voisi peittää koko planeetan noin kilometrin vahvuiseen vesikerrokseen.

InSight’n havaintopaikalla kallioperän viisi ensimmäistä kiloteriä on hyvin kiinteää ja kuivaa kalliota. Se alapuolella noin 11,5 – 20 km syvyydessä kallioperä on huokoista ja ruhjeista basalttia, jonka huokosiin vesi olisi voinut kertyä. Seimisten mittausten tulkitseminen tukee tätä ajatusta. Vulkaaniset kivilajit, niiden mukana myös basaltti, ovat hyvin usein huokoisia johtuen magmaan (kivisula) liuenneista kaasuista ja vedestä. Magman kohotessa kallioperän syvyyksistä sen hydrostaattinen paine vähenee ja mahdollistaa lauenneiden kaasujen erottumisen kivisulasta. Vapautuessaan kaasu muodostaa erikokoisia kuplia (huokosia) kuin vishy-pulloa avatessa, jotka myöhemmin voisivat täyttyä vedellä.

Marsin kallioperän vesivarantojen hyödyntäminen voi kuitenkin olla vaikeaa, sillä poraustekniikka ei mahdollista (vielä) poraamista tarvittavaan syvyyteen. Maapallolla syvin kairattu reikä on vuonna 1971 aloitettu ja vuonna 1992 päättynyt Kuolan niemimaalle Petsamo-tunturiin kairattu 12,264 km syvyinen reikä. Tässä syvyydessä paine ja lämpötila ovat niin suuria, että kallio muuttuu plastiseksi. Tästä syystä syvemmälle ulottuvat kairaukset ovat mahdottomia. Marsissa plastisuusraja ja lämpötila voivat olla toisenlaisia, joten porakaivon kairaaminen ja veden pumppaaminen voisi olla mahdollista, jos ja kun joskus Marsiin perustetaan siirtokuntia.

Marsissa on paljon helpommin saavutettavissa olevia vesivaroja. Etelänavan läheisyydessä on useamman kilometrin paksuinen jäätikkö, joka pääosin on vettä. Jäätiköstä sulattamalla saadaan riittävästi vettä isonkin siirtokunnan tarpeisiin. Kyse on kuitenkin teknisesti vaativa, sillä jään sulattaminen vaatii runsaasti energiaa.

Muuallakin Marsissa on paikka paikoin pinnanalaisia jäätiköitä, joiden hyödyntäminen on mahdollista. Ovatko ne riittävän lähellä niitä alueita joihin siirtokuntia haluttaisiin perustaa, on kokonaan toinen juttu.

Marsin veden historia tunnetaan kohtuullisen hyvin. Marsin ilmakehä oli yli 3 miljardia vuotta sitten paksumpi ja silloin arvellaan planeetan pinnalla olleet olosuhteet sellaisiksi, että nestemäisen veden esiintyminen oli mahdollista. Marsin jäähdyttyä ja magneettikentän heiketessä ja lopulta kadotessa, aurinkotuuli vei mennessään niin ilmakehän kuin ison osan vedestä. Nykyisin ilmakehästä on jäljellä vain vähäiset rippeet ja vesihöyryäkin esiintyy ilmakehässä vain sen verran, että se on vaivoin havaittavissa. Muistoina muinoin vallinneista lämpimimmistä ja kosteammista olosuhteista Marsin pinnalla on edelleen jälkiä jokiuomista, järvistä, jopa pohjoisella pallonpuoliskolla olevasta merestä, sedimenteistä ja maaperän kerrostumista. Sen sijaan pinnan alla olevat vesivarastot ovat voineet säilyä muuttumattomina meidän päiviimme asti.

Aina kun aiheena on vesi toisilla taivaankappaleilla kuin Maassa, esiin nousee kysymys mahdollisesta elämästä näissä paikoissa. Näin tälläkin kertaa. Tutkijat kuitenkin ennakoivasti painottavat, että he eivät väitä löytäneensä elämää Marsista, vaikkakin senkin mahdollisuutta tutkijoilta kysyttiin. Maapallolla elämä perustuu veteen ja sen kiertoon ja vaikka luultavasti se on muuallakin perusehto, kaikki tästä eteenpäin on pelkkää spekulaatiota. Elämän ei kuitenkaan tarvitse perustua veteen, sillä ainakin teoreettisella tasolla monet muutkin liuottimet saattavat ylläpitää elämän kiertokulkua. Elämän syntyminen muunlaisiin olosuhteisiin on melko varmasti hyvin paljon vaikeampaa kuin veteen perustuen, joten tutkijoiden kannattanee sijoittaa käytettävissä olevat resurssinsa juuri vesipitoisiin paikkojen tutkimiseen.

 

 

Webb löysi vettä ja uuden mysteerin harvinaiselta pääasteroidivyöhykkeen komeetalta

NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskooppi on mahdollistanut kauan etsityn tieteellisen läpimurron. Webbin NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) -instrumentin avulla tähtitieteilijät ovat löytäneet vesihöyryä komeetan ympärillä pääasteroidivyöhykkeellä. Havainto vahvistaa sen, että vesi alkuperäisestä Aurinkokunnasta voi säilyä jäänä kyseisellä alueella. Veden onnistuneeseen havaitsemiseen liittyy kuitenkin uusi arvoitus: toisin kuin muissa komeetoissa, komeetta 238P/Readissa ei ollut havaittavaa hiilidioksidia.

Tämä kuva komeetta 238P/Readista on otettu NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskoopin NIRCam-instrumentilla (Near-Infrared Camera) 8. syyskuuta 2022. Siinä näkyy utuinen halo, jota kutsutaan komaksi, ja pyrstö, jotka ovat tyypillisiä komeetoille, toisin kuin asteroideille. Pölyinen koma ja pyrstö ovat seurausta jään höyrystymisestä, kun Aurinko lämmittää komeettaa. Kuva ESA.

"Kostea maailmamme, joka on täynnä elämää ja joka on, sikäli kuin tiedämme, ainutlaatuinen maailmankaikkeudessa, on mysteeri – emme ole varmoja, miten kaikki tämä vesi joutui tänne", sanoi Stefanie Milam, Webbin planeettojen apulaisprojektitutkija. "Veden jakautumisen historian ymmärtäminen Aurinkokunnassa auttaa meitä ymmärtämään muita planeettajärjestelmiä ja voisivatko ne olla matkalla isännöimään Maan kaltaista planeettaa", hän lisäsi.

Read on pääasteroidivyöhykkeen kohde, jolla on ajoittain koma ja pyrstö kuten komeetoilla. Asteroidivyöhykkeen komeetat itsessään ovat melko uusi luokitus, ja komeetta Read oli yksi kolmesta alkuperäisestä komeetasta, joita käytettiin luokan perustamiseen. Ennen sitä komeettojen uskottiin olevan peräisin Kuiperin vyöhykkeestä ja Oortin pilvestä, Neptunuksen kiertoradan takaa, missä niiden jäät voi säilyä kauempana Auringosta. Jäätynyt materiaali, joka höyrystyy lähestyttäessä Aurinkoa, kehittää komeetoille niiden koman ja pyrstön, mikä erottaa ne asteroideista. Tiedemiehet ovat pitkään spekuloineet, että vesijää voisi säilyä lämpimämmällä asteroidivyöhykkeellä Jupiterin kiertoradan sisällä, mutta lopullista näyttöä oli vaikea saada – Webbiin asti.

"Olemme aiemmin nähneet päävyöhykkeellä kohteita, joilla on kaikki komeettojen ominaisuudet, mutta vain näiden Webbin tarkan spektritietojen perusteella voimme sanoa, että kyllä, vesijää on ehdottomasti se, joka luo tämän vaikutuksen", selitti tähtitieteilijä Michael Kelley. Marylandin yliopistosta, tutkimuksen johtava kirjoittaja.

"Webin Read-havainnoilla voimme nyt osoittaa, että varhaisen Aurinkokunnan vesijää voi säilyä asteroidivyöhykkeellä", Kelley sanoi.

Taiteilijan näkemys komeetta 238P/Readistä.  Pääasteroidivyöhykkeen komeetasta vesijää höyrystyy (sublimoituu), kun se kiertoradallaan lähestyy Aurinkoa. Tämä on merkittävää, sillä sublimaatio erottaa komeetat asteroideista luoden niiden erottuvan pyrstön ja utuisen halon eli koman. NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskoopin vesihöyryn havaitseminen Readistä on tärkeä vertailukohta asteroidivyöhykkeen komeettojen tutkimuksessa ja laajemmassa tutkimuksessa maan runsaan veden alkuperästä. Kuva ESA.

Hiilidioksidin puuttuminen oli suurempi yllätys. Tyypillisesti hiilidioksidi muodostaa noin 10 prosenttia komeetan haihtuvasta aineesta, joka voi helposti höyrystyä lämmön vaikutuksesta. Tiederyhmä esittää kaksi mahdollista selitystä hiilidioksidin puutteelle. Yksi mahdollisuus on, että Readissa oli hiilidioksidia muodostuessaan, mutta se on menettänyt sen lämmön vaikutuksesta.

"Pitkäaikainen asteroidivyöhykkeellä oleminen voisi tehdä sen - hiilidioksidi höyrystyy helpommin kuin vesijää ja voi sublimoitua miljardeissa vuosissa", Kelley sanoi. Vaihtoehtoisesti, hän sanoi, Read on saattanut muodostua Aurinkokunnan erityisen lämpimään taskuun, jossa hiilidioksidia ei ollut saatavilla.

Seuraava askel on laajentaa tutkimus muihin kohteisiin, jotta nähtäisiin, miten muut asteroidivyöhykkeen komeetat vertautuvat toisiinsa, sanoo tähtitieteilijä Heidi Hammel Astronomian yliopistojen liitosta (AURA). "Nämä kohteet asteroidivyöhykkeellä ovat pieniä ja himmeitä, ja Webbin avulla voimme vihdoin nähdä, mitä niillä tapahtuu, ja tehdä johtopäätöksiä. Puuttuuko myös muilta asteroidivyöhykkeen komeetoista hiilidioksidia? Joka tapauksessa se on jännittävää saada selville”, Hammel sanoi.

Stefanie Milam kuvittelee mahdollisuuksia tuoda tutkimus vielä lähemmäs kotia. "Nyt kun Webb on vahvistanut, että vettä on säilynyt yhtä lähellä kuin asteroidivyöhyke, olisi mielenkiintoista seurata tätä löytöä näytteenottotehtävällä ja oppia, mitä muuta päävyöhykkeen komeetat voivat kertoa meille."

Tutkimus on julkaistu Nature -lehdessä (maksumuuri).

Tähtitieteilijät ovat löytäneet puuttuvan linkin Aurinkokunnan vedelle

 eso2302fi — Tutkimustiedote

Tähtitieteilijät ovat Atacama Large Millimeter/submillimeter Array eli ALMA:n avulla havainneet kaasumaisessa muodossa olevaa vettä tähden V883 Orionis ympärillä olevasta planeettoja muodostavasta kiekosta. Veden mukana kulkevan kemiallisen merkin avulla voidaan selvittää, miten vesi kulkeutuu tähtiä muodostavista kaasupilvistä planeettoihin. Havainnot tukevat ajatusta, jonka mukaan Maassa oleva vesi on jopa Aurinkoamme vanhempaa.

Tämä taiteilijan näkemys esittää tähden V883 Orionis ympärillä olevaa planeettoja muodostavaa kiekkoa. Kiekon uloimmassa osassa vesi jäätyy jääksi, minkä vuoksi sitä ei ole helppo havaita. Tähdestä tuleva energiapurkaus lämmittää sisälevyn sellaiseen lämpötilaan, jossa vesi on kaasumaista ja tähtitieteilijät voivat havaita sitä.

Kuvan sisäpuolisessa pikkukuvassa näkyvät kiekosta tutkitut kahdenlaiset vesimolekyylit: Tavallinen vesi, jossa on yksi happiatomi ja kaksi vetyatomia, ja raskaampi vesi, jossa toinen vetyatomi on korvattu deuteriumilla, joka on vedyn raskaampi isotooppi.

Kuva: ESO/L. Calçada

"Voimme nyt jäljittää veden alkuperää aurinkokunnassamme aikaan ennen auringon muodostumista", John J. Tobin, tähtitieteilijä National Radio Astronomy observatoriolta Yhdysvalloista ja tänään Naturessa julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja sanoi.

Tämä löytö tehtiin tutkimalla veden koostumusta V883 Orionis -tähden ympäriltä. Tähti sijaitsee noin 1 300 valovuoden etäisyydellä Maasta. Kun kaasu- ja pölypilvi romahtaa, sen keskelle muodostuu tähti. Kaasupilven materiasta muodostuu tähden ympärille myös kiekkomainen rakenne. Muutaman miljoonan vuoden aikana kiekon aine kasaantuu yhteen muodostaen komeettoja, asteroideja ja lopulta planeettoja. Tobin ja hänen tiiminsä käyttivät ALMAa, jossa Euroopan eteläinen observatorio (ESO) on mukana kumppanina, mittaamaan veden kemiallisia jälkiä, ja sen kulkeutumista tähtiä muodostavasta pilvestä planeettoihin.

Vesi koostuu yhdestä happiatomista ja kahdesta vetyatomista. Tobinin tutkimusryhmä tutki hieman raskaampaa veden versiota, jossa yksi vetyatomeista on korvattu deuteriumilla, joka on vedyn raskaampi isotooppi. Koska tavallinen ja raskas vesi muodostuvat eri olosuhteissa, niiden suhdelukua voidaan käyttää veden muodostumisajankohdan ja -paikan jäljittämiseen. Esimerkiksi joissakin Aurinkokunnan komeetoissa tämän suhteen on osoitettu olevan samanlainen kuin maan vedessä, mikä viittaa siihen, että komeetat ovat saattaneet tuoda mukanaan vettä Maahan.

Veden kulkeutumista pilvistä uusiin tähtiin ja myöhemmin komeetoista planeettoihin on havaittu aikaisemminkin, mutta tähän asti tähtien ja komeettojen välinen yhteys on ollut kateissa. "V883 Orionis toimii tässä puuttuvana lenkkinä", Tobin sanoi. "Kiekoissa veden koostumus on hyvin samanlainen kuin oman aurinkokuntamme komeetoissa. Tämä vahvistaa ajatusta siitä, että planeettajärjestelmissä oleva vesi muodostui miljardeja vuosia sitten tähtienvälisessä avaruudessa jo ennen Aurinkoa. Vesi on sitten periytynyt sekä komeettoihin että maapallolle suhteellisen muuttumattomana."

Veden havaitseminen osoittautui kuitenkin hankalaksi. "Suurin osa planeettoja muodostavien kiekkojen vedestä jäätyy jääksi, joten se on yleensä piilossa meidän havainnoiltamme", eräs tutkimuksen kirjoittajista, Margot Leemker, Leidenin observatorion tohtoriopiskelija Alankomaista sanoi. Kaasumaisessa muodossa oleva vesi voidaan havaita molekyylien lähettämän sähkömagneettisen säteilyn ansiosta, kun ne pyörivät ja värähtelevät. Kun vesi on jään muodossa, tilanne on monimutkaisempi, koska molekyylien liike on rajoittunutta. Kaasumaisessa muodossa olevaa vettä löytyy kiekon keskustan alueelta tähden läheisyydestä, jossa on lämpimämpää. Nämä keskusalueet ovat kuitenkin itse pölykiekon kätkössä, ja ne ovat myös liian pieniä, jotta niitä voitaisiin havaita teleskooppien avulla.

Onneksi juuri tehdyssä tutkimuksessa V883 Orionis -kiekon osoitettiin olevan poikkeuksellisen kuuma. "Tähden dramaattinen energianpurkaus kuumentaa kiekon lämpötilaan, jossa vesi ei ole enää jään muodossa, vaan se on kaasua, ja pystymme havaitsemaan sitä", Tobin sanoi.

Havaitessaan V883 Orionis tähden kaasumaista vettä tutkimusryhmä käytti Pohjois-Chilessä sijaitsevaa radioteleskooppien ALMA-verkostoa. Sen vuoksi, että laite on erittäin herkkä ja se pystyy havaitsemaan pieniä yksityiskohtia, he pystyivät sekä havaitsemaan itse veden, että määrittämään sen koostumuksen. Tämän lisäksi he pystyivät kartoittamaan sen jakautumisen kiekon sisällä. Havaintojen mukaan kiekossa on vähintään 1 200 kertaa niin paljon vettä kuin kaikissa Maan merissä yhteensä.

Tutkimusryhmä toivoo tulevaisuudessa voivansa käyttää ESO:n tulevaa Erittäin suurta kaukoputkea (Extremely Large Telescope, EELT) ja sen ensimmäisen sukupolven METIS-instrumenttia. Tämä keski-infrapuna alueella havaitseva instrumentti pystyy erottamaan veden eri tilat tämän tyyppisissä kiekoissa vahvistaen ymmärrystämme veden kulkeutumisesta aina tähtiä muodostavista pilvistä planeettakuntiin saakka. "Saamme siten paljon täydellisemmän kuvan planeettoja muodostavien kiekkojen jäästä ja kaasusta", Leemker totesi lopuksi.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitety artikkelissa “Deuterium-enriched water ties planet-forming disks to comets and protostars”, joka julkaistaan Nature (doi: 10.1038/s41586-022-05676-z) julkaisusarjassa.

 

Webbin kuvat: WASP-96 b

James Webb avaruusteleskoopin julkaistujen kuvien joukossa on dataa eksoplaneetta WASP-96 b:n ilmakehän spektristä. Sen mukaan tutkijat pystyvät erottamaan spektrissä merkittävän määrä vettä, jonka olemassaolo havaitussa määrin on pieni yllätys, sillä planeetan lämpötila on enemmän kuin 500 °C.

WASP-96 b eksoplaneetan spektri. Kuva NASA/ESA CSA.

Eksoplaneetta sijaitsee Feeniksin (-linnun) tähdistössä eteläisellä tähtitaivaalla noin 1 150 valovuoden etäisyydellä. Tyypiltään se on kaasujättiläinen mutta huomattavasti laajentunut verrattuna esimerkiksi Jupiteriin. Eksoplaneetan massa on alle puolet Jupiterin massasta mutta sen halkaisija on 1,2 kertaa Jupiterin halkaisija. Korkea lämpötila selittyy sillä, että se kiertää tähteään vain yhdeksäsosan etätyöisyydellä Merkuriuksen ja Auringon välisestä etäisyydestä. Nämä ominaisuudet tiedettiin entuudestaan ja juuri näiden vuoksi WASP-96 b valittiin havaittavaksi.

Eksoplaneetan havainnot tehtiin Webbin Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS) -laitteistolla siten, että tähden säteilemä valo kulki eksoplaneetan ilmakehän lävitse. Ilmakehä on samea ja siinä on pilviä, mutta Webbin laitteistojen herkkyys riitti noin 6,4 tunnin valotuksella riittävän tarkan spektrin tekemiseen. Käytetyt aallonpituudet olivat 0,6 – 2,8 mikrometriä eli se ulottui punaisesta valosta lähi-infran aallonpituuksille usealla eri kanavalla. 

Erityisesti aallonpituudet, jotka ylittivät 1,6 mikrometriä, olivat tutkijoiden mielenkiinnon kohteena, sillä näitä aallonpituuksia ei ole pystytty kovinkaan tehokkaasti havaitsemaan aikaisemmin. Nämä aallonpituudet ovat erityisen herkkiä veden, hapen, metaanin ja hiilidioksidin absorptioille. Veden lisäksi tutkijat pystyivät määrittämään hiilen ja hapen enimmäismäärät ja arvioimaan lämpötilaa eri syvyyksillä ilmakehässä.

Atlantin verran vettä muinaisessa Marsissa

Marsin pohjoisella pallonpuoliskolla on muinoin lainehtinut
valtameri. Kuva ESO/M. Kornmesser/N. Risinger.

Uusin tutkimus^[1] osoittaa, että noin 3,7 miljardia vuotta sitten Marsin pohjoisnavalla oli Atlantin veroinen valtameri. Vuosimiljardien kuluessa Mars on kuitenkin menettänyt vetensä suurelta osin ja nykyisin sitä löytyy suurempia määriä vain napakaloteilta.

Tutkijat onnistuivat määrittämään napakalottien vesihöyrystä vedyn (H) ja deuteriumin^[2] (D) suhteen^[3]. Veden haihtuessa ja kadotessa avaruuteen puoliraskaan veden osuus kasvaa, sillä se haihtuu huonommin ja katoaa avaruuteen suhteessa hitaammin kuin tavallinen vesi.

Aivan aluksi tutkijat määrittivät vesien väliset suhteet ilmakehässä nykyisten napakalottien alueella. Tästä takaisinpäin laskien vettä (H₂O) on ollut noin 6,5-kertaisesti mitä sitä on nyt napakaloteissa. Tutkijoiden mukaan Marsissa olisi ollut vettä tasaisesti jakaantuneena koko planeetan pinnalle noin 137 metrin paksuinen kerros. Marsin pohjoinen pallonpuolisko on kuitenkin lähes kokonaan matalammalla kuin keskipinta, joten Marsin vesi on ollut pohjoisessa. Meren syvyys on ollut jopa yli 1,6 km. Kaiken kaikkiaan vettä on ollut noin 20 miljoonaa kuutiokilometriä.

Tutkimusryhmä teki havainnot ESOn VLT observatoriosta Chilessä, W.M. Keck observatorion kaukoputkilla ja Nasan Havaijilla sijaitsevaa infrapunakaukoputkella. Havaintoja tehtiin useaan kertaan kuuden vuoden^[4] aikana, jolloin mikroilmaston ja vuodenaikaiset vaihtelut osattiin ottaa huomioon alkuperäisen vesimäärän laskennassa.

Huomautukset

[1] Kansainvälistä tutkimusryhmää johti Geronimo Villanueva (Nasa Goddard Space Flight Ceter, Greenbelt, Meryland).

 [2] Deuterium on vedyn isotooppi, jossa on protonin lisäksi yksi neutroni. Kemiallisesti deuterium käyttäytyy samalla tavalla kuin normaali vety, eli se muodostaa samanlaisia yhdisteitä kuin vety. Vedyllä on kolmas isotooppi, tritium. Aivan samoin se voi muodostaa vettä.

Näitä isotooppien muodostamia vesiä kutsutaan puoliraskaaksi vedeksi (HDO), raskaaksi vedeksi (D₂O) ja superraskaaksi vedeksi (T₂O). Kemiallisesti vedet HTO ja DTO ovat mahdollisia, mutta ne ovat todella harvinaisia yhdistelmiä. Tritium on radioaktiivinen, jonka puoliintumisaika on 12,32 vuotta ja sitä syntyy luonnossa lähinnä yläilmakehässä kosmisen säteilyn törmätessä ilmakehän typpi (N) molekyyleihin.

[3]Maan vesissä on 3200 molekyyliä jokaista puoliraskasvesi^[2] (HDO) molekyyliä kohti.

[4] Suunnilleen kolmen Marsin vuoden ajan.

Mistä vesi maapallolle?

Vesi maapallolle ei tullut 67P-komeetan kaltaisten kappaleiden
mukana. Kuva ESA.

Rosetta-luotaimen ROSINA -laitteiston^[1] tekemät mittaukset komeetta 67P/Churyumov-Gerasimenko’sta osoittavat, että sen sisältämä vesi poikkeaa maapallon vedestä merkittävästi. Vedyn isotooppien D (deuterium) ja H (vety)^[2] keskinäinen suhde (D/H)^[3] oli kolminkertainen maapallon veteen^[4] verrattuna. Tämä sulkee pois sen mahdollisuuden, että vesi maapallolle olisi tullut Jupiterin perheen tai Oortin pilven komeetoista.

Maapallolle vesi on tullut vasta noin puolimiljardia vuotta planeettamme syntymisen jälkeen. Tarkkaavainen lukija saattaa tässä vaiheessa kysyä, että mitä sitten on tapahtunut vedelle, joka oli mukana siinä materiassa mistä planeettamme on syntynyt?

 Kysymys on oikeutettu ja vaati vastauksen. Tämä ensimmäinen vesi on suurimmaksi osaksi haihtunut tai hajonnut vedyksi ja hapeksi johtuen maapallon sulamisesta kokonaan syntynsä jälkeen. Kiviaineksen sulaminen on tapahtunut viimeistään siinä vaiheessa kun pienen planeetan kokoinen kappale törmäsi protomaapalloon ja sen seurauksen syntyi Kuu. Kuusta tiedämme sen olevan erittäin kuiva paikka ja niin on ollut myös törmäyksen jälkeinen sulassa tilassa ollut maapallo.

Aurinkokunnan historia tunnetaan pääpiirteissään. Tiedämme, että noin 200 miljoona vuoden kuluttua maapallon synnystä planeettaamme ja kaikkiin aurinkokuntamme planeettoihin kohdistui suurena asteroidipommituksena tunnettu ja noin 500 miljoona vuotta kestänyt ajanjakso, jonka kuluessa myös maapallo sai vetensä. Mistä pommituksen aikaiset vesipitoiset komeetat ja asteroidit olivat peräisin? Vaihtoehtoja on kolme: Oortin pilvestä, Kuiperin vyöstä tai pääasteroidivyöhykkeeltä.

Kuiperin vyö ja oortin pilvi. Kuva ESA.

Oortinpilven komeettojen D/H-isotooppisuhde on moninkertainen maapallon veden vastaavaan verrattuna. Näin ollen vesi ei voi olla peräisin Oortin pilvestä tulleista komeetoista. Kuiperin vyö kappaleiden D/H suhde on vielä korkeampi ja se merkitsee sitä, että Kuiperin vyön komeetat ovat syntyneet suunnilleen nykyisellä etäisyydellä Auringosta mutta Oortin pilven komeetat ovat muodostuneet Kuiperin vyön komeettaoja lähempänä nykyisellä Uranus–Neptunus-planeettojen ratojen tuntumassa. Nykyisen käsityksen mukaan Oortin pilven komeetat ovatkin sinkoutuneet nykyiselle paikalleen suurten planeettojen syntynsä jälkeisen paikan etsiskelyn aikana^[5].

Komeetta 67P:n on ajateltu syntyneen Kuiperin vyössä, mutta joutuneen Jupiterin aiheuttamien gravitaatiohäiriöiden vuoksi pois alkuperäiseltä radaltaan ja päätyneen monien ratamuutosten jälkeen lopulta noin 6,5 vuoden mittaiselle radalle Jupiterin vaikutuspiiriin. Radan kaukaisin piste (apheli) on hyvin lähellä Jupiterin rataa ja Aurinkoa lähin radan piste (periheli) on Marsin ja Maan ratojen välissä.

Mitatut D/H-suhteet. Kuva ESA.

Toistaiseksi vain yhdentoista komeetan D/H-suhde on mitattu. Näistä yllättäen Jupiterin perheen komeetan 103P/Hartley 2:n D/H-suhde on suunnilleen sama kuin maapallolla. Sen sijaan lukuisien meteoriittien, joiden alkuperä on pääasteroidivyöhykkeellä, D/H-suhteet ovat samoja kuin Maassa olevan veden. Pääasteroidivyöhykkeen kappaleiden vesipitoisuus on kuitenkin pieni, mutta se korvaantuu helposti niiden suurella lukumäärällä.

Onko tämä koko totuus maapallon veden alkuperästä? Tuskin, Rosetta jatkaa havaintojaan ja niin tehdään ympäri maapallon. Näiden kolmen (asteroidit ja komeetat) vesilähteen lisäksi maapallolla voi olla jonkin pieni määrä säilynyt alkuperäistä protoplaneetan syntyajoilta olevaa vettä. Lisäksi Auringosta tuleva aurinkotuuli koostuu suurelta osin protoneista, joten osa siitä päätyy väistämättä myös maapallolle, ja jossa siitä tulee vettä protonien yhtyessä happeen. Tosin aurinkotuuli rapauttaa samaan aikaan maapallon ilmakehää vieden mukanaan lähinnä vetyä, joten tase näiden kahden ilmiön välillä lienee kuta kuinkin tasapainossa (tai jopa hieman rapautumisen puolella). Maapallon vesi on varmasti sekoitus kaikista näistä lähteistä tulleesta vedestä ja joiden sekoitussuhteet saadaan selville tutkimuksen jatkuessa.

Huomautukset

[1] Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis (ROSINA).

[2] Vedyllä tunnetaan kolme eri isotooppimuotoa: tavallisin niistä on vety (H), jonka atomiytimessä on vain yksi protoni. Seuraavaksi yleisin isotooppi on deuterium (D), jonka ytimessä on protonin lisäksi yksi neutroni. Kolmas isotooppi on tritium (T) jossa protonin lisäksi on kaksi neutronia.

[3] Isotooppien suhde määräytyy ainepilven lämpötilasta sen tiivistyessä. Mitä korkeampi lämpötila sitä enemmän kevyempiä isotooppimuotoja ainemäärässä on edustettuna. Näin ollen korkea D/H suhde merkitsee sitä, että komeettojen vesi on syntynyt kylmemmissä olosuhteissa kuin se vei joka on päätynyt maapallolle.

[4] Maapallon veden D/H suhde on 1,56×10^-4 ja komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko’n vastaava suhde on 5,3×10^-4.

[5] Suuret planeetat Jupiterista Neptunukseen eivät ole syntyneet nykyisillä paikoillaan, vaan ovat vaeltaneet ainakin jonkin verran. Jupiter syntyi nykyistä kauempana ja on sen jälkeen vaeltanut hieman lähemmäksi Aurinkoa. Saturnus on mitä ilmeisimmin puolestaan vaeltanut hieman kauemmaksi. Hurjimmat siirtymiset on tapahtunut Uranukselle ja Neptunukselle. Ne ovat eräiden tutkijoiden mukaan jopa vaihtaneet paikkaa keskenään.

Kolme super-Maa-planeettaa löytyi

Kansainvälinen tutkijaryhmä on havainnut Skorpionin tähdistössä olevan GJ667C tähde kiertoradalta kolme super-Maata elämän mahdollistavalla vyöhykkeeltä. Super-Maalla ymmärretään planeettoja joiden massat sijoittuvat 1 – 10× maapalon massan välille. Tähtijärjestelmä on kolmen tähden muodostama ja se sijaitsee noin 22 valovuoden etäisyydellä meistä.

Asian tekee erittäin mielenkiintoiseksi muutamat ominaisuudet tässä järjestelmässä: Aikaisemmin järjestelmästä on havaittu kaksi planeettaa. Uudet planeetat nostavat järjestelmän planeettojen määrän viiteen! Tämän lisäksi tutkijat ovat löytäneet viitteitä kuudennesta planeetasta. Itse tähti GJ667C on pienimassainen (1/3 Auringon massasta) M-spektriluokan tähti, jonka elämän mahdollistava vyöhyke on hyvin kapea ja lähellä tähteä.

Planeetat sijaitsevat niin lähellä tähteään, että niiden kiertoaika ratansa ympäri kestää vain 20–100 vuorokautta. Lähietäisyydestä tähteen on seurauksena myös planeettojen pyörimisen lukkiutuminen kiertoaikaan ja näin ollen ne kääntävät aina saman puolen kohti tähteään. Tilanne rajoittaa elämän menestymistä planeettoilla, mutta ei kuitenkaan estä sitä. Nestemäistä vettä ja samalla elämää saattaa esiintyä päivä–yö-rajan tuntumassa.

Elämän mahdollistavana vyöhykkeenä pidetään tähden ympärillä olevaa aluetta, jolla mahdollisesti sijaitsevan kivipintaisen planeetan pinnalla vesi pystyy esiintymään nestemäisenä. Elämän edellytyksenä lämpötilan lisäksi pidetään ilmakehän olemassaoloa. Näiden lisäksi muitakin ehtoja pitäisi olla, jotta elämän syntyminen olisi mahdollista. Toistaiseksi maapallon ulkopuolella esiintyvästä elämästä ei ole tehty havaintoja, mutta tämä lienee mahdollista muutaman vuoden kuluttua havaintotekniikkojen ottaessa jättiharppauksia.

Pienimassaisilla ja tästä syystä himmeillä tähdillä elämän mahdollistava vyöhyke on kapeampi ja se sijaitsee lähempänä tähteään kuin suurimassaisilla tähdillä. Lisäksi pienimassaiset tähdet viipyvät pääsarjassa pitempään kuin suurempimassaiset, joten elämälle otolliset olosuhteet voivat vallita pitempään. Tästä syystä tutkijat ovat kohdistaneet astrobiologiset tutkimuksensa usein juuri pienimassaisiin tähtien planeettoihin.

Tutkimusryhmää vetää Guillem Anglada-Escudé (University of Göttingen, Germany) ja tutkijoina mm. Mikko Tuomi (University of Hertfordshire) ja  Enricho Gerlach (University of Turku). Kaikkiaan tutkijoita on mukana kahdeksasta yliopistosta ja tutkimuslaitoksesta. Tutkimuksesta raportoitiin Astronomy & Astrophysics -tiedejulkaisun heinäkuun numerossa.