Poszukiwania wody w kosmosie
Woda kosmiczna (1) niejedno ma oblicze. Oprócz zamarzniętych brył, śniegu kometarnego i bardzo słonych solanek, może po prostu unosić się w postaci ogromnych obłoków w przestrzeni. Kilka miesięcy temu międzynarodowy zespół naukowców znalazł w odległości 12 miliardów lat świetlnych chmurę "pary wodnej" wokół kwazaru. Szacuje się, że zawiera co najmniej 140 bilionów razy więcej wody niż wszystkie morza i oceany na Ziemi. Co istotne, uczeni sądzą, że nie są to drobiny lodu, przynajmniej nie w całości, lecz także kropelki. Dlaczego?
Rekordowego odkrycia dokonał międzynarodowy zespół, działający w pobliżu szczytu Mauna Kea na Hawajach. Zespół pracował w Obserwatorium Submilimetrowym Caltech, wykorzystując technologię znaną jako Z-Spec. Urządzenie to funkcjonuje jako spektrograf i jest znacznie bardziej czułe niż inne podobne urządzenia.
Woda to życie… w różnym tego słowa znaczeniu
Jak wspomnieliśmy na początku, naukowcy generalnie uważają obecność wody za kluczowy i konieczny warunek do powstania jakiegokolwiek rodzaju życia podobnego do tego na Ziemi. W związku z tym prawie każda nasza sonda lub lądownik są wyposażone w urządzenia do analizy powierzchni księżyca lub planety w poszukiwaniu cząsteczek wody. To poszukiwanie wody jest jednym z głównych motorów badań Układu Słonecznego.
Warto zaznaczyć, że choć istnienie wody wydaje nam się koniecznym do istnienia życia, to rozumowanie nie działa w drugą stronę - istnienie wody nie musi koniecznie oznaczać istnienia życia. Jednak zawsze jej odkrycie budzi zainteresowanie i falę rozważań o konsekwencjach i wynikających z tego możliwościach. Tak było np. z odkryciem wody na Księżycu sprzed paru lat, które zrewolucjonizowało dotychczasowe teorie na temat potencjału tego satelity i po raz kolejny zmieniło spojrzenie na kwestię występowania wody w kosmosie. Wpłynęło również na plany eksploracji kosmosu przez ludzi. Woda w takich miejscach jak Księżyc jest uznawana za niezbędny warunek do ustanowienia tam stałej obecności, bazy, eksploatacji, kolonii ludzkich nawet. Jest kluczowym elementem systemów podtrzymywania życia i surowcem do produkcji paliwa rakietowego (wodór i tlen).
Ponieważ Księżyc nie posiada żadnej znaczącej atmosfery, woda w stanie ciekłym nie może istnieć na jego powierzchni. Każdy lód wodny wystawiony na działanie promieni słonecznych szybko przekształca się w parę wodną i rozpada na tlen i wodór. Lód wodny byłby stabilny tylko w obszarach Księżyca położonych cieniu, np. w pobliżu biegunów i w kraterach.
Dopiero w sierpniu 2018 roku NASA potwierdziła za pomocą instrumentu Moon Mineralogy Mapper (M3), że na powierzchni Księżyca w pobliżu biegunów znajduje się lód wodny (2). Później Astronomiczne Stratosferyczne Obserwatorium w Podczerwieni NASA (SOFIA) potwierdziło obecność wody na nasłonecznionej powierzchni Księżyca. Odkrycie to wskazuje, że woda może być rozprowadzana po powierzchni Księżyca, a nie występować jedynie w zimnych, zacienionych miejscach. Aparatura wykryła cząsteczki wody w Kraterze Claviusa, jednym z największych kraterów widocznych z Ziemi, znajdującym się na półkuli południowej Księżyca.
Dane z tego miejsca mówią występowaniu wody w stężeniach od 100 do 412 części na milion, co można porównać z butelką wody na metr sześcienny gleby. Wyniki zostały opublikowane w "Nature Astronomy".
Wprawdzie odkryte stężenie wody "gruntowej" na Księżycu jest relatywnie niewysokie - dla porównania, pustynia Sahara ma 100 razy większą ilość wody w gruncie niż stężenie wykryte przez SOFIA na Księżycu. Jednak odkrycie to nasuwa pytania, jak powstaje tam woda i jak utrzymuje się ona w tak surowych warunkach jak księżycowe.
SOFIA znajduje się na pokładzie zmodyfikowanego Boeinga 747SP, latającego na wysokości 15 tys. metrów ponad 99 proc. pary wodnej zawartej w ziemskiej atmosferze, co pozwala uzyskać wyraźniejszy obraz w podczerwieni. Wykorzystując urządzenie Faint Object infraRed CAmera współpracujące z 106-calowym teleskopem FORCAST, SOFIA zdołała wychwycić specyficzną dla cząsteczek wody, długość fali 6,1 mikrona.
Obserwacje i obliczenia
Chociaż istnieje kilka ciał niebieskich w Układzie Słonecznym, które mają hydrosferę, Ziemia jest jedynym znanym ciałem ze stabilnymi zbiornikami ciekłej wody na swojej powierzchni, z wodą oceaniczną pokrywającą 71 proc. jej powierzchni. Obecność wody na powierzchni Ziemi jest wynikiem jej ciśnienia atmosferycznego i stabilnej orbity w strefie zamieszkiwalnej Słońca.
Wykrycie wody lub znalezienie dowodów na istnienie wody w przeszłości z dystansu jest trudne. Teleskopy optyczne, które rejestrują światło widzialne i dostarczają wizualnych obrazów odległych ciał, dają nam jedynie pewne wskazówki co do jasności i wielkoskalowych kształtów i struktur dużych regionów. Jaśniejsze regiony, szczególnie w pobliżu północnego lub południowego bieguna planety lub księżyca, mogą wskazywać na odbicia zamarzniętej wody. Jednakże, gdy jest wystarczająco zimno, lód z dwutlenku węgla również tworzy lśniącą powierzchnię. Zatem same teleskopy optyczne nie mogą potwierdzić obecności wody.
Uczeni przez pomiar odbicia światła od powierzchni mogą pośrednio sprawdzać, czy chodzi o wodę. Różne materiały, w tym woda, absorbują i odbijają różne długości fal świetlnych. Względna intensywność odbicia różnych długości fal jest łącznie nazywana widmem.
Charakterystyka widmowa jest znaną od lat i stosowaną często techniką wykrywania składu chemicznego odległych obiektów. Główne metody stosowane obecnie do potwierdzenia tego faktu to spektroskopia absorpcyjna i geochemia. Techniki te okazały się skuteczne do wykrywania atmosferycznej pary wodnej i lodu. Jednak przy użyciu obecnych metod spektroskopii astronomicznej znacznie trudniej jest wykryć wodę w stanie ciekłym na planetach skalistych, zwłaszcza w przypadku wody podpowierzchniowej. Z tego powodu astronomowie, astrobiolodzy i planetolodzy wspomagają się teorią strefy zamieszkiwalnej, danymi o grawitacji i pływach, modelami zróżnicowania wewnątrzplanetarnego i radiometrii do określenia możliwości występowania wody w stanie ciekłym.
Ciekła woda ma odmienną sygnaturę spektroskopii absorpcyjnej w porównaniu z innymi stanami wody z powodu stanu jej wiązań wodorowych. Jednak jej wykrycie może być utrudnione z powodu odległości i przez grube atmosfery na ogromnych odległościach kosmicznych przy użyciu obecnej technologii. Dane ze spektroskopii, choć same w sobie nie potwierdzają ostatecznie i definitywnie obecności wody w stanie ciekłym, to jednak w połączeniu z innymi obserwacjami na ich podstawie można wnioskować o takiej możliwości.
Na przykład, gęstość egzoplanety GJ 1214 b sugerowałaby, że dużą część jej masy stanowi woda, a późniejsze wykrycie przez teleskop Hubble’a obecności pary wodnej silnie sugeruje, że mogą być tam obecne egzotyczne materiały, takie jak "gorący lód" lub "woda w stanie nadciekłym". Z drugiej strony same inne dane bez spektroskopii też niczego nie przesądzają. np. sezonowe przepływy na nasłonecznionych marsjańskich zboczach, choć silnie sugerują obecność wody w stanie ciekłym, nie wykazały jej na razie w analizie spektroskopowej.
Naukowcy wykrywają ciekłą wodę także za pomocą sygnałów radiowych. Instrument RADAR (radio detection and ranging) sondy Cassini został wykorzystany do wykrycia istnienia warstwy ciekłej wody i amoniaku pod powierzchnią Tytana, co było zgodne z obliczeniami gęstości księżyca. Dane z radaru penetrującego grunt i przenikalności dielektrycznej z instrumentu MARSIS na pokładzie sondy Mars Express (3) wskazują na istnienie 20-kilometrowej stabilnej warstwy ciekłej wody w rejonie Planum Australe na Marsie.
W przypadku jowiszowych księżyców Ganimedesa i Europy, istnienie oceanu podlodowego wywnioskowano z pomiarów pola magnetycznego Jowisza. Naukowcy wykorzystali pomiary grawitacyjne aparatury sondy Cassini do potwierdzenia istnienia oceanu wodnego pod skorupą Enceladusa. Modele pływowe były wykorzystywane do analizowania innych księżyców Układu Słonecznego. Według co najmniej jednego badania grawitacyjnego na danych z Cassini, również księżyc Dione posiada ocean 100 kilometrów pod powierzchnią.
Do obliczania gęstości do określenia składu planet i prawdopodobieństwa występowania wody w stanie ciekłym można wykorzystać również obliczenia gęstości, choć metoda ta nie jest bardzo dokładna, gdyż kombinacja wielu związków i stanów może dawać podobne wyniki. Na obecność podpowierzchniowej warstwy oceanu wskazują obliczenia gęstości księżyców Saturna, Tytana i Enceladusa, wzmacniając wskazówki z innych rodzajów badań.
Takie obliczenia przeprowadza się również dla obiektów poza Układem Słonecznym. Wstępna analiza gęstości egzoplanety 55 Cancri e wskazywała, że składa się ona w 30 proc. z płynu nadkrytycznego, który według Diany Valencia z Massachusetts Institute of Technology może mieć postać słonej wody w stanie nadkrytycznym, jednak dalsze analizy jej tranzytu nie wykryły śladów ani wody, ani wodoru.
Mała gęstość GJ 1214 b, drugiej egzoplanety (po CoRoT-7b), której masa i promień były mniejsze niż masa i promień olbrzymich planet Układu Słonecznego, wskazywała, że jest to prawdopodobnie mieszanina skał i wody, a dalsze obserwacje przy użyciu teleskopu Hubble’a wydają się potwierdzać, że dużą część jej masy stanowi woda, czyli byłby to duży wodny świat.
Kolejnym narzędziem wykorzystywanym przez uczonych szukających wody są modele retencji ciepła i ogrzewania przez rozpad promieniotwórczy. Sugerują one, że mniejsze ciała Układu Słonecznego, Rhea, Titania, Oberon, Tryton, Pluton, Eris, Sedna i Orcus mogą mieć oceany pod litymi lodowymi skorupami, o grubości około 100 km.
Szczególnie interesujący w tych przypadkach jest fakt, że modele wskazują, iż warstwy ciekłe są w bezpośrednim kontakcie ze skalistym jądrem, co pozwala na efektywne mieszanie minerałów i soli w wodzie. Jest to więc inny model niż hipotezy dotyczące większych lodowych satelitów, Ganimedesa, Callisto czy Tytana, gdzie warstwy lodu pod wysokim ciśnieniem miałyby znajdować się pod warstwą ciekłej wody. Modele rozpadu radioaktywnego sugerują też, że MOA-2007-BLG-192Lb, mała egzoplaneta krążąca wokół małej gwiazdy, może być tak ciepła jak Ziemia i całkowicie pokryta bardzo głębokim oceanem.
Są hipotezy, że planeta karłowata Ceres (4), największy obiekt w pasie asteroid mógłby mieć co najmniej "wilgotne wnętrze", na co wskazuje wykryta tam para wodna, być może efekt sublimacji lodu powierzchniowego.
Na Ceres znajduje się również góra zwana Ahuna Mons, która jest uważana za kopułę kriowulkaniczną ułatwiającą ruch kriowulkanicznej magmy o wysokiej lepkości, składającej się z lodu wodnego zmiękczonego przez zawartość soli. Uważa się, że globalna warstwa ciekłej wody o grubości wystarczającej do oddzielenia skorupy od płaszcza jest obecna na Tytanie, Europie oraz, z mniejszą pewnością, na Callisto, Ganimedesie i Trytonie. Inne lodowe księżyce mogą również posiadać wewnętrzne oceany lub kiedyś posiadały wewnętrzne oceany, które teraz zamarzły.
Oczywiście do wykrywania wody w sposób najbardziej bezsporny posłużyć możemy się wszelkiego rodzaju sondami, próbnikami, lądownikami i łazikami, które po prostu mogą zbierać próbki z powierzchni planety i analizować je pod kątem składu chemicznego.
Statek kosmiczny może również zebrać próbkę i zwrócić ją na Ziemię w celu przeprowadzenia bardziej szczegółowej analizy. Jednak takie misje są bardzo kosztowne i trudne do przeprowadzenia ze względu na konieczność wylądowania na powierzchni ciała pozaziemskiego, ucieczki przed jego grawitacją i powrotu na Ziemię. W przypadku ciał poza Układem Słonecznym to w ogóle na razie niewykonalne.
Układ pełen wody
Według oszacowań na podstawie wyżej wymienionych metod badań i analizy opublikowanych pod koniec 2015 roku, wody w stanie ciekłym w Układzie Słonecznym poza Ziemią jest objętościowo 25-50 razy więcej niż wody ziemskiej (1,3 mld km sześciennych). Gdzie ona jest, a raczej może być, według szacunków, poszlak, pośrednich obserwacji i obliczeń?
Mars był jednym z pierwszych ciał pozaziemskich, które przyciągnęły ludzką uwagę ze względu na wiarę w ciekłą wodę płynącą po powierzchni i towarzyszące jej życie. Obrazy Marsa z teleskopów pokazały zmieniającą się jasność na planecie w czasie, co od ok. dwóch wieków wzmacniało wiarę w to, że na Marsie jest mniej więcej tak jak na Ziemi.
Pierwsze sondy kosmiczne w latach 70., Mariner 9, Viking 1, Viking 2 i inne, przyniosły obrazy miejsc, które wyglądały jak suche koryta rzek i kaniony podobne do tych znanych z Ziemi. Naukowcy po dekadach badań wierzą obecnie, że te cechy marsjańskiej powierzchni wskazują na wodną historię Marsa sięgającą miliardów lat w przeszłość (5). Ponadto od początków eksploracji na Marsa wysłano wiele innych satelitów, lądowników i łazików z różnymi instrumentami, które wykryły duże ilości lodu wodnego tuż pod powierzchnią całej planety.
Łazik Curiosity wykrył na marsjańskiej powierzchni minerały ilaste, które tworzą się w obecności słodkiej wody, dając kolejne dowody na istnienie w przeszłości ciekłej wody na Marsie. W 2013 roku NASA, na podstawie danych z łazika Curiosity badającego Aeolis Palus w pobliżu Mount Sharp w kraterze Gale, poinformowała, że na Marsie istniało duże słodkowodne jezioro (które mogło być gościnnym środowiskiem dla życia mikrobiologicznego).
W 2015 roku dane sondy orbitalnej Mars Reconnaissance Orbiter zasugerowały, że występujący dość często na marsjańskiej powierzchni wzór ciemnych smug to efekt działania płynnej solanki (wody zmieszanej z solą) tuż pod powierzchnią podczas cieplejszej pory roku na Marsie, która przedostałaby się na powierzchnię na krótki czas. Jednak, jak wspomniano, nie potwierdziły tego badania spektrograficzne, a dodatkowe dane z 2017 roku podały tę hipotezę w wątpliwość, sugerując zamiast tego, że te ciemne smugi są głównie spowodowane ziarnami piasku i pyłu spadającymi kaskadowo z bardzo stromych zboczy na nierównej planecie.
Hipoteza dawnego oceanu na Marsie sugeruje, że prawie jedna trzecia powierzchni Marsa była kiedyś pokryta wodą, a występująca na planecie obecnie woda ma inne postacie (duża jej część znajduje się w czapach lodowych).
Przekrój podziemnego lodu na Marsie został ukazany na obrazie satelitarnym MRO jednego ze stromych zboczy, na którym widać jasnoniebieskie warstwy (6). Skarpa opada około 128 metrów z poziomu gruntu w górnej trzeciej części obrazu.
Woda na Marsie występuje obecnie prawie wyłącznie w postaci lodu, z niewielką ilością obecną w atmosferze w postaci pary. Woda w stanie ciekłym może występować przejściowo na powierzchni Marsa, ale tylko w określonych warunkach. Nie istnieją duże zbiorniki wody w stanie ciekłym, ponieważ ciśnienie atmosferyczne na powierzchni wynosi średnio tylko 600 paskali - około 0,6 proc. średniego ciśnienia na poziomie morza na Ziemi - a także dlatego, że średnia globalna temperatura jest zbyt niska - 210 K (-63°C), co prowadzi do szybkiego parowania lub zamarzania.
Oszacowania wskazują, że w rejonach podbiegunowych warstwy powierzchniowe składają się prawie całkowicie z wody pokrytej cienką warstwą drobnego materiału. Potwierdzają to obserwacje instrumentu MARSIS na orbiterze Mars Explorer. Wody tej w południowym rejonie biegunowym ma być wedle obliczeń 1,6×106 km3. Tyle na powierzchni.
Ponadto w 2018 roku naukowcy wykorzystujący dane radarowe z orbitera Mars Express Europejskiej Agencji Kosmicznej zidentyfikowali solankowe jezioro ok. 1,6 pod południową pokrywą lodową Marsa. Wysoki poziom soli i niskie temperatury utrudniłyby przetrwanie większości znanych form życia. Jednak nawet na Ziemi odkryliśmy organizmy, które rozwijają się w słonych, choć nie tak zimnych, warunkach.
Jak była o tym wyżej mowa, dane zebrane z obserwacji i badań sugerują, że Europa, księżyc Jowisza, i Enceladus, księżyc Saturna, mają ogromne oceany pod warstwami lodu na powierzchni. Pod powierzchnią tych księżyców materia pozostaje płynna dzięki siłom grawitacyjnym pobliskiej dużej planety i otaczających ją księżyców, które na przemian ściskają i rozciągają podpowierzchniowe oceany, co generuje ciepło poprzez tarcie.
Sonda Cassini badająca Saturna i jego księżyce wykryła gejzery wody wyrzucanej z Enceladusa, wraz innymi substancjami chemicznymi, niewielkimi ilościami soli, azotu, dwutlenku węgla i lotnych węglowodorów które mogą sprzyjać ewentualnemu życiu (7). Kosmiczny Teleskop Hubble’a z daleka i sonda Galileo eksplorująca system Jowisza wykryły podobne wyrzuty pary wodnej z powierzchni Europy. Dane sugerują, że inne księżyce Jowisza i Saturna, w tym duże ciała, Ganimedes i Tytan, również mogą mieć podpowierzchniowe oceany. Taki ocean, jak się podejrzewa, mogłaby mieć także planeta karłowata Pluton.
Szacuje się, że zewnętrzna skorupa stałego lodu na Europie ma grubość około 10-30 km, w tym plastyczną warstwę "ciepłego lodu", co może oznaczać, że ciekły ocean pod spodem może mieć głębokość około 100 km. Prowadzi to do tego, że objętość oceanów Europy wynosi 3 × 1018 m3, nieco ponad dwa razy więcej niż objętość oceanów Ziemi. Itsnieją co najmniej dwa modele naukowe hipotetycznego podlodowego oceanu na Europie (8).
Z najnowszych odkryć warto wspomnieć o informacji z lata 2021 r. o tym, że teleskop Hubble'a znalazł pierwsze dowody na obecność pary wodnej na księżycu Jowisza, Ganimedesie. Para wodna tworzy się, gdy lód z powierzchni księżyca sublimuje, czyli zamienia się ze stanu stałego w gaz. Domniemany wewnętrzny ocean Ganimedesa znajduje się około 160 km pod skorupą, dlatego też odkryta ostatnio para wodna nie jest wynikiem parowania tego oceanu.
W ramach programu obserwacyjnego mającego na celu wsparcie misji NASA Juno w 2018 roku, Lorenz Roth z KTH w Sztokholmie w Szwecji połączył dane z dwóch instrumentów: spektrografu Hubble’a z 2018 roku oraz archiwalne obrazy z lat 1998-2010. Wbrew pierwotnym interpretacjom danych z 1998 roku, odkrył, że w atmosferze Ganimedesa prawie nie było atomowego tlenu. Oznacza to, że musi istnieć inne wyjaśnienie dla widocznych różnic w obrazach zorzy w zakresie ultrafioletowym.
"Dostrzegalne różnice w obrazach UV są bezpośrednio skorelowane z miejscami, gdzie można by się spodziewać wody w atmosferze księżyca. Para wodna, którą zmierzyliśmy teraz, pochodzi z sublimacji lodu spowodowanej termiczną ucieczką pary wodnej z ciepłych obszarów lodowych". To odkrycie dodaje przewidywania do nadchodzącej misji ESA (Europejskiej Agencji Kosmicznej), JUICE, co jest skrótem od JUpiter ICy moons Explorer.
Planowana do wystrzelenia w 2022 roku i dotarcia do Jowisza w 2029 roku, spędzi co najmniej trzy lata na szczegółowych obserwacjach Jowisza i trzech jego największych księżyców, ze szczególnym uwzględnieniem Ganimedesa jako ciała planetarnego i potencjalnego siedliska.
Obecnie wodę w postaci lodu lub pary wodnej podejrzewa się w miejscach, które wcześniej wolne były od takich podejrzeń. np. ze względu na bliskość Słońca Merkury był uważany za planetę całkowicie "suchą". Analizy z sondy MESSENGER wskazały na pokłady lodu wodnego w kraterach na biegunie północnym.
Woda jest też częścią składową wielu innych mniejszych obiektów Układu Słonecznego, np. komet zawierających duże ilości lodu wodnego. Niedawno badania pyłu z komety Wild-2 wskazały na obecność ciekłej wody wewnątrz komety w pewnym momencie w przeszłości. Nie jest jeszcze jasne, jakie źródło ciepła (poza Słońcem) mogło spowodować stopienie części lodu wodnego komety.
10 grudnia 2014 r. naukowcy poinformowali, że skład pary wodnej z komety Czuriumow-Gerasimenko, określony przez sondę kosmiczną Rosetta, znacząco różni się od tego, który można znaleźć na Ziemi. Oznacza to, że stosunek deuteru do wodoru w wodzie z komety był trzykrotnie większy niż w przypadku wody ziemskiej. To czyni mniej prawdopodobnymi hipotezy, że woda znaleziona na Ziemi pochodzi głównie z komet.
Wodę i to w ciekawych postaciach znajduje się również na asteroidach. Pierwszą, na której znaleziono wodę, była asteroida 24 Themis. Odkryto na niej również ciecz pod ciśnieniem mniejszym niż atmosferyczne, rozpuszczoną w minerale przez promieniowanie jonizujące. Obecność wody ciekłej stwierdzono na dużej asteroidzie 4 Westa, zaś energia, którą ją topi, pochodzi z uderzeń innych ciał kosmicznych.
Woda w strefach zamieszkiwalnych
Celem obecnych poszukiwań poza Układem Słonecznym jest znalezienie planet o rozmiarach Ziemi w strefie zamieszkiwalnej ich układów planetarnych (zwanej też czasem strefą Złotowłosej). Kolejnym krokiem jest analiza znalezionych w tej strefie planet. Co udało nam się do tej pory ustalić, jeśli chodzi o ok. 4,5 tysiąca znalezionych i potwierdzonych egzoświatów?
Myśli kierują się ku najbliższemu układowi gwiezdnemu i odkrytej tam intrygującej egzoplanecie. Jednak mimo że Proxima Centauri b znajduje się w strefie zamieszkiwalnej, możliwość zamieszkania planety została zakwestionowana z powodu kilku czynników. Przede wszystkim faktu, że planeta ta jest zwrócona w stronę gwiazdy zawsze tą samą stroną.
Woda w stanie ciekłym może być obecna tylko w najbardziej nasłonecznionych regionach powierzchni planety, w basenach znajdujących się na półkuli planety zwróconej w stronę gwiazdy lub, jeśli planeta jest w rotacji rezonansowej, dwukierunkowo w pasie równikowym. Śladów wody jednak jak do tej pory nie wykryto. Planeta, jako stosunkowo bliska, prawdopodobnie będzie w przyszłości obiektem intensywnych badań.
Bardziej obiecujące pod interesującym nas względem światy odkryto dalej. We wrześniu 2019 r. dwa zespoły naukowe ogłosiły niezależnie od siebie odkrycie wody w atmosferze egzoplanety K2-18b. Planeta krąży w strefie zamieszkiwalnej swojej gwiazdy. "Jest to jedyna planeta poza Układem Słonecznym, która ma odpowiednią temperaturę i atmosferę, by utrzymać wodę", twierdził Angelos Tsiaras, astronom z University College London i główny autor publikacji w "Nature Astronomy".
Tsiaras i jego koledzy sugerują, że para wodna może stanowić od jednej setnej procent do połowy atmosfery K2-18b. Ustalenie, ile wody (a także innych gazów, takich jak metan, dwutlenek węgla i amoniak) się tam znajduje, będzie wymagało dalszych obserwacji przy użyciu przyszłych urządzeń kosmicznych, takich jak teleskop Jamesa Webba, który ma zostać wystrzelony w kosmos w grudniu 2021 roku, Atmospheric Remote-Sensing Infrared Exoplanet Large-Survey (ARIEL), teleskopu Europejskiej Agencji Kosmicznej oraz budowanej generacji megateleskopów naziemnych.
K2-18b jest większa od Ziemi i prawie dziewięć razy bardziej masywna, odkryta przez teleskop Keplera w 2015 roku, krąży po 33-dniowej orbicie wokół chłodnego czerwonego karła w gwiazdozbiorze Lwa, oddalonego od nas o około 110 lat świetlnych. Wrócimy do tego obiektu jeszcze we fragmencie dotyczącym zupełnie nowej kategorii egzoplanet wodnych, zwanych "hyceańskimi".
Gliese 667 Cc to egzoplaneta krążąca w strefie zamieszkiwalnej czerwonej gwiazdy karłowatej Gliese 667 C, należącej do układu potrójnego gwiazd Gliese 667, oddalonej o około 23,62 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Skorpiona. W oparciu o obliczenia temperatury ciała czarnego, GJ 667 Cc powinna pochłaniać nieco więcej ogólnego promieniowania elektromagnetycznego niż Ziemia, czyniącego ją nieco cieplejszą niż nasza planeta i w konsekwencji plasując ją nieco bliżej wewnętrznej ("gorącej") krawędzi strefy zamieszkiwalnej niż Ziemię.
W 2018 roku Planetary Habitability Laboratory (PHL) uznało Gliese 667 Cc za czwartą najbardziej podobną do Ziemi egzoplanetę znajdującą się w ostrożnie definiowanej strefie zamieszkiwalnej. Jej gwiazda-gospodarz jest czerwonym karłem, o masie około jednej trzeciej masy Słońca. Planeta ma prawdopodobnie jedną stronę stale zwróconą w kierunku gwiazdy, podczas gdy przeciwna strona jest spowita wieczną ciemnością.
Jednak pomiędzy tymi dwoma intensywnymi obszarami znajduje się skrawek przestrzeni nadającej się do zamieszkania - zwany terminatorem, gdzie temperatury mogą być odpowiednie (około 0°C) do istnienia wody w stanie ciekłym. Są jednak wyniki badań wskazujące, że planeta ta podlega zbyt silnemu ogrzewaniu pływowemu, by można myśleć o warunkach sprzyjających istnieniu stabilnej wody w stanie ciekłym.
Super-Ziemia, Kepler-62e, odkryta na orbicie w strefie zamieszkiwalnej Keplera-62, znajduje się około 990 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Liry. Kepler-62e może być planetą skalistą lub pokrytą oceanem. Leży w wewnętrznej części strefy zamieszkiwalnej swojej gwiazdy.
Kepler-62e okrąża swoją gwiazdę co 122 dni i ma w przybliżeniu o 60 proc. średnicę większą od Ziemi. Biorąc pod uwagę, że ilość energii otrzymywanej przez Keplera-62e z macierzystej gwiazdy jest o 20 proc. większa niż to, co Ziemia otrzymuje od Słońca, możliwe jest, że temperatura powierzchni Keplera-62e może wynosić ponad 350 K (77°C), co wystarczy do wywołania efektu cieplarnianego.
W tym samym układzie krąży w większym oddaleniu, czyli w odległości 0,718 AU (107 400 000 km), Kepler-62f, jednak wciąż w strefie zamieszkiwalnej gwiazdy Kepler-62. Jej okres orbitalny wynosi około 267,3 dnia. Została wybrana jako jeden z celów do zbadania przez program Search for Extraterrestrial Intelligence (SETI). Biorąc pod uwagę wiek planety (7 ±4 miliardy lat), napromieniowanie (0,41 ±0,05 razy większe od ziemskiego) i promień (1,41±0,07 razy większy od ziemskiego), za prawdopodobny uważa się skład skalny (krzemianowo-żelazowy) z dodatkiem prawdopodobnie znacznej ilości wody. Jeśli jej gęstość jest taka sama jak ziemska, jej masa byłaby 1,413 lub 2,80 razy większa od ziemskiej.
Chociaż Kepler-62f może być planetą pokrytą oceanem, posiadającą skały i wodę na powierzchni, jest najdalej wysunięta od swojej gwiazdy, więc bez dodatkowej ilości dwutlenku węgla (CO2), może to być planeta pokryta w całości lodem. Aby Kepler-62f mogła utrzymać klimat podobny do ziemskiego (ze średnią temperaturą około 284-290 K (11-17°C; 52-62°F), w atmosferze planety musiałoby być obecne co najmniej 5 barów (4,9 atm) dwutlenku węgla. Niska aktywność gwiazdowa pomarańczowych karłów, takich jak Kepler-62, tworzy stosunkowo łagodne środowisko promieniowania dla planet krążących w ich strefach zamieszkiwalnych, zwiększając ich potencjalną możliwość zamieszkania.
Kepler-62f prawdopodobnie dominowałby na liście światów, na które powinniśmy kierować wzrok i najpotężniejsze instrumenty badawcze w poszukiwaniu ciekłej wody (i życia), gdyby kilka lat temu nie odkryto za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera wokół gwiazdy TRAPPIST-1 układu aż siedmiu niezwykle interesujących planet (9).
Zacznijmy od TRAPPIST-1e, która jest egzoplanetą o rozmiarach zbliżonych do Ziemi, orbitującą w strefie zamieszkiwalnej ultrachłodnego czerwonego karła TRAPPIST-1, około 40 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Wodnika. Potwierdzono również, że posiada zwartą atmosferę. W listopadzie 2018 r. naukowcy ustalili, że spośród siedmiu egzoplanet w układzie TRAPPIST-1e jest tą, która ma największe szanse na bycie planetą z oceanem, podobną do Ziemi i najbardziej wartą dalszych badań.
Pomimo, że cechuje ją obrót synchroniczny, czyli jedna półkula stale zwrócona jest w stronę gwiazdy, podczas gdy druga nie, co może zmniejszyć możliwość zamieszkania planety, ma odpowiednią temperaturę, by na powierzchni mogła zbierać się woda w stanie ciekłym. Tym się różni od innych planet układu - TRAPPIST-1f, g, i h. Ponieważ jest to jedna z najbardziej obiecujących, potencjalnie nadających się do zamieszkania znanych egzoplanet, TRAPPIST-1e będzie jednym z pierwszych celów Teleskopu Kosmicznego Jamesa Webba, który ma przeprowadzić dokładniejsze analizy atmosfery planety w poszukiwaniu chemicznych oznak życia lub biosygnatur.
To, że TRAPPIST-1e jest na czele listy, nie znaczy, że inne planety układu są skreślone. Jej sąsiadka, TRAPPIST-1d, która orbituje na wewnętrznej krawędzi strefy zamieszkiwalnej, jest najmniej masywną planetą układu i prawdopodobnie posiada zwartą, ubogą w wodór atmosferę podobną do Wenus, Ziemi lub Marsa. Otrzymuje zaledwie 4,3 proc. więcej światła słonecznego niż Ziemia.
Pod pewnymi względami ta egzoplaneta jest jedną z najbardziej podobnych do Ziemi. Znacznie mniejsza od Ziemi, co może wpływać na jej magnetosferę. Planeta może posiadać wodę w stanie ciekłym i atmosferycznym, nawet wielokrotnie więcej niż Ziemia. Gęsta atmosfera sprzyjać może przekazywaniu ciepła na planecie zawsze zwróconej do swojej gwiazdy jedną stroną. Ostatnie badania przeprowadzone przez Uniwersytet Waszyngtoński wykazały, że TRAPPIST-1d może jednak być podobną do Wenus, niegościnną planetą.
Kolejna z planet układu, TRAPPIST-1f, jest egzoplanetą prawdopodobnie skalistą z masywną wodno-parową otoczką gazową o bardzo wysokim ciśnieniu i temperaturze, orbitującą albo wewnątrz, albo nieco poza strefą zamieszkiwalną swojej gwiazdy macierzystej. Ma promień mniej więcej taki sam jak Ziemia, na poziomie około, ale tylko około dwóch trzecich masy Ziemi. Jest więc mało prawdopodobne, że jest to planeta w pełni skalista, podobna do Ziemi. Symulacje sugerują, że planeta składa się z 20 proc. z wody, co jest znacznie wyższą wartością niż w przypadku Ziemi. Przy tak masywnej otoczce wodnej, ciśnienie i temperatura będą wystarczająco wysokie, aby utrzymać wodę w stanie gazowym, a woda w stanie ciekłym będzie istnieć tylko w chmurach w górnych warstwach atmosfery TRAPPIST-1f.
Kolejna planeta, TRAPPIST-1g, znajduje się w optymistycznie definiowanej strefie zamieszkiwalnej swojej gwiazdy. Jest planetą większą od Ziemi, ale mniej gęstą, co oznacza, że prawdopodobnie zawiera jakąś formę wody. TRAPPIST-1g może posiadać globalny ocean wodny lub wyjątkowo grubą atmosferę parową nad warstwą lodu w stanie nadkrytycznym.
Planety oceaniczne
Wiele razy powyżej padało określenie "świat wodny" lub "planeta pokryta oceanem". W trakcie badań naukowcy doszli do wniosku, że interesujące z punktu widzenia poszukiwań życia są nie tylko ściśle podobne do Ziemi planety skaliste, ale również planety, gdzie jest woda w postaci ciekłej, półlodowej lub w różnych nadkrytycznych stanach i fazach.
Nazywa się to różnie - świat oceaniczny, wodny, akwaplaneta, a od niedawna "planeta hyceańska" (10). Określa się tak ciała niebieskie zawierające znaczną ilość wody jako hydrosferę na powierzchni lub w oceanie podpowierzchniowym. Termin ten jest również używany czasami dla ciał astronomicznych z oceanem składającym się z innej płynnej substancji, takiej jak lawa (przypadek księżyca Io), amoniak (w mieszaninie z wodą, jak jest prawdopodobnie w przypadku wewnętrznego oceanu Tytana) lub węglowodory, jak na powierzchni Tytana. W czerwcu 2020 roku naukowcy z NASA poinformowali, że na podstawie badań modelowania matematycznego jest prawdopodobne, że egzoplanety z oceanami są powszechne w Drodze Mlecznej.
Najlepiej poznane wodne światy w Układzie Słonecznym to Callisto, Enceladus, Europa, Ganimedes i Tytan. Europa i Enceladus są uważane za jedne z najbardziej interesujących celów badań ze względu na ich stosunkowo cienką skorupę zewnętrzną i kriowulkanizm. Wiele innych ciał w Układzie Słonecznym kandyduje do miana światów z podpowierzchniowymi oceanami, w tym Ariel, Ceres, Dione, Eris, Mimas, Miranda, Oberon, Pluton i Tryton.
Pozaziemski ocean mógłby być tak głęboki i gęsty, że nawet w wysokich temperaturach ciśnienie zamieniłoby wodę w lód. Ogromne ciśnienie w niższych rejonach takich oceanów mogłoby prowadzić do formowania się płaszcza egzotycznych form lodu, takich jak lód V. Lód taki niekoniecznie byłby tak zimny jak lód konwencjonalny. Jeśli planeta znajduje się wystarczająco blisko swojej gwiazdy, aby woda osiągnęła temperaturę wrzenia, przejdzie ona w stan nadkrytyczny i nie będzie miała dobrze zdefiniowanej powierzchni. Nawet na chłodniejszych planetach, zdominowanych przez wodę, atmosfera może być znacznie grubsza niż ziemska i składać się w dużej mierze z pary wodnej, wytwarzając bardzo silny efekt cieplarniany. Jak wspominaliśmy wyżej istnienie wewnętrznych oceanów może wspierać również energia rozpadu radioaktywnego.
Astronomowie zidentyfikowali w 2021 roku nową klasę planet nadających się do zamieszkania, zwanych planetami "hyceańskimi". Miałyby to być gorące, pokryte oceanami planety z atmosferami bogatymi w wodór. Wiele kandydatek na planety "hyceańskie", zidentyfikowanych przez naukowców, jest większych i gorętszych niż Ziemia, ale wciąż ma cechy sprzyjające istnieniu dużych oceanów, które mogłyby wspierać życie mikrobiologiczne podobne do tego, które można znaleźć w niektórych środowiskach wodnych na Ziemi. Planety tego typu pozwalają również na znacznie szerszą strefę zamieszkania niż ściśle rozumiana strefa Złotowłosej, w porównaniu z planetami podobnymi do Ziemi. Oznacza to, że mogą podtrzymywać życie, nawet jeśli leżą poza jej zakresem.
Zdecydowana większość z tysięcy odkrytych do tej pory egzoplanet to planety o rozmiarach pomiędzy Ziemią a Neptunem, często nazywane "super-Ziemiami" lub "mini-Neptunami".
Według założeń mogą to być planety skaliste lub lodowe olbrzymy z atmosferami bogatymi w wodór lub coś pomiędzy. Większość mini-Neptunów ma rozmiar ponad 1,6 razy większy od Ziemi, czyli są mniejsze od Neptuna, ale zbyt duże, by mieć skaliste wnętrza jak Ziemia. Wcześniejsze badania takich planet wykazały, że ciśnienie i temperatura pod ich bogatymi w wodór atmosferami byłyby zbyt wysokie, aby mogło tam powstać życie.
Jednak najnowsze badania mini-Neptuna K2-18b przeprowadzone przez zespół Nikku Madhusudhana z uniwersytetu w Cambridge wykazały, że w pewnych warunkach planety tego typu mogą wspierać życie. Chociaż mogą być nawet 2,6 razy większe od Ziemi i mieć bogatą w wodór atmosferę temperaturze o nawet do 200 stopni Celsjusza, to jednak ich warunki oceaniczne mogą być podobne do tych, które sprzyjają życiu mikrobiologicznemu w ziemskich oceanach. Kategoria ta przewiduje też podkategorie "ciemnych" światów hyceańskich, które mogą mieć warunki do zamieszkania tylko po energii od swoich gwiazd. Planety tej wielkości dominują w gronie egzoplanet, choć nie zostały zbadane tak szczegółowo jak super-Ziemie.
Są prawdopodobnie jednak dość powszechne, co oznacza najbardziej obiecujące miejsca do poszukiwania życia w Galaktyce.
Zespół z Cambridge zidentyfikował sporą próbkę potencjalnych planet "hyceańskich", wskazując je jako pierwsze kandydatki do szczegółowych badań za pomocą teleskopów nowej generacji, w tym oczywiście Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST). Wszystkie te planety krążą wokół czerwonych gwiazd karłowatych w odległości 35-150 lat świetlnych od Ziemi.
Woda jest substancją, jak się wydaje, całkiem zwykłą w kosmosie. A zarazem jest czymś niezwykłym, bo tylko w jej obecności powstaje jedyny rodzaj życia, jaki umiemy identyfikować. Potwierdzenie jej wszechobecności we Wszechświecie może oznaczać, że powszechne jest życie o biologii podobnej do naszego, ziemskiego. Ale nie musi. Gdyby tak się okazało, a zapewne szybko o tym się nie przekonamy, sugerowałoby to, że woda nie jest tak istotnym czynnikiem w powstawaniu i utrzymywaniu życia, jak tradycyjnie uważamy, a prawdziwa tajemnica tkwi w czym innym.
Zanim jednakże do tego dojdziemy, minie sporo czasu. Na razie przydałyby się jakiekolwiek twarde dowody na istnienia ciekłej wody gdziekolwiek poza Ziemią. Bo pomimo wszystkiego, co zostało wyżej napisane, takich niezbitych dowodów wcale jeszcze nie ma.
Mirosław Usidus
