Jorden – ett undantag

Jorden är den blå planeten, där vattnet flödar och liv kan frodas. Över 70 procent av ytan täcks av hav. Ändå är den del av jorden där vattnet dominerar bara en liten bråkdel av hela klotet – i jordens inre döljer sig tusen gånger så mycket sten och metall som vatten. Man kan lätt få intrycket att jorden, som till största delen är mycket varm, har svettats ut sitt vatten, så att det har samlats på de yttersta, kallaste delarna.

Vår planet bildades genom kosmiska processer utifrån den blandning av grundämnen som utgjorde solsystemets ursprungliga byggnadsmaterial. I denna blandning är grundämnena i våra bergarter, i första hand kisel, järn och magnesium, bara att betrakta som föroreningar jämfört med vattnets beståndsdelar väte och syre.

Vatten är alltså bland de enklaste och mest naturliga ämnen som man kan tänka sig – varhelst molekyler kan bildas i rymden, är vattenmolekylen gynnad därför att dess atomer är så vanliga.

Så hur kan det komma sig att jordklotet har fått en sammansättning av sten och metall, så skild från världsalltet som helhet? Visst finns här mycket vatten, men det skulle ju kunna finnas mycket mer. Varför är jorden inte en stor ”snöboll”, som vi tror att kometerna är?

Gåtan Mars

Nasas Vikingsonder landade på Mars år 1976 och tog de första närbilderna av marken på den röda planeten. Att se dessa bilder var för många av oss en gripande upplevelse, men det vi såg var inte i grunden överraskande. Vi visste redan att lufttrycket på Mars är mycket lågt och att det är mycket torrt och för det mesta mycket kallt där.

När planetforskarna sökte jämföra med något här på jorden, brukade de säga att klimatet på Mars är som en blåsig polaröken förflyttad två mil upp i luften till stratosfären. Vindarna på Mars formar sanden till dyner, och ingenting växer där. Fjärran är drömmen om Marsmänniskor, och Vikingsonderna hittade över huvud taget inga tecken på liv.

Ändå förblir planeten Mars en gåta. Ingen forskare vågar säga att där verkligen inte finns liv, och än mindre att det aldrig har funnits något. För på rymdsondernas bilder av Marsytan syns uttorkade flodfåror och andra omisskännliga tecken på att en vätska har runnit i tidvis mycket kraftiga flöden. Och vilken vätska kan det vara? Utan tvivel vatten. Alla andra ämnen kan uteslutas, därför att de antingen är för ovanliga eller för flyktiga. Den tidsepok då vattnet rann på Mars kan även grovt dateras, och man finner att det var för mer än tre miljarder år sedan, ja kanske nästan fyra.

Även luften försvann

Varför slutade vattnet rinna på Mars, och vart har det tagit vägen? Dessa frågor har till stor del inspirerat dagens intensiva utforskning av Mars med rymdsonder. Och de är ännu inte besvarade – åtminstone inte frågan om varför vattnet försvann.

Idéer finns det emellertid gott om, och om vatten ska kunna ha flutit på Mars, måste både temperaturen och lufttrycket ha varit högre än nu. Alltså tror vi att klimatet på Mars för fyra miljarder år sedan var helt annorlunda än i våra dagar. Atmosfären var mycket tjockare, och med detta följde en växthuseffekt som gjorde klimatet varmare. I den miljön kunde hav och floder finnas.

Så försämrades klimatet katastrofalt, luften försvann nästan helt och temperaturen föll långt under nollpunkten. Vattnet frös till is och tog sin tillflykt till de ställen där isen var som säkrast – som kalotter vid polerna och som ständig tjäle, permafrost, under marken.

Nya rön om Mars bekräftar att planetens välbekanta polarkalotter till väsentlig del faktiskt består av fruset vatten, samt att det finns gott om permafrost runt om stora delar av planeten. Man har även funnit att det förekom beständiga vattenansamlingar en gång i tiden. Huvuddragen i våra hypoteser har alltså bekräftats, fast orsaken till klimatförändringen fortfarande dryftas. Det återstår också att mäta hur mycket is och frost som finns på Mars. En god gissning tycks vara att Mars har ungefär samma andel vatten i förhållande till sten och metall som jorden.

På Venus, däremot, är det helt annorlunda. Venus omger sig med ett tyngande, ultratjockt gashölje så att både tryck och temperatur är extremt höga nere vid planetytan. Vatten kan då bara finnas i gasform, men observationer av Venus atmosfär visar att den är torr som fnöske. Vattenånga finns bara i mycket låga halter.

Odrägligt på Venus

Venus skiljer sig alltså drastiskt från jorden och Mars genom sin låga förekomst av vatten. Men har det alltid varit så, eller har vattnet helt enkelt försvunnit från Venus? Ja, en del vatten har säkert försvunnit genom att förenas med svavelhaltiga gaser från Venus vulkaner och bli svavelsyra. Det är den som i sin tur bildar dropparna i de tjocka och nästan ogenomskinliga moln som omger planeten.

Men den mesta vattenångan har förstörts av ultraviolett solstrålning högt uppe i atmosfären. När vattenmolekylerna splittras, kan de lätta väteatomerna fly ut ur Venus tyngdkraftsfält och lämna planeten. Detta märks på att den vattenånga som fortfarande finns i Venus atmosfär innehåller ovanligt höga mängder tungt väte, deuterium. Deuteriumatomerna är dubbelt så tunga som väteatomerna, så de stannar kvar mycket längre i atmosfären. De kan då slå sig ihop med syret igen och återskapa vattenmolekyler av det deuteriumhaltiga slaget, så kallat tungt vatten. När denna process fortgår under mycket lång tid, och nästan allt vatten försvinner från Venus, innehåller återstoden av vattnet mer och mer deuterium.

Det är svårt att säga exakt hur mycket vatten det ursprungligen fanns på Venus, men det förefaller som om även denna planet kan ha haft ungefär samma förhållande mellan vatten och berg som jorden och Mars. En annan sak som debatteras är om klimatet alltid har varit lika hemskt, eller om det fanns en tid på Venus då atmosfären var mindre tät och temperaturen drägligare, så att vatten kunde finnas i floder och oceaner.

Mera is längre bort

Värmen på de flesta av solsystemets planeter och månar kommer främst från solljuset. Därför blir det allt kallare ju längre bort från solen som man kommer. Ingen av de mindre himlakropparna i asteroidbältet utanför Mars bana har någon atmosfär. I den mån de innehåller vatten, så är det oftast i form av is.

Asteroidbältet har visat sig vara ett särdeles intressant område. Men man skulle inte kunnat inse detta till fullo om det inte hade funnits meteoriter som då och då faller ner hos oss från himlen. Flertalet av dessa är brottstycken ur asteroider med ursprung i ”huvudbältet” mellan Mars och Jupiters banor. Detaljerad laboratorieanalys av meteoriternas kemi och mineralogi har, tillsammans med jämförelser med observationer av asteroiderna lett till en viktig insikt. Meteoriterna som kommer från bältets inre del består av sten blandad med metall, helt utan vatten.

Däremot har en annan sorts meteoriter en sammansättning där kol är vanligare än annars. De kallas kolrika kondriter och kommer för det mesta från de yttre delarna av bältet. I dessa finns det även vatten i olika former – dels som kristallvatten där vattenmolekylerna sitter som gäster i stenens kristallgitter, dels kemiskt förenade med stenen till ett så kallad lermineral. Vattenhalten i sådana meteoriter kan uppgå till flera procent, ibland till och med mer än 10 procent.

Densitet avslöjar ishalten

Vi vet ännu inte hur det är med asteroiderna längre ut, utanför huvudbältet, i vad mån deras uppbyggnad påminner om den hos de kolrika kondriterna. Frågan gäller i synnerhet för de så kallade trojanerna, vilka är en grupp asteroider som uppehåller sig i närheten av Jupiters bana men alltid litet före eller efter planeten. Kanske bär de på mycket vatten, kanske gömmer sig rentav stora mängder is i deras innandömen.

När man bedömer ishalten i himlakroppar utan att ha lämpliga meteoriter att tillgå, brukar man använda sig av kropparnas medeldensitet, täthet. Vanlig is ligger på nästan ett gram per kubikcentimeter, medan meteoriterna från asteroidbältets innerkant är cirka tre gånger tyngre, alltså med en densitet på tre gram per kubikcentimeter. Kolföreningar som uppträder i de kolhaltiga kondriterna ligger mitt emellan.

Om man mäter densiteten hos en himlakropp som är så stor att den har tryckts ihop och blivit rund av sin egen gravitation och alltså inte kan vara särskilt porös, kan man använda den till att gissa de relativa proportionerna av sten och is. Om densiteten ligger nära tre gram per kubikcentimeter är ishalten mycket låg, men om den är nära ett bör himlakroppen bestå av nästan ren is. Verkligheten kan förstås vara litet mer komplicerad ibland, men detta är i alla fall grundprincipen.

Vatten på månarna

Nasas rymdsonder har utforskat månarna kring Jupiter och Saturnus ganska väl, och vi har någorlunda tillförlitliga modeller för deras inre uppbyggnad. De innersta av Jupiters stora månar, Io och Europa, är vattenfattiga, men Europa har åtminstone ett tjockt ytlager av is som tros flyta på en ocean av vatten.

Månarna Ganymedes och Callisto är däremot till mycket stor del gjorda av just is – kanske även där i delvis smält form. Det är den väldiga Jupiters tidvattenkraft som har värmt upp Io och Europa så att det mesta av deras vatten – i Ios fall allt – har ”svettats” bort. Ganymedes och Callistos höga vattenhalter betraktas som mer representativa för ursprungsmaterialet.

Resten av Jupiters månar är i allmänhet för små för att vi ska veta särskilt mycket om deras densitet eller sammansättning. Men Saturnus månsystem erbjuder ett större urval av någorlunda stora kroppar, och en del av dessa tycks extremt vattenrika. Enceladus densitet är till exempel nära den för ren is. Även Uranus och Neptunus månsystem verkar falla in i samma mönster av tämligen isiga kroppar, fast än så länge vet vi inte så noga.

Smutsiga snöbollar

Längst ut i solsystemet hittar vi massor av relativt små himlakroppar, varav den största av tradition räknas som planet med namnet Pluto. Den näst största upptäcktes år 2003 och har kallats Sedna därför att upptäckarna föreslog detta namn, man den har ännu inte blivit officiellt ”döpt”. Med säkerhet återstår många fler att upptäcka, både större och mindre än Pluto.

Det är oklart vilket namn man ska använda för hela detta jättelika och nästan helt outforskade bestånd av små himlakroppar. Namnet Kuiperbältet förekommer ibland, men det hänför sig bara till en del av populationen. Kanske är det bäst att helt enkelt beskriva den som transneptunsk, vilket betyder ”bortom Neptunus bana”.

Plutos densitet har kunnat uppskattas genom observationer av banrörelsen hos dess måne Charon. Denna väger cirka 2 gram per kubikcentimeter, vilket tolkas som mycket is men ännu mera sten.

Om de övriga transneptunska kropparna vet vi ingenting direkt, men på indirekt väg vet vi fantastiskt mycket. Det beror på att en del av de mindre medlemmarna på olika sätt har ”slitit sig” och fått nya banor, som fört dem ända in i närheten av jordens bana. Vi kallar dem kometer.

Studier av stoft och gaser i kometerna har visat att de är sammansatta dels av vanlig is, dels av ett stoft med silikater och kolhaltiga ämnen. I isen finns även ett stort antal andra ämnen, som koloxid, metanol och formaldehyd, fast bara i mindre mängder. Balansen mellan is och stoft är ungefär densamma i alla kometer, och man brukar beskriva kometkärnorna som smutsiga snöbollar.

Hela solsystemet är alltså ganska rikt på vatten, precis som man kan vänta sig av grundämnenas förekomst i universum. Men de innersta delarna räknat från solen och ända ut till asteroidbältet är torra. Ett undantag är planetytorna på Venus, jorden och Mars, där vatten har funnits eller finns kvar i stora mängder. Att jorden över huvud taget har vatten är alltså litet kuriöst – något onormalt som egentligen inte borde förekomma.