8 Minutės
Naujas tyrimas keičia vandenyninių pasaulių sampratą
ETH Ciuricho vedamas išsamus tyrimas rodo, kad daugelis egzoplanetų, anksčiau laikytų galimomis vandenyninėmis planetomis, beveik neabejotinai turi daug mažiau paviršinio vandens nei manyta anksčiau. Bendradarbiaujant su Max Planck Institute for Astronomy ir UCLA, mokslininkai modeliuoja cheminių mainų procesus tarp tiršto vandenilio atmosferos ir lydančio planetos vidaus — rezultatai rodo, kad didžioji dalis vandens yra cheminiu būdu pašalinama iš paviršiaus ir užkonservuojama giliau planetoje.
Tyrimas daugiausia nagrinėja labiausiai paplitusią planetų klasę, vadinamą sub-Neptūnais: kūnus, kurie yra didesni už Žemę, bet mažesni už Neptūną, ir kurių analogų mūsų Saulės sistemoje nėra, tačiau kurie dažnai aptinkami aplink kitas žvaigždes. Šie rezultatai meta iššūkį ankstesnėms idėjoms, kad tokios planetos galėtų turėti didžiules globalias vandenyno sritis po vandeniliniu dangalu — hipotezę, kuri paskatino diskusijas apie vadinamuosius „Hycean“ pasaulius, potencialiai tinkamus gyvybei.
Mokslinis fonas: sub-Neptūnai, Hycean pasauliai ir sniego riba
Sub-Neptūnai yra viena iš gausiausių tipų, aptiktų tranzitinių stebėjimų metu. Juos galima susidaryti plačiame orbitinių atstumų diapazone; daugelis modelių rodo formavimąsi už sistemos sniego ribos (t. y. atstumo, kuriame vandens garai kondensuojasi į ledą), po kurio gali vykti į vidų nukrypimas. Kadangi šios planetos formavimosi metu gali įgyti reikšmingus vandenilio apvalkalus ir įtraukti ledo dalis, ankstesni darbai spėjo, jog kai kurios iš jų galėjo išlaikyti storus paviršinius vandenynus arba nuolatinį didelio slėgio vandens sluoksnį po vandeniliniu dangalu. Tokios hipotezinės vandenynines savybes turinčios, vandeniliu turtingos planetos buvo pavadintos „Hycean“ planetomis.
ETH Ciuricho komanda iš naujo išnagrinėjo šią schemą, aiškiai įtraukdama cheminį ryšį tarp planetos atmosferos ir lydančio (magma) vidaus. Ankstyvuose gyvenimo etapuose daugelio sub-Neptūnų intensyvi šiluma gali suformuoti globalų magma vandenyną planetos paviršiuje. Jei virš šios magma sluoksnio susikaupia pastebimas vandenilio apvalkalas, atmosfera ir magma milijonus metų veikia viena kitą cheminiu požiūriu. Nauji modeliai kiekybiškai įvertina, kaip šie mainai pakeičia bendrą planetos vandens biudžetą ir stebimą atmosferos sudėtį — tai leidžia geriau suprasti, kokia dalis vandens lieka matoma paviršiuje, o kas patenka į paslėptas antrines rezervuaro zonas.
Metodai: susietas evoliucijos ir cheminės pusiausvyros modeliavimas
Autoriai sujungė gerai įsitvirtinusią planetos evoliucijos schemą su nauju cheminės pusiausvyros modeliu, kuris seka reakcijas tarp atmosferos dujų ir magmos komponentų. Jie sprendė pusiausvyros sąlygas 26 cheminių komponentų lygyje ir vykdė simuliacijas 248 reprezentatyvioms modelinėms planetoms, apimančioms tikėtinus masės, sudėties ir atmosferos parametrus. Tokia plačią apimtį turinti imtis leidžia patikrinti modelio stabilumą ir poveikį įvairiems pradiniams sąlygų rinkiniams.
Simuliacijos rodo nuoseklų rezultatą: vandenilis iš atmosferos reaguoja su silikatų lydinio išlaisvintu deguonimi, formuodamas chemines rūšis, kurios pririša vandenilį ir deguonį prie metalų ir sudaro junginius, linkusius migruoti giliau į planetos vidų. Šios rūšys — pavyzdžiui, metalų hidroksidai, oksidai ir kitos sudėtinės fazės, kurių sudėtyje yra metalo atomų — linkusios koncentracijaintis gilumoje, todėl laisvas H2O paviršiuje arba atmosferoje yra efektyviai sumažinamas. Net jei planeta pradiniame etape pritraukė didelius vandens ledo kiekius, dauguma to vandens cheminiu būdu užrakina viduje, o ne išlieka kaip paviršiniai vandenynai ar storos H2O sluoksnio struktūros.
Modeliai taip pat įvertina laiko priklausomybę: cheminės sąveikos tarp atmosferos ir magma gali vykti per geologiškai ilgą laiką, o reaktyvūs keliai priklauso nuo temperatūros, slėgio ir oksidacinės būklės. Tai reiškia, kad netgi planetoje su dideliu pradiniu vandens kiekiu, evoliucija per milijonus metų gali nuosekliai sumažinti paviršinį vandenį, pernešdama jį į gilesnes mineralines fazes arba į metalo turinčias sluoksnius prie branduolio.
Pagrindiniai rezultatai: ribotas paviršinis vanduo ir mažai tikėtini Hycean pasauliai
Per visą modeliuotą parametrų erdvę, planetos masės dalis, kuri pasireiškia kaip paviršinis H2O, yra maža — paprastai ribojama iki vos kelių procentų. Autorių skaičiavimai paneigia anksčiau siūlytas situacijas, kuriose tolimi sub-Neptūnai išlaikytų milžiniškus vandens atsargų kiekius (10–90 % planetos masės) kaip stabilias paviršines jūras po vandenilio apvalkalu. Tai reiškia, kad tikrosios Hycean planetos, kaip jos buvo anksčiau apibūdintos — didžiuliai, vandeniliu turtingi kūnai su plačiais paviršiniais vandenynais — yra daug mažiau tikėtinos nei manyta.
Netikėtas atradimas yra tas, kad planetos, kurios galiausiai turi palyginti vandeningas atmosferas, nebūtinai yra tos, kurios susiformavo už sniego ribos ir pritraukė gausų ledą. Vietoje to, kai kurios planetos, susiformavusios vidinėje regiono dalyje, gali cheminiu būdu gaminti atmosferinį vandenį: vandenilis iš atmosferos reaguoja su deguonimi silikatų magmoje ir taip susidaro H2O molekulės. Kitaip tariant, magma–atmosferos pusiausvyra — o ne vien tik formavimosi metu sukaupto ledo kiekis — dažnai yra vyraujantis veiksnys formuojant atmosferinį vandenį ir jo stebimas koncentracijas.
Šie rezultatai turi kelių lygių poveikį: pirmiausia, jie perorientuoja teorinį supratimą apie vandens ciklą ant tokių planetų; antra, jie keičia numatomus molekulinius ir cheminius žymes, kuriuos observatorijos turėtų ieškoti, analizuodamos jų spektrus. Kitaip sakant, paprastas atmosferos drėgmės aptikimas nebėra tiesioginis įrodymas apie didelį paviršinį vandenyną.
"Mūsų modeliai rodo, kad cheminis mainas tarp magmos ir atmosferos yra kertinis elementas planetoje esančio vandens biudžete", teigia Aaron Werlen, straipsnio pirmasis autorius. Projekto vadovė Caroline Dorn iš ETH Ciuricho priduria: "Daugelio egzoplanetų vandens kiekis bus kur kas labiau apribotas nei manyta anksčiau, o didelė jo dalis galiausiai pasislėps viduje." Šie komentarai pabrėžia, kad reikia persvarstyti kriterijus, kuriuos naudojame vertindami planetų potencialą išlaikyti paviršinį vandenį.
Pasekmės astrobiologijai ir stebėjimams
Šie rezultatai susiaurina egzoplanetų, galinčių turėti gausų paviršinį skystą vandenį, spektrą, kas apsunkina gyvybės už Saulės sistemos paiešką. Dabartinė nuomonė apie gyvybės paieškos prioritetus keičiasi: pastariesiems tyrimams labiau tikėtini tinkami gyvenimui sąlygos su nuolatiniu paviršiniu skystu vandeniu dabar atrodo labiau susijusios su mažesnėmis, uolomis planetomis su plonesnėmis atmosferomis — tai yra tikslai, kuriuos stebėti yra sudėtingiau, nes jie silpniau išsiskiria instrumentais ir reikalauja aukštesnio jautrumo.
Tyrimo rezultatai taip pat pakeičia astronomų interpretacijas apie spektrines žymes, kurias fiksuoja šiuolaikinės observatorijos, tokios kaip JWST (James Webb Space Telescope). Atmosferoje aptikto vandens garo buvimas jau nebėra vienareikšmis įrodymas apie platų paviršinį vandenyną; jis gali kilti iš magma–atmosferos chemijos arba atspindėti ribotas paviršines atsargas. Tikrų vandenyninių pasaulių nustatymas greičiausiai reikalautų aukštesnės tikslumo spektroskopijos ir naujos kartos teleskopų, kurie gali pateikti detalų cheminį ir vertikalų profilį atmosferei bei įrodyti, ar vanduo yra tik atmosferoje ar taip pat ir paviršiuje.
Praktinis padarinys stebėtojams yra aiškus: būtina plėtoti daugiaspektrines stebėjimo strategijas, kurios sugeba aptikti tiek vandens garus, tiek metalines chemines žymes, nurodančias gilų atmosferos ir magmos sąveikos pobūdį. Tokios žymės gali būti metalai ar metalų junginiai, kurie signalizuoja apie deguonies prijungimą prie metalų ir vandens pernešimą į vidų.
Eksperto įžvalgos
Dr. Maya Alvarez, astrobiologė ir planetų mokslininkė (NASA/Ames, kalba asmenine pozicija), komentuoja: "Šis tyrimas verčia mus iš naujo įvertinti, kurios planetos yra patraukliausios dėl paviršinio tinkamumo gyvybei. Vietoje prielaidos, kad didelės planetos su storais apvalkalais yra vandeningos oazės, privalome sutelkti dėmesį į atmosferos–vidaus cheminį ryšį. Observatoriams tai reiškia rinktis tikslus ir spektrinius diagnostikos metodus, galinčius atskirti vidinio sekvestracijos požymius nuo atmosferinio vandens gamybos."
Ateities perspektyvos ir stebėjimo strategijos
Nauja cheminės ir evoliucinės sąveikos schema atveria kelis tolimesnius tyrimų kelius. Observatorijos turėtų prioritetizuoti daugiaspektrinę spektroskopiją, kuri gali aptikti tiek vandens garus, tiek metalines rūšis, rodančias gilų atmosferos–magmos įsikišimą. Pavyzdžiui, derinant infraraudonąsias ir matomasias bangas galima gaunamų duomenų sankaupa, leidžianti atskirti absoliučias molekulines koncentracijas nuo emisijos ar apsišvietimo efektų.
Teorinėms pastangoms reikėtų toliau tikslinti reakcijų tinklus esant platesniam slėgių, temperatūros ir redoksinių būsenų spektrui: įvairios metalų oksidacijos stadijos, skirtingų silikatų fazių stabilumas ir galimi katalitiniai keliai gali labai paveikti, kaip vanduo migruoja ir užsilaiko planetoje. Tokios detalės yra svarbios siekiant numatyti, kurios spektrinės žymės yra tikrai patikimos vandens buvimo indikatorės ir kurios gali būti klaidinamos dėl vidinių cheminių procesų.
Be to, egzoplanetų apžvalgos, orientuotos į gyvenamų pasaulių atranką, turi atsižvelgti į tai, kad žemiško tipo paviršinės vandens frakcijos gali būti įprastesnės nei anksčiau siūlytos ekstremalios, vandeningos Hycean scenarijos. Tai keičia prioritetus: vietoje vien tik didelių, vandeniliu turtingų planetų, vertėtų skirti daugiau dėmesio mažesniems, uoloms kūnams su potencialiai stabilia paviršine aplinka.
Išvados
Aiškiai susiejus magmos chemiją su atmosferos evoliucija, ETH Ciuricho vadovaujamas tyrimas reikšmingai peržiūri lūkesčius dėl vandens sub-Neptūnų egzoplanetose. Didžiosios, vandeniliu persotintos planetos mažiau tikėtina, kad turės plačius paviršinius vandenynus; vietoje to didelė dalis jų vandens cheminiu būdu transformuojama ir sekvestruojama viduje. Paskutinė mintis yra pragmatiška: gyvybės paieškos strategijos turėtų toliau pabrėžti mažesnes, uolingas planetas ir taikyti patobulintas spektroskopines diagnostikas, leidžiančias atskirti atmosferinį vandenį nuo tikrų paviršinių vandenynų. Tokie sprendimai duos geresnes progas identifikuoti planetas, kurių paviršinės sąlygos iš tiesų gali būti tinkamos gyvybei palaikyti.
Šaltinis: scitechdaily
Palikite komentarą