Forelesningen har tre hoveddeler: 1. Om muligheten for H2O på planeten Mars i form av is eller flytende vann. 2. Om planetenes atmosfærer: a) hvor

Transkript

1 Forelesningen har tre hoveddeler: 1. Om muligheten for H2O på planeten Mars i form av is eller flytende vann. 2. Om planetenes atmosfærer: a) hvor godt planetkropper greier å holde på gassen i planetatmosfærene og b) hvordan er de fire indre planetene blitt så forskjellige? Vi diskuterer hvordan Venus er blitt så varm og tørr og hvordan Mars er blitt så kald og tørr, mens jorda er noe midt i mellom i temperatur og gass tetthet. Dessuten har vi på jorda rimelig store mengder med flytende vann på overflaten. 1

2 Dette er disposisjonen for stoffet om Mars. De øverste punktene ble gjennomgått i forrige forelesning. Hovedvektene i denne forelesningen legges på å diskutere muligheten av det finnes is (eller vann) under bakken på Mars samt mulighetene for at flytende vann en gang har eksistert på overflaten og kanskje noen ganger forekommer den dag i dag. Finnes det vann eller is på Mars i dag regner man at mulighetene for organisk liv i form av bakterier er til stede. Vi beskrive de stedene på Mars hvor vi faktisk vet at vi har is, nemlig polkalottene. Til slutt nevner vi raskt Phobos og Deimos, de to små månene til Mars. 2

3 Vann på Mars, i fortiden og i dag. Bildet viser Candor Chasma. Den minner om en en flomslette og ligger i nordsiden av det kjempestore systemet av daler, Valle Marineris, som skjærer seg inn i Tharsis. Her kan det se ut som om vann har rent utover et større område. Så har vannet tørket bort eller bokstavelig talt sunket i jorda. Sletta viser spor av sedimentering. Vi ser også noe som kan være avrenningsområder ned mot sletta. Her reiser det seg noen fundamentale spørsmål: 1) Er slike formasjoner laget av vann? Har det tidligere vært flytende vann på Mars? 2) Hvor mye flytende vann har der vært? 3) Dersom vi en gang har hatt betydelige mengder av vann på Mars, hvor er dette vannet nå? Opprinnelig var hypotesen at Mars hadde flytende vann ved planetens begynnelse for mer enn 4 milliarder år siden. Tiden fra vannet rant ut over sletta kan vi finne fra å telle kratre i det angivelige flomområdet. Dersom vi ser kratre som ligger over deler av flomsystemene, betyr det at de er laget etter at flomområdene ble dannet. Alderen av sletta kan da anslås fra tettheten av krater vi ser. Da kan det bemerkes at Candor Chasma ikke har mange kratre. Kanskje er det ikke så lenge siden vannet rant utover her? 3

4 Nylig flom i korte elver. Har vi hatt flytende vann på Mars forholdsvis nylig? Bildet fra Candor Chasma og mange andre bilder fra Mars, viser flere tegn som tyder på at vann har flommet utover for forholdsvis kort tid siden. Her viser vi spor etter korte flombekker, bare noen hundre meter til noen kilometer lange. Vannet her har ikke rent langt og det vi ser kan være spor etter en rask flom med begrenset vannmengde. Nylig kan være for 10 år siden eller for 10 millioner år siden. At det likevel ikke er gamle formasjoner er anslått fra skarpheten av bekkefarene. Gamle elveleier vil være litt utvisket av støv lagt igjen under tallrike støvstormer. Det finnes heller ingen meteorkratre i flomområdet. Videre viser detaljstudier at vann har rent i disse bekkeleiene, ikke bare en gang, men hundrevis av ganger. En mulighet er at flytende vann dannes når et islag under overflaten av en eller annen grunn varmes opp og bråsmelter. 4

5 Korte avrenningskanaler. Her gis et annet eksempel som viser at flytende vann har eksistert for atskillig kortere tid siden enn 3-4 milliarder år. Inne i Newton-krateret, som er et forholdsvis stort meteorkrater, finner vi et mye mindre krater, og i veggene på det lille kratret ser vi avrenningskanaler. Disse kanalene starter oppe i kraterveggen og tar slutt noe lenger nede. Vannet har altså rent en begrenset distanse og så forsvunnet. Hvor gamle disse uttørkede bekkeleiene er, er er ikke godt å si, men de må være klart yngre enn den tiden da kratrene ble dannet. 5

6 Elvesletter og nettverk av elver. Det er ingen kortvarig flom som har laget dette systemet av elver og sideelver skåret ned i ei flomslette. Trolig er det grunnvann som har rent her, ikke vann fra nedbør. Dette er nok en gammel struktur, for vi ser flere små kratre i elvesletta, som er laget av sedimenter. Etter at elvesletta ble laget har det altså vært tid til å få noen kraternedslag. Men samtidig er den ikke preget av kratre, og kratrene er ikke av de største, så den er fra en klart yngre periode enn den hvor man hadde sterk kraterdannelse på månen for mer enn 3.5 milliarder år siden. 6

7 Nirgal er eksempel på en flere hundre kilometer (mer enn 500 km) lang elvedal på Mars. Det store elveleiet har mange fint forgrenede bielver. Sletta rundt har flere store kratre så det må være lenge siden det rant flytende vann i Nirgal. Men Nirgal viser at vann en gang har kunnet renne lange strekninger og dermed eksistere i flytende form over lang tid på overflata av Mars. Som vi skal se, kan dette ikke forekomme med det atmosfæretrykk og de temperaturer vi har på Mars i dag. 7

8 Nå gjentar vi spørsmålene våre: 1. Har det noen gang vært flytende vann på Mars? 2. Hvor mye vann har det vært på Mars? 3. Hvor er vannet blitt av? 4. Kan flytende vann forkomme på Mars nå i dag? På det første spørsmålet må svaret med stor sikkerhet bli ja fra de bildene vi har vist. Det siste spørsmålet er nytt og kommer opp i lys av de bildene som viste flommer av nokså ny dato. Vi skal se litt på hva svarene kan være, men husk at både spørsmålene og svarene er meget nye og at ingenting er sikkert ennå. Trolig får vi sikre svar på disse spørsmålene i løpet av noen få år når datamaterialet fra satellitter i baner rundt Mars er ferdig analysert. 8

9 Fasediagrammet for vann. Figuren viser litt skjematisk et forenklet fasediagram for vann. Her angis de tre fasene vi er fortrolige med: En fast form som is, som en væske - vann - og som damp eller gass. Linjene i figuren viser utstrekningen av disse tre fasene i forskjellige temperatur- og trykkområder. Under 0 grader C og for normale verdier av trykket, finnes vann bare som is eller damp (gass). Is går med andre ord rett over i en gassfase når temperaturen stiger. Det samme skjer dersom trykket faller under en gitt grense som for vann er ca bar (eller atmosfære). Videre synker temperaturen for overgangen mellom fasene til under 0 C. På Mars er middeltrykket litt høyere enn bar og vann kan derfor eksistere i flytende form, men kokepunktet er lavt på grunn av det lave trykket og flytende vann i dag koker derfor lett bort. I fjellområder på Mars faller dessuten trykket i atmosfæren under den kritiske verdien. Dette er fakta som det er greit å ha foran seg når vi nå skal se på bilder som tyder på at vann har eksistert på Mars og kanskje fortsatt kan forkomme i flytende form. 9

10 Flytende vann over tid. Her ser vi et meteorkrater med ringer etter sedimentavsetninger i bunnen. Skal man få dannet sedimentringene, må flytende vann ha stått en stund i krateret og fordampningen har skjedd over lang tid. Det er mulig at vann som fordamper på denne måten blir borte fra Mars for godt. Som vi skal se i andre halvdel av denne forelesningen, kan Mars ikke holde på vann i gassform. 10

11 Flytende vann nylig. Igjen viser vi tre eksempler på områder der vann må ha rent eller stått ganske nylig. Oppløsningen er ekstra god og bildene viser skarpt definerte detaljer som tyder på at det er relativt kort tid siden her var flytende vann. I området til høyre er trekkene særlig skarpt definert der er ingen spor av erosjon eller støv som ligger over selv de minste detaljene i landskapet. Det er likevel vanskelig å tenke seg at flytende vann skulle forekomme i dag. Det er to grunner til dette. Det første er den lave middeltemperaturen for planeten, bare 55 C. De fleste steder vil vannet være i form av is og helst dekket til slik at den ikke sublimerer direkte som gass til atmosfæren når isen blir belyst av sollys. Den andre grunnen har å gjøre med det lave trykket. Vi skjønner at kombinasjonen av lav temperatur og lavt trykk gjør at atmosfæren på Mars er meget nær trippelpunktet for vann. Da kan man lett få en situasjon der vann eksistere som is og som gass, men ikke som væske. Likevel, trykket er ennå høyt nok til at flytende vann er mulig i kortere perioder. Man har da satt fram hypoteser om at vann i dag kan komme fra underjordisk is som avdekkes eller varmes opp i en bratt helning, og at dette vannet ikke sublimeres og fordamper med en gang, men at det inneholder nok salter til å holde seg flytende en stund og at korte bekker dermed kan eksistere. Dette er en mulig teori, men neppe den eneste som kan forklare de trekkene vi ser i Marslandskapet. 11

12 Disse bildene fra Mars Global Surveyor er tatt med fire års mellomrom. De viser en endring i landskapet som kan skyldes at vann har rent utover en kort distanse. Flere eksempler på slike endringer er kjent. Det finnes andre forklaringer enn at rennende vann har avsatt de hvite sporene i bildet til høyre. Men indikasjonene er sterke på at flytende vann forekommer like under overflaten av Mars og at det eksisterer en kort stund også på overflaten. 12

13 Hvor mye vann på Mars? Mars har hatt flytende vann i en fjern fortid og kanskje i store mengder. Da tenker vi på tiden da en stor elv rant i Nirgaldalen og flomslettene ble dannet. Hvor store vannmengder kan det være tale om? Det er anslått at noen flomkanaler i flomperioder har hatt en vannføring som var 10,000 ganger større den vi finner i Mississippi. En beregning anslår hvor mye vann som trengs for å flytte den massen som synes å være avsatt i ett av flomområdene, i Chrysebassenget (hvor Viking 1 landet). Dette bassenget er 1600 km i diameter. Hvis vannet i Chryse var mettet med sedimenter blir svaret 70 millioner km 3. Anslår man størrelsen på vannreservoarene for denne flommen fra topografien i landskapet og forutsetter at resten av planeten hadde like mye vann, blir svaret at Mars i fjern fortid kunne hatt nok flytende vann til å dekke overflaten til en dybde på 500 meter hvis planeten hadde vært helt flat. Det tilsvarende tallet for havene og isbreene på jorda er 3000 meter. Mars kan altså en gang ha hatt betydelige mengder vann. Anslaget synes svært høyt, men fra studiene av overflaten til Mars som nå foregår skulle det være mulig å fjerne de betydelige usikkerheter som ligger i antagelsene som er gjort. Spørsmålet blir da: Hvor ble vannet av, og finnes det fortsatt i dag i form av is under overflaten, slik mye kan tyde på? 13

14 Et hav av åpent vann på Mars kan ikke eksistere med de temperaturer og trykk vi har på Mars i dag. Enten vil vannet fryse, eller det vil sublimere til gass. Som vi skal se senere, kan Mars ikke holde på vann, H 2 O, i gassform. Til det er gravitasjonen for svak. Det har derfor lenge vært antatt at dersom vannet ikke er fordampet fra planeten så finnes det i form av is i bakken under overflaten. Dette kartet er laget fra målinger med Mars Odyssey og indikerer at dette faktisk er tilfelle. Det viser at den laveste grense for andelen av is i jordsmonnet under overflaten ned til noen få meters dyp ligger mellom 2% og om lag 15% is for midlere breddegrader opp til 60 grader fra ekvator. Over 60 grader fra ekvator og i polarområdene er andelen langt høyere, 30% og mer, ja opp mot 100 % ved nordpolen. At polene har den høyeste prosentandel av is var vel kjent fra tidligere. Vann-is på overflata ved nordpolen var påvist fra spektroskopi. Men vannet i polkalottene er ikke nok til å tilføre de vannmengder som trengs for å lage flomsletter, elver etc. Kartet bygger på data fra sommeren Mars Odyssey hadde da fullført sine målinger og arbeidet videre på overtid, så datasettet skulle være komplett. Hvordan vann, eller rettere sagt hydrogen, påvises er forklart på neste lysark. Det dreier seg om at satellitten måler nøytroner og gammastråler som lages når kosmiske partikler fra rommet trenger ned under Marsoverflaten og kolliderer med hydrogenatomer i bakken, trolig bundet opp som H 2 O i form av is. 14

15 Måling av vann og is på Mars. Vannet finnes altså kanskje under overflaten av Mars og da som is. Hvordan måles dette? Én måte er å registrere kjernefysisk stråling fra overflaten. Det som måles er egentlig ikke vann, men nærvær av grunnstoffet hydrogen. Så regner vi med at de store mengder hydrogen man finner, mest sannsynlig er bundet i vann i form av is. Hydrogenet måles ved å registrere stråling av nøytroner og gammastråler fra Marsoverflaten. Nøytronene får vi når energirike kosmiske stråler, partikler fra verdensrommet, treffer Mars, trenger ned under overflaten og treffer atomene der. Da dannes en mengde energirike nøytroner (fast neutrons, raske nøytroner). Flere ting kan så skje, slik det er vist i figuren. Inelastiske kollisjoner og nøytroninnfangning kan lage gammastråler som trenger ut av Mars. Noen av nøytronene unnslipper som energirike eller raske, og en viss andel påvirkes av hydrogenkjerner slik at de modereres, det vil si at de taper energi ved kollisjoner. De langsomme nøytronene og gammastrålene involverer prosesser som vi får når nøytroner kolliderer med hydrogenkjerner. Dermed forteller de oss hvor mye hydrogen vi har like under marsoverflaten. Hvor pålitelige er anslagene? De hviler for det første på antagelsen om at hydrogenet er bundet til oksygen i form av vannmolekyler. Dette er kanskje ikke så usikkert. Det er ingen lett måling å tolke og kartet som viser mengden av vann/is i undergrunnen, har vært revidert flere ganger. Likevel er tallene som gis neppe svært usikre. Sommeren 2005 ble ESA s Marsis på Mars Express satt i drift. Den vil granske atmosfæren og bakken på Mars ned til dybder på 1-2 kilometer ved bruk av radarmålinger. Dette er en helt uavhengig metode som bruker en annen teknikk enn den som er beskrevet ovenfor og det er likevel ennå ikke klart om målingene med Marsis bekrefter de resultatene oppnådd fra Mars Odyssey. 15

16 Kanskje var Mars slik en gang? Det er mulig at sletteområdene rundt stedet hvor Opportunity landet en gang kan ha vært dekket av vann, et hav på km 2. Det er omtrent som arealet av hele Norge. Dette havet må ha vart lenge nok til at en 500 m tykk sedimentær havbunn ble laget. Hvis dette er riktig, åpnes store perspektiver. To faktorer som tyder på at Mars en gang har hatt et utstrakt hav er som følger: 1. Høydemålinger indikerer at rester av kystlinjer fra fortida eksisterer over utstrakte områder på den nordlige halvkula av Mars. 2. Opportunity og Spirit, de to kjøretøyene som nå er på Mars, har funnet at bakken i store områder består av hematitt og gohetitt. Hematitt er et jernoksid som ofte, men ikke alltid, dannes under vann. Gohetitt derimot dannes bare under vann. Dette synes avgjørende. Flytende vann har en gang dekket deler av overflaten på Mars! Det finnes imidlertid de som mener at andre årsaker enn vann er mulige, og kanskje mer sannsynlige, forklaringer. Argumentene bygger gjerne på antagelser om spesielle geokjemiske forhold og er for komplekse til å gå inn på her, men det er greit å vite at ikke alle aksepterer teorien om at Mars har store mengder av vann i undergrunnen. Men i løpet av siste året er det publisert resultater som klart forsterker argumentene i favør av vann og hav. Disse skal vi se på i det følgende. Alt i alt synes bildet av et marsisk hav en gang i fortiden mer rimelig i dag enn for bare noen måneder siden. 16

17 17

18 Her ser vi sydpolen på Mars i sommersesongen. Begge polkalottene er hvite og varierer med årstidene. Sydpolområdet varier særlig mye og er bedre dekket av hvit is i vintersesongen. Den store variasjonen gjorde at man antok at sydpolkalotten på Mars vesentlig besto av frosset CO2. som fordampet om sommeren. Vann-isen fordamper ikke idet temperaturen alltid er for lav, men kommer til syne når CO2 isen forsvinner i sommersesongen. Det bildet man da hadde var av en sydpolkalott som vesentlig besto av karbondioksid is og en nordpol som hadde mindre av denne isen og forholdsvis mer vann-is. Men de totale mengdene av is/vann ble regnet som små idet man tenkte seg at isen lå i forholdsvis tynne lag på overflaten. Nå skal vi se at dett bildet er totalt forandret. Vi vet nå at der er store mengder is fra vann på begge polene. 18

19 Radarinstrumentet MARSIS på ESA s Mars Express har observert strukturen under bakken i sydpolsområdet ned til dybder på mer enn 4 km. Det som gjøres er at radarekko registreres når Mars Express flyr over polarområdene og ut fra tidsforsinkelser finner man dybden av lag som reflekterer radiobølgene sterkt. Is kan danne slike lag. Grenseflatene mellom is og luft kan kartlegges ved at de reflekterer radiobølgene. Refleks skjer fra to slike grenseflater: en på toppen av islaget og en i bunnen ned mot bakken under iskalotten. Tykkelsen av isen kan da beregnes fra tidsforskjellen man måler mellom de to refleksjonene. Det ingen refleksjoner fra lag inne i isen, så lenge den er homogen. De grå figurene viser de to refleksjonsflatene fra toppen av isen og i bunnen langs striper i terrenget, tegnet inn på topografiske kart i farger. I alt er mer enn 200 slike snitt gjennom terrenget kartlagt. Vi ser de hvite stripene som angir overgangslagene med høy refleksjon. I den øvre figuren er islaget 3.7 km tykt. Man har funnet at isen på sydpolen svarer til en vannmengde som kunne dekke overflata av Mars med et hav med 15 m dybde dersom planeten var helt jevn og flat. NASA har plassert et tilsvarende radarinstrument som MARSIS på satellitten Mars Reconnaisance Orbiter, og har gjort målinger for nordpolsområdet. Resultatet er tilsvarende: Polkalotten inneholder nok vann til å dekke mars til 11 m dybde og vannet er super-rent. 19

20 Med romferdene til Mars fikk man mye mer detaljerte bilder fra polkalottene. Bildet til venstre viser et utsnitt fra et polarområde. Vi finner en lagdeling i isen, omtrent som årringer i en trestubbe. Dette er lag på lag med vekselvis is og støv lagt ned gjennom mange år med støvstormer. Her er ingen kratre. Dette er altså en ung overflate. Til høyre vises et nærbilde av CO 2 -is i sørpolområdet, frosset i eiendommelige fasonger. Blokkene er 3-4 meter høye og noen titalls meter i utstrekning. 20

21 Det foregår også dynamiske og eruptive prosesser i polområdene. Hver vår observerer man jetstråler av karbondioksid som strømmer ut av karbondioksid-isen idet den varmes opp. Disse strålene bærer med seg mørk sand og støv. Det mørke materialet faller ned igjen på overflaten og lager mørke flekker på isflata. Det som skjer er at karbondioksid-isen, som her er omlag en meter tykk, er omtrent helt gjennomsiktig. Lys går gjennom isen. Under ligger et lag av vannis og på toppen av dette har det samlet seg støv og grus. Det mørke materialet varmes opp, isen smelter og fordamper og det bygger seg opp trykk som så til slutt forårsaker utbrudd på de svakeste stedene. Eksplosjonen graver opp mer grus og støv fra bakken. Gasshastigheter kan nå 50 m/sekundet. I løpet av en uke kan man se mange erupsjoner i et og samme område. De mørke flekkene er typisk brede og ligger noen hundre meter fra hverandre. De varer noen måneder før de forsvinner, men kan da komme igjen neste vår, ofte på samme sted. Flekkene viser at polområdene på Mars er mye mer dynamiske og foranderlige enn man hadde tenkt deg. Observasjonen er gjort med Mars Odyssey, men bildet her er en tegning. 21

22 Det er også funnet is på lavere bredder langt fra polarområdene. Her ser vi is begravd under lag av sand og grus som beskytter isen og gjør at den ikke fordamper. Nå kartlegger man slike formasjoner i Hellasbassenget, men slike underjordiske breer finnes kanskje mange steder. I alt kan man komme til å finne betydelige mengder is som kan ha inngått i vesentlige havområder på Mars i tidlige tider da planeten eventuelt var varmere enn den nå er og med tetter atmosfære slik at vannet kunne holde seg i flytende form over tid. Mange spørsmål gjenstår, som for eksempel når og hvor man hadde slike forhold på Mars. Men det siste året har gjort betydelige framskritt 22

23 I 2004 ble det påvist litt metan i atmosfæren på Mars. Egentlig ventet man ikke ha noe metan i det hele tatt. Metan vil for eksempel brytes ned til metyl og hydrogen i den tynne marsatmosfæren som er gjennomsiktig for ultrafiolett lys. Det tar bare noen få år. Men selv om dette ikke skjedde så vil metangassen forsvinne fra Mars etter en tid. Gravitasjonen fra planeten er ikke sterk nok til å holde på det. Metan i Marsatmosfæren må derfor fornyes. Det er to muligheter: 1) organiske prosesser som har metan som et produkt, og 2) vulkansk virksomhet eller geokjemiske prosesser. Det som er nytt siden 2004 er påvisningen av lokale variasjoner i forekomsten av metan, og at metan forekommer i den varme årstiden på steder hvor man også finner vanndamp. Man kan tenke seg livsprosesser som produserer metan i for eksempel bakterier dypt under overflaten hvor bakken er varm nok til også å ha flytende vann. Slikt bakterieliv finner vi inne i jorda på flere kilometers dyp. I kalde perioder slipper verken metan eller vanndamp ut fordi utgangene blokkeres av is. I den varme sesongen kan isen smelte i sprekker nær overflaten og frigjøre en utstrømning av metan sammen med vanndamp. Men metangassen kan også lages i bakken ved prosesser som oksiderer jern, eller det kan være snakk om metan fra vulkanske prosesser som foregår nå, eller er lagret fra en fjern fortid. Det lar seg i prinsippet gjøre å skille mellom organisk produsert metan og metan laget ved vulkanisme eller rustprosesser. Metan i organismer vil i vesentlig grad benytte 4 vanlige hydrogenatomer i molekylet, mens metan laget på andre måter like gjerne inneholder tungt hydrogen. Dersom metan på Mars har forholdsvis færre deuteriumatomer enn de man finner i omgivelsene, i atmosfæren eller i bakken, vil det sannsynligvis være organisk produsert. 23

24 Månene til Mars. Mars har to måner, Phobos og Deimos. Phobos betyr frykt - samme ord som i fobi. Deimos betyr panikk. Phobos og Deimos var følgesvenner til krigsguden Mars. Månene er små og ligner mer på asteroider enn på himmellegemer som vår måne. De er da også trolig innfangede asteroider. De går i baner bare 6000 og km over Mars overflate. Den innerste, Phobos (til venstre), har en omløpstid som er kortere enn planetens rotasjonsperiode rundt sin egen akse. Den står derfor opp i vest og går ned i øst. Phobos er ca 22 km i den lengste retningen, Deimos bare 13 km. Begge har en uregelmessig form og ligner på C-type asteroider hva angår kjemisk sammensetning. (Se forelesning om asteroider og meteorer.) Phobos og Deimos ble først oppdaget av den amerikanske astronomen Asaph Hall i Hall hadde lenge forsøkt å finne måner rundt Mars uten å lykkes. Så en kald natt ville han ikke fortsette med dette, men fru Hall kommanderte ham ut, og den natten fant Asaph de to månene! Om det ikke er sant, er det i det minste en god historie. 24

25 Vi starter med å diskutere hvor godt en planet greier å holde på gasser, på en atmosfære. Det avhenger av både planetens tyngdekraft, temperaturen i atmosfæren og hvilke gasser det er snakk om. Deretter gjør vi rede for hvordan de fire indre planetene, som må ha hatt mye til felles i utgangspunktet, har fått så ulike atmosfærer. Vi skal legge vekt på den store betydningen av drivhuseffekt fra CO 2 for å hindre nedfrysning, og på hvordan CO 2 fjernes fra planetatmosfærer, noe som ikke er mindre viktig. Betydningen av vann blir også understreket. 25

26 Dersom noe beveger seg raskt nok kan det unnslippe fra jorda og fra andre planeter. Den kritiske hastigheten kalles unnslippingshastigheten (escape velocity) og vi betegner den med v esc. For jorda er v esc lik 11.2 km per sekund, men den varierer fra planet til planet og avhenger naturlig nok av tyngdekraften ved overflaten på planeten. Så husker vi sammenhengen mellom temperatur og hastigheten av gassmolekylene. Temperaturen er lik middelet av bevegelsesenergien for molekylene, E kin, ganget med en konstant, 3 /2 k, hvor k kalles Boltzmanns konstant. Siden bevegelsesenergien er proporsjonal med molekylets masse og med dets hastighet, v, kvadrert får vi et uttrykk som det vi ser her: <E kin > = < 1 /2 m v 2 > = 1 /2 m v t 2 = 3 /2 k T. Vi merker oss også at for en gitt temperatur er middelhastighetene forskjellige for de ulike molekylene. Det kommer av at molekylmassen inngår i uttrykket for bevegelsesenergien. Relasjonen mellom midlere energi og temperatur definerer en type middelhastighet for molekyler med en gitt masse som vi kaller den termiske hastigheten for disse molekylene. Den er skrevet v t i uttrykkene over. Som en tommelfingerregel har man at en gass vil forsvinne fra en planet i løpet av ganske kort tid dersom denne termiske hastigheten er større enn 10% av unnslippingshastigheten. (Her er brukt verdien 20% som sikkert er for høy. Men dette er for å gi samsvar med figuren i neste slide.) Relasjonen gjelde høyt opp i atmosfæren idet, som vi skal se, det er fra disse lagene molekylene unnslipper - fordamper ut i verdensrommet (se slides 29 og 30). 26

27 Vi har snakket om midlere hastighet, og det er underforstått at molekylene i en gass ikke alle har samme hastighet. Her ser vi fordelingen eller fordelingsfunksjonen av hastighetene, eller rettere bevegelsesenergiene, til molekylene i en gass. Figuren viser det relative antallet molekyler med en gitt energi i mål av middelenergien, E t. Det er bare en liten del av molekylene som har store hastigheter, for eksempel større enn 5-10 ganger den termiske hastigheten. Men selv om det bare er molekyler fra en slik hale i fordelingsfunksjonen som forsvinner fra planeten, så er det nok til at gassen lekker raskt ut fra planetatmosfæren og ut i verdensrommet. Halen i energifordelingen fornyes hele tiden ved energioverføringer i støt mellom gasspartiklene. 27

28 Luftmolekylene forsvinner likevel ikke direkte fra steder langt nede i atmosfæren. Her er gassen tett. De raske gassmolekylene støter sammen med andre, molekyler som beveger seg langsommere. bremses og endrer retning og slipper nesten aldri ut av atmosfæren. Men høyt opp er gassen tynn og et molekyl med høy hastighet kan slippe vekk før det støter med et langsommere molekyl og mister hastighet, slik at den blir redusert til en verdi mindre enn unnslipningshastigheten. Gassen fordamper derfor bokstavelig talt fra toppen av atmosfæren. 28

29 Fra det som er sagt ser vi at følgende faktorer bestemmer om en planet skal holde på sin atmosfære: 1. gasstemperaturen i atmosfæren som bestemmer hvor fort molekylene beveger seg, og her sikter vi til temperaturen i stor høyde i atmosfærene, 2. styrken på planetens gravitasjon som bestemmer hvor godt planeten holder på gassen, og 3. hvor massive gasspartikler det dreier seg om, gassens molekylvekt. Gasser som består av tunge molekyler slipper ikke så lett unna som lette gasser. Dette betyr at en planet eller en måne som er langt fra sola og er kald, kanskje kan holde på gasser som vil unnslippe fra en like stor måne eller planet nærmere sola, hvor det er varmere. 29

30 Hvilke planeter er i stand til å ha atmosfærer? Vi kan aldri få atmosfære på månen. Alt snakk om såkalt terraforming av månen, hvor den gis en atmosfære, kan vi se helt bort fra som fri fantasi. Det er umulig. Merkur er også for liten og for varm. Venus og jorda holder på alle gasser med unntak av hydrogen og helium, de to letteste. Vi finner da også bare meget små mengder av disse gassene i fri form på jorda. Venus og jorda holder også på vann, men vann kan likevel forsvinne fra disse planetene dersom sollyset bryter ned vannmolekylene til sine enkeltdeler, hydrogen og oksygen. Hydrogenet vil så raskt forsvinne fra planeten. Det er også viktig å merke seg at Mars neppe kan holde på vann i gassform. Unnslippingen av vann er et grensetilfelle på Mars og muligens kan planeten holde på denne gassen lenge. Men her skal vi ta med at det er enda en annen måte en planet kan miste gass på. Dersom solvinden blåser rett inn på planetatmosfæren kan den blåse bort gassen, På Mars kan dette ha skjedd da magnetfeltet forsvant. 30

31 Tabellen angir atmosfæretrykk og gass-sammensetning for Venus, jorda og Mars. Merk at enheten for atmosfæretrykk er bar. En bar er det normale trykket i jordatmosfæren ved jordas overflate. Det er verd å merke seg de store forskjeller i atmosfæretrykk og temperatur. Videre består atmosfærene på Venus og Mars vesentlig av CO 2, mens jordatmosfæren har lite av denne gassen og mye av nitrogen og oksygen. Oksygen, O 2, finnes i det hele tatt ikke på Venus. Denne gassen er et klart tegn på organiske livsprosesser. De tre siste rekkene angir totale mengder av karbondioksid, nitrogen og vann på de tre planetene i kg "gass per kg planetmasse (kg/kg), altså som en brøkdel av planetmassen. Totale mengder betyr at vann i hav, karbondioksid i vann og stein etc. er regnet med. Nå ser vi at jorda slett ikke mangler karbondioksid men har vel så mye av denne gassen som Venus. Men på jorda er karbondioksid bundet opp i havene og i karbonater i berggrunnen. Mengden av vann på Mars kan meget vel være sterkt underestimert. Og tilslutt ser vi at der finnes rimelig store mengder av vann på Venus, men planeten er likevel tørr fordi atmosfæren er så varm og massiv. 31

32 Forholdene på de fire planetene er svært forskjellige. Merkur har nesten ingen atmosfære. Der finnes små mengder argon, som er kommet med solvinden, men Merkur taper denne argongassen. Det er bare den stadige påfyllingen fra sola som gjør at planeten har en tynn argonatmosfære. Vi kan gjøre oss helt ferdig med omtalen av Merkur ved å påpeke at den høye temperaturen på dagsiden (740 K) gjør at denne lite massive planetene ikke kan holde på noen gass over tid. Alle gasser unnslipper raskt. Venus er svært varm, men med en enorm atmosfære som vesentlig består av karbondioksid. Der er relativt lite vann i Venusatmosfæren, men de vannmengder som finnes tilsvarer, i absolutt mål, de vi har i jordas atmosfære (se tabell over partialtrykk i bar). Derimot har Venus ikke vann på overflaten i form av hav og sjøer, mens vannet på jorda vesentlig befinner seg i slik form. Jorda har en temperatur som passer godt for protoplasmisk liv. Atmosfæren består vesentlig av nitrogen. Venus har enda mer nitrogen i sin atmosfære enn jorda, men mengdene er sammenlignbare. Derimot har jorda oksygen. Venus har relativt sett lite av denne gassen og Mars har oksygen i bare små mengder. Mars er tørr og kald. Planeten har noe vann i form av is i polkalottene, men kan ha atskillig større vannmengder frosset under overflaten, især på midlere breddegrader. Den totale mengden er usikker, men kan være betydelig. Man kan si at Mars nå har en tørr istid. 32

33 Hvordan er planetene blitt så forskjellige når de i utgangspunktet på ha vært nokså like?. Vi skal se at forklaringen ligger i svarene på 3 spørsmål som vi kan formulere på følgende måte: 1. Hvordan unngikk jorda å få evig istid? 2. Hvorfor er Venus blitt så varm? Hvorfor fikk den en løpsk drivhuseffekt? 3. Hvordan ble Mars så kald at den fikk en evig "istid'? Vi skal se illustrere hvordan spørsmålene kaster lys over forskjellige utviklingsveier for planetene i mer enn 4 milliarder år. 33

34 Opprinnelsen til atmosfærene. I utgangspunktet må de fire planetene hatt omtrent samme sammensetning av grunnstoffer idet de er dannet fra den samme delen av planetskiva nær sola. Det er derfor trolig at atmosfærene i utgangspunktet var nokså like. Dette er likevel så ikke så viktig. Man regner nemlig med at disse tidlige atmosfærene ble blåst vekk i det tidlige bombardementet av meteorer. Men atmosfærene ble fornyet, for eksempel gjennom vulkansk aktivitet, på alle planetene etter at meteorbombardementet opphørte. Gassene tilføres dermed atmosfærene på alle planetene i omlag samme innbyrdes mengder og vi har fortsatt like utgangspunkt med hensyn til sammensetningen av de tidlige atmosfærene. 34

35 Kildene for vann. De opprinnelige havene som må ha eksistert, forsvant i regnet av meteorer. Men akkurat som for atmosfæregassene er vann senere tilført til overflaten. 1) Gjennom vulkansk aktivitet frigjøres vann lagret i steinmaterialet. 2) Vann tilføres ved at planetene kolliderer med kometer som vesentlig består av vann-is. Denne prosessen har pågått gjennom hele planethistorien. Hvor viktige de to prosessene er i forhold til hverandre er det ikke enighet om. 35

36 Nå kommer vi til et vanskelig punkt. Like etter at den ble dannet strålte sola 30% svakere enn den gjør i dag. Det er en egenskap ved alle stjerner at deres utstråling øker i løpet av levetida. Senere skal vi komme tilbake til hvorfor det er slik når vi ser på hvordan vanlige stjerner utvikler seg i sin levetid. Hvis sola strålte like svakt i dag, ville jorda bli helt dekket av is. En jord helt dekket av is ville ikke tine opp før solstrålingen er blitt vesentlig sterkere enn den er i dag. Den ville reflektere det meste av sollyset tilbake til verdensrommet og oppvarmingen ville bli svak. Hvorfor er da ikke jorda helt nedfrosset under et tykt lag av is? 36

37 Årsaken til dette er at jorda hadde sterk drivhuseffekt. Akkurat som Venus har den tidligere hatt en atmosfære med store mengder karbondioksyd. Sterk drivhuseffekt oppveide den svakere soloppvarmingen. Men selv om hele jorda ble dekket med is ville utslipp av karbondioksid fra vulkaner etter en tid gi nok drivhuseffekt til at jordatmosfæren varmes opp i løpet av millioner år. Når havene er frosset over vil karbondioksid tilført fra vulkaner bli værende i atmosfæren. Det kan ikke forsvinne igjen ved å oppløses i havet en prosess vi straks skal komme til. Episoder med nedising er da også kjent fra nokså sent i jordas historie, for ca 700 millioner år siden. Da ble jorda flere ganger fullstendig dekket av is. Men den ble alltid varmet opp igjen etter noen millioner år med istid. 37

38 Her skisserer vi, i en enkel versjon, kretsløpet for CO 2 på jorda med opplagte sideblikk til forholdene på Venus og Mars (se nedenfor). Fordi den er en drivhusgass er CO 2 en nøkkel til å forstå utviklingen av temperatur og atmosfæretrykk på planetene. Det er derfor viktig å se hva som kan skje med CO 2 - gassen og især gjøre rede for hvordan vi er blitt kvitt den på jorda. Det avgjørende er at CO 2 i atmosfæren, opprinnelig eller tilført fra vulkaner, 1. enten blir direkte oppløst i havvann og deretter utvikler en syre som forvitrer bergarter i havbunnen og danner kalkstein og dolomitt, 2. eller at gassen slår seg sammen med vann i lufta. Prosessene er: a) CO 2 + H 2 O (i væskeform) => H 2 CO 3 (en form for sur nedbør ) b) H 2 CO 3 + Ca ++ => CaCO 3 (kalkstein) c) H 2 CO 3 + Ca Mg (CO 3 ) 2 => dolomitt et annen steinslag Kalksteinen, enten den lages på land eller i vann, vil ende opp på havbunnen. Som havbunnsskorpe blir den så ført ned i mantelen i en subduksjonssone. Prosessen omdanner altså CO 2 til kalkstein og fjerner det fra kretsløpet. Det må også nevnes at store mengder CO 2 holdes oppløst i vann. Det er 50 ganger så my CO 2 i havet som i lufta. Hvor mye som er oppløst avhenger av temperaturen. Jo kaldere vannet er, desto mer CO 2 kan det inneholde. 38

39 Hovedpunktene i utviklingen av jordatmosfæren. Vedrørende punkt 2. Oksygenet forbinder seg lett med andre grunnstoffer - considerer dem og forblir ikke lenge fritt. Husk at molekylært hydrogen er så lett at jorda ikke greier å holde på denne gassen. Når det gjelder karbondioksyd som hovedårsak til stor drivhuseffekt tidlig i jordas historie, har det vært innvendt at denne gassen ikke kunne ha eksistert i store nok mengder til å gi den nødvendig oppvarming. Påstanden, som ble satt fram i 1995, baserer seg på måling av mengdene av visse typer mineraler i gammel jordskorpe. Disse mineralene, som dannes dersom store mengder karbondioksid er til stede, finnes ikke. I stedet ble det foreslått at den tidlige drivhuseffekten ble forårsaket av metan. Nå er det ikke sikkert at argumentasjonen om lite karbondioksid holder. Den ble i 2004 imøtegått i en artikkel i Nature. Jeg tar det med her for fullstendighetens skyld og syns det forteller at vi fortsatt er i en prosess med å finne ut om disse tingene. 39

40 Her skisseres punktene i utviklingen av Venusatmosfæren. Venus var alltid varmere enn jorda siden den ligger nærmere sola. Superopphetet vanndamp har en temperatur på ca 380 C. Over denne temperaturen eksisterer ikke vann som damp uansett gasstrykk, men bare som gass. H 2 O-gassen er også en sterk drivhusgass som sperrer de infrarøde vinduene i atmosfæren. Når alt vannet er fordampet og borte finnes det ingen mulighet til å løse opp og fjerne det som måtte være av CO 2. Venus har ikke lenger noe hav hvor karbondioksid kan løses opp. Planeten er også i stand til å holde på denne gassen, selv ved de høye temperaturene som atmosfæren etter hvert får. Mangel på platetektonikk kan også ha bidratt. Den delen av karbondioksidet som ble tatt opp i berggrunnen ble ikke effektivt fjernet fra Venusskorpa men fortsatte å være tilgjengelig nær Venus overflate. 40

41 Mars kan ha startet med mye mer karbondioksid enn den har i dag. Den har da hatt en sterkere drivhuseffekt og vært varmere, trykket har vært høyere, store mengder vann har kunnet eksistere i flytende form. Men som på jorda har karbondioksidet blitt bundet opp i bergarter. Dermed fjernes det fra atmosfæren som ikke har fått nok ny tilførsel av karbondioksid etter som vulkansk aktivitet i stort omfang avtok kanskje for 1-3 milliarder år siden. Dermed forsvant også drivhuseffekten og vannet frøs til tundra i bakken. Kanskje forsvant også noe av vannet til verdensrommet ved fordampning. Det er uvisst i hvilken grad en slik fordampning, som må ha skjedd, ble kompensert ved ny tilførsel av vann ved kollisjoner med kometer. Men Mars endte i hvert fall opp som kald og tørr. 41

42 Vi oppsummerer resultatet av de ulike utviklingsveiene for de fire indre planetene. Merkur - Varm og forbrent uten atmosfære Venus - Varm og tørr, med en veldig atmosfære av karbondioksid - en løpsk drivhuseffekt Jorda - Et miljø som gir vennlig og gunstig forholdet for liv fordi vannet ikke har forsvunnet. Planeten ble ikke en kald ørken da den sterke drivhuseffekten forsvant. Men - kanskje et sårbart miljø? Mars - Kald og tørr fordi både karbondioksid og vann forsvant 42

43 43